Bildnachweis: NASA
Wenn außerirdische Astronomen um einen entfernten Stern vor viereinhalb Milliarden Jahren die junge Sonne untersucht hätten, hätten sie dann Anzeichen einer neu gebildeten Erde sehen können, die diesen harmlosen gelben Stern umkreist? Die Antwort lautet laut Scott Kenyon (Smithsonian Astrophysical Observatory) und Benjamin Bromley (University of Utah) Ja. Darüber hinaus besagt ihr Computermodell, dass wir dieselben Zeichen verwenden können, um Orte zu lokalisieren, an denen erdgroße Planeten derzeit junge Welten bilden, die eines Tages ihr eigenes Leben beherbergen könnten.
Der Schlüssel zur Lokalisierung neugeborener Erden, sagen Kenyon und Bromley, besteht darin, nicht nach dem Planeten selbst zu suchen, sondern nach einem Staubring, der den Stern umkreist und ein Fingerabdruck der terrestrischen (felsigen) Planetenbildung ist.
"Wenn es einen Staubring gibt, gibt es wahrscheinlich einen Planeten", sagt Kenyon.
Gute Planeten sind schwer zu finden
Unser Sonnensystem bildete sich aus einer wirbelnden Scheibe aus Gas und Staub, einer sogenannten protoplanetaren Scheibe, die die junge Sonne umkreist. Die gleichen Materialien kommen in unserer gesamten Galaxie vor, daher sagen die Gesetze der Physik voraus, dass andere Sternensysteme auf ähnliche Weise Planeten bilden werden.
Obwohl Planeten häufig vorkommen, sind sie schwer zu erkennen, da sie zu schwach sind und sich zu nahe an einem viel helleren Stern befinden. Daher suchen Astronomen Planeten, indem sie nach indirekten Beweisen für ihre Existenz suchen. In jungen Planetensystemen kann dieser Beweis in der Scheibe selbst vorhanden sein und wie der Planet die staubige Scheibe beeinflusst, aus der er sich bildet.
Große, Jupiter-große Planeten besitzen eine starke Schwerkraft. Diese Schwerkraft wirkt sich stark auf die staubige Scheibe aus. Ein einzelner Jupiter kann eine ringförmige Lücke in der Scheibe schließen, die Scheibe verziehen oder konzentrierte Staubschwaden erzeugen, die ein Muster in der Scheibe hinterlassen, wie ein Kielwasser von einem Boot. Die Anwesenheit eines riesigen Planeten könnte das wachartige Muster erklären, das auf der Scheibe um den 350 Millionen Jahre alten Stern Vega zu sehen ist.
Kleine erdgroße Welten besitzen dagegen eine schwächere Schwerkraft. Sie wirken sich schwächer auf die Festplatte aus und hinterlassen subtilere Anzeichen ihrer Anwesenheit. Anstatt nach Warps oder Wakes zu suchen, empfehlen Kenyon und Bromley zu prüfen, wie hell das Sternensystem bei infraroten (IR) Wellenlängen des Lichts ist. (Infrarotlicht, das wir als Wärme wahrnehmen, ist Licht mit längeren Wellenlängen und weniger Energie als sichtbares Licht.)
Sterne mit staubigen Scheiben sind im IR heller als Sterne ohne Scheiben. Je mehr Staub ein Sternensystem enthält, desto heller ist es im IR. Kenyon und Bromley haben gezeigt, dass Astronomen IR-Helligkeiten nicht nur verwenden können, um eine Scheibe zu erkennen, sondern auch um festzustellen, wann sich ein erdgroßer Planet innerhalb dieser Scheibe bildet.
„Wir waren die ersten, die die erwartete Staubproduktion und die damit verbundenen Infrarotüberschüsse berechnet haben, und die ersten, die gezeigt haben, dass die Bildung terrestrischer Planeten beobachtbare Staubmengen erzeugt“, sagt Bromley.
Planeten von Grund auf bauen
Die am weitesten verbreitete Theorie der Planetenbildung fordert den Bau von Planeten „von Grund auf“. Nach der Gerinnungstheorie kollidieren kleine Teile felsigen Materials in einer protoplanetaren Scheibe und kleben zusammen. Über Tausende von Jahren wachsen kleine Klumpen zu immer größeren Klumpen, als würde man einen Schneemann mit jeweils einer Handvoll Schnee bauen. Schließlich werden die felsigen Klumpen so groß, dass sie zu vollwertigen Planeten werden.
Kenyon und Bromley modellieren den Planetenbildungsprozess mit einem komplexen Computerprogramm. Sie „säen“ eine protoplanetare Scheibe mit einer Milliarde Planetesimalen von 1 km Größe, die alle einen Zentralstern umkreisen, und bringen das System rechtzeitig voran, um zu sehen, wie sich Planeten aus diesen Grundbestandteilen entwickeln.
„Wir haben die Simulation so realistisch wie möglich gestaltet und die Berechnungen dennoch in angemessener Zeit abgeschlossen“, sagt Bromley.
Sie fanden den Planetenbildungsprozess bemerkenswert effizient. Anfänglich treten Kollisionen zwischen Planetesimalen bei niedrigen Geschwindigkeiten auf, sodass kollidierende Objekte dazu neigen, zu verschmelzen und zu wachsen. Bei einer typischen Erde-Sonne-Entfernung dauert es nur etwa 1000 Jahre, bis 1-Kilometer-Objekte zu 100-Kilometer-Objekten heranwachsen. Weitere 10.000 Jahre produzieren Protoplaneten mit einem Durchmesser von 600 Meilen, die über weitere 10.000 Jahre zu Protoplaneten mit einem Durchmesser von 1200 Meilen wachsen. Daher können sich mondgroße Objekte in nur 20.000 Jahren bilden.
Wenn Planetesimale innerhalb der Scheibe größer und massiver werden, wird ihre Schwerkraft stärker. Sobald einige der Objekte eine Größe von 600 Meilen erreichen, beginnen sie, die verbleibenden kleineren Objekte zu „rühren“. Die Schwerkraft schleudert die kleineren, asteroidengroßen Felsbrocken auf immer höhere Geschwindigkeiten. Sie bewegen sich so schnell, dass sie bei einer Kollision nicht verschmelzen - sie pulverisieren und zerschlagen sich heftig. Während die größten Protoplaneten weiter wachsen, zermahlen sich die restlichen felsigen Planetesimalen gegenseitig zu Staub.
„Der Staub bildet sich genau dort, wo sich der Planet bildet, in gleicher Entfernung von seinem Stern“, sagt Kenyon. Infolgedessen zeigt die Temperatur des Staubes an, wo sich der Planet bildet. Staub in einer venusähnlichen Umlaufbahn ist heißer als Staub in einer erdähnlichen Umlaufbahn und gibt einen Hinweis auf die Entfernung des Säuglingsplaneten von seinem Stern.
Die Größe der größten Objekte auf der Platte bestimmt die Staubproduktionsrate. Die Staubmenge erreicht ihren Höhepunkt, wenn sich 600-Meilen-Protoplaneten gebildet haben.
"Das Spitzer-Weltraumteleskop sollte in der Lage sein, solche Staubspitzen zu erkennen", sagt Bromley.
Derzeit deckt das Modell der terrestrischen Planetenbildung von Kenyon und Bromley nur einen Bruchteil des Sonnensystems ab, von der Umlaufbahn der Venus bis zu einer Entfernung etwa auf halber Strecke zwischen Erde und Mars. In Zukunft planen sie, das Modell so zu erweitern, dass es Umlaufbahnen umfasst, die so nah an der Sonne wie Merkur und so weit entfernt wie der Mars sind.
Sie haben auch die Bildung des Kuipergürtels modelliert - einer Region kleiner, eisiger und felsiger Objekte jenseits der Umlaufbahn von Neptun. Der nächste logische Schritt besteht darin, die Bildung von Gasriesen wie Jupiter und Saturn zu modellieren.
"Wir beginnen an den Rändern des Sonnensystems und arbeiten nach innen", sagt Kenyon mit einem Grinsen. "Wir arbeiten auch in Massen hoch. Die Erde ist 1000-mal so massereich wie ein Objekt im Kuipergürtel, und Jupiter ist 1000-mal so massereich wie die Erde. “
"Unser oberstes Ziel ist es, die Entstehung unseres gesamten Sonnensystems zu modellieren und zu verstehen." Kenyon schätzt, dass ihr Ziel innerhalb eines Jahrzehnts erreichbar ist, da die Computergeschwindigkeit weiter zunimmt und die Simulation eines gesamten Sonnensystems ermöglicht.
Diese Forschung wurde in der Ausgabe des Astrophysical Journal Letters vom 20. Februar 2004 veröffentlicht. Weitere Informationen und Animationen finden Sie online unter http://cfa-www.harvard.edu/~kenyon/.
Das Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics mit Hauptsitz in Cambridge, Massachusetts, ist eine gemeinsame Zusammenarbeit zwischen dem Smithsonian Astrophysical Observatory und dem Harvard College Observatory. CfA-Wissenschaftler, die in sechs Forschungsabteilungen unterteilt sind, untersuchen den Ursprung, die Entwicklung und das endgültige Schicksal des Universums.
Originalquelle: CfA-Pressemitteilung
