Die entsteung des sonnensystems

Vom Universum zum Planeten Erde
Wie unser Sonnensystem und die Erde entstanden sind

Aus dem Staub geboren – die Entstehung von Sonne und Erde

Künstlerische Vorstellung von der Planetenentstehung. Zu sehen ist die Staub- und Gasscheibe, die bereits Ringe formt. Es hat sich bereits ein Gasplanet (links im Bild) gebildet; rechts der Mitte ist ein Asteroideneinschlag in einen Gesteinsplaneten abgebildet - diese Vorgänge sind im folgenden Text erläutert. Abbildung: NASA/FUSE/Lynette Cook.

Unser Sonnensystem entstand vor 4,566 Milliarden Jahren (Woher man dieses weiß? Die Antwort finden Sie. Die Sonne ist ein mittelgroßer Stern, der etwa 10 Milliarden Jahre leuchten sollte; im Inneren ist sie etwa 15 Millionen Grad heiß, an der Oberfläche noch 6.000 Grad. Im Laufe der Zeit nimmt ihre Leuchtkraft zu, da sie durch den verbrauchten Wasserstoff kleiner wird, was die Temperatur erhöht und die Kernfusion anheizt. (Die steigende Leuchtkraft hatte wiederum Einfluss auf das Erdklima, mehr >>

Die Gas- und Staubwolke, die zu ihrer Entstehung führte,

ging aus einer Supernova hervor: Sie bestand zu 98 Prozent aus Wasserstoff- und Helium und zu zwei Prozent aus schwereren Elementen. Unsere Vorstellung von der Entstehung des Sonnensystems geht in den Grundzügen auf Immanuel Kant und Pierre-Simon de Laplace zurück; Kant war in Königsberg nicht nur Privatdozent für Moralphilosophie, sondern auch für Mathematik, Physik und Geographie, also ein echtes Universalgenie; de Laplace erfand unter anderem die Einheiten Meter und Kilogramm. Sie entwickelten unabhängig voneinander eine Theorie, die bis heute Bestand hatte – und inzwischen auch durch Beobachtungen mit Teleskopen bestätigen könnte.

Es waren wohl die Schockwellen einer weiteren Supernova, die in der ursprünglichen Gas- und Staubwolke Materie zusammenballten und damit die Sonnenzündung in Gang brachten. Bei der Entstehung unseres Sonnensystems wurde der größte Teil der Materie – über 99 Prozent – in die Mitte gezogen, wo sich die Sonne bilden sollte. Der kleine Rest bildete durch die immer schnellere Drehung der Sonnensystem eine abgeflachte Scheibe um dieses Zentrum, aus der sich später Ringe formten (siehe Abbildung oben; eine solche Scheibe entsteht im Universum immer, wenn rotierende Objekte unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenfallen - sie führen dazu, dass das rotierende Objekt den Drehimpuls loswird, der es ansonsten ähnlich Schlittschuhläufer, der die Arme anzieht, immer schneller rotieren lassen würde). Mit der Sonnenzündung, dem Beginn der Fusionsreaktionen, trieb die Hitzestrahlung die leichten Gase nach außen, während die schwereren Stäube näher an der Sonne blieben: Daher finden wir heute nahe der Sonne die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars, während die weiter entfernten Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun große Gasplaneten sind. (Pluto gilt den meisten Astronomen nicht als richtiger Planet, sondern als ein erst später eingefangener Asteroid.) Die ursprüngliche Gas- und Staubwolke enthielt viel mehr Gase als Staub; daher sind die Gasplaneten viel größer als die Gesteinsplaneten – Jupiter ist etwa 300 Mal so schwer wie die Erde. Durch die Schwerkraft ihrer großen Massen konnten diese Planeten dann auch die häufigsten Gase im Weltall, Wasserstoff und Helium, festhalten. Die Gasplaneten haben alle ein aus Staub und Eis bestehendes Ringsystem, dass bei Saturn am besten sichtbar ist – seine Entstehung ist wie bei der abgeflachten Scheibe zu Beginn unseres Sonnensystems durch das Zusammenspiel von Schwerkraft der Planeten und Fliehkraft zu erklären.

Unsere wichtigste Energiequelle: Die Sonne

In der Sonne werden jede Sekunde über 564 Millionen Tonnen Wasserstoff fusioniert. Die wichtigste Reaktion dabei ist die sogenannte Proton-Proton-Reaktion: In einem ersten Schritt fusionieren zwei Protonen (Wasserstoffkerne) miteinander; in einem zweiten Schritt der dabei entstehende Deuteriumkern mit einem weiteren Proton, dabei entsteht das leichte Heliumisotop He-3; und schließlich fusionieren zwei He-3-Kerne zu einem Heliumkern, wobei zwei Protonen freiwerden. Die Fusionen finden im Kern der Sonne bei einer Temperatur von 15,7 Millionen Grad statt; dabei gehen jede Sekunde 4,4 Millionen Tonnen Masse verloren, die in Energie umgewandelt werden. Die Energie muss zunächst eine Strahlungszone durchqueren, die so dicht ist, dass die Lichtteilchen immer wieder mit anderen zusammenstoßen und im Schnitt zehntausende von Jahren brauchen, bis sie diese durchquert haben. Dann treffen sie auf eine Konvektionszone, wo sie durch Strömungen des Plasmas (Gas, das aufgrund der Temperaturen von immer noch 2 Millionen Grad seine Elektronen verloren hat) an die Oberfläche transportiert werden. An der Oberfläche ist die Sonne etwa 5.500 Grad heiß, die Wellenlänge der abgegebenen Strahlung hat daher ihr Maximum bei etwa 500 Nanometern - 40 Prozent der Sonnenstrahlung sind sichtbares Licht; 8 Prozent kurzwelligere UV-Strahlung und 52 Prozent langwelligere Infrarot- (Wärme-)Strahlung .

Der Aufbau der Sonne
Die Sonne, unser wichtigster Energielieferant. Original
der Abbildung: NASA, eigene Beschriftung

Da das Verhältnis von Energie und Masse durch Einsteins Formel E = mc² beschreiben wird, und sowohl die umgewandelte Masse m als auch c (die Lichtgeschwindigkeit) sehr hohe Werte sind, entsteht dabei ein Energiefluss von 63,2 Millionen Watt pro Quadratmeter Sonnenoberfläche, und da die Sonne einen Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometer hat (unsere Erde würde ungefähr eine Millionen Mal in die Sonne passen), beträgt der gesamte Energiefluss unvorstellbare 3,85 x 10²⁶ Watt. Dieser wird gleichmäßig in alle Richtungen abgestrahlt, die Erde bekommt dank ihrer Entfernung von etwa 150 Millionen Kilometer nur einen winzigen Anteil davon ab: weniger als ein halbes Milliardstel. Dieser Anteil beträgt immer noch 174,26 Millionen Milliarden Watt, oder rechnerisch 1.366 Watt an jedem der Sonne zugewandten Quadratkilometer der Erdoberfläche. Da die Erde kugelförmig ist und der größte Teil der Sonne daher schräg einfällt und ein Teil der Sonne abgewandt ist, ergibt sich hieraus eine durchschnittliche Sonneneinstrahlung an der Obergrenze der Atmosphäre von 342 Watt pro Quadratmeter.
. Die Sonneneinstrahlung wird seit 1978 sehr genau mit Satelliten gemessen, in diesem Zeitraum schwankte sie in einem Bereich von weniger als 0,1 Prozent (siehe Abbildung).

Schwankungen der Sonnenstrahlung
Die Sonneneinstrahlung schwankt in einem etwa 11-jährigen
Zyklus, der mit der Zahl der Sonnenflecken übereinstimmt.
Eigene Abbildung, Datenquelle

Ein Indikator für die Intensität der Sonnenstrahlung sind die aus Teleskop-Beobachtungen bekannten Sonnenflecken: Diese entstehen, wann Feldlinien des Sonnenmagnetfeldes durch die Oberfläche drängen und den Energietransport behindern. Der Kurzschluss der Feldlinien löst Ausbrüche und Protuberanzen (siehe Abbildung oben im Kasten) aus, dadurch verliert die Sonne etwa eine Millionen Tonnen Material pro Sekunde, die als “Sonnenwind” ins All strömen.

Die Bildung der Gesteinsplaneten stellt man sich so vor, dass die Staubteilchen, die näher an der Sonne verblieben, durch die Hitze der Sonne außen schmolzen und dadurch “klebrig” wurden und immer größere Klumpen bildeten. Schließlich wuchsen diese Klumpen zu kilometergroßen „Planetesimalen“ zusammen, die entweder bei Zusammenstößen zerplatzten oder zu Planeten heranwuchsen: Wenn sie zerplatzten, bildeten sie kleinere Himmelskörper (die Asteroiden); wenn sie andere Planetesimale oder Asteroiden „einfingen“, wuchsen sie zu Planeten heran. Bei der jungen Sonne stellte sich das Gleichgewicht zwischen Zusammenfallen durch Schwerkraft und Ausdehnung durch die einsetzenden Kernfusionen erst langsam ein; am Anfang gab sie zeitweise heftige Sonnenwinde ab, einen Strom geladener Teilchen: Dieser blies noch übrig gebliebene Gase und kleine Staubteilchen weg, so dass schließlich nur etwa 30 große Planetesimale überblieben. Aus ihnen entstanden die Gesteinsplaneten. Zwischen Mars und Jupiter liegt ein Asteroidengürtel, der vermutlich ein „verhinderter Planet“ ist: Seine Entstehung wurde wohl durch die Schwerkraft des Jupiter verhindert. Die anderen Asteroiden konzentrieren sich im Kuipergürtel jenseits des Pluto, und ganz außen in unserem Sonnensystem finden sich zahlreiche kleine Kometenkerne in der Oortschen Wolke.

Aber zurück zu den sonnennahen Bereichen. Einer der Planetesimale, die zu einem Planeten heranwachsen sollten, war die Proto-Erde: der Vorläufer unserer Erde. Der Weg vom Planetesimal zum Planeten war risikoreich; Einschläge von Asteroiden, Meteoriten und Kometen konnten die Planetesimale zerbrechen. Die Proto-Erde entkam diesem Schicksal nur knapp: Vermutlich etwa 50 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems, vor etwa 4,5 Milliarden Jahren also, wurde sie von einem Himmelskörper von der Größe des heutigen Mars getroffen. Zu unserem Glück traf dieser die Proto-Erde nicht voll, aber der Zusammenprall schleuderte große Mengen an Material ins All. Seither heißt unser Planet Erde. Das herausgeschleuderte Material wurden von der Schwerkraft der Erde „eingefangen“, kreiste um den Planeten und schloss sich zu einem Himmelskörper zusammen, der seitdem um die Erde kreist – dem Mond . Die intensiven Einschläge von Himmelskörpern gingen noch lange weiter; was damals losgewesen sein muss, schließen die Astronomen aus den merkwürdigen Drehimpulsen mancher Himmelskörper, die sich am besten erklären lassen, wenn man annimmt, dass sie wie eine Billardkugel von anderen Himmelkörpern gestreift wurden. Auch ein Blick auf den Mond verschafft einen Eindruck: Er ist mit etwa 300.000 Kratern von über einem Kilometer Durchmesser übersäht, Folgen des Bombardements durch Meteoriten und Kometen (auf der Erde sind diese Krater nicht mehr zu sehen, da sie inzwischen durch geologische Prozesse beseitigt wurden). Durch die Energie der Einschläge und die damals noch stärkere Strahlung radioaktiver Elemente war die Erde so heiß, dass das Gestein geschmolzen war - keine Wunder, dass diese Zeit in der geologischen Zeittafel nach der griechischen Unterwelt (“Hades”) Hadaikum heißt. Aber durch die Einschläge nahm die Erde an Masse zu, sie brachten auch eine Reihe chemischer Elemente auf die Erde. Eine Klasse von Meteoriten, die kohligen Chondriten, enthielt jede Menge Kohlenstoff – Kohlenstoff sollte zum allgegenwärtigen und unentbehrlichen Bestandteil des Lebens auf der Erde werden. Und dadurch, dass die Erde geschmolzen war, wurde ihr heutiger Aufbau erst möglich - mehr dazu .

Wie alt ist das Universum, wie alt ist die Erde?

Untersuchungen zum Alter der Welt haben eine lange Tradition. Bekannt ist die Berechnung des Erzbischofs James Ussher von der Church of Ireland, der im Jahr 1650 den Schöpfungszeitpunkt anhand der biblischen Chronologie auf den 22. Oktober 4004 v. Chr. festlegte. Heute ist es leicht, darüber zu schmunzeln; aber der Versuch zur Berechnung an sich war durchaus modern; und auch die Naturkundler damals lagen ähnlich falsch. 1897 errechnete Lord Kelvin dann ein Erdalter von 24 Millionen Jahren – länger, so dachte er, kann der Brennstoffvorrat der Sonne nicht reichen (die Kernfusion als Energiequelle war noch unbekannt).

Mit der Urknalltheorie wurde die Altersbestimmung des Universum dann im Prinzip einfach, vorausgesetzt, man kannte die Position der Sterne und ihre Ausbreitungsgeschwindigkeit: Dann kann man zurückrechnen, wann der Urknall erfolgt sein muss – das Alter des Universums. Die bisher genauesten Daten für die notwendigen Faktoren lieferte der 2001 gestartete WMAP-Satellit, mit ihnen wird das Alter des Universums heute auf 13,7 Milliarden Jahre geschätzt.

Die Erde muss jünger sein, denn ohne eine vorhergegangene Supernova wären die schweren Elemente nicht erklärbar. Lange Zeit verwendeten Geologen vor allem Methoden der relativen Altersbestimmung anhand von Leitfossilien . Erst nach der Entdeckung und Erforschung der Radioaktivität konnten die heute weit verbreiteten radiometrischen Methoden entwickelt werden: Radioaktive Substanzen zerfallen so, dass nach einer bestimmten Zeit, der Halbwertszeit, die Hälfte der ursprünglichen Menge in eine andere Substanz umgewandelt wird. Mit Hilfe von natürlicherweise im Gestein vorhandener radioaktiver Substanzen kann man damit sein Alter ermitteln. Beispielsweise zerfällt das radioaktive Uran-Isotop U-238 mit einer Halbwertszeit von 4,47 Milliarden Jahren und über verschiedene Zwischenstufen zu stabilem Blei-206. Von dem gemessenen Blei-206-Gehalt einer Gesteinsprobe muss man den ursprünglich im Gestein vorhandenen Gehalt an Blei-206 abziehen; dieser liegt in einem festen Verhältnis zum Blei-Isotop Blei-204 vor und kann daher durch die Messung des Blei-204-Gehalts errechnet werden. Damit weiß man, wie viel Blei-206 durch den radioaktiven Zerfall entstanden ist; und kann berechnen, wie lange dies bei dem vorliegenden Gehalt an U-238 gedauert hat: dies ist das Alter des Gesteins.

Das Alter der Erde wurde durch die Untersuchung von Meteoriten und von Mondgestein mit dieser Uran-Blei-Methode untersucht: Da das Material an der Erdoberfläche durch geologische Prozesse jünger ist als die Erde selbst, musste das Alter der Erde indirekt untersucht werden. Und Meteoriten sind, wie der Mond, aufgrund der gemeinsamen Entstehungsgeschichte ähnlich alt wie die Erde. Die erste Altersbestimmung an Meteoritenmaterial wurde von Clair Patterson im Jahr 1953 durchgeführt – sie ergab ein Alter von 4,55 Milliarden Jahren, inzwischen wurde 4,566 Milliarden Jahre altes Meteoritenmaterial gefunden, so alt ist also das Sonnensystem. Da die Erde und der Mond etwa 50 Millionen Jahre später entstanden sind, ist die Erde 4,5 Milliarden Jahre alt. Dieses Alter wurde auch durch die Untersuchung von Mondgestein bestätigt. Bis die Erde durch weitere Einschläge von Himmelskörpern etwa ihre heutige Größe erreicht hat, dürften aber noch viele Millionen Jahre vergangen sein
Wenn unserem Sonnensystem und der Erde unter den ungefähr 100 Milliarden mal 100 Milliarden Sonnensystemen eine eigene Seite gewidmet ist, so deshalb, weil die Leser dieser Seite auf der Erde ansässig sind: Bis heute ist die Erde der einzige uns bekannte Planet, auf dem es Leben gibt - und sogar solches, dass sich für seine eigenen Ursprünge und seine eigene Zukunft interessiert und Seiten wie diese liest .

Ist da jemand? – Die Suche nach außerirdischem Leben

Gibt es außerirdisches Leben im Universum? Schon die alten Griechen spekulierten über diese Frage, und noch heute weiß niemand etwas genaues - aber inzwischen reichen unsere technischen Möglichkeiten aus, Antworten direkt im All zu suchen.

Der älteste Ansatz ist die Nutzung der Radioastronomie: Intelligente Zivilisationen könnten wie wir auf der Erde Radiowellen zur Kommunikation verwenden, und diese werden seit 1960 mit riesigen Radioteleskopen gesucht. Bisher ohne Erfolg. Die größte Einschränkung der Methode ist, dass sie nur technische Zivilisationen entdecken kann, die Radiowellen verwendet. Auf der Erde gibt es seit 3,5 Milliarden Jahre Leben; mit den Methoden der Radioastronomie wäre es erst vor etwa 100 Jahren entdeckt worden. (Mehr zu der Frage “Gibt es andere intelligente Zivilisationen im Weltall?”

Seit 10 Jahren können die Astronomen auch Planeten außerhalb unseres Sonnensystems entdecken; und jetzt suchen sie nach Planeten, auf denen die Bedingungen für Leben erfüllt sind. Planeten zu finden ist nicht einfach: verglich die Idee, das Licht eines erdgroßen Planeten neben einem milliardenfach helleren Stern einzufangen mit dem Versuch, ein Glühwürmchen neben dem Scheinwerfer eines Leuchtturms zu sehen, in 3000 km Entfernung und in einer nebligen Nacht. Die meisten Planeten wurden daher bisher indirekt durch ihren Einfluss auf den Stern entdeckt. Die Schwerkraft des Planeten bringt den Stern zu leichtem Taumeln, und dieses führt zu regelmäßigen Schwankungen in der Wellenlänge im Spektrum, das vom Stern ausgeht (Doppler-Methode). Einige Planeten konnten auch direkter gesehen werden: wenn sie die Oberfläche des Stern überquerten und die dadurch verursachte Lichtabschattung gemessen werden konnte.

Mit diesen beiden Methoden suchen die Astronomen gegenwärtig vor allem nach „Jupiters“: Ein Planet wie Jupiter in unserem Sonnensystem hilft während der Planetenentstehung durch den Einfluss seiner Schwerkraft bei der Bildung mars- und erdgroßer Planeten, und er verbannt kleinere Stein- und Eiskörper in einen Asteroidengürtel. Jupiter bewirkt allerdings ein „Sternentaumeln“ in Jahrzehnten, abhängig von seiner Umlaufbahn. Die ersten Messreihen sind bald lang genug, um auch solche Planeten mit der Doppler-Methode zu entdecken. Im April 2007 wurde immerhin ein erster Planet gefunden, auf dem eine Oberflächentemperatur von 0 bis 40 Grad Celsius herrscht, Wasser also flüssig wäre - er umkreist den Roten Zwergstern Gliese 581. Insgesamt kennen die Astronomen heute über 300 Exoplaneten.

Andere Astronomen versuchen andere Techniken: Interferometrie (bei der das „störende“ Sternenlicht durch Phasenverschiebung von Lichtwellen ausgelöscht wird - nach dem Funktionsprinzip von Kopfhörern, die Umgebungsgeräusche reduzieren); Aufspüren der Planeten durch die Farbunterschiede des Lichtes zwischen Planeten und Sternen oder Blockieren des Sternenlichts durch Masken. Planeten von der Größe der Erde können weit besser bei Weltraummissionen entdeckt und untersucht werden, bei denen keine Erdatmosphäre stört. Die Kepler-Mission der NASA (geplant für 2009) wird 100.000 Sterne auf Lichtabschattungen untersuchen. Die „Terrestrial Planet Finder Mission“ der NASA (in zwei Stufen geplant für 2014 und 2020) und die „Darwin-Mission“ der ESA (geplant für 2015) sollen mittels Interferometrie das Licht erdgroßer Planeten entdecken und analysieren. Beide Missionen sollen mit Hilfe von Infrarotspektren auch Sauerstoff oder Ozon entdecken können, die in größeren Konzentrationen als sicheres Kennzeichen für Leben gelten.

Über die Chancen dieser Suche kann man kaum etwas sagen. Die alten Griechen glaubten an andere Welten: alles andere wäre wie ein Acker mit nur einer einzigen Ähre. Heute können wir nur vermuten, dass es diesen Acker gibt: Planeten, auf denen die Bedingungen für das Leben stimmen. Wir wissen aber nicht, wie wahrscheinlich die Entstehung von Leben ist, und auch nicht, wie wahrscheinlich Leben sich zu intelligentem Leben weiterentwickelt. Außerirdisches Leben zu entdecken: Das wäre eine zweite kopernikanische Revolution. Vor 500 Jahren entdeckte Kopernikus, dass die Erde nicht der Mittelpunkt unseres Sonnensystems ist; und dann wäre sie auch nicht mehr der einzige Planet, der Leben beherbergt – sondern Teil eines Netzes von Leben im Universum... Man kann sich kaum ausmalen, wie solch eine Entdeckung unser Selbstbild verändern würde. Ob es jemals nötig sein wird, steht dahin. Einen praktischen Nutzen hätte die Entdeckung jedoch kaum: Intelligentes Leben wäre extrem dünn gesät; im Mittel lägen wohl ein paar Tausend Lichtjahre zwischen den einzelnen Vorkommen. Jede Frage an eine andere Zivilisation würde also nach zweimal ein paar Tausend Jahren beantwortet werden - falls wir die Frage nicht vergessen haben, haben wir möglicherweise die Antwort bis dahin selber gefunden.

Quelle: google.de