Nebelhypothese – Wikipedia

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Astronomische Theorie, dass sich das Sonnensystem aus nebulösem Material gebildet hat

Das Nebelhypothese ist das am weitesten verbreitete Modell auf dem Gebiet der Kosmogonie, um die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems (sowie anderer Planetensysteme) zu erklären. Es deutet darauf hin, dass sich das Sonnensystem aus Gas und Staub gebildet hat, die die Sonne umkreisen. Die Theorie wurde von Immanuel Kant entwickelt und in seiner veröffentlicht Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (“Universelle Naturgeschichte und Theorie des Himmels”), 1755 veröffentlicht und 1796 von Pierre Laplace modifiziert. Ursprünglich auf das Sonnensystem angewendet, wird angenommen, dass der Prozess der Bildung des Planetensystems nun im gesamten Universum abläuft. Die allgemein akzeptierte moderne Variante der Nebeltheorie ist die Solarnebelscheibenmodell ((SNDM) oder Solarnebelmodell.[1] Es bot Erklärungen für eine Vielzahl von Eigenschaften des Sonnensystems, einschließlich der nahezu kreisförmigen und koplanaren Umlaufbahnen der Planeten und ihrer Bewegung in die gleiche Richtung wie die Rotation der Sonne. Einige Elemente der ursprünglichen Nebeltheorie finden sich in modernen Theorien der Planetenbildung wieder, aber die meisten Elemente wurden ersetzt.

Nach der Nebeltheorie bilden sich Sterne in massiven und dichten Wolken aus molekularem Wasserstoff – Riesenmolekülwolken (GMC). Diese Wolken sind gravitativ instabil und Materie verschmilzt in ihnen zu kleineren, dichteren Klumpen, die sich dann drehen, kollabieren und Sterne bilden. Die Sternentstehung ist ein komplexer Prozess, bei dem immer eine gasförmige protoplanetare Scheibe (proplyd) um den jungen Stern entsteht. Dies kann unter bestimmten Umständen Planeten hervorbringen, die nicht gut bekannt sind. Daher wird angenommen, dass die Bildung von Planetensystemen ein natürliches Ergebnis der Sternentstehung ist. Die Bildung eines sonnenähnlichen Sterns dauert normalerweise etwa 1 Million Jahre, wobei sich die protoplanetare Scheibe in den nächsten 10 bis 100 Millionen Jahren zu einem Planetensystem entwickelt.[2]

Die protoplanetare Scheibe ist eine Akkretionsscheibe, die den Zentralstern speist. Anfangs sehr heiß, kühlt sich die Scheibe später auf der sogenannten T Tauri-Sternstufe ab. Hier ist die Bildung kleiner Staubkörner aus Steinen und Eis möglich. Die Körner können schließlich zu kilometergroßen Planetesimalen koagulieren. Wenn die Scheibe massiv genug ist, beginnen die außer Kontrolle geratenen Ansammlungen, was zur raschen Bildung von Planetenembryonen in Mond- bis Marsgröße (100.000 bis 300.000 Jahre) führt. In der Nähe des Sterns durchlaufen die planetaren Embryonen eine Phase gewaltsamer Fusionen und produzieren einige terrestrische Planeten. Die letzte Phase dauert ungefähr 100 Millionen bis eine Milliarde Jahre.[2]

Die Bildung von Riesenplaneten ist ein komplizierterer Prozess. Es wird angenommen, dass es jenseits der Frostgrenze auftritt, wo planetare Embryonen hauptsächlich aus verschiedenen Arten von Eis bestehen. Infolgedessen sind sie um ein Vielfaches massiver als im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe. Was nach der Embryonenbildung folgt, ist nicht ganz klar. Einige Embryonen scheinen weiter zu wachsen und erreichen schließlich 5–10 Erdmassen – den Schwellenwert, der erforderlich ist, um die Akkretion des Wasserstoff-Helium-Gases von der Scheibe zu beginnen.[3] Die Ansammlung von Gas durch den Kern ist zunächst ein langsamer Prozess, der mehrere Millionen Jahre andauert, aber nachdem der sich bildende Protoplanet etwa 30 Erdmassen erreicht hat (M.) es beschleunigt und läuft außer Kontrolle. Es wird angenommen, dass Jupiter- und Saturn-ähnliche Planeten den größten Teil ihrer Masse in nur 10.000 Jahren ansammeln. Die Akkretion stoppt, wenn das Gas erschöpft ist. Die gebildeten Planeten können während oder nach ihrer Entstehung über große Entfernungen wandern. Eisriesen wie Uranus und Neptun gelten als ausgefallene Kerne, die sich zu spät bildeten, als die Scheibe fast verschwunden war.[2]

Geschichte[edit]

Es gibt Hinweise darauf, dass Emanuel Swedenborg 1734 erstmals Teile der Nebeltheorie vorschlug.[4][5]Immanuel Kant, der mit Swedenborgs Werk vertraut ist, entwickelte die Theorie 1755 weiter und veröffentlichte seine eigene Universelle Naturgeschichte und Theorie des Himmels, wobei er argumentierte, dass sich gasförmige Wolken (Nebel) langsam drehen, allmählich kollabieren und aufgrund der Schwerkraft abflachen und schließlich Sterne und Planeten bilden.[1]

Pierre-Simon Laplace entwickelte und schlug 1796 unabhängig ein ähnliches Modell vor[1] in seinem Exposition du systeme du monde. Er stellte sich vor, dass die Sonne ursprünglich eine ausgedehnte heiße Atmosphäre im gesamten Volumen des Sonnensystems hatte. Seine Theorie beinhaltete eine kontrahierende und kühlende protosolare Wolke – den protosolaren Nebel. Als dies abkühlte und sich zusammenzog, flachte es ab und drehte sich schneller, wobei eine Reihe gasförmiger Materialringe abgeworfen (oder abgeworfen) wurden. und ihm zufolge verdichteten sich die Planeten aus diesem Material. Sein Modell ähnelte Kants, war jedoch detaillierter und in kleinerem Maßstab.[1] Während das Laplace-Nebelmodell im 19. Jahrhundert dominierte, stieß es auf eine Reihe von Schwierigkeiten. Das Hauptproblem bestand in der Drehimpulsverteilung zwischen Sonne und Planeten. Die Planeten haben 99% des Drehimpulses, und diese Tatsache konnte durch das Nebelmodell nicht erklärt werden.[1] Infolgedessen gaben die Astronomen diese Theorie der Planetenbildung zu Beginn des 20. Jahrhunderts weitgehend auf.

Eine Hauptkritik kam im 19. Jahrhundert von James Clerk Maxwell (1831–1879), der dies behauptete unterschiedliche Drehung zwischen dem inneren und dem äußeren Teil eines Rings Kondensation von Material konnte nicht zugelassen werden.[6] Der Astronom Sir David Brewster lehnte auch Laplace ab und schrieb 1876, dass “diejenigen, die an die Nebeltheorie glauben, es als sicher betrachten, dass unsere Erde ihre feste Materie und ihre Atmosphäre aus einem Ring abgeleitet hat, der aus der Sonnenatmosphäre geworfen wurde und sich anschließend zu einer festen Terrakasse zusammenzog Kugel, von der der Mond durch den gleichen Prozess abgeworfen wurde “. Er argumentierte, dass unter dieser Sichtweise “der Mond notwendigerweise Wasser und Luft aus den Wasser- und Luftteilen der Erde abgeführt haben muss und eine Atmosphäre haben muss”.[7] Brewster behauptete, Sir Isaac Newtons religiöser Glaube habe zuvor nebulöse Ideen als zum Atheismus neigend angesehen und zitierte ihn mit den Worten, dass “das Wachstum neuer Systeme aus alten Systemen ohne die Vermittlung einer göttlichen Macht ihm anscheinend absurd erschien”.[8]

Die wahrgenommenen Mängel des Laplace-Modells veranlassten die Wissenschaftler, einen Ersatz dafür zu finden. Während des 20. Jahrhunderts beschäftigten sich viele Theorien mit dem Thema, einschließlich der Planetesimaltheorie von Thomas Chamberlin und Forest Moulton (1901), der Gezeitenmodell von James Jeans (1917), der Akkretionsmodell von Otto Schmidt (1944), der Protoplanetentheorie von William McCrea (1960) und schließlich der Theorie erfassen von Michael Woolfson.[1] 1978 belebte Andrew Prentice die ursprünglichen laplaceischen Ideen zur Planetenbildung wieder und entwickelte die moderne Laplace-Theorie.[1] Keiner dieser Versuche erwies sich als vollständig erfolgreich, und viele der vorgeschlagenen Theorien waren beschreibend.

Die Geburt der modernen, weit verbreiteten Theorie der Planetenbildung – des Solar Nebular Disc Model (SNDM) – kann auf den sowjetischen Astronomen Victor Safronov zurückgeführt werden.[9] Sein Buch von 1969 Entwicklung der protoplanetaren Wolke und Bildung der Erde und der Planeten,[10] Das 1972 ins Englische übersetzte hat die Art und Weise, wie Wissenschaftler über die Bildung der Planeten denken, nachhaltig beeinflusst.[11] In diesem Buch wurden fast alle Hauptprobleme des Planetenbildungsprozesses formuliert und einige von ihnen gelöst. Safronovs Ideen wurden in den Werken von George Wetherill weiterentwickelt, der sie entdeckte außer Kontrolle geratene Akkretion.[1] Während das SNDM ursprünglich nur auf das Sonnensystem angewendet wurde, wurde es später von Theoretikern als im gesamten Universum wirksam angesehen. Bis zum 1. Dezember 2020 haben Astronomen 4.379 extrasolare Planeten in unserer Galaxie entdeckt.[12]

Solarnebelmodell: Erfolge und Probleme[edit]

Erfolge[edit]

Staubige Scheiben, die junge Sterne in der Nähe genauer umgeben.[13]

Der Sternentstehungsprozess führt natürlich zum Auftreten von Akkretionsscheiben um junge Sternobjekte.[14] Im Alter von etwa 1 Million Jahren können 100% der Sterne solche Scheiben haben.[15] Diese Schlussfolgerung wird durch die Entdeckung der gasförmigen und staubigen Scheiben um Protosterne und T-Tauri-Sterne sowie durch theoretische Überlegungen gestützt.[16] Beobachtungen dieser Scheiben zeigen, dass die Staubkörner in ihnen auf kurzen (tausendjährigen) Zeitskalen an Größe zunehmen und Partikel von 1 cm Größe produzieren.[17]

Der Akkretionsprozess, bei dem 1 km Planetesimale zu Körpern mit einer Größe von 1.000 km heranwachsen, ist mittlerweile gut bekannt.[18] Dieser Prozess entwickelt sich in jeder Scheibe, in der die Zahlendichte von Planetesimalen ausreichend hoch ist, und verläuft außer Kontrolle. Das Wachstum verlangsamt sich später und setzt sich als oligarchische Akkretion fort. Das Endergebnis ist die Bildung von Planetenembryonen unterschiedlicher Größe, die von der Entfernung zum Stern abhängen.[18] Verschiedene Simulationen haben gezeigt, dass die Fusion von Embryonen im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe zur Bildung einiger erdgroßer Körper führt. Daher wird der Ursprung der terrestrischen Planeten nun als fast gelöstes Problem angesehen.[19]

Aktuelle Probleme[edit]

Die Physik von Akkretionsscheiben stößt auf einige Probleme.[20] Das wichtigste ist, wie das Material, das vom Protostern angereichert wird, seinen Drehimpuls verliert. Eine mögliche Erklärung von Hannes Alfvén war, dass der Sonnenwind während seiner T-Tauri-Sternphase einen Drehimpuls abgegeben hat. Der Impuls wird durch viskose Spannungen zu den äußeren Teilen der Scheibe transportiert.[21] Die Viskosität wird durch makroskopische Turbulenzen erzeugt, aber der genaue Mechanismus, der diese Turbulenzen erzeugt, ist nicht gut verstanden. Ein weiterer möglicher Prozess zum Abwerfen des Drehimpulses ist das magnetische Bremsen, bei dem der Spin des Sterns über das Magnetfeld dieses Sterns in die umgebende Scheibe übertragen wird.[22] Die Hauptprozesse, die für das Verschwinden des Gases in Scheiben verantwortlich sind, sind viskose Diffusion und Photoverdampfung.[23][24]

Mehrsternsystem AS 205.[25]

Die Bildung von Planetesimalen ist das größte ungelöste Problem im Nebelscheibenmodell. Wie 1 cm große Partikel zu 1 km Planetesimalen verschmelzen, ist ein Rätsel. Dieser Mechanismus scheint der Schlüssel zu der Frage zu sein, warum einige Sterne Planeten haben, während andere nichts um sich haben, nicht einmal Staubgürtel.[26]

Die Zeitskala der Bildung von Riesenplaneten ist ebenfalls ein wichtiges Problem. Alte Theorien konnten nicht erklären, wie sich ihre Kerne schnell genug bilden konnten, um signifikante Mengen an Gas aus der schnell verschwindenden protoplanetaren Scheibe anzusammeln.[18][27] Die durchschnittliche Lebensdauer der Festplatten beträgt weniger als zehn Millionen (107) Jahre schienen kürzer zu sein als die für die Kernbildung notwendige Zeit.[15] Es wurden große Fortschritte erzielt, um dieses Problem zu lösen, und aktuelle Modelle der Bildung riesiger Planeten sind nun in der Lage, Jupiter (oder massereichere Planeten) in etwa 4 Millionen Jahren oder weniger zu bilden, und zwar innerhalb der durchschnittlichen Lebensdauer gasförmiger Scheiben.[28][29][30]

Ein weiteres potenzielles Problem der Bildung riesiger Planeten ist ihre Umlaufbahnwanderung. Einige Berechnungen zeigen, dass die Interaktion mit der Scheibe eine schnelle Einwanderung verursachen kann, die, wenn sie nicht gestoppt wird, dazu führt, dass der Planet die “zentralen Regionen noch als subjovianisches Objekt” erreicht.[31] Neuere Berechnungen zeigen, dass die Festplattenentwicklung während der Migration dieses Problem mindern kann.[32]

Bildung von Sternen und protoplanetaren Scheiben[edit]

Protosterne[edit]

Das sichtbare Licht (links) und das Infrarot (rechts) des Trifid-Nebels – einer riesigen sternbildenden Wolke aus Gas und Staub, die sich im Sternbild Schütze in 5.400 Lichtjahren Entfernung befindet

Es wird angenommen, dass sich Sterne in riesigen Wolken aus kaltem molekularem Wasserstoff bilden – riesigen molekularen Wolken, die ungefähr 300.000 Mal so groß sind wie die Masse der Sonne (M.) und 20 Parsec im Durchmesser.[2][33] Über Millionen von Jahren neigen riesige Molekülwolken zum Zusammenbruch und zur Fragmentierung.[34] Diese Fragmente bilden dann kleine, dichte Kerne, die wiederum zu Sternen zusammenfallen.[33] Die Masse der Kerne reicht von einem Bruchteil bis zum Mehrfachen der Sonne und wird als protostellare (protosolare) Nebel bezeichnet.[2] Sie besitzen Durchmesser von 0,01 bis 0,1 pc (2.000 bis 20.000 AU) und eine Partikelanzahldichte von etwa 10.000 bis 100.000 cm−3.[a][33][35]

Der anfängliche Zusammenbruch eines Protostellarnebels mit Sonnenmasse dauert etwa 100.000 Jahre.[2][33] Jeder Nebel beginnt mit einem bestimmten Drehimpuls. Gas im zentralen Teil des Nebels mit relativ geringem Drehimpuls wird schnell komprimiert und bildet einen heißen hydrostatischen (nicht kontrahierenden) Kern, der einen kleinen Teil der Masse des ursprünglichen Nebels enthält.[36] Dieser Kern bildet den Samen dessen, was ein Stern werden wird.[2][36] Wenn der Kollaps weitergeht, bedeutet die Erhaltung des Drehimpulses, dass sich die Rotation der unfehlbaren Hülle beschleunigt.[37][38] Dies verhindert weitgehend, dass sich das Gas direkt auf dem zentralen Kern ansammelt. Das Gas wird stattdessen gezwungen, sich in der Nähe seiner Äquatorialebene nach außen auszubreiten und eine Scheibe zu bilden, die sich wiederum auf dem Kern ansammelt.[2][37][38] Der Kern wächst allmählich an Masse, bis er zu einem jungen heißen Protostern wird.[36] Zu diesem Zeitpunkt sind der Protostern und seine Scheibe durch die unfehlbare Hülle stark verdeckt und nicht direkt beobachtbar.[14] Tatsächlich ist die Opazität der verbleibenden Hülle so hoch, dass selbst Millimeterwellenstrahlung Schwierigkeiten hat, aus dem Inneren zu entweichen.[2][14] Solche Objekte werden als sehr helle Kondensationen beobachtet, die hauptsächlich Millimeterwellen- und Submillimeterwellenstrahlung emittieren.[35] Sie werden als spektrale Protosterne der Klasse 0 klassifiziert.[14] Der Zusammenbruch wird oft von bipolaren Abflüssen – Jets – begleitet, die entlang der Rotationsachse der abgeleiteten Scheibe ausgehen. Die Jets werden häufig in sternbildenden Regionen beobachtet (siehe Herbig-Haro (HH) -Objekte).[39] Die Leuchtkraft der Protosterne der Klasse 0 ist hoch – ein Protostern mit Sonnenmasse kann mit bis zu 100 Sonnenhelligkeiten strahlen.[14] Die Quelle dieser Energie ist der Gravitationskollaps, da ihre Kerne noch nicht heiß genug sind, um mit der Kernfusion zu beginnen.[36][40]

Infrarotbild des molekularen Abflusses eines ansonsten versteckten neugeborenen Sterns HH 46/47

Wenn das Material weiter auf die Scheibe fällt, wird die Hülle schließlich dünn und transparent, und das junge Sternobjekt (YSO) wird zunächst im fernen Infrarotlicht und später im sichtbaren Bereich sichtbar.[35] Um diese Zeit beginnt der Protostern, Deuterium zu verschmelzen. Wenn der Protostern ausreichend massiv ist (über 80 Jupitermassen (M.J.)) folgt die Wasserstofffusion. Andernfalls wird das Objekt zu einem braunen Zwerg, wenn seine Masse zu gering ist.[40] Diese Geburt eines neuen Sterns erfolgt ungefähr 100.000 Jahre nach Beginn des Zusammenbruchs.[2] Objekte in dieser Phase sind als Protosterne der Klasse I bekannt.[14] die auch als junge T-Tauri-Sterne, entwickelte Protosterne oder junge Sternobjekte bezeichnet werden.[14] Zu diesem Zeitpunkt hat der sich bildende Stern bereits einen Großteil seiner Masse angehäuft: Die Gesamtmasse der Scheibe und der verbleibenden Hülle überschreitet 10–20% der Masse des zentralen YSO nicht.[35]

In der nächsten Phase verschwindet die Hülle vollständig, nachdem sie von der Scheibe gesammelt wurde, und der Protostern wird zu einem klassischen T-Tauri-Stern.[b] Dies geschieht nach etwa 1 Million Jahren.[2] Die Masse der Scheibe um einen klassischen T-Tauri-Stern beträgt etwa 1–3% der Sternmasse und wird mit einer Rate von 10 angereichert−7 bis 10−9 M. pro Jahr.[43] Ein Paar bipolarer Strahlen ist normalerweise ebenfalls vorhanden.[44] Die Akkretion erklärt alle besonderen Eigenschaften klassischer T-Tauri-Sterne: starker Fluss in den Emissionslinien (bis zu 100% der intrinsischen Leuchtkraft des Sterns), magnetische Aktivität, photometrische Variabilität und Strahlen.[45] Die Emissionslinien bilden sich tatsächlich, wenn das akkumulierte Gas auf die “Oberfläche” des Sterns trifft, was um seine Magnetpole geschieht.[45] Die Jets sind Nebenprodukte der Akkretion: Sie tragen übermäßigen Drehimpuls weg. Die klassische T-Tauri-Bühne dauert etwa 10 Millionen Jahre.[2] Die Scheibe verschwindet schließlich aufgrund von Akkretion auf dem Zentralstern, Planetenbildung, Ausstoß durch Jets und Photoevaporation durch UV-Strahlung vom Zentralstern und nahegelegenen Sternen.[46] Infolgedessen wird der junge Stern zu einem schwach ausgekleideten T-Tauri-Stern, der sich über Hunderte von Millionen von Jahren langsam zu einem gewöhnlichen sonnenähnlichen Stern entwickelt.[36]

Protoplanetare Scheiben[edit]

In HST-Archivbildern junger Sterne entdeckte Trümmerscheiben, HD 141943 und HD 191089unter Verwendung verbesserter Bildgebungsverfahren (24. April 2014).[47]

Unter bestimmten Umständen kann die Scheibe, die jetzt als protoplanetar bezeichnet werden kann, ein Planetensystem hervorbringen.[2] Protoplanetare Scheiben wurden um einen sehr hohen Anteil von Sternen in jungen Sternhaufen beobachtet.[15][48] Sie existieren vom Beginn der Sternentstehung an, sind jedoch in den frühesten Stadien aufgrund der Opazität der umgebenden Hülle nicht beobachtbar.[14] Die Scheibe eines Protosterns der Klasse 0 wird als massiv und heiß angesehen. Es ist eine Akkretionsscheibe, die den zentralen Protostern speist.[37][38] Die Temperatur kann innerhalb von 5 AU leicht 400 K und innerhalb von 1 AU 1.000 K überschreiten.[49] Die Erwärmung der Scheibe wird hauptsächlich durch die viskose Ableitung von Turbulenzen in ihr und durch das Eindringen des Gases aus dem Nebel verursacht.[37][38] Die hohe Temperatur in der inneren Scheibe führt dazu, dass der größte Teil des flüchtigen Materials – Wasser, organische Stoffe und einige Gesteine ​​- verdunstet und nur die feuerfestesten Elemente wie Eisen zurückbleiben. Das Eis kann nur im äußeren Teil der Scheibe überleben.[49]

Das Hauptproblem in der Physik von Akkretionsscheiben ist die Erzeugung von Turbulenzen und der Mechanismus, der für die hohe effektive Viskosität verantwortlich ist.[2] Es wird angenommen, dass die turbulente Viskosität für den Transport der Masse zum zentralen Protostern und den Impuls zur Peripherie der Scheibe verantwortlich ist. Dies ist für die Akkretion von entscheidender Bedeutung, da das Gas nur dann vom zentralen Protostern akkretiert werden kann, wenn es den größten Teil seines Drehimpulses verliert, der von dem kleinen Teil des nach außen driftenden Gases weggetragen werden muss.[37][50] Das Ergebnis dieses Prozesses ist das Wachstum sowohl des Protostars als auch des Scheibenradius, das 1.000 AE erreichen kann, wenn der anfängliche Drehimpuls des Nebels groß genug ist.[38] In vielen sternbildenden Regionen wie dem Orionnebel werden routinemäßig große Scheiben beobachtet.[16]

Künstlerische Darstellung der Scheiben- und Gasströme um den jungen Star HD 142527.[51]

Die Lebensdauer der Akkretionsscheiben beträgt etwa 10 Millionen Jahre.[15] Wenn der Stern das klassische T-Tauri-Stadium erreicht, wird die Scheibe dünner und kühlt ab.[43] Weniger flüchtige Materialien beginnen nahe ihrer Mitte zu kondensieren und bilden 0,1–1 μm Staubkörner, die kristalline Silikate enthalten.[17] Der Transport des Materials von der äußeren Scheibe kann diese neu gebildeten Staubkörner mit ursprünglichen mischen, die organische Stoffe und andere flüchtige Stoffe enthalten. Diese Vermischung kann einige Besonderheiten in der Zusammensetzung von Körpern des Sonnensystems erklären, wie das Vorhandensein interstellarer Körner in den primitiven Meteoriten und feuerfeste Einschlüsse in Kometen.[49]

Staubpartikel neigen dazu, in der dichten Scheibenumgebung aneinander zu haften, was zur Bildung größerer Partikel mit einer Größe von bis zu mehreren Zentimetern führt.[52] Die Signaturen der Staubverarbeitung und Koagulation werden in den Infrarotspektren der jungen Scheiben beobachtet.[17] Eine weitere Aggregation kann zur Bildung von Planetesimalen mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr führen, die die Bausteine ​​von Planeten darstellen.[2][52] Die planetesimale Bildung ist ein weiteres ungelöstes Problem der Scheibenphysik, da ein einfaches Anhaften unwirksam wird, wenn Staubpartikel größer werden.[26]

Eine Hypothese ist die Bildung durch die Gravitationsinstabilität. Teilchen mit einer Größe von mehreren Zentimetern oder mehr setzen sich langsam in der Nähe der Mittelebene der Scheibe ab und bilden eine sehr dünne – weniger als 100 km – und dichte Schicht. Diese Schicht ist gravitativ instabil und kann in zahlreiche Klumpen fragmentieren, die wiederum zu Planetesimalen zusammenfallen.[2][26] Die unterschiedlichen Geschwindigkeiten der Gasscheibe und der Feststoffe in der Nähe der Mittelebene können jedoch Turbulenzen erzeugen, die verhindern, dass die Schicht aufgrund der Gravitationsinstabilität dünn genug wird, um zu fragmentieren.[53] Dies kann die Bildung von Planetesimalen über Gravitationsinstabilitäten auf bestimmte Stellen in der Scheibe beschränken, an denen die Feststoffkonzentration erhöht ist.[54]

Ein weiterer möglicher Mechanismus für die Bildung von Planetesimalen ist die Instabilität des Stroms, bei der der Widerstand, den Partikel spüren, die durch Gas kreisen, einen Rückkopplungseffekt erzeugt, der das Wachstum lokaler Konzentrationen verursacht. Diese lokale Konzentration drückt auf das Gas zurück und erzeugt einen Bereich, in dem der von den Partikeln empfundene Gegenwind geringer ist. Die Konzentration kann somit schneller umkreisen und erfährt weniger radiale Drift. Isolierte Partikel verbinden sich mit diesen Konzentrationen, wenn sie überholt werden oder wenn sie nach innen driften, wodurch sie an Masse zunehmen. Schließlich bilden diese Konzentrationen massive Filamente, die fragmentieren und durch Gravitationskollaps Planetesimale von der Größe der größeren Asteroiden bilden.[55]

Die Planetenbildung kann auch durch Gravitationsinstabilität innerhalb der Scheibe selbst ausgelöst werden, was zu ihrer Fragmentierung in Klumpen führt. Einige von ihnen, wenn sie dicht genug sind, werden zusammenbrechen,[50] Dies kann zur schnellen Bildung von Gasriesenplaneten und sogar Braunen Zwergen im Zeitrahmen von 1.000 Jahren führen.[56] Wenn diese Klumpen im Verlauf des Zusammenbruchs nach innen wandern, können Gezeitenkräfte vom Stern zu einem erheblichen Massenverlust führen, der einen kleineren Körper zurücklässt.[57] Dies ist jedoch nur bei massiven Festplatten möglich – massiver als 0,3 M.. Im Vergleich dazu liegen typische Scheibenmassen zwischen 0,01 und 0,03 M.. Da die massiven Scheiben selten sind, wird angenommen, dass dieser Mechanismus der Planetenbildung selten ist.[2][20] Andererseits kann dieser Mechanismus eine wichtige Rolle bei der Bildung von Braunen Zwergen spielen.[58]

Asteroiden-Kollision – Planeten bauen (Künstlerkonzept).

Die endgültige Dissipation protoplanetarer Scheiben wird durch eine Reihe verschiedener Mechanismen ausgelöst. Der innere Teil der Scheibe wird entweder vom Stern akkretiert oder von den bipolaren Strahlen ausgestoßen.[43][44] Während der T-Tauri-Phase kann der äußere Teil unter der starken UV-Strahlung des Sterns verdampfen[59] oder von nahe gelegenen Sternen.[46] Das Gas im zentralen Teil kann entweder von den wachsenden Planeten akkretiert oder ausgestoßen werden, während die kleinen Staubpartikel durch den Strahlungsdruck des zentralen Sterns ausgestoßen werden. Was schließlich übrig bleibt, ist entweder ein Planetensystem, eine Staubreste ohne Planeten oder nichts, wenn sich keine Planetesimale bilden.[2]

Weil Planetesimale so zahlreich sind und sich über die protoplanetare Scheibe ausbreiten, überleben einige die Bildung eines Planetensystems. Unter Asteroiden werden übrig gebliebene Planetesimale verstanden, die sich allmählich in immer kleinere Teile zerkleinern, während Kometen typischerweise Planetesimale aus den weiter entfernten Bereichen eines Planetensystems sind. Meteoriten sind Proben von Planetesimalen, die eine Planetenoberfläche erreichen und viele Informationen über die Entstehung des Sonnensystems liefern. Meteoriten vom primitiven Typ sind Brocken zerbrochener Planetesimale mit geringer Masse, bei denen keine thermische Differenzierung stattgefunden hat, während Meteoriten vom verarbeiteten Typ Brocken von zerbrochenen massiven Planetesimalen sind.[60] Interstellare Objekte könnten eingefangen worden sein und Teil des jungen Sonnensystems werden.[61]

Bildung von Planeten[edit]

Felsige Planeten[edit]

Nach dem Modell der Sonnennebelscheibe bilden sich im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe innerhalb der Frostgrenze felsige Planeten, wo die Temperatur hoch genug ist, um die Kondensation von Wassereis und anderen Substanzen zu Körnern zu verhindern.[62] Dies führt zur Koagulation von rein felsigen Körnern und später zur Bildung von felsigen Planetesimalen.[c][62] Es wird angenommen, dass solche Bedingungen im inneren 3–4 AU-Teil der Scheibe eines sonnenähnlichen Sterns vorliegen.[2]

Nachdem sich auf die eine oder andere Weise kleine Planetesimale mit einem Durchmesser von etwa 1 km gebildet haben, außer Kontrolle geratene Akkretion beginnt.[18] Es wird als außer Kontrolle geraten bezeichnet, weil die Massenwachstumsrate proportional zu ist R.4~ M.4/3wobei R und M der Radius bzw. die Masse des wachsenden Körpers sind.[63] Das spezifische Wachstum (geteilt durch die Masse) beschleunigt sich mit zunehmender Masse. Dies führt zu einem bevorzugten Wachstum größerer Körper auf Kosten kleinerer.[18] Die außer Kontrolle geratene Akkretion dauert zwischen 10.000 und 100.000 Jahren und endet, wenn die größten Körper einen Durchmesser von mehr als 1.000 km überschreiten.[18] Die Verlangsamung der Akkretion wird durch Gravitationsstörungen durch große Körper auf den verbleibenden Planetesimalen verursacht.[18][63] Darüber hinaus stoppt der Einfluss größerer Körper das weitere Wachstum kleinerer Körper.[18]

Die nächste Stufe heißt oligarchische Akkretion.[18] Es ist gekennzeichnet durch die Dominanz mehrerer hundert der größten Körper – Oligarchen, die weiterhin langsam Planetesimale ansammeln.[18] Kein anderer Körper als die Oligarchen kann wachsen.[63] Zu diesem Zeitpunkt ist die Akkretionsrate proportional zu R.2, die sich aus dem geometrischen Querschnitt eines Oligarchen ableitet.[63] Die spezifische Akkretionsrate ist proportional zu M.−1/3;; und es nimmt mit der Masse des Körpers ab. Dadurch können kleinere Oligarchen größere einholen. Die Oligarchen werden in einem Abstand von etwa gehalten 10 · H.r ((H.r=a (1-e) (M / 3Ms)1/3 ist der Hügelradius, wobei a die Hauptachse ist, e die Exzentrizität der Umlaufbahn ist und M.s ist die Masse des Zentralsterns) durch den Einfluss der verbleibenden Planetesimalen voneinander.[18] Ihre Exzentrizitäten und Neigungen in der Umlaufbahn bleiben gering. Die Oligarchen wachsen weiter an, bis die Planetesimalen in der Scheibe um sie herum erschöpft sind.[18] Manchmal verschmelzen Oligarchen in der Nähe. Die Endmasse eines Oligarchen hängt von der Entfernung vom Stern und der Oberflächendichte der Planetesimalen ab und wird als Isolationsmasse bezeichnet.[63] Für die felsigen Planeten sind es bis zu 0,1 M.oder eine Marsmasse.[2] Das Endergebnis des oligarchischen Stadiums ist die Bildung von etwa 100 Planetenembryonen in Mond- bis Marsgröße, die in einem gleichmäßigen Abstand von etwa 100 angeordnet sind 10 · H.r.[19] Es wird angenommen, dass sie sich in Lücken in der Scheibe befinden und durch Ringe verbleibender Planetesimale getrennt sind. Es wird angenommen, dass diese Phase einige hunderttausend Jahre dauert.[2][18]

Die letzte Stufe der felsigen Planetenbildung ist die Fusionsphase.[2] Es beginnt, wenn nur noch eine geringe Anzahl von Planetesimalen übrig bleibt und Embryonen massiv genug werden, um sich gegenseitig zu stören, wodurch ihre Umlaufbahnen chaotisch werden.[19] Während dieser Phase stoßen Embryonen verbleibende Planetesimale aus und kollidieren miteinander. Das Ergebnis dieses Prozesses, der 10 bis 100 Millionen Jahre dauert, ist die Bildung einer begrenzten Anzahl erdgroßer Körper. Simulationen zeigen, dass die Anzahl der überlebenden Planeten im Durchschnitt zwischen 2 und 5 liegt.[2][19][60][64] Im Sonnensystem können sie durch Erde und Venus dargestellt werden.[19] Die Bildung beider Planeten erforderte die Verschmelzung von ungefähr 10–20 Embryonen, während eine gleiche Anzahl von ihnen aus dem Sonnensystem geworfen wurde.[60] Einige der Embryonen, die aus dem Asteroidengürtel stammen, sollen Wasser auf die Erde gebracht haben.[62] Mars und Merkur können als verbleibende Embryonen angesehen werden, die diese Rivalität überlebt haben.[60] Felsige Planeten, die es geschafft haben, sich zu vereinigen, setzen sich schließlich in mehr oder weniger stabilen Bahnen ab, was erklärt, warum Planetensysteme im Allgemeinen bis an die Grenzen gepackt sind. oder mit anderen Worten, warum sie immer am Rande der Instabilität zu stehen scheinen.[19]

Riesenplaneten[edit]

Die Staubscheibe um Fomalhaut – der hellste Stern im Sternbild Piscis Austrinus. Eine Asymmetrie der Scheibe kann durch einen riesigen Planeten (oder Planeten) verursacht werden, der den Stern umkreist.

Die Bildung von Riesenplaneten ist ein herausragendes Problem in den Planetenwissenschaften.[20] Im Rahmen des solaren Nebelmodells existieren zwei Theorien für ihre Bildung. Der erste ist der Festplatteninstabilitätsmodell, wo sich aufgrund ihrer Gravitationsfragmentierung Riesenplaneten in den massiven protoplanetaren Scheiben bilden (siehe oben).[56] Die zweite Möglichkeit ist die Kernakkretionsmodell, die auch als bekannt ist kernhaltiges Instabilitätsmodell.[20][32] Das letztere Szenario wird als das vielversprechendste angesehen, da es die Bildung der Riesenplaneten in Scheiben mit relativ geringer Masse (weniger als 0,1) erklären kann M.).[32] In diesem Modell ist die Bildung von Riesenplaneten in zwei Stufen unterteilt: a) Akkretion eines Kerns von ungefähr 10 M. und b) Ansammlung von Gas von der protoplanetaren Scheibe.[2][20][65] Beide Methoden können auch zur Entstehung von Braunen Zwergen führen.[29][66] Untersuchungen ab 2011 haben ergeben, dass die Kernakkretion wahrscheinlich der dominierende Bildungsmechanismus ist.[66]

Es wird angenommen, dass die Kernbildung des Riesenplaneten ungefähr nach dem Vorbild der terrestrischen Planetenbildung verläuft.[18] Es beginnt mit Planetesimalen, die ein außer Kontrolle geratenes Wachstum erfahren, gefolgt von einem langsameren oligarchischen Stadium.[63] Hypothesen sagen aufgrund der geringen Wahrscheinlichkeit von Kollisionen zwischen planetaren Embryonen im äußeren Teil von Planetensystemen kein Fusionsstadium voraus.[63] Ein weiterer Unterschied ist die Zusammensetzung der Planetesimalen, die sich bei Riesenplaneten jenseits der sogenannten Frostgrenze bilden und hauptsächlich aus Eis bestehen – das Verhältnis von Eis zu Gestein beträgt etwa 4 zu 1.[27] Dies erhöht die Masse der Planetesimalen um das Vierfache. Der zur Bildung des Erdplaneten fähige Nebel mit minimaler Masse kann jedoch nur 1–2 bilden M. Kerne in der Entfernung von Jupiter (5 AU) innerhalb von 10 Millionen Jahren.[63] Die letztere Zahl gibt die durchschnittliche Lebensdauer von Gasscheiben um sonnenähnliche Sterne an.[15] Die vorgeschlagenen Lösungen umfassen eine erhöhte Masse der Platte – eine Verzehnfachung würde ausreichen;[63] Protoplanetenmigration, die es dem Embryo ermöglicht, mehr Planetesimale anzusammeln;[27] und schließlich Verbesserung der Akkretion aufgrund des Gaswiderstands in den gasförmigen Hüllen der Embryonen.[27][30][67] Eine Kombination der oben genannten Ideen könnte die Bildung der Kerne von Gasriesenplaneten wie Jupiter und vielleicht sogar Saturn erklären.[20] Die Bildung von Planeten wie Uranus und Neptun ist problematischer, da keine Theorie die In-situ-Bildung ihrer Kerne im Abstand von 20–30 AE vom Zentralstern vorsehen konnte.[2] Eine Hypothese ist, dass sie sich zunächst in der Jupiter-Saturn-Region ansammelten, dann verstreut wurden und an ihren heutigen Standort wanderten.[68] Eine andere mögliche Lösung ist das Wachstum der Kerne der Riesenplaneten durch Kieselakkretion. Bei der Kieselakkretion werden Objekte mit einem Durchmesser zwischen einem Zentimeter und einem Meter, die auf einen massiven Körper fallen, durch den Gaswiderstand so verlangsamt, dass sie sich darauf zubewegen und akkretiert werden. Das Wachstum durch Kieselakkretion kann bis zu 1000-mal schneller sein als durch Akkretion von Planetesimalen.[69]

Sobald die Kerne eine ausreichende Masse haben (5–10 M.) beginnen sie, Gas von der umgebenden Scheibe zu sammeln.[2] Anfangs ist es ein langsamer Prozess, bei dem die Kernmassen auf 30 erhöht werden M. in ein paar Millionen Jahren.[27][67] Danach steigen die Akkretionsraten dramatisch an und die verbleibenden 90% der Masse werden in ungefähr 10.000 Jahren akkumuliert.[67] Die Gasansammlung stoppt, wenn die Versorgung von der Scheibe erschöpft ist.[65] Dies geschieht allmählich aufgrund der Bildung einer Dichtelücke in der protoplanetaren Scheibe und der Scheibendispersion.[32][70] In diesem Modell sind Eisriesen – Uranus und Neptun – ausgefallene Kerne, die zu spät mit der Gasakkretion begannen, als fast das gesamte Gas bereits verschwunden war. Die Phase nach der außer Kontrolle geratenen Gasakkretion ist durch die Migration der neu gebildeten Riesenplaneten und die fortgesetzte langsame Gasakkretion gekennzeichnet.[70] Die Migration wird durch die Interaktion des Planeten in der Lücke mit der verbleibenden Scheibe verursacht. Es stoppt, wenn die protoplanetare Platte verschwindet oder wenn das Ende der Platte erreicht ist. Der letztere Fall entspricht den sogenannten heißen Jupitern, die wahrscheinlich ihre Migration gestoppt haben, als sie das innere Loch in der protoplanetaren Scheibe erreichten.[70]

In der Konzeption dieses Künstlers dreht sich ein Planet durch eine Lichtung (Lücke) in der staubigen, planetenbildenden Scheibe eines nahe gelegenen Sterns.

Riesenplaneten können die Bildung terrestrischer Planeten erheblich beeinflussen. Die Anwesenheit von Riesen erhöht tendenziell die Exzentrizität und Neigung (siehe Kozai-Mechanismus) von Planetesimalen und Embryonen in der terrestrischen Planetenregion (innerhalb von 4 AE im Sonnensystem).[60][64] Wenn sich Riesenplaneten zu früh bilden, können sie die Akkretion des inneren Planeten verlangsamen oder verhindern. Wenn sie sich gegen Ende des oligarchischen Stadiums bilden, wie es im Sonnensystem vermutet wird, beeinflussen sie die Verschmelzung planetarischer Embryonen und machen sie gewalttätiger.[60] Infolgedessen wird die Anzahl der terrestrischen Planeten abnehmen und sie werden massiver sein.[71] Außerdem wird die Größe des Systems kleiner, da sich terrestrische Planeten näher am Zentralstern bilden. Es wird angenommen, dass der Einfluss von Riesenplaneten im Sonnensystem, insbesondere des Jupiter, begrenzt war, da sie relativ weit von den terrestrischen Planeten entfernt sind.[71]

Die Region eines Planetensystems neben den Riesenplaneten wird auf andere Weise beeinflusst.[64] In einer solchen Region können die Exzentrizitäten von Embryonen so groß werden, dass die Embryonen in der Nähe eines riesigen Planeten vorbeiziehen, was dazu führen kann, dass sie aus dem System ausgestoßen werden.[d][60][64] Wenn alle Embryonen entfernt werden, bilden sich in dieser Region keine Planeten.[64] Eine weitere Konsequenz ist, dass eine große Anzahl kleiner Planetesimale übrig bleibt, da Riesenplaneten nicht in der Lage sind, sie alle ohne die Hilfe von Embryonen auszuräumen. Die Gesamtmasse der verbleibenden Planetesimalen wird gering sein, da die kumulative Wirkung der Embryonen vor ihrem Auswurf und der Riesenplaneten immer noch stark genug ist, um 99% der kleinen Körper zu entfernen.[60] Eine solche Region wird sich schließlich zu einem Asteroidengürtel entwickeln, der ein vollständiges Analogon zum Asteroidengürtel im Sonnensystem ist und sich zwischen 2 und 4 AE von der Sonne entfernt befindet.[60][64]

Exoplaneten[edit]

In den letzten zwanzig Jahren wurden Tausende von Exoplaneten identifiziert. Die Umlaufbahnen vieler dieser Planeten und Planetensysteme unterscheiden sich erheblich von den Planeten im Sonnensystem. Zu den entdeckten Exoplaneten gehören heiße Jupiter, warme Jupiter, Supererden und Systeme dicht gepackter innerer Planeten.

Es wird angenommen, dass die Hot-Jupiter und Warm-Jupiter während oder nach ihrer Bildung in ihre aktuellen Umlaufbahnen gewandert sind. Eine Reihe möglicher Mechanismen für diese Migration wurde vorgeschlagen. Eine Migration vom Typ I oder Typ II könnte die Hauptachse der Umlaufbahn des Planeten sanft verringern, was zu einem warmen oder heißen Jupiter führt. Gravitationsstreuung durch andere Planeten auf exzentrische Bahnen mit einem Perihel in der Nähe des Sterns, gefolgt von der Zirkularisierung seiner Umlaufbahn aufgrund von Gezeitenwechselwirkungen mit dem Stern, kann einen Planeten auf einer engen Umlaufbahn verlassen. Wenn ein massiver Begleitplanet oder Stern auf einer geneigten Umlaufbahn vorhanden war, kann ein Austausch der Neigung gegen Exzentrizität über den Kozai-Mechanismus, der die Exzentrizität erhöht und das Perihel senkt, gefolgt von einer Zirkularisierung, ebenfalls zu einer engen Umlaufbahn führen. Viele der Jupiter-großen Planeten haben exzentrische Bahnen, was darauf hindeuten kann, dass Gravitationsbegegnungen zwischen den Planeten stattgefunden haben, obwohl Migration in Resonanz auch Exzentrizitäten anregen kann.[72] Das In-situ-Wachstum heißer Jupiter aus eng umlaufenden Supererden wurde ebenfalls vorgeschlagen. Die Kerne in dieser Hypothese könnten sich lokal oder in größerer Entfernung gebildet haben und nahe am Stern gewandert sein.[73]

Es wird angenommen, dass Supererden und andere eng umkreisende Planeten sich entweder in situ gebildet haben oder von ihren ursprünglichen Positionen nach innen gewandert sind. Die In-situ-Bildung eng umlaufender Supererden würde eine massive Scheibe, die Migration planetarischer Embryonen, gefolgt von Kollisionen und Fusionen, oder die radiale Drift kleiner Feststoffe von weiter außen in der Scheibe erfordern. Die Migration der Supererden oder der Embryonen, die zu ihrer Kollision kollidierten, dürfte aufgrund ihrer geringeren Masse Typ I gewesen sein. Die Resonanzbahnen einiger Exoplanetensysteme zeigen an, dass in diesen Systemen eine gewisse Migration aufgetreten ist, während der Abstand der Bahnen in vielen anderen Systemen, die nicht in Resonanz sind, darauf hinweist, dass in diesen Systemen nach der Dissipation der Gasscheibe wahrscheinlich eine Instabilität aufgetreten ist. Das Fehlen von Supererden und eng umlaufenden Planeten im Sonnensystem kann auf die frühere Bildung von Jupiter zurückzuführen sein, die ihre Einwanderung blockiert.[74]

Die Menge an Gas, die eine in situ gebildete Supererde aufnimmt, kann davon abhängen, wann die planetaren Embryonen aufgrund riesiger Stöße im Verhältnis zur Dissipation der Gasscheibe verschmolzen. Wenn die Fusionen stattfinden, nachdem sich die Gasscheibe aufgelöst hat, können sich terrestrische Planeten bilden, wenn sich in einer Übergangsscheibe eine Supererde mit einer Gashülle bilden kann, die einige Prozent ihrer Masse enthält. Wenn die Fusionen zu früh stattfinden, kann es zu einer Gasakkretion kommen, die zur Bildung eines Gasriesen führt. Die Fusionen beginnen, wenn die dynamische Reibung aufgrund der Gasscheibe nicht mehr ausreicht, um Kollisionen zu verhindern, ein Prozess, der bei einer Scheibe mit höherer Metallizität früher beginnt.[75] Alternativ kann die Gasakkretion begrenzt sein, da sich die Hüllen nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befinden. Stattdessen kann Gas durch die Hülle strömen, wodurch ihr Wachstum verlangsamt und der Beginn der außer Kontrolle geratenen Gasakkretion verzögert wird, bis die Masse des Kerns 15 Erdmassen erreicht.[76]

Bedeutung von Akkretion[edit]

Die Verwendung des Begriffs “Akkretionsscheibe” für die protoplanetare Scheibe führt zu Verwirrung über den planetaren Akkretionsprozess. Die protoplanetare Scheibe wird manchmal als Akkretionsscheibe bezeichnet, da während sich der junge T-Tauri-ähnliche Protostern noch zusammenzieht, möglicherweise noch gasförmiges Material darauf fällt und sich von der Innenkante der Scheibe auf seiner Oberfläche ansammelt.[38] In einer Akkretionsscheibe gibt es einen Nettomassenfluss von größeren Radien zu kleineren Radien.[21]

Diese Bedeutung sollte jedoch nicht mit dem Prozess der Akkretion verwechselt werden, die die Planeten bildet. In diesem Zusammenhang bezieht sich Akkretion auf den Prozess, bei dem gekühlte, erstarrte Staub- und Eiskörner den Protostern in der protoplanetaren Scheibe umkreisen, kollidieren und zusammenkleben und allmählich wachsen, bis hin zu den energiereichen Kollisionen zwischen beträchtlichen Planetesimalen.[18]

Darüber hinaus hatten die Riesenplaneten wahrscheinlich eigene Akkretionsscheiben im ersten Sinne des Wortes.[77] Die Wolken aus eingefangenem Wasserstoff und Heliumgas zogen sich zusammen, drehten sich, flachten ab und lagerten Gas auf der Oberfläche jedes riesigen Protoplaneten ab, während sich feste Körper in dieser Scheibe in den regulären Monden des Riesenplaneten ansammelten.[78]

Siehe auch[edit]

  1. ^ Vergleichen Sie es mit der Partikelanzahldichte der Luft auf Meereshöhe –2.8×1019 cm−3.
  2. ^ Die T-Tauri-Sterne sind junge Sterne mit einer Masse von weniger als etwa 2,5 M. zeigt ein erhöhtes Maß an Aktivität. Sie sind in zwei Klassen unterteilt: schwach gezeichnete und klassische T-Tauri-Sterne.[41] Letztere haben Akkretionsscheiben und akkretieren weiterhin heißes Gas, das sich in starken Emissionslinien in ihrem Spektrum äußert. Die ersteren besitzen keine Akkretionsscheiben. Klassische T-Tauri-Sterne entwickeln sich zu schwach ausgekleideten T-Tauri-Sternen.[42]
  3. ^ Die Planetesimalen nahe dem äußeren Rand der terrestrischen Planetenregion – 2,5 bis 4 AE von der Sonne entfernt – können eine gewisse Menge Eis ansammeln. Die Felsen werden jedoch weiterhin dominieren, wie im äußeren Hauptgürtel des Sonnensystems.[62]
  4. ^ Als Variante können sie mit dem Zentralstern oder einem riesigen Planeten kollidieren.

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Externe Links[edit]


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