Arnold Benz - Das geschenkte Universum

Die Jupiter-ähnlichen Exoplaneten haben eine erstaunliche Regel zu Tage gebracht: Die Mehrheit kreist um Sterne mit erhöhtem Anteil an schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen. Auch die Sonne liegt in dieser Hinsicht weit über dem Durchschnitt der Nachbarsterne. Offenbar sind diese Elemente notwendig, damit Planeten entstehen können. Für erdähnliche Planeten wäre dies nicht bemerkenswert, besteht doch die Erde vor allem aus schweren Elementen. Nun ist aber bei Jupiter und seinen Verwandten der Wasserstoff das Hauptelement. Die beobachtete Regel legt nahe, dass zuerst ein Planetenkern aus schweren Elementen entsteht, um den sich dann bei großen Planeten später eine Wasserstoffhülle ansammelt.

Abbildung 5: Die erst wenige Millionen Jahre alten Sterne HD 141569 (oben) und HD 4796A (unten) sind von Staubringen umgeben. Für diese Bilder wurde das Licht der Sterne großräumig mit einer runden Platte abgeschirmt, die als weißer Kreis eingezeichnet ist. Die Staubringe haben den fünffachen bzw. zweifachen Radius der Neptunbahn. HD 141569 hat sogar einen zweiten Ring in doppeltem Abstand. Es wird vermutet, dass die Ringe Überbleibsel einer Akkretionsscheibe sind, die von einem Planeten ausgehöhlt wurde. Die Staubkörner sind wahrscheinlich von einem dicken Wassereismantel umgeben (Foto: A. Weinberger [UCLA], B. Smith [UH] u. a., NASA, ESA).

Akkretionsscheiben bestehen genau aus dem Material, das zur Bildung von Planeten nötig ist: Gas, Moleküle und Staub. Wie daraus Planeten werden, ist jedoch nicht bekannt. Gewiss könnten sie wie Sterne durch die Eigengravitation von Dichteschwankungen entstehen, welche weitere Materie anziehen. Dieser Vorgang würde aber mehr Zeit brauchen, als zur Verfügung steht. Vermutlich sind Vorgänge am Werk, die sich selber verstärken, sogenannte Instabilitäten. Auch hier spielt vielleicht das Magnetfeld mit. Den Anfang machen vermutlich Staubteilchen, die aneinanderkleben.

Ein Protostern, der sich gleichzeitig mit den Planeten entwickelt, macht sich auf verschiedene Weise bemerkbar. Seine Strahlung erwärmt die Akkretionsscheibe, später kommt ein Sternwind auf und Ultraviolett-Strahlung setzt ein. Beide tragen die Randregionen der Scheibe ab, bis schließlich auch das restliche Gas entweicht. Der Staub verdichtet sich in der Scheibenebene und wird, falls er nicht von einem Planeten aufgenommen wird, schließlich wie ein Kometenschweif ins All hinaus mitgerissen. Akkretionsscheiben sind vorübergehende Erscheinungen. Planeten haben nur wenige Millionen Jahre Zeit, um in ihnen zu entstehen.

Es besteht kein Zweifel, dass die Astronomie in den vergangenen zwanzig Jahren sehr viel über Planeten gelernt hat. Im Gegensatz zur geografischen Landkarte der Erdoberfläche, wo die weißen Flecken seit dem 17. Jahrhundert fast verschwunden sind, scheint es für die Landkarte der Astronomie keinen festen Rahmen zu geben. Die farbigen Gebiete des Wissens sind zwar größer geworden, die Karte, und mit ihr die weißen Flecken, ist aber noch mehr gewachsen. Für die Planetenentstehung, wie auch für andere Entstehungsprozesse von Galaxien bis Lebewesen, hat die Karte nicht weiße Flecken, sondern ist vorwiegend weiß mit einigen eingestreuten Wissensflecken.

Protosterne sind heiße Gaskugeln. Sie werden durch ihre eigene Kontraktion erhitzt wie jedes Gas, das komprimiert wird. Protosterne strahlen diese Energie an der Oberfläche ab, werden jedoch im Innern mit der Zeit dichter und heißer. Wenn gewisse Schwellwerte überschritten werden, verschmelzen kleine Atomkerne zu größeren. Den Anfang macht das seltene Deuterium, das zu Helium verschmilzt. Später passiert mit Wasserstoff, dem häufigsten Element, das Gleiche, aber mit größerer Wirkung. Aus vier Wasserstoffkernen wird ein Heliumkern. Seine Masse ist leicht geringer als jene der vier ursprünglichen Protonen. Die Differenz in Masse entspricht einer Energie, die als Wärme erscheint. In diesen Vorgängen kommen Kernkräfte zum Zug, welche nukleare Energie freisetzen. Ihr Energiereservoir ist tausendmal größer als die Gravitationsenergie, die bei der Kontraktion frei wird.

Der Wechsel in der Energieversorgung setzt eine neue Entwicklung in Gang: Der Protostern wird zum Stern. Seine innere Energiequelle versorgt ihn über Milliarden von Jahren und ermöglicht ihm einen stabilen Zustand. Bei kleineren Sternen wie der Sonne steigen Magnetfelder aus dem Innern auf, und entladen ihre Energie in der Atmosphäre. Wie später ausführlich beschrieben, wird diese auf mehrere Millionen Grad aufgeheizt und bildet eine Korona. Auch die heutige Sonne hat eine Korona, aber jene eines Jungsternes ist mehr als tausendmal energiereicher. Schuld daran ist die schnelle Rotation, die – wie der Dynamo am Fahrrad – je schneller desto mehr elektromagnetische Energie erzeugt. Damit ein Stern entsteht, müssen alle in der Physik bekannten Kräfte mitwirken: die Kernkräfte, die elektromagnetische Kraft und die Gravitation.

Das wunderbare Zusammenspiel aller Kräfte verändert auch die weitere Umgebung des Sternes. Die Wärmestrahlung der Korona liegt im Röntgenbereich. Sie dringt tief in die Scheibe und Hülle ein und reagiert dort mit Molekülen. Röntgenphotonen, die Lichtteilchen der Röntgenstrahlung, schlagen Elektronen aus den Molekülen heraus. Die befreiten Elektronen besitzen genug Energie, um in weiteren Molekülen dasselbe zu tun. Jedes Röntgenphoton hinterlässt eine Spur von ionisierten Molekülen. Diese sind chemisch äußerst aktiv. Ein durch Röntgenstrahlung dominiertes Netzwerk von chemischen Reaktionen entsteht. Je nach Dichte und Temperatur werden auch gewisse elektrisch neutrale Moleküle auf- oder abgebaut.

Von besonderem Interesse ist das Wassermolekül (H2O). Am häufigsten entsteht es in dunklen Wolkenkernen auf den Staubkörnern und hüllt sie mit einem Eismantel ein. Steigt die Temperatur beim Kollaps auf über minus 170 Grad Celsius, verdampft das Wasser und beginnt, mit anderen Molekülen zu reagieren. Es bildet sich ein chemisches Netzwerk von Reaktionen, in dem Wasser entsteht und wieder zerstört wird, bis sich ein Gleichgewicht einstellt. Die Häufigkeit von Wasser wird von den gegebenen Verhältnissen bestimmt. Von Sternen mit der Masse der Sonne wird Wasser durch UV- und Röntgenstrahlung in Sternnähe bis etwa zur dreifachen Erde-Sonne-Distanz zerstört. Wasser wird nicht direkt in Sauerstoff und Wasserstoff aufgespalten, sondern reagiert mit anderen Molekülen, wie mit dem chemisch aktiven, positiv geladenen H3+ und HCO+, die durch hochenergetische UV- und Röntgenstrahlen produziert werden. Nach diesen Vorstellungen dürfte es innerhalb der Jupiterbahn kein Wasser mehr geben. Woher kommt das Wasser auf der Erde? Auch der Planet Mars hat heute noch Wasser unter der Oberfläche und im Polareis.

Es gibt mindestens zwei Möglichkeiten für den Ursprung des Wassers im inneren Sonnensystem, vielleicht auch mehr. Die bekannteste Hypothese sind Kometen, die im äußeren Sonnensystem entstanden und Wasser transportierten. Sie schlugen damals noch häufiger als Asteroiden auf der jungen Erde ein. Zweitens könnte Wasser schon viel früher im Gas des inneren Sonnensystems entstanden sein, als dort die Temperatur minus 20 Grad Celsius überstieg. Nimmt die Dichte im Alter von etwa einer Million Jahren ab und die Röntgenleuchtkraft des Protosterns zu, bilden sich Moleküle, aus denen Wasser auch im Gas der Akkretionsscheibe entstehen kann.13