Wie entstand die junge Sonne – neue Erkenntnisse

www.pnas.org/doi/10.1073/pnas.2521660123

Heutzutage wird nicht mehr darüber diskutiert, ob bei der Planetenentstehung Magnetismus im Spiel ist. Die Debatte dreht sich vielmehr um das sehr frühe Sonnensystem – die Zeit, bevor sich Planeten bildeten und nur eine Scheibe existierte“, sagte Borlina-Teil des Teams. „Genau hier liegt der Schwerpunkt der Diskussion, und genau hier setzen wir mit unserer Arbeit an.“

KI
Wenn im frühen Sonnensystem (der protoplanetaren Scheibe) Staubkörner aufeinanderprallen, ziehen sie sich ab einer bestimmten Größe (etwa ab Zentimeter- oder Metergröße) durch Gravitation noch nicht stark genug an. Schlimmer noch: Bei Kollisionen prallen sie oft elastisch ab oder zertrümmern sich gegenseitig. Man nennt das die „Meter-Barriere“.

Mondlicht2 schrieb:

ein Magnetfeld im frühen Sonnensystem existierte.

• Das Ergebnis: Die Wolke kann nicht als Kugel schrumpfen. Sie kollabiert nur entlang der Feldlinien und flacht zu einer dünnen Scheibe ab.

• Wenn die Wolke schrumpft, werden die Feldlinien zusammengestaucht.
• Dadurch steigt die Magnetfeldstärke massiv an.
• Wie wir anfangs berechnet haben, beträgt der magnetische Druck bei 600 µT bereits0,143 N/m².
• Für eine kosmische Wolke ist dieser Druck astronomisch hoch. Er wirkt wie eine eingespannte Feder und stoppt die Kontraktion senkrecht zu den Feldlinien komplett, sofern nicht eine gigantische Gravitationsmasse dagegenhält.

• Die Wirkung des Magnetfelds: Die inneren Regionen protoplanetarer Scheiben enthalten signifikante Mengen an eisenhaltigen (ferromagnetischen) Staubkörnern. Ein starkes äußeres Magnetfeld von 600 µT bis zu einigen Millitesla magnetisiert diese Eisenanteile im Staub.
• Dadurch entsteht eine zusätzliche, stark anziehende magnetische Dipol-Kraft zwischen den Staubflocken. Sie werden sprichwörtlich „klebriger“. Selbst wenn sie kompakt sind, verhindert die magnetische Anziehung das Abprallen und sorgt dafür, dass die Klumpen die Millimeter-Barriere durchbrechen und zu zentimetergroßen Kieseln (pebbles) anwachsen können

Rainer Raisch schrieb:

KI:

1. Richtungsabhängige Kontraktion (Anisotropie)Ein Magnetfeld hat eine feste Richtung (Feldlinien). Geladene Teilchen (Ionen und Elektronen) in der Wolke können sich entlang dieser Feldlinien völlig frei bewegen. Senkrecht zu den Feldlinien werden sie jedoch durch die Lorentzkraft auf Kreisbahnen gezwungen und blockiert.

• Das Ergebnis: Die Wolke kann nicht als Kugel schrumpfen. Sie kollabiert nur entlang der Feldlinien und flacht zu einer dünnen Scheibe ab.

WL01 schrieb:

Und wenn, wäre dies eine Erklärung der "Dunklen Materie"? Ja, es gibt auch Kugelgalaxien, aber exakt dort gibt es überraschender Weise keine/geringe Anzeichen von "Dunkler Materie".

=9.0ptHier ist der direkte Zusammenhang zur Planetenentstehung und der Meter-Barriere:=9.0ptWenn sich ein Stern bildet, ist er von einer rotierenden Scheibe aus Gas und mikroskopisch kleinem Staub umgeben (einer zirkumstellaren oder protoplanetaren Scheibe). Damit Planeten entstehen, müssen sich diese Staubkörner zusammenballen. url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad0f17][color=blue]1[/color][/url], [url=https://arxiv.org/html/1407.0274v1][color=blue]2[/color][/url], [url=https://arxiv.org/html/1407.0274v1][color=blue]3[/color][/url=9.0ptBis zu einer Größe von wenigen Zentimetern „kleben“ die Teilchen durch elektrostatische Kräfte (Van-der-Waals-Kräfte) bei Kollisionen gut aneinander.=10.0pt·       =9.0ptSobald die Objekte jedoch die Größe von etwa einem Meter erreichen (Felsbrocken), geraten sie in eine Falle: Das umgebende Gas rotiert aufgrund des Gasdrucks etwas langsamer als die Brocken. Die Brocken spüren einen permanenten Gegenwind. [ 1 , 2 , 3 ]=10.0pt·       =9.0ptDieser aerodynamische Widerstand bremst die metergroßen Objekte extrem schnell ab. Sie verlieren an Schwung und spiralen innerhalb von nur wenigen hundert Jahren in den jungen Stern, wo sie verglühen. Das ist die Meter-Barriere – das Wachstum stoppt scheinbar, bevor kilometergroße „Planetesimale“ entstehen können. [ 1 , 2 , 3 , 4 ]=9.0ptWie helfen Mikrotesla-Magnetfelder, die Barriere zu brechen?=9.0ptGenau hier kommen Magnetfelder im Bereich von einigen hundert Mikrotesla ins Spiel, die in den dichten inneren Regionen dieser Scheiben (wo erdähnliche Planeten entstehen) gemessen und berechnet werden: url=https://arxiv.org/html/0704.0970v3][color=blue]1[/color][/url], [url=https://news.mit.edu/2014/strong-magnetic-field-early-solar-system-1113][color=blue]2[/color][/url=9.0pt1.      =9.0ptErzeugung von Druckfallen („Pressure Bumps“):=9.0pt Starke kosmische Magnetfelder neigen durch Phänomene wie die Magnetorotationsinstabilität (MRI) dazu, Turbulenzen im Gas zu erzeugen. Diese Turbulenzen komprimieren das Gas lokal und bilden ringförmige „Hochdruckzonen“ (Druckbänder) in der Scheibe. In diesen magnetisch erzeugten Tälern fällt der Gegenwind weg. Staub und Felsbrocken werden dort regelrecht gefangen, sammeln sich in riesigen Mengen an und driften nicht mehr in den Stern. [ 1 , 2 , 3 ]=9.0pt2.      =9.0ptKollabieren durch Gravitation (Streaming-Instabilität):=9.0pt Wenn das Magnetfeld den Staub in diesen Bändern konzentriert hat, wird die lokale Dichte so hoch, dass die Brocken nicht mehr einzeln mühsam kollidieren müssen. Stattdessen sorgt die eigene Schwerkraft der Staubwolke dafür, dass sie schlagartig zu kilometergroßen Asteroiden kollabiert. Die gefährliche Phase der Meter-Größe wird einfach übersprungen. [ 1 , 2 , 3 , 4 ]=9.0pt3.      =9.0ptMagnetische Agglomeration von Eisenstaub:=9.0pt Frühe Staubkörner im Sonnensystem enthalten viel metallisches Eisen. Ein dreistelliges Mikrotesla-Feld magnetisiert diese Partikel stark genug, dass sie sich gegenseitig anziehen. Das beschleunigt das Wachstum im frühen Stadium drastisch und erhöht die Überlebenschance der Teilchen. url=https://arxiv.org/html/1407.0274v1][color=blue]1[/color][/url], [url=https://arxiv.org/html/1407.0274v1][color=blue]2[/color][/url

Z. schrieb:

Liebes Mondlicht,

wahrscheinlich weil da wieder 17 links drin sind....
Einmal abgeschickt, geht dann nix mehr.

HG Z.


 

Mondlicht2 schrieb:

Das man weiß, wo die Sonne zum Zeitpunkt ihres Entstehens war, an welchem Ort, kann ich mir nicht vorstellen aber sicher kann man das ausrechnen.

Rainer Raisch schrieb:

Mondlicht2 schrieb:

Das man weiß, wo die Sonne zum Zeitpunkt ihres Entstehens war, an welchem Ort, kann ich mir nicht vorstellen aber sicher kann man das ausrechnen.

Die Berechnung wäre höchst ungenau. Aber die Qualität des Materials bestimmt ja die Metallizität, und damit auch zu welcher Generation die Sonne zählt (Population I). Das bedeutet, dass das Material aus einer (oder mehreren) SN stammen muss, deren Generations-Zugehörigkeit klar erwiesen ist.

Zo = 1-Xo-Yo = 0,0134    Metallizität der Sonne (Masseanteil)
Z Anteil der Elemente schwerer als He
Yo = 0,2485 Anteil Helium der Sonne
Xo = 0,7381 Anteil Wasserstoff der Sonne

Wiki:
Im Frühstadium des Universums standen für die Sternentstehung nur Wasserstoff und Helium zur Verfügung. Diese Sterne zählt man zur so genannten Population III

 

Final ist witziger Weise zu sagen, dass die Sonne höchstwahrscheinlich nicht hier im aktuellen Sektor der Milchstrasse entstanden ist. Sondern zwischen 3600 bis 10.000 LJ entfernt. Also ungefähr 6300 bis 6800 LJ in Richtung des galaktischen Zentrums und dann erst hierher migrierte. 

Die Autoren analysieren hier die Altersverteilung der identifizierten Sterne. Sie stießen dabei auf eine auffällige Häufung von Sternen im Alter von 4 bis 6 Milliarden Jahren. Da diese Sterne heute alle eine ähnliche galaktische Bahn wie unsere Sonne teilen, liefert das Paper den mathematisch-statistischen Beweis, dass die Sonne mitsamt einer riesigen Sternengruppe ("Massenmigration") aus dem turbulenten Inneren der Milchstraße kam.