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Nach der Demontage von Plutos Planetenstatus glaube man wohl, die Sache mit der Suche nach dem „zehnten Planeten“ jenseits des Plutos sei nun ein für alle Mal Geschichte. Verschiedene neue Simulationen zeigen nun aber, dass man um mindestens einen solchen Planeten fast nicht herum kommt…
Die Suche nach einem Planeten jenseits des Neptuns begann bereits kurz nach dessen Entdeckung im Jahr 1846. Neptun selbst war entdeckt worden, in dem man die kleinen Bahnabweichungen, die man schon über längere Zeit bei Saturn und Uranus beobachtet hatte, als das Wirken der Schwerkraft eines weiteren Planeten gedeutet hatte. Nach der Entdeckung Neptuns machte man sich auf die Suche nach weiteren Planeten, und glaubte eine Zeit lang, aus Bahnabweichungen von Uranus und Neptun Hinweise auf einen solchen gefunden zu haben. Die Suche endete 1930, als Clyde Tombaugh, ein Student des Astronomen Percival Lowell (der praktisch sein Leben der Suche nach dem „neunten Planeten“ gewidmet hatte) Pluto entdeckte. Später stellte sich dann nicht nur heraus, dass Pluto viel zu klein und massearm war (zu Beginn hatte man Pluto noch mehrfache Erdmasse zugewiesen!), um die vermeintlichen Bahnabweichungen tatsächlich zu verursachen. Es stellte sich dann auch heraus, dass die Bahnabweichungen von Neptun und Uranus keine waren, und so schlief die Diskussion um einen weiteren Planeten jenseits des Plutos erst mal ein.
Doch als Anfang der Neunziger Jahre des zwanzigsten Jahrhunderts entdeckt wurde, dass sich jenseits der Neptunbahn ein ganzer Gürtel von kleineren und grösseren Objekten versteckte, und Pluto nichts weiter war als eines seiner grössten und hellsten Objekte, begann ein Umdenken. Dazu kam, dass die Theorien zur Planetenentstehung komplett über den Haufen geworfen wurden, als Schweizer Astronomen 1995 einen Planeten um den Stern 51 Pegasi entdeckten: eine Jupitergrosse Welt, die ihren Stern in einem zwanzigstel des Erdabstands umkreiste, das war in den bisherigen Modellen nicht vorgesehen gewesen. So kam es, dass neue Planetenbildungsmodelle sowie die Entdeckung des Kuipergürtels den Weg ebneten für unbekannte Planeten jenseits der Neptunbahn.
Das geheimnissvolle „Kuiper-Cliff“
Nach 1992 wurden jenseits der Neptunbahn (das heisst, mehr als 30 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt – eine Astronomische Einheit entspricht der Entfernung Erde-Sonne) hunderte, später tausende von Kleinkörpern entdeckt, die die Asteroiden im sogenannten Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter in Masse, Grösse und Anzahl um ein vielfaches übertreffen. Das grösste Objekt des Asteroidengürtels ist Ceres, mit rund 960 km Durchmesser, die zwei nächstgrösseren rund 500 km, und der grösste Teil des Rest hat unter 100 km Durchmesser. Die grössten Objekte des Kuipergürtels, wie man die Zone jenseits der Neptunbahn bald nannte (alternativ werden auch Edgeworth-Kuiper-Gürtel und, etwas neutraler, Transneptungürtel angeboten), haben hingegen einen Durchmesser von 2400 km (Eris) und 2300 km (Pluto), es gibt rund ein Dutzend mit Durchmessern um die 1000 km, viele mit über 500 km Durchmesser und so weiter (was die Medien in jener Zeit veranlasste, alle paar Monate die Entdeckung des „zehnten Planeten“, der „fast so gross wie Pluto sei“, zu verkünden). Die Entdeckungswelle hält noch heute an, doch etwas fällt auf: rund 48 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt ist der Kuipergürtel plötzlich zu Ende. Diese Zone wird das „Kuiper-Cliff“ (Kuiper-Klippe) genannt, und sein Ursprung ist völlig unbekannt. Verschiedene Ideen wurden vorgeschoben: ein naher Vorbeizug eines Sterns, Verdampfung in der Frühzeit des Sonnensystems durch einen nahegelegenen, heissen Stern, ein weiterer Planet weit jenseits des Neptuns.
Weiter fiel den Astronomen auf, dass der Kuipergürtel verschiedene Gruppen von Objekten (sogenannte „Populationen“) enthielt. Zunächst einmal eine „klassiche Population“, eine Gruppe von Objekten mit nahezu kreisrunden Bahnen und verschiedenen Bahnneigungswinkeln. Eine „resonante Population“, Objekte, deren Umlaufzeiten zu Neptun in einem niedrigen, ganzzahligen Verhältnis stehen (dazu gehört auch Pluto: er umkreist die Sonne zwei Mal, während Neptun sie drei Mal umkreist). Eine „gestreute Population“ von Objekten, die in der Vergangenheit eine nahe Begegnung mit Neptun hatten und von diesem in eine weitläufige Bahn geschleudert wurden. Dazu kommt noch eine mysteriöse „losgelöste Population“, deren Bahnen zwar ähnlich weitläufig sind wie jene der „gestreuten Population“, aber gleichzeitig der Sonne niemals nahe genug kommen, als dass sie von Neptun auf diese Bahn hätten geschleudert werden können. Zu dieser Population gehört auch der Planetoid „Sedna“, der etwa 11000 Jahre braucht um die Sonne einmal zu umkreisen, ihr aber nie näher als 90 Astronomische Einheiten kommt – weit weg von Neptun uns seinen 30 Astronomischen Einheiten. Auch für die Entstehung der „losgelösten Population“ wurden vorbeiziehende Sterne herbei gezogen. Doch die Schwierigkeiten sind offensichtlich: Ein Modell, das eine Eigenschaft des Kuipergürtels reproduziert, muss auch alle anderen Reproduzieren. Während ein naher Vorbeizug eines Sterns zwar das Kuiper-Cliff sowie einen Teil der „losgelösten Population“ erklären mag, so wiederspricht es sich mit der Existenz der anderen Populationen.
Der Kuipergürtel birgt noch weitere Rätsel: so enthält er eigentlich viel zu wenige Objekte. Wie auch der Asteroidengürtel des Sonnensystems sollte er eigentlich rund 100 mal massiver sein, als er tatsächlich ist, wenn man die üblichen Planetenentstehungsmodelle hinzu zieht. Wo ist der Grossteil der Masse abgeblieben?
Migration und ein System am Rand des Chaos
Die Entdeckung des seltsamen Planeten bei 51 Pegasi führte zu ganz neuen Planetenentstehungsmodellen. Bisher hatte man gedacht, Planeten würden an dem Ort entstehen, an dem sie auch noch später stehen, wobei sie weiter Aussen in der Scheibe, wo es kalt ist, in der Lage sind, viel leichtes Wasserstoffgas zu sammeln, und weiter Innen, wo die junge Sonne die Scheibe heizt und es deshalb heiss ist, bloss kleine Felsplaneten entstehen können. Doch ein Gasplanet, so nahe an seinem Stern dran? Man war sich schnell einig, dass der Planet praktisch nicht vor Ort entstanden sein kann (es gibt aber durchaus eine Minderheit an Wissenschaftlern, die an einem solchen Modell festhält). Das heisst, die Planeten (heute sind weit über hundert dieser „Hot Jupiters“ bekannt) mussten weiter draussen entstanden und nach innen gewandert, „migriert“ sein. Und diese Migration machte dem einfachen, alten Modell endgültig den Garaus. Denn wenn Planeten migrieren können, können sie sich nahe kommen, kollidieren oder sich gegenseitig aus der Bahn schleudern. Migration musste zudem eine Ursache haben, und immer bessere Computer erlaubten immer bessere Simulationen der Verhältnisse im jungen Sonnensystem, so dass immer mehr Parameter einbezogen werden konnten. Doch plötzlich war es keine leichte Sache mehr, überhaupt grössere Planeten bilden zu können. Am Ende kam dann doch ein neues Modell der Planetenbildung heraus, das sich bis heute bewährt hat.
Demnach war das junge Sonnensystem kein besonders angenehmer Ort. Die junge Sonne war von einer Scheibe aus Gas und Staub umgebeben, die sich bis auf etwa 100 Astronomische Einheiten ausdehnte. In ihr verklumpte sich Staub zu immer grösseren Körpern, wobei dieser Prozess jenseits der „Schneelinie“ (der Entfernung, ab der Wassereis im Nebel kondensieren konnte) sehr viel schneller ablief. So wuchsen kleinere und grössere Körper heran, deren Bahnen durch die „dynamische Reibung“ mit den kleineren Objekten der Scheibe recht gut stabilisiert wurden. Schliesslich wuchsen aber einige hundert grössere Körper (irgendwo zwischen der Grösse des Mondes und des Mars) heran, die sogenannten Protoplaneten: diese waren so gross, dass sie den grössten Teil der kleineren Objekte in der Scheibe in sich aufnahmen, mit der Folge, dass die „dynamische Reibung“ wegfiel und die Protoplaneten begannen, sich gegenseitig in ihren Bahnen zu beeinflussen. Nun brach das Chaos aus: Kollisionen, exzentrische Bahnen, Rauswürfe in den interstellaren Raum und Abstürze in die Sonne waren die Folge. Die grössten der Protoplaneten wuchsen dabei sehr schnell auf über 10 Erdmassen, was ihnen erlaubte, Wasserstoff und Helium aus der Scheibe im grossen Stil an sich zu binden und innert kürzester Zeit zu Gasriesen zu werden. Diese neuen Schwerkraftmonster verdrängten fast alle anderen und warfen sie aus dem Sonnensystem (ein Astronom verglich das frühe Sonnensystem mal mit einem Kind, das gerade lernt, Spinat mit dem Löffel zu essen…). Nur im innersten Bereich blieben einige Dutzend übrig, die sich in den folgenden zwanzig bis fünfzig Millionen Jahren zu den heutigen terrestrischen Planeten zusammenfanden. Im Sonnensystem kam es dabei nicht zu grossen Migrationen (wie etwa bei 51 Pegasi) – aber, wie zahllose Simulationen zeigen, das war bloss ein glücklicher Zufall: in unzähligen anderen Systemen lief es anders. Weiter zeigte sich, dass das System „randvoll“ ist, das heisst, es erträgt keinen weiteren Planeten, ohne instabil zu werden.
Aber Migration von Planeten gab es durchaus auch im frühen Sonnensystem: so vermutet man heute, dass das System der vier Gasriesen einst kompakter war: Jupiter bis Neptun drängten sich auf dem Gebiet zwischen 5 und 15 Astronomischen Einheiten zusammen. Jupiter wanderte langsam nach Innen, bis er in eine Resonanz mit Saturn eintrat, was dazu führte, dass das kompakte System auseinanderfiel und Neptun an seinen heutigen Platz wanderte (vermutlich hat er dabei sogar Uranus überholt, das heisst, Uranus entstand als achter, endete aber als siebter Planet des Sonnensystems). Das Auseinanderfallen des frühen Systems (rund 700 Millionen Jahre nach der Entstehung des Sonnensystems) führte im Inneren Sonnensystem (unter anderem auf der Erde und dem Mond) zu einem Asteroidenregen, der unter Geologen als das „späte, schwere Bombardement“ bekannt ist. Dieses Migrationsszenario wird auch als das „Nizza-Modell“ bezeichnet.
Der neunte Planet
Doch was geschah mit den Protoplaneten, die sich jenseits der Gasriesenzone gebildet hatten? Diese wurden durch die Migration Neptuns ebenfalls nach aussen gedrängt. Eine neue wissenschaftliche Arbeit (siehe Arxiv.org-Link am Ende des Artikels) zeigt nun, dass die Wanderung eines solchen Protoplaneten, der irgendwo jenseits von 15 Astronomischen Einheiten entstand und vom migrierenden Neptun immer weiter nach aussen gedrängt wurde, die beobachtete Struktur des Kuipergürtels, all seine Populationen, das „Kuiper-Cliff“ sowie die Massenverarmung des Kuipergürtels erklären könnte. Sogar die Existenz der „losgelösten Population“ geht zwangslos aus dem Szenario hervor. Die beste Übereinstimmung zwischen Szenario und Realität wurden für folgende Werte erreicht: Der Planet hat eine Masse irgendwo zwischen 0.3 und 0.5 Erdmassen (3 bis 5 Marsmassen), und er zieht heute seine Bahn irgendwo im Bereich von 100 Astronomischen Einheiten, kommt der Sonne aber nie näher als 80 Astronomische Einheiten. Seine Bahn muss zwischen 20 und 40 Grad gegen die Ekliptik geneigt sein. Da er sehr viel mehr Eise enthält als ein vergleichbarer terrestrischer Planet, wäre seine Dichte geringer und er damit auch grösser: sein vermuteter Durchmesser liegt bei 10000 bis 16000 km (Erde zum Vergleich: 12756 km). Ein solcher Planet wäre mit heutigen Teleskopen entdeckbar – wenn man nur wüsste, wo man hinschauen muss. Die Simulationen geben da leider keinerlei Hinweise, aber die Chancen, dass der Planet in den nächsten Jahren bei den geplanten, ultrasensitiven Himmelsdurchmusterungen auftaucht, stehen recht gut. Dieses Objekt würde übrigens auch tatsächlich die neue Planeten-Definition der IAU (Internationale Astronomische Union) erfüllen: der Umstand, dass er in der Lage ist, den Kuipergürtel bei 48 Astronomischen Einheiten abzuschneiden und das „Kuiper-Cliff“ zu erzeugen, zeigt, dass er seine Bahn gravitativ dominiert.
Die Halo-Planeten
Doch was geschah mit den hunderten von Protoplaneten, die „aus dem System geschleudert wurden“, wie ich oben schrieb? Einige mögen von Jupiter oder einem anderen Gasriesen tatsächlich auf eine Geschwindigkeit beschleunigt worden sein, die es ihnen erlaubte, das Sonnensystem ganz zu verlassen – diese Objekte treiben jetzt seit Jahrmilliarden irgendwo in den Tiefen der Galaxis. Doch eine grosse Anzahl dieser Protoplaneten bekamen zwar einen ordentlichen Kick, der nichtsdestotrotz zu klein war, um sie aus dem System zu werfen: sie kamen auf langgezogene, weite Bahnen, die sie in periodischen Abständen von einigen tausend bis hunderttausend Jahren ins innere Sonnensystem zurückführten. Die Protoplaneten wurden Teil der gigantischen „Oort-Wolke“, welche die „Putzaktionen“ der grossen Planeten im inneren Sonnensystem bereits geschaffen hatten. Diese Wolke, die das Sonnensystem in einer Entfernung von 1000 bis 100000 Astronomischen Einheiten kugelförmig umgibt, ist noch heute das Reservoir der langperiodischen Kometen.
Die Bahnen jener Protoplaneten, die sich noch heute dort draussen befinden, müssen irgendwann durch vorbeiziehende Sterne, galaktische Gezeiten und Begegnungen untereinander „angehoben“ worden sein, so dass sie den massiven Gasriesen des inneren Planetensystems nicht mehr in die Quere kamen (diejenigen, bei denen dies nicht der Fall war, begegneten Jupiter wieder und wurden spätestens dann doch noch in den interstellaren Raum geschleudert). Dort draussen sind sie bis heute geblieben: Protoplaneten mit einer Masse zwischen jener des Mondes und einigen Marsmassen (vielleicht sind auch einige schwerere Exemplare darunter). Ihre Bahnen liegen nicht mehr in der Ekliptik (die Ebene der Bahnen der acht heute bekannten Planeten), sondern sind kugelförmig um die Sonne verteilt, weshalb man sie als Halo-Planeten bezeichnen könnte.
Neuere Untersuchungen zeigen auch, dass einige der Neptun-Migrationsmodelle, und insbesondere der vermutete Platztausch von Uranus und Neptun, besser funktionieren, wenn man noch zumindest einen weiteren Gasplaneten von Neptunmasse annimmt, der im frühen Sonnensystem ebenfalls seine Bahn um die Sonne zog und dann in den interstellaren Raum – oder in die Oortsche Wolke – geschleudert wurde.
Zum Schluss: Nemesis
Man kann kaum über verborgene Objekte in den Tiefen des äussersten Sonnensystems sprechen, ohne zumindest die Nemesis-Hypothese zu erwähnen. Demnach besitzt die Sonne einen kleinen Begleitstern (oder zumindest einen massiven Braunen Zwerg, ein Mittelding aus Stern und Planet also), der sie einmal alle 26 bis 30 Millionen Jahre umkreist und regelmässige Kometenschauer auslöst, die dann zu Massenaussterben auf der Erde führen (deshalb die Bezeichnung „Nemesis“). Heute kann ein solcher Stern (also ein Objekt mit mehr als 78 Jupitermassen) wohl ausgeschlossen werden: um einer bisherigen Entdeckung entgangen zu sein, müsste das Objekt so weit draussen um die Sonne kreisen, dass es sich über die Geschichte des Sonnensystems unmöglich hätte dort halten können: es wäre von vorbeiziehenden Sternen „abgestreift“ worden. Ein grösserer Planet (einige Jupitermassen) oder ein Brauner Zwerg hingegen kann nicht ausgeschlossen werden, so lange er weniger als etwa 40 Jupitermassen hat. Umstrittene Untersuchungen der Verteilung der Einfallrichtungen von langperiodichen Kometen sollen einigen Wissenschaftlern zufolge zeigen, dass sich da draussen tatsächlich mindestens ein solches Objekt verbirgt. Nemesis wäre dann aber, im Gegensatz zu den Halo-Planeten, nicht im inneren Sonnensystem entstanden: ein solches Schwerkraft-Monster hätte im Gegenteil alle anderen Planeten aus dem System gekegelt. Nemesis müsste also, so sie tatsächlich existiert, bereits dort draussen aus einem separaten, aber gravitativ gebundenen „Gasknoten“ entstanden sein, als sich unser Sonnensystem bildete (oder, was aber wesentlich unwahrscheinlicher ist, einem vorbeiziehenden Stern ausgerissen worden sein).
Was können wir also in den Weiten des äussersten Sonnensystems erwarten? Wenn wir Glück haben, mindestens einen weiteren Planeten direkt jenseits des Kuipergürtels, einige dutzend bis hundert Halo-Planeten (darunter vielleicht auch der eine oder andere kleine Gasriese), und als Bonus vielleicht noch einen Braunen Zwerg.
Arbeit auf Arxiv.org zum potentiellen Planeten jenseits des Kuipergürtels
Artikel zum vermuteten „Platzwechsel“ von Uranus und Neptun
Das Szenario zu einem weiteren Gasriesen, der möglicherweise in die Oortsche Wolke geschleudert wurde, wird hier erwähnt
NewScientist-Artikel über Halo-Planeten (kostenpflichtig)
Wie dichtgepackte Planetensysteme auseinanderfallen
Geschätzte Massenobergrenze für Nemesis