Vom Urknall 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 etwa fünf Milliarden Jahren (woher man dieses weiß? Die Antwort finden Sie >> hier). 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 >> hier.)

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.

In der Sonne werden jede Sekunde über 564 Millionen Tonnen Wasserstoff fusioniert. Die wichtigste Reaktion dabei ist die sogenannte Proton-Proton-Reaktion (>> wikipedia): 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 (He-4), 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 (>> mehr zu den Strahlungsarten).

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 von342 Watt pro Quadratmeter. (Was in der Atmosphäre und auf der Erde mit dieser Strahlung geschieht, steht auf der Seite zum >> Klima). 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).

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

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 (>> mehr). 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 desBombardements 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 – kein Wunder, dass diese Zeit in der geologischen Zeittafel (>> hier) 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 auf der Seite >>Planet Erde.

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 … . Warum konnte Leben gerade auf der Erde entstehen? Eine Antwort finden Sie auf der >> nächsten Seite.