Die Entstehung und zeitliche Entwicklung unseres Sonnensystems

Es folgt eine vollständige und zeitlich geordnete Liste der Entstehung und Entwicklung aller wesentlichen physikalischen Eigenschaften unseres Planetensystems.
Dabei werden Phasen zur Massenverteilung, Temperaturverläufe, chemische Zusammensetzung, Magnetfelder, Bahneigenschaften, Atmosphärenbildung berücksichtigt.

Der Beginn unserer Zeit

13.8 Milliarden Jahre : Urknall

Entstehung von Raum, Zeit, Materie, Energie
Bildung der ersten Elementarteilchen $\rightarrow$ Protonen, Neutronen, Elektronen

300.000 Jahre später - Rekombinationsepoche

Bildung neutraler Atome (v.a. $H$, $He$)
Erste Dichtefluktuationen im Universum $\rightarrow$ Grundlage für Galaxienbildung

Ursachen unseres Sonnensystems

7-5 Milliarden Jahre - Sternentstehung & Supernovae

Vorläufersterne sterben $\rightarrow$ Supernovae schleudern schwere Elemente ins All
Entstehung des lokalen interstellaren Mediums mit vielen Metallen

Enstehung des Sonnensystems

Vor ca. 4.6 Milliarden Jahren - Ur-Sonnennebel

Kollaps einer dichten Region einer Molekülwolke
Bildung einer rotierenden Akkretionsscheibe um das entstehende Zentrum

Physikalische Eigenschaften:

Temperaturgradient in der Scheibe (heiss innen, kalt aussen)
Druck und Dichte nehmen zur Mitte hin zu
Rotationsmoment formt die Scheibe (Erhaltung des Drehimpulses)
Magnetfelder entstehen durch ionisierte Gase

Entstehung der Sonne

4.57 Mrd. Jahre - Protostern "Sonne"

Kernfusion zündet $\rightarrow$ Sonne beginnt als Hauptreihenstern
Sonnenwind beginnt, Gasreste wegzublasen

Physikalische Effekte:

Starke Strahlung & Sonnenwind räumen Scheibe auf
Differenzielle Rotation in der jungen Sonne
Magnetfelder der Sonne beeinflussen Scheibe

Bildung der Planeten

4.56 - 4.5 Mrd. Jahre - Akkretion von Planetesimalen

Kollisionen $\rightarrow$ Staubklumpen $\rightarrow$ Planetesimale $\rightarrow$ Protoplaneten
Entstehung innerer Gesteinsplaneten & äusserer Gasriesen

Unterschiedliche Eigenschaften:

Innere Planeten: hohe Temperaturen $\rightarrow$ nur Metalle & Gesteine kondensieren
Äussere Planeten: kalte Region $\rightarrow$ Gase & Eis kondensieren $\rightarrow$ riesige Atmosphären

Dynamische Strukturen des Planetensystems

4.5 Mrd. Jahre - Bildung der Orbitalbahnen

Bahnstabilisierung durch gravitative Wechselwirkungen
Resonanzen (z.B. Jupiter-Saturn) formen Kuipergürtel, Asteroidengürtel

Physikalische Eigenschaften:

Exzentrizität und Inklination der Bahnen werden festgelegt
Gravitationssperren durch Jupiter verhindern Planetenbildung im Asteroidengürtel

"Late Heavy Bombardement" (LHB)

4.1-3.8 Mrd. Jahre - Einschlagphase

Umlenkung vieler Asteroiden und Kometen in innere Regionen
Bringt Wasser und organische Moleküle auf Erde, Mars, Venus

Entwicklung der Planeten

4.4-3.5 Mrd. Jahre - Differenzierung der Planeten

Schmelzen $\rightarrow$ Bildung von Kern, Mantel, Kruste
Erzeugung von Magnetfeldern (z.B. Erde, Jupiter, Ganymed)

3.5 Mrd. Jahre bis heute - geologische & atmosphärische Prozesse

Vulkanismus, Plattentektonik, Erosion (v.a. auf Erde, Mars, Venus)
Atmosphärenbildung durch Vulkanismus und Einschläge
Klimaentwicklung durch chemische Kreisläufe (z.B. CO₂ auf Venus)

Entwicklung der Sonne und ihrer Heliosphäre

Seit 4.5 Mrd. Jahren - Sonnenaktivität & Magnetfelder

11-Jahres-Zyklen
Heliosphäre schützt Planeten vor kosmischer Strahlung

Heutige Eigenschaften der Planeten

Eigenschaft	Inneres Sonnensystem (Merkur-Mars)	Äusseres Sonnensystem (Jupiter-Neptun)
Materie	Gestein, Metall	Gas, Eis, Wasserstoff, Helium
Temperatur	Hoch (nahe Sonne)	Niedrig (weit entfernt)
Dichte	Hoch (feste Körper)	Niedrig (Gasriesen)
Atmosphäre	Dünn (Erde ausgenommen)	Dicke Atmosphären (v.a. H/He)
Magnetfeld	Nur bei Erde stark ausgeprägt	Sehr stark bei Jupiter & Ganymed
Monde	Wenige	Viele
Ringe	Keine	Fast alle Gasriesen

Die Zukunft unseres Sonnensystems

In 5 Milliarden Jahren: das "Ende" unserer bekannten Sonne

Sonne wird zum Roten Riesen $\rightarrow$ Erde wahrscheinlich zerstört
Danach $\rightarrow$ Weisser Zwerg + Planetensystemreste (evtl. Planetare Nebel)

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