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<!DOCTYPE html>

<title>Protoplanetare Scheibe</title>

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<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Protoplanetare Scheibe</span></h1>

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</div>

<p>Eine <b>protoplanetare Scheibe</b>, auch <b>Proplyd</b> (<a href="Englische_Sprache" title="Englische Sprache">engl.</a> Kurzwort für <i>Protoplanetary disk</i>), ist eine Ring<a href="Scheibe" title="Scheibe">scheibe</a> aus Gas und <a href="Interstellarer_Staub" title="Interstellarer Staub">Staub</a>, die um einen <a href="Protostern" title="Protostern">Protostern</a> oder ein vergleichbares Objekt (bspw. einen jungen Stern) rotiert.

</p><p>Protoplanetare Scheiben entstehen vermutlich aus denselben kollabierenden <a href="Molek%C3%BClwolke" title="Molekülwolke">Molekülwolkenkernen</a>, aus denen auch der (Proto-)Stern entstanden ist. Durch Veränderungen ihrer Materie wie bspw. Zusammenballen können sie sich mit der Zeit z. B. zu Asteroidengürteln weiterentwickeln, die dann ebenso als Ringscheibe um den Stern rotieren, oder zu <a href="Planet" title="Planet">Planeten</a>. Der Oberbegriff sowohl für protoplanetare Scheiben aus Gas und Staub als auch ältere Scheiben aus größeren Bestandteilen wie <a href="Meteoroid" title="Meteoroid">Meteoroiden</a> und <a href="Asteroid" title="Asteroid">Asteroiden</a> ist <b>zirkumstellare Scheibe</b>.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Beschreibung">Beschreibung</h2></div>

<p>Selbst ein kleiner anfänglicher <a href="Drehimpuls" title="Drehimpuls">Drehimpuls</a> der <a href="Urwolke" title="Urwolke">Urwolke</a> genügt, die Bildung nur eines einzelnen Sterns zu verhindern. Stattdessen bildet sich, je nach Stärke der <a href="Turbulente_Str%C3%B6mung" title="Turbulente Strömung">turbulenten</a> <a href="Reibung" title="Reibung">Reibung</a>, zumindest ein <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppel- oder Mehrfachstern</a> oder ein Stern mit <a href="Planetensystem" title="Planetensystem">Planetensystem</a>.

</p><p>Im letzteren Fall werden für die <a href="Masse_(Physik)" title="Masse (Physik)">Masse</a> der protoplanetaren Scheibe ein bis zehn Prozent des Sterns angenommen, wobei der weit überwiegende Teil des Drehimpulses in der Scheibe bzw. im Planetensystem bleibt. Für den Mechanismus der Trennung siehe <a href="Akkretionsscheibe" title="Akkretionsscheibe">Akkretionsscheibe</a>. Ein kleiner Teil des Drehimpulses wird auch über <a href="Jet_(Astronomie)" title="Jet (Astronomie)">Jets</a> abgegeben.

</p><p>Eine protoplanetare Scheibe hat eine nach außen hin aufgeweitete Struktur. Im inneren Bereich ist die Temperatur hoch genug, um Staubteilchen zu <a href="Sublimation_(Phasen%C3%BCbergang)" title="Sublimation (Phasenübergang)">sublimieren</a>. In den Außenbereichen kann man die <a href="Optische_Dicke" title="Optische Dicke">optisch dicke</a> Scheibe vertikal in mehrere Schichten unterteilen:

</p>

<ul><li>die äußerste Schicht absorbiert <a href="Photon" title="Photon">Photonen</a> des Zentralgestirns und aus dem interstellaren Strahlungsfeld.</li>

<li>Aus tiefer liegenden Schichten dringt <a href="Infrarot" class="mw-redirect" title="Infrarot">Infrarotlicht</a> nach außen, sodass die Temperatur zur Mittelebene hin absinkt und <a href="Molek%C3%BCl" title="Molekül">Moleküle</a> ausfrieren. Staubteilchen sinken bis zur Mittelebene ab und können dort <a href="Koaleszenz" title="Koaleszenz">koagulieren</a>.</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Entwicklung_zum_Planetensystem">Entwicklung zum Planetensystem</h2></div>

<p>Die Prozesse, die von der protoplanetaren Scheibe zur Bildung von Planeten führen, sind noch nicht im Detail verstanden. Im Wesentlichen gibt es zwei Modelle:

</p>

<ul><li><b>Koagulation und Akkretion:</b> Simulationen zeigen, dass interstellare Staubteilchen zwar <a href="Koagulierung" class="mw-redirect" title="Koagulierung">koagulieren</a> können, es jedoch auch verschiedene Prozesse gibt (Abprallen, Zersplitterung), die ein Anwachsen auf Millimeter-Größe behindern. Die aktuelle Forschung versucht, diese Barriere mit immer genaueren Simulationen zu durchbrechen und betrachtet dabei auch <a href="Reibungselektrizit%C3%A4t" title="Reibungselektrizität">Reibungselektrizität</a>, <a href="Blitz" title="Blitz">Blitze</a> und <a href="Magnetisieren" class="mw-redirect" title="Magnetisieren">magnetisierte</a> Teilchen. Ab einem Durchmesser von einigen Metern sammeln die Klumpen <a href="Gravitation" title="Gravitation">gravitativ</a> weiteres Material ein. Je größer ein Körper bereits ist, desto schneller und weiträumiger sammelt er Staub auf, so dass größere Körper schneller wachsen als kleinere (<i>Runaway</i>-Prozess). Wenn berggroße <a href="Planetesimal" title="Planetesimal">Planetesimale</a> entstanden sind, ist der Vorrat an Staub weitgehend aufgebraucht, sodass weiteres Wachstum auf <a href="Kollision" class="mw-disambig" title="Kollision">Kollisionen</a> beruht. Theoretisch sollten die größeren Planetesimale zu <a href="Protoplanet" title="Protoplanet">Protoplaneten</a> heranwachsen, die den Bereich um ihre <a href="Umlaufbahn" title="Umlaufbahn">Umlaufbahn</a> frei räumen. Die <a href="Gasplanet" title="Gasplanet">Gasplaneten</a> würden in diesem Modell durch <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">Akkretion</a> von Gas an den bereits entstandenen großen Gesteinskörpern entstehen.</li>

<li><b>Gravitationsinstabilität:</b> Verdichtungen innerhalb der protoplanetaren Scheibe, welche das <a href="Jeans-Kriterium" title="Jeans-Kriterium">Jeans-Kriterium</a> erfüllen, führen zur Zusammenballung von Materie und letztlich zur Bildung von Planeten. Speziell für die Bildung der Gasplaneten ist dies ein oft angenommenes Modell. Gemäß theoretischen Simulationen<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> können sich Gasplaneten so bereits innerhalb von 1000 Jahren aus spiralförmigen Dichteinstabilitäten innerhalb von protoplanetaren Scheiben bilden. Unklar ist, wodurch solche Instabilitäten verursacht werden können. Sehr massereiche Scheiben werden von selbst instabil, wenn sie abkühlen und damit der Druck abnimmt.<sup id="cite_ref-2" class="reference"><a href="#cite_note-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Möglicherweise können auch in masseärmeren Scheiben lokale Instabilitäten auftreten, wenn dieser Bereich durch eine äußere Störung, zum Beispiel eine nahe <a href="Supernova" title="Supernova">Supernova</a>, verdichtet wird.</li></ul>

<p>Beide Szenarien für die Entstehung von Planeten müssen sich nicht unbedingt ausschließen. So ist es etwa möglich, dass Gasriesen durch Gravitationsinstabilitäten entstehen, während erdähnliche Planeten durch Ansammlung von Planetesimalen entstehen. Die Entstehung von <a href="Uranus_(Planet)" title="Uranus (Planet)">Uranus</a> und <a href="Neptun_(Planet)" title="Neptun (Planet)">Neptun</a> beispielsweise wäre durch eine Gravitationsinstabilität ohne Widerspruch zur begrenzten Lebensdauer protoplanetarer Scheiben möglich; im konventionellen Koagulationsmodell würde die Entstehung der äußeren Gasriesen bis zu mehreren hundert Millionen Jahren dauern, während Beobachtungen darauf hindeuten, dass protoplanetare Scheiben schon nach weniger als zehn Millionen Jahren zerstört werden.<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Andererseits spricht der hohe Anteil an schwereren <a href="Chemisches_Element" title="Chemisches Element">Elementen</a> besonders bei Uranus und Neptun gegen eine direkte Bildung aus Gravitationsinstabilitäten, da diese eher zu einer sonnenähnlichen Zusammensetzung führen würden.

</p><p>Protoplanetare Scheiben um Sterne werden innerhalb von weniger als 10 Millionen Jahren zerstört: das Gas und Teilchen kleiner als etwa 1 µm werden durch den <a href="Sternwind" title="Sternwind">Sternwind</a> und <a href="Strahlungsdruck" title="Strahlungsdruck">Strahlungsdruck</a> aus dem System getrieben, mittlere Teilchen bis etwa 1 cm fallen durch den <a href="Poynting-Robertson-Effekt" title="Poynting-Robertson-Effekt">Poynting-Robertson-Effekt</a> auf Spiralbahnen in den Stern; nur die größeren Teilchen überleben. Die Staubscheiben, welche um ältere Sterne wie <a href="Wega" title="Wega">Wega</a> seit den 1980er Jahren entdeckt wurden, sind daher <i>keine</i> Reste protoplanetarer Scheiben; der Staub wird stattdessen andauernd durch die Kollision von <a href="Planetoid" class="mw-redirect" title="Planetoid">Planetoiden</a> nachgeliefert.

Auch der Staub im Sonnensystem, welcher im <a href="Zodiakallicht" title="Zodiakallicht">Zodiakallicht</a> zu sehen ist, entstammt der Kollision von Planetoiden und der <a href="Ausgasen" title="Ausgasen">Ausgasung</a> von Kometen und ist nicht etwa der Rest der protoplanetaren Scheibe.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Beobachtungen">Beobachtungen</h2></div>

<p>Die ersten protoplanetaren Scheiben wurden 1994 von C. Robert O’Dell und Mitarbeitern mit dem <a href="Hubble-Weltraumteleskop" title="Hubble-Weltraumteleskop">Hubble-Weltraumteleskop</a> im <a href="Orionnebel" title="Orionnebel">Orionnebel</a> beobachtet; in diesem <a href="Sternentstehungsgebiet" class="mw-redirect" title="Sternentstehungsgebiet">Sternentstehungsgebiet</a> sind etwa 50 % aller jungen Sterne von einer protoplanetaren Scheibe umgeben. 1998 wurde erstmals eine Scheibe um einen massiven Stern gefunden. Durch <a href="Infrarot" class="mw-redirect" title="Infrarot">Infrarotaufnahmen</a> konnten 2003 zum ersten Mal <a href="Kristallin" title="Kristallin">kristalline</a> <a href="Silikat" class="mw-redirect" title="Silikat">Silikate</a> in einer protoplanetaren Scheibe nachgewiesen werden, durch <a href="IR-Spektroskopie" class="mw-redirect" title="IR-Spektroskopie">IR-Spektroskopie</a> 2008 sogar <a href="Organische_Chemie" title="Organische Chemie">organische</a> Materialien wie <a href="Blaus%C3%A4ure" class="mw-redirect" title="Blausäure">Blausäure</a>, <a href="Kohlendioxid" class="mw-redirect" title="Kohlendioxid">Kohlendioxid</a> und <a href="Wasser" title="Wasser">Wasser</a> (vgl. unter <a href="AA_Tauri" title="AA Tauri">AA Tauri</a>, <a href="Kosmochemie" title="Kosmochemie">Kosmochemie</a> und <a href="Chemische_Evolution" title="Chemische Evolution">chemische Evolution</a>). Untersuchungen mit dem <a href="Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array" title="Atacama Large Millimeter/submillimeter Array">Atacama Large Millimeter/submillimeter Array</a> folgten im Jahr 2018, und gaben unter anderem Aufschluss über die Partikelgrößen in der Scheibe.<sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="gallerytext">Aufnahme <a href="Protostern" title="Protostern">entstehender Sterne</a> mit Protoplanetaren Scheiben (orange und schwarz) im <a href="Orionnebel#Entstehungszeitraum" title="Orionnebel">Orionnebel</a> durch das <a href="Hubble-Weltraumteleskop" title="Hubble-Weltraumteleskop">Hubble-Weltraumteleskop</a>, 1994</div>

</li>

<div class="gallerytext"> Die bislang größte aufgenommene Protoplanetare Scheibe, 40-facher Durchmesser des Sonnensystems; Hubble-Weltraumteleskop, 2025</div>

</li>

<div class="gallerytext"> <a href="Infrarot" class="mw-redirect" title="Infrarot">Infrarotaufnahme</a> durch das <a href="James_Webb-Weltraumteleskop" class="mw-redirect" title="James Webb-Weltraumteleskop">James Webb-Weltraumteleskop</a> einer Protoplanetaren Scheibe nahezu in Scheibenebene</div>

</li>

<div class="gallerytext"> Nahegelegene Protoplanetare Scheiben abgebildet durch das <a href="Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array" title="Atacama Large Millimeter/submillimeter Array">Atacama Large Millimeter/submillimeter Array</a></div>

</li>

<div class="gallerytext"> Sequenz dreier zeitlich auseinanderliegende Aufnahmen zeigt die Bewegung eines Protoplaneten in der Protoplanetaren Scheibe des Sterns HD 169142.</div>

</li>

</ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="Transitional_Disk" title="Transitional Disk">Transitional Disk</a></li>

<li><a href="T-Tauri-Stern" title="T-Tauri-Stern">T-Tauri-Stern</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li>A. Natta, V. Grinin, V. Mannings: <i>Properties and Evolution of Disks around Pre-Main-Sequence Stars of Intermediate Mass</i>. In: <i>Protostars and Planets</i>, IV, 2000, ISBN 0-8165-2059-3, S. 559.</li>

<li>Antonella Natta: <i>Circumstellar Disks in pre-Main Sequence Stars</i>. 2003, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0304184">astro-ph/0304184</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><div class="noresize noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"><span class="mw-default-size" typeof="mw:File"><span title="Commons"></span></span></div><b><span class=""><a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Protoplanetary_disks?uselang=de"><span lang="en">Commons</span>: Protoplanetare Scheibe</a></span></b> – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien</div>

<ul><li>Mario Trieloff: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.uni-heidelberg.de/presse/ruca/ruca03-3/planeten.html"><i>Kinderstube der Planeten</i></a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.astronews.com/news/artikel/2016/07/1607-020.shtml"><i>Das Geheimnis protostellarer Scheiben</i>.</a> astronews.com, 18. Juli 2016</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.eso.org/public/germany/news/eso1811/"><i>SPHERE enthüllt faszinierende Vielfalt von Scheiben um junge Sterne</i></a> +Fotos&Animation, ESO, 11. April 2018</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.scinexx.de/news/kosmos/gekippte-planetenwiege-sternenpaar/"><i>Gekippte Planetenwiege am Sternenpaar</i>.</a> scinexx, 15. Januar 2019</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.spektrum.de/news/bilder-aus-dem-kosmischen-kreisssaal/1673010"><i>Bilder aus dem kosmischen Kreißsaal</i>.</a> <a href="Spektrum.de" title="Spektrum.de">Spektrum</a>.de, 25. September 2019</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text">Lucio Mayer, Thomas Quinn, James Wadsley, Joachim Stadel: <i>Formation of Giant Planets by Fragmentation of Protoplanetary Disks</i>. In: <i><a href="Science" title="Science">Science</a></i>, 298, 2002, S. 1756–1759, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0311048">astro-ph/0311048</a></span>

</li>

<li id="cite_note-2"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-2">↑</a></span> <span class="reference-text"><a href="Alar_Toomre" title="Alar Toomre">Alar Toomre</a>: <i>On the gravitational stability of a disk of stars</i>. In: <i><a href="The_Astrophysical_Journal" title="The Astrophysical Journal">The Astrophysical Journal</a></i>, 193, 1964, S. 1217–1238 (behandelt galaktische Scheiben, wird aber häufig auch im Zusammenhang mit protoplanetaren Scheiben zitiert)</span>

</li>

<li id="cite_note-3"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-3">↑</a></span> <span class="reference-text">Karl E. Haisch, Elizabeth A. Lada, Charles J. Lada: <i>Disk Frequencies and Lifetimes in Young Clusters</i>. In: <i>The Astrophysical Journal</i>, Volume 553, S. L153-L156, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0104347">astro-ph/0104347</a>.</span>

</li>

<li id="cite_note-4"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-4">↑</a></span> <span class="reference-text">Sean M. Andrews et al.: <cite style="font-style:italic">The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP)</cite>. In: <cite style="font-style:italic"><a href="The_Astrophysical_Journal_Letters" class="mw-redirect" title="The Astrophysical Journal Letters">The Astrophysical Journal Letters</a></cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>869</span>, <span style="white-space:nowrap">Nr.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>2</span>, 2018, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>15 (id. L41)</span>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...869L..41A">2018ApJ...869L..41A</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Protoplanetare+Scheibe&rft.atitle=The+Disk+Substructures+at+High+Angular+Resolution+Project+%28DSHARP%29&rft.au=Sean+M.+Andrews+et+al.&rft.date=2018&rft.genre=journal&rft.issue=2&rft.jtitle=The+Astrophysical+Journal+Letters&rft.pages=15+%28id.+L41%29&rft.volume=869" style="display:none"> </span></span>

</li>

</ol></div><div><div class="zim-footer">

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