Das Frühe Sonnensystem ( oder abgekürzt ESS) umfasst den Zeitraum ab der Entstehung des Sonnensystems vor 4568 Millionen Jahren, sowie den Transformationsprozess der protoplanetaren Staubscheibe bis hin zur Planetenbildung mit der abgeschlossenen Akkretion unserer Erde.
Geschichtliche Einführung Revolutionierende Vorbedingung zum Verständnis des Sonnensystems war der Heliozentrismus, der 250 v. Chr. durch Aristarchos von Samos etabliert worden war und die Sonne in den Mittelpunkt unseres Planetensystems gerückt hatte – im Gegensatz zu den damals gängigen, erdzentrierten Vorstellungen des Geozentrismus. Dennoch konnte sich der Heliozentrismus erst gegen Ende des 17. Jahrhunderts durchsetzen. Der Begriff Sonnensystem (engl. solar system) wurde erstmals im Jahr 1704 verwendet.
Ein Meilenstein war die Entwicklung der Nebularhypothese durch Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant und Pierre-Simon Laplace im 17. Jahrhundert. Jedoch war ein wesentlicher Kritikpunkt dieser Hypothese ihre anscheinende Unfähigkeit, den mangelnden Drehimpuls der Sonne im Vergleich zu den Planeten zu erklären. Die daraus resultierende ablehnende Einstellung ihr gegenüber erfuhr jedoch Anfang der 1980er durch die Untersuchung junger Sternensysteme eine Neubewertung. Wie die Nebularhypothese voraussagte, werden die Zentralsterne von kühlen Scheiben aus Staub und Gas umgeben – was zu ihrer Wiederanerkennung beitrug.
Zeit vor T0 – präsolarer Nebel mini|hochkant=1.6|Hubble-Aufnahme protoplanetarer Scheiben im Orionnebel
Die Entwicklung des Frühen Sonnensystems erfolgte nicht ex nihilo, sondern hatte eine längere Vorgeschichte. Gemäß der Nebularhypothese war das Sonnensystem aus dem gravitationsbedingten Kollaps eines Bruchteils einer gigantischen Molekülwolke hervorgegangen – sehr wahrscheinlich am Rand einer Wolf-Rayet-Zelle. Die gesamte Wolke erstreckte sich über gut 20 Parsec, wohingegen die einzelnen Abtrennungen nur 1 Parsec (3,25 Lichtjahre) einnahmen. Ein weiteres Einstürzen der Kompartimente führte zu einer Verdichtung mit 0,01 bis 0,1 Parsec großen Kernbereichen (entsprechend 2.000 bis 20.000 AU). Eines dieser Kompartimente – der präsolare Nebel – wurde zum Sonnensystem. Der Massengehalt des Kompartiments lag etwas oberhalb der Sonnenmasse (M☉) – wobei Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium, das noch aus der primordialen Nukleosynthese des Urknalls übrig geblieben war, 98 % der Gesamtmasse stellten. Die verbliebenen 2 % an Masse setzten sich aus schwereren Elementen zusammen, welche aus Nukleosynthesen früherer Sterngenerationen stammten (diese hatten in ihrem Endstadium die schwereren Elemente in den interstellaren Raum entlassen).
Manche Wissenschaftler gehen auch von einer Supernova namens Coatlicue aus, welche den präsolaren Nebel schuf. Untersuchungen an alten Meteoriten konnten Spuren an Tochterelementkernen kurzlebiger Isotopen nachweisen – beispielsweise Eisen-60. Diese entstehen nur in explodierenden Sternen von geringer Lebenszeit – was wiederum auf eine Supernova oder mehrere Supernovae in der Nachbarschaft hinweist. Die von einer Supernova ausgehende Schockwelle hatte womöglich durch lokale Verdichtungen innerhalb der Molekülwolke den Entstehungsprozess der Sonne in Gang gesetzt – wobei die betroffenen Abschnitte kollabierten.
Die sehr homogene Verteilung von Eisen-60 im Sonnensystem lässt auf eine Supernova schließen. Die Injektion des Isotops war noch lange vor Akkretion des Scheibenstaubs zu planetarischen Körpern erfolgt. Da nur massenreiche, kurzlebige Sterne Supernovae ausbilden, hatte sich das Sonnensystem damals sehr wahrscheinlich ganz in der Nähe der Geburtsstätte derartig massenreicher Sterne befunden – als Beispiel möge der Orionnebel dienen.
Einfluss des Ursprungsorts Wie die meisten Sterne so wuchs auch die Sonne nicht allein auf sich gestellt heran, sondern bildete Teil eines jungen Sternhaufens. Es gibt mehrere Hinweise dafür, dass das Environment des Sternhaufens auf das heranwachsende Frühe Sonnensystem einen gewissen Einfluss ausübte. Ein Anzeichen für diesen Einfluss kann im Massenverlust außerhalb Neptuns und in der extrem exzentrischen Bahn Sednas gesehen werden. Ob die Isotopen Eisen-60 und Aluminium-26 wirklich auf massenreiche Sterne im Sternhaufen hindeuten, steht noch zur Debatte. Als Mitglied des Sternhaufens wäre die Sonne vom nahen Vorbeiziehen anderer Sterne, von der starken Strahlung naher massenreicher Sterne und von eventuellen Auswurfmassen benachbarter Supernovae durchaus in Mitleidenschaft gezogen worden.
Untersuchungen über den strukturellen Aufbau des Kuipergürtels und seiner anormalen Bestandteile legen nahe, dass die Sonne tatsächlich einem Sternhaufen angehörte, der aus 1.000 bis 10.000 Sternen bestand. Der Sternhaufen hatte einen Durchmesser von 6,5 bis 19,5 Lichtjahren und eine Gesamtmasse von 3000 M☉. Der Haufen brach zwischen 135 und 535 Millionen Jahren nach seiner Entstehung wieder auseinander.
Mehrere Simulationen unserer jungen Sonne (in ihren ersten 100 Millionen Lebensjahren) mit nahe vorbeiziehenden Sternen ergaben anormale Umlaufbahnen im äußeren Sonnensystem – wie beispielsweise bei den Detached Objects (abgekürzt DO). Eine kürzliche Studie konnte zeigen, dass ein derartig nahe vorbeiziehender Stern nicht nur für die Umlaufbahnen der DOs verantwortlich ist, sondern auch für die heißen und kalten Körper des Kuipergürtels, die Sedna-ähnlichen Objekte und die extremen Transneptunischen Objekte (abgekürzt TNO) sowie retrograden TNOs.
Materiebildung mini|hochkant=1.6|Der Allende-Meteorit
Das Frühe Sonnensystem setzt sodann mit der erstmaligen Materiebildung im Sonnennebel ein, welche auf den Kollaps einer riesigen, ausgedehnten, präsolaren Molekülwolke zurückzuführen ist. Der Hauptanteil der kollabierenden Masse konzentrierte sich dabei im gravitativen Zentrum, wohingegen der unbedeutende Massenrest zu einer Scheibe abgeplattet wurde. Die Umgebung der hiernach im Zentrum zündenden Protosonne war für mehrere 10.000 Jahre sehr heiß und kühlte langsam in wenigen 100.000 Jahren ab. Durch den Abkühlungsprozess kondensierten als bisher erstbekannte, feste Materie die Calcium-Aluminium-reichen Einschlüsse (abgekürzt CAI). Ihr Alter definiert somit den Startpunkt T0 des Frühen Sonnensystems, der mittlerweile auf 4568,2 Millionen Jahre vor heute datiert wird.
Die CAIs waren noch vor der Erstkondensation der Hauptelemente aus ihrer relativen Sonnennähe in kühlere Regionen transportiert worden. Im Verlauf der weiteren Abkühlung kondensierten Eisen-Nickel-Metalle und die silikatischen Vorläufer der Chondren. Anschließend folgten 2–3 Millionen Jahre, die in Meteoriten nicht dokumentiert sind. Nach diesem recht langen Zeitraum begann die eigentliche Chondren-Bildung in einem relativ kühlen Nebel, gekennzeichnet durch schnelle, intensive Aufheiz- und Abkühlereignisse. Nach der Chondrenbildung erfolgte innerhalb von 100.000 bis 1.000.000 Jahren der Aufbau der Planetesimale.
Sonnenentwicklung Die Molekülwolke war unaufhaltsam kollabiert und in sich zusammengestürzt, als das Gleichgewicht zwischen nach außen gerichtetem Strahlungsdruck und nach innen wirkender Gravitationskraft verloren gegangen war. Die miteinander konkurrierenden Kräfte Schwerkraft, Gasdruck, Magnetfeld und Drehung hatten in etwa 100.000 Jahren die Molekülwolke in eine abgeplattete, drehende Scheibe mit einem Durchmesser von 200 AU verformt, in deren Zentrum ein heißer, dichter Protostern am Entstehen war.
Durch den enormen Druck im Zentrum stiegen die Temperaturen soweit an, dass die hochaktive Protosonne zündete. Bipolare Jets strömten aus den Magnetpolen der Protosonne hervor, und sie selbst erzeugte Röntgenstrahlung und hochenergetische Partikel im MeV-Bereich. Gleichzeitig begann das gesamte, kollabierende Nebelsystem wegen der Drehimpulserhaltung schneller zu rotieren und die anfängliche Molekülwolke flachte zusehends zur protoplanetaren Scheibe ab, die senkrecht zur Rotationsachse der Protosonne stand.
Diese Anfangsphase dauerte etwa 1 bis 10 Millionen Jahre. Die protoplanetare Scheibe war eine Staubscheibe, in der dieser Staub chemisch und physikalisch prozessiert wurde. Der Staub wurde aufgrund der Kondensation teilweise nochmals sehr hohen Temperaturen ausgesetzt und geschmolzen, wobei etwa die Chondren entstanden. Staub und prozessierte Edukte finden sich in Meteoriten, so dass diese einen Einblick in diese Phase des Frühen Sonnensystems erlauben. Der Staub und das physikochemikalischen Prozessen unterworfene Material verklumpten anschließend zu immer größeren Brocken, die schließlich die Planeten aufbauten.
Danach wechselte die Protosonne in eine Phase, die von heftigen, mehrere Stunden dauernden Strahlungsausbrüchen begleitet war, wie sie von FU-Orionis-Sternen bekannt sind und nach denen diese Phase auch benannt ist. Am Ende dieses Stadiums hatte die Protosonne beinahe ihre Endmasse erreicht. Schätzungsweise wog die protoplanetare Scheibe zu diesem Zeitpunkt zwischen 0,001 und 1 Sonnenmassen. Die sehr kurze FU-Orionis-Phase dauerte nur einige Hunderte von Jahren an.
mini|hochkant=1.6|T-Tauri-Stern mit Akkretionsscheibe, künstlerische Darstellung
Auf das FU-Orionis-Stadium folgte das 100.000 bis 10 Millionen Jahre dauernde T-Tauri-Stadium. T-Tauri-Sterne werden oft von Scheiben mit präplanetarischer Materie umgeben, deren Massen zwischen 0,001 und 0,1 M☉ betragen. Die Scheiben können Dimensionen bis zu mehrere hundert AU ausmachen – das Hubble Space Telescope hat beispielsweise im Orionnebel protoplanetarische Scheiben mit einem Durchmesser von 1000 AU beobachten können. Die Scheiben sind vergleichsweise kühl und ihre Oberflächentemperaturen erreichen maximal rund 730 °C.
In dieser eher ruhigen und letzten Phase existierte um die Protosonne noch immer die protoplanetare Scheibe, die sich jedoch langsam abwandelte, auflöste und unser Planetensystem zurückließ.
Nachdem die Protosonne ihr hydrostatisches Gleichgewicht erlangt hatte, wechselte sie endgültig ins ruhige Fahrwasser des Wasserstoffbrennens und damit auf die Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Seitdem fusioniert sie jetzt den Wasserstoff zu Helium und hat bis auf den heutigen Tag fast genau die Hälfte ihres Brennstoffes verbraucht – und wird dementsprechend noch weitere 5000 Millionen Jahre leuchten.
Vom Kollaps bis zum Einschwenken der Sonne auf die Hauptreihe waren etwa 10 bis maximal 100 Millionen Jahre vergangen. Während dieser Zeit entwickelte sich um die Sonne das Planetensystem weitgehend in der Form, in der wir es heute beobachten.
Entwicklung des Planetensystems mini|hochkant=1.6|Vom Stern LL Orionis ausgehender Sternwind, der im umgebenden Orionnebel eine Bugstoßwelle erzeugt
Die älteste bekannte Materie in unserem Sonnensystem besteht – wie bereits angesprochen – aus den in undifferenzierten Meteoriten vorkommenden CAIs, aus Chondren (kleine Kügelchen vorwiegend aus Silikaten und Glas), sowie aus individuellen Metall-, Sulfid- und Mineralkörnern.