Planeetvorming in een protoplanetaire schijf
Tal van sterren bezitten planeten. Dat doet sterk vermoeden dat het vormen van planeten rond een ster de gebruikelijke gang van zaken is. Maar hoe verloopt die vorming? Scientias, 09-02-2019, Matthijs van der WielDit artikel is oorspronkelijk verschenen in het blad ZENIT, waarin je elke maand alles kunt lezen over sterrenkunde, weerkunde en ruimteonderzoek.
Het voorkomen en ontstaan van exoplaneten
De acht planeten in ons zonnestelsel zijn niet de enige in het universum. Sterrenkundigen hebben inmiddels al duizenden planeten bij andere sterren in de Melkweg ontdekt: exoplaneten. Het klassieke vraagstuk hoe planeten ontstaan, heeft daarmee een veel bredere reikwijdte gekregen dan alleen de zoektocht naar onze eigen oorsprong. Het heeft zich uitgebreid naar een tak van wetenschap die probeert te verklaren, hoe de natuur planetenstelsels opzet en waarom dat met zo'n ogenschijnlijk regelmaat gebeurt, dat het kennelijk bij elke ster plaatsvindt.
Verschillende natuurkundige processen maken het samen mogelijk, dat minuscule bouwstenen zich in miljoenen jaren samenvoegen en enorme planeten laten ontstaan.
(NRC/HIA, C. Marois en Keck Observatory).
Elke ster heeft minstens één planeet
Na een periode van wetenschappelijke voorzichtigheid volgden in 1991 en 1992 de eerste bevestigingen van het bestaan van exoplaneten. Het betrof toen planeten rond pulsars; de eerste planeet rond een zonachtige ster werd in 1995 ontdekt. Terwijl aan het einde van dat decennium de teller pas op 35 stond, zijn in oktober 2018 al ruim 4000 exoplaneten bekend, waarvan enkele honderden in systemen met meerdere planeten in banen rond dezelfde ster.
Vóór het aanbreken van dit tijdperk waren sterrenkundigen het niet eens over de vraag of planeten buiten ons zonnestelsel veel zouden voorkomen. Intussen is er geen twijfel meer dat zo goed als elke ster minstens één planeet bezit.
Methoden om planeten te vinden
De meest gebruikte methode om exoplaneten te detecteren was traditioneel de 'doppler-wiebel' van sterren, onder invloed van de zwaartekracht van een planeet. Ook al is een ster (vele malen) zwaarder dan een planeet, toch zal ook die ster een beetje wiebelen rondom het gezamenlijke massamiddelpunt van het ster-planeet-systeem. Als het meetsysteem nauwkeurig genoeg is, is deze wiebel te meten als een periodieke verschuiving van de absorptielijnen in het spectrum van de ster: zij schuiven iets naar het rood als de ster van ons af beweegt, iets naar het blauw als ze naar ons toe komt. Met deze methode worden bij voorkeur zware planeten gevonden die dicht om de moederster draaien, omdat het wiebeleffect dan het grootst is.
Vanaf 2014 domineert de transitmethode de statistieken van exoplaneetdetecties. In dat jaar werden de eerste ontdekkingen van de Amerikaanse ruimtetelescoop Kepler bekend gemaakt. Ook deze methode vindt bij voorkeur grotere planeten dicht bij de moederster, middels het vastleggen van het periodiek gedeeltelijk afdekken van het sterlicht doordat de planeet, vanaf de aarde gezien, voor de ster langs beweegt. Ruim 90% van alle bekende exoplaneten zijn gevonden met de transitmethode of de dopplermethode.
Honderden miljarden planeten
Naast bovenstaande twee indirecte methodes om exoplaneten te vinden, is het met bijzonder veel toewijding en verfijnde technieken zelfs mogelijk geweest om het licht van enkele tientallen exoplaneten direct waar te nemen. Hiervoor is het van groot belang dat het licht van de ster op enigerlei wijze wordt geblokkeerd of uit de opname verwijderd. Een voorbeeld is het HR8799-planetenstel (te zien op de afbeelding hierboven). Vooralsnog werkt deze techniek alleen bij planeten die op grote afstand van hun ster staan.
Ondanks de voorkeuren van de meest gebruikte detectietechnieken voor grote en zware planeten met een krappe omloopbaan, vertoont de nu bekende populatie van exoplaneten een grote diversiteit aan afmetingen, massa, samenstelling en omloopbanen [zoals ons planetenstelsel]. Sommige zijn rotsachtige planeten zoals de aarde. Een veel voorkomend type exoplaneet is dat van de zogeheten superaardes: rotsachtige planeten die enkele keren zwaarder en iets groter zijn dan de aarde. Andere exoplaneten zijn gasreuzen zoals Jupiter en Saturnus. De 4000 gevonden planeten zijn slechts het topje van de ijsberg. Gezien de statistieken moeten er alleen al in onze Melkweg honderden miljarden planeten zijn.
Protoplanetaire schijf heeft beperkte levensduur
Het ontstaan van sterren gaat gelijk op met het vormen van planeten. Stervorming begint met het ineenstorten (verdichten) van een protostellaire gaswolk onder invloed van zijn eigen zwaartekracht. Door een kleine hoeveelheid draaimoment die zo'n wolk altijd wel heeft, gaat het systeem door verdichting sneller draaien en daardoor ontstaat een afgeplatte schijf rondom de jonge protoster. Het rotatiepatroon van zo'n schijf is vergelijkbaar met de keplerse rotatie, waarin de omloopsnelheid van elk deeltje kan worden berekend aan de hand van zijn afstand tot de centrale ster.
De jonge, groeiende ster trekt door zijn massa vanuit de omringende moederwolk gas en stof door de schijf heen naar zich toe. Maar tegelijkertijd blaast de intense straling van de ster-in-wording ook gasdeeltjes uit de schijf weg. De protoplanetaire schijf, zeker de gasvormige component, heeft hierdoor een beperkte levensduur, die voor zonachtige sterren een paar miljoen jaar bedraagt. Planeten moeten dus betrekkelijk 'snel' worden gevormd, voordat het beschikbare materiaal uit de schijf is verdwenen.
Afbeelding: Daria Dall'Olio.
Ordes van grootte in stofdeeltjes
Het beginmateriaal voor een planetenstelsel bestaat uit gasmoleculen en microscopisch kleine stofdeeltjes in de hierboven beschreven protoplanetaire schijf. De stofdeeltjes hebben aanvankelijk afmetingen in de orde van een duizendste millimeter (10-6 meter). Doordat ook gasplaneten waarschijnlijk een kern van vast materiaal hebben, moet elke planeet-in-wording een rotsachtige kern opbouwen van de grootte van de aarde (orde van 107 meter in doorsnede). Dat betekent dat er minstens dertien ordes van grootte van stofdeeltjes in lengteschaal moeten worden doorlopen.
De stofdeeltjes bestaan vooral uit silicaat en koolstof, maar bevatten ook metalen zoals ijzer en magnesium.
De verhouding tussen gas en stof in het interstellaire medium en in protoplanetaire schijven is niet precies bekend, maar over het algemeen wordt aangenomen dat jonge schijven grofweg honderd keer meer massa aan gas dan aan stofdeeltjes bevatten. De verhouding hangt bovendien af van bijvoorbeeld de leeftijd van de schijf (hoe ouder, hoe meer stofdeeltjes) en van de plaats in de schijf; het stof, vooral de grotere deeltjes, concentreert zich door de draaiing dicht bij het equatoriale vlak.
De eerste stap richting het ontstaan van planeten is het samenklonteren en groeien van de stofdeeltjes van micrometers naar afmetingen van millimeters en centimeters. De interactie met het gas in de protoplanetaire schijf is belangrijk, omdat bevroren water op de oppervlaktes van de stofdeeltjes ijslagen kunnen vormen. Als twee deeltjes botsen, is de kans dat ze aan elkaar blijven plakken veel groter, wanneer ze bedekt zijn met één of meerdere laagjes ijs. Goede plaksneeuw is van cruciaal belang.
Barrières overwinnen
Als we eenmaal deeltjes hebben met afmetingen van een millimeter tot een centimeter (vier ordes van grootte overbrugd), zijn er nog steeds grote barrières te overwinnen. De eerste is de zogenaamde centimeter-barrière. Botsingen van deeltjes in een protoplanetaire schijf zijn nagebootst in experimenten onder gewichtloosheid en in bijna-vacuüm, bijvoorbeeld in een valtorenopstelling. Zo is inzichtelijk gemaakt dat twee botsende silicaatdeeltjes niet vanzelfsprekend aan elkaar plakken (en dus een nuttige stap richting planeetvorming zetten), maar vaak ook 'stuiteren', elkaar eroderen, of zelfs grotendeels vernietigen.
Om voldoende groei te bewerkstelligen is het nodig dat de deeltjes gedeeltelijk poreus zijn (zodat ze botsingsenergie kunnen opvangen door te verdichten, de onderlinge snelheden niet te hoog zijn en ze lang genoeg in de schijf aanwezig blijven. Deze laatste aspecten worden ingeperkt door de drift-barrière: zodra een deeltje groot en zwaar genoeg wordt, ontkoppelt zijn beweging zich van de omloopbanen van de gasmoleculen. Het deeltje ondervindt dan wrijvingskrachten van het gas ('tegenwind'; het gas beweegt iets trager dan de vaste deeltjes omdat het niet alleen door de zwaartekracht, maar ook door de gasdruk in z'n baan gehouden wordt), verliest draaimoment, beweegt daardoor naar binnen en wordt uiteindelijk door de ster opgeslokt.
Op een radiale afstand van 1 AE (Astronomische Eenheid, de afstand aarde-zon) hebben rotsblokken van ongeveer een meter groot hier het meeste last van, bekend als de meter-barrière. Op grotere afstanden van de ster (100 AE) is dit effect zelfs al problematisch voor millimeter-grote deeltjes. Bovendien zorgt de naar binnen gerichte drift-snelheid voor grotere onderlinge snelheden tussen de deeltjes, hetgeen opnieuw fragmentatie in de hand werkt.
Zowel de centimeter- als de meter-barrière kunnen worden overwonnen door zogenaamde drukophopingen (pressure bumps). Door de thermodynamische interactie tussen gasvormige en vaste deeltjes in de protoplanetaire schijf kunnen deze laatsten zich ophopen in een asymmetrische verdeling langs de baan rond de jonge ster. Dit helpt zowel voor het reduceren van de onderlinge snelheden, als bij het voorkomen van drift in radiale richting. Na jaren van speculeren, rekenen en voorspellen, zijn dergelijke ophopingen inmiddels waargenomen in verschillende protoplanetaire schijven.
Protoplanetaire schijven waarnemen
Om waarnemingen zoals die in de afbeelding hierboven mogelijk te maken, is een hoge gevoeligheid nodig voor submillimeter-, millimeter- en centimeterstraling, de golflengtes waarin koud moleculair gas en stofdeeltjes stralen. Bovendien is een groot oplossend vermogen essentieel. Van alle sterren die zo jong zijn dat ze nog een protoplanetaire schijf hebben, staat de dichtstbijzijnde, TW Hydrae, op zo'n 200 lichtjaar van ons vandaan. Op die afstand zou een schijfje van 60 AE, ongeveer de afmetingen van ons zonnestelsel, niet meer dan 1 boogseconde meten. Om details in protoplanetaire schijven te kunnen zien, moet de resolutie dus een fractie van een boogseconde bedragen.
Voor millimeterstraling is een telescoop van minstens 10 km nodig om een resolutie van ~1 AE te bereiken. Een interferometer, waarin meerdere gekoppelde schotels samenwerken als één grote telescoop, is dan de enige optie. ALMA, de Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array, operationeel sinds 2012, heeft voor grote doorbraken gezorgd in dit onderzoeksveld. De 66 schotels van ALMA maken het mogelijk om details van slechts een paar AE te onderscheiden in protoplanetaire schijven. Door opnames te maken van een protoplanetaire schijf bij verschillende golflengtes (bijvoorbeeld 0,45, 0,85 en 3 mm) en de verhouding in signaalsterktes tussen de opnames te vergelijken, kunnen eigenschappen van de stofdeeltjes zoals hun afmeting worden bepaald. Grof gezegd straalt elk deeltje het meest efficiënt in de golflengte, die overeenkomt met zijn eigen afmeting.
Planeetvorming moet op tijd beginnen
Eerder dit jaar zijn aanwijzingen gevonden voor de eerste stappen in de samenklontering van stof in de binnenste 15 AE van de protoplanetaire schijf van de protoster TMC1A, in het sterrenbeeld Stier. In dit geval zijn niet de spectrale eigenschappen van het stof zelf bestudeerd, maar bleek er een 'gat' te bestaan in de verdeling van het koolmonoxidegas. De schijf van TMC1A is ongeveer honderdduizend jaar oud, aanzienlijk jonger dan andere schijven waarin stofklontering is waargenomen.
Grote stofdeeltjes van millimeter-afmetingen waren tot dan toe alleen gevonden in betrekkelijk oude schijven van minstens twee miljoen jaar. Om aan het einde van het proces genoeg gas over te hebben voor de vorming van Jupiterachtige gasplaneten, is het van groot belang dat de millimeter/centimeter grote stofdeeltjes al zo vroeg aanwezig zijn. Net als bij veel andere zaken die op tijd af moeten zijn, is ook hier één van de sleutels: op tijd beginnen.
Van planetesimaal (planetoïde) naar volgroeide planeet
De volgende stappen in het proces, van rotsblokken met afmeting van meters naar honderden of duizenden meters, zijn voor astronomen helaas niet waar te nemen. Hun aantal is simpelweg te klein om veel straling uit te zenden en hun afmetingen zijn tegelijkertijd nog te klein om afzonderlijk te kunnen worden waargenomen. In dit regime zijn het vooral computermodellen gebaseerd op natuurkundige wetten die ons iets kunnen leren over mogelijke scenario's van deze stap. In de meest gangbare modellen groeien rotsen door tot grofweg een kilometer in afmeting.
Vanaf dat moment zorgt de onderlinge zwaartekracht voor de vorming van nog grotere planetesimalen. Op deze manier worden een paar planetesimalen oligarchisch: de grootste objecten in hun omgeving groeien ook het snelst, terwijl de anderen achterblijven. Tegelijkertijd blijven waarschijnlijk ook de centimeter grote kiezels, waarvan er nog steeds veel moeten zijn in de protoplanetaire schijf, bijdragen aan de verdere groei van de protoplaneten.
De vorming van gasplaneten
Als de rotsachtige kern vijf tot tien aardmassa's bedraagt, is hij zwaar genoeg om met zijn eigen zwaartekracht gas uit de protoplanetaire schijf aan zich te binden. Eenmaal op gang gekomen, zal dit proces versnellen door de sterker wordende zwaartekracht van de groeiende gasplaneet. Het gasomhulsel wordt binnen de kortste tijd vele malen zwaarder dan de vaste kern, met als belangrijkste grens de hoeveelheid gas die nog beschikbaar is in de protoplanetaire schijf.
Planeten die in het gasarme, binnenste deel van de protoplanetaire schijf ontstaan, bouwen geen dicht gasomhulsel op. Dat er toch reusachtige gasplaneten heel dicht bij hun ster bestaan (hete Jupiters), kan worden verklaard met scenario's waarin gasreuzen ontstaan in de buitenregionen en daarna, door de gravitationele wisselwerking met de schijf, naar binnen toe bewegen en een nieuwe, stabiele omloopbaan vinden.
Planeetvorming verloopt zeer doelmatig
Om planeten te vormen, moeten alle hierboven beschreven stappen worden doorlopen. Bijna elke ster moet bij haar geboorte door verdichting een stabiele protoplanetaire schijf vormen waarin klontering, verdere agglomeratie en uiteindelijk door zwaartekracht veroorzaakte assimilatie van gas door protoplaneten plaatsvinden, allemaal voordat het schijfmateriaal door de ster deels wordt opgeslokt en deels weggeblazen. Al deze stappen verlopen in het heelal met een verbazingwekkende efficiëntie.
De natuur lijkt vooralsnog een paar stapjes voor te zijn op de theoretische verklaring ervan.
Een volgende prangende vraag is hoe een planeet de ingrediënten voor leven, zoals water, kan verzamelen. Wellicht bevatten de planetesimalen of kiezels zelf al water, of wordt het na de vormingsfase afgeleverd door inslaande kometen en planetoïden.
ZENIT is hét magazine over sterrenkunde, ruimteonderzoek, weer en klimaat. Met iedere maand actuele sterrenhemel informatie en ontwikkelingen uit de wetenschap. Het laatste nieuws op het gebied van sterrenkunde, ruimteonderzoek en weerkunde kun je ook vinden op www.zenitonline.nl.
terug naar het antropisch principe
terug naar het weblog
^