Ontstaan van de protoplanetaire schijf
Zo'n 5 miljard jaar geleden, ergens in een spiraalarm van het
Melkwegstelsel,
wordt een interstellaire gaswolk uit haar stabiele toestand gebracht. Ze begint
door haar eigen gewicht in te krimpen, en hierdoor ook sneller rond te draaien. In het centrum van
deze gaswolk, ook wel de zonnenevel genoemd, wordt onze zon
geboren.
Het is niet bekend waardoor de oorspronkelijke interstellaire gaswolk uit haar evenwicht werd
gebracht. Het zou een schokgolf geweest kunnen zijn, veroorzaakt
door een supernova, of misschien
werd de nevel verstoord door de zwaartekracht
van een andere ster die in de buurt voorbijkwam.
Het ineenstorten van de zonnenevel gebeurt in 100 000 jaar. Door
het samentrekken wordt een enorme hitte opgewekt, en ontstaat een protoster.
Deze trekt steeds meer van het gas naar zich toe, maar niet allemaal: de gaswolk
draait immers rond, en de centrifugale kracht zorgt ervoor dat een deel van
het gas niet op de protozon geraakt.
Dat overgebleven gas vormt de accretieschijf, een ronddraaiende
schijf van stof en gas. Uit deze accretieschijf zal het zonnestelsel geboren
worden. Als zo'n accretieschijf opnieuw wordt verstoord zoals met de
oorspronkelijke zonnenevel gebeurde, dan kan er een tweede ster ontstaan:
we spreken dan van een dubbelster.
Na verloop van tijd begint het gas van de schijf af te koelen, zodat
sommige materialen (metaal, steen en ijs) kunnen stollen en kleine
stofdeeltjes gaan vormen. Deze schijf wordt een proplyd of
protoplanetaire schijf (proto-planetary disc) genoemd.
 
De krachtige Hubble Space Telescope bezorgde ons deze
spectaculaire beelden
van nieuwe sterren die geboren worden in de
Trifidnevel (links)
en van jonge sterren met een stofschijf (proplyd) rond zich (rechts).
[Foto's: STScI]
Ontstaan van protoplaneten
Deze stofdeeltjes zijn erg onstabiel: ze botsen tegen elkaar en
klitten aan elkaar vast, zodat er steeds grotere stofdeeltjes ontstaan.
Uiteindelijk ontstaan zo grote brokken materiaal, de planetesimalen.
Afhankelijk van de plaats in het zonnestelsel waar ze zijn ontstaan,
bestaan die planetesimalen uit metaal, steen of ijs. De centrifugale
kracht heeft er immers voor gezorgd dat de zwaarste deeltjes in de
accretieschijf aan de binnenkant terecht kwamen. Daarom bestaan de
aardachtige planeten vooral uit
metaal en steen, terwijl we verderop in het zonnestelsel vooral ijs
(water, methaan en ammoniak) terugvinden: bijvoorbeeld bij de
gasplaneten, de grote
en kleine manen van die planeten,
en de ijsdwergen.
 
Planetesimalen zagen er waarschijnlijk ongeveer uit
als deze planetoïden.
[Foto's: NASA]
De planetesimalen die dicht genoeg bij elkaar in de buurt komen,
beginnen elkaar aan te trekken, botsen tegen elkaar op en spatten
uiteen of klonteren samen en vormen protoplaneten: in
tegenstelling tot de planetesimalen zijn protoplaneten groot (meer dan
1 000 km) en rond. De grotere protoplaneten verzamelen het
materiaal van de kleinere, en na verloop van tijd schieten er nog
maar een paar over.
De protoplaneten verzamelen niet alleen vast materiaal onder de vorm
van planetesimalen: op een bepaald ogenblik krijgen ze genoeg
zwaartekracht om ook het gas van de protoplanetaire nevel aan te trekken
en vast te houden. Dat gebeurt vooral in de omgeving van de
gasreuzen, omdat de zonnenevel daar
vermoedelijk het dikste was. Dichter bij de zon werd het meeste gas
al eerder opgenomen door de protozon, en verder weg is de nevel te
dun en zijn er ook geen zware protoplaneten.
Stabilisatie van het prille zonnestelsel
Op dat ogenblik, ongeveer 1 miljoen jaar na het afkoelen
van de nevel en het ontstaan van de eerste planetesimalen, komt de zon
in actie: op korte tijd begint ze plots een sterke straling te produceren,
de zonnewind, die de overschotten van de protoplanetaire nevel uit het
zonnestelsel wegblaast. Enkel de grootste protoplaneten slagen erin
om hun gasmantel te behouden, en worden gasreuzen.
Tenslotte komt het zonnestelsel langzaam tot rust en komen de
protoplaneten in stabiele banen rond de zon. Er blijven echter nog
lang spectaculaire gebeurtenissen voorkomen, waarschijnlijk immense
botsingen tussen grote protoplaneten. Zo'n botsingen kunnen verklaren
waarom Mercurius een relatief grote ijzerkern
heeft, en waarom de aarde een maan heeft met zo'n
dikke stenen mantel. Ook de askanteling van Venus
en Uranus zouden door een enorme botsing
verklaard kunnen worden.
Kosmisch bombardement
Aan de hand van het aantal meteorietkraters op een planeetoppervlak
kan men nagaan hoe oud het oppervlak is: jongere vlaktes hebben minder inslagen
te verwerken gekregen. Zo kan men bijvoorbeeld zien dat de maria of zeeën
op de maan erg jong zijn: er komen bijna geen kraters op voor.
Uit een onderzoek naar de leeftijd van al die kraters blijkt dat er in
de periode tussen 3,8 en 3,5 miljard jaar geleden een zwaar
'kosmisch bombardement' gewoed moet hebben in het binnenste zonnestelsel,
waarvan Mercurius en de maan nog duidelijke sporen dragen. Ook daarna
zijn er nog regelmatig zware botsingen geweest, denk maar aan de inslag
van een meteoor op aarde 65 miljoen jaar geleden, die een einde
maakte aan het tijdperk van de dinosauriërs.
De kraterdichtheid geeft een maat voor de leeftijd van een
planeetoppervlak.
Ook nu nog zijn dergelijke botsingen niet uitgesloten. Jaarlijks krijgt
de aarde enkele miljoenen kleine meteoren te verwerken, die echter voor
het grootste deel in de atmosfeer opbranden. In 1994 konden we nog zien
hoe de komeet Shoemaker-Levy 9 tegen de planeet Jupiter botste. En regelmatig
ontdekken astronomen planetoïden die in een baan zitten die gevaarlijk dicht
bij de aarde komt.
De botsing van de komeet Shoemaker-Levy 9 op Jupiter toonde ons een
glimp
van hoe het kosmisch bombardement eruit gezien moet hebben.
[Foto: STScI]
Andere planetenstelsels
Astronomen hebben zich lang afgevraagd of onze zon de enige ster was
die een familie planeten rond zich had. Er zijn 1011 sterren
in ons melkwegstelsel alleen, dus de kans dat onze zon de enige is met een
zonnestelsel is zeer klein. Maar waar zijn die andere planetenstelsels dan?
Het heeft een hele tijd geduurd voor er waarnemingstechnieken ontwikkeld
waren die nauwkeurig genoeg zijn om planeten rond andere sterren te detecteren.
De meest gebruikte methode maakt gebruik van de Dopplerverschuiving: als het
spectrum van een ster aan de ene kant een beetje meer verschoven is dan aan een
andere kant, kunnen we daaruit opmaken dat ze een beetje wiebelt. Dat wijst op
een groot object in de nabije omgeving van de ster. De massa en de afstand van
dat object, de exoplaneet, kunnen dan berekend worden.
De eerste extrasolaire planeet werd in 1995 ontdekt rond de ster 51 Pegasi,
een zwakke ster in het sterrenbeeld Pegasus. Deze ster ligt op 45 lichtjaar
van de aarde. De planeet heeft een massa tussen een halve en twee Jupitermassa's,
en is dus zeker geen bruine dwerg. Het opvallendste kenmerk van de planeet is
dat ze op niet meer dan 0,05 astronomische eenheden van haar ster ligt.
Ook andere exoplaneten liggen extreem dicht bij hun ster, wat moeilijk te
verklaren valt met onze huidige theorieën over het ontstaan van het zonnestelsel.
Nu de methoden meer en meer verfijnd worden, zijn er ook al metingen van
kleinere planeten in een baan rond andere sterren. Kleine afwijkingen
op de baan van de grote planeet rond 51 Pegasi doen vermoeden dat er nog een
planeet in het spel is. Theoretische modellen tonen ook aan dat rond sterren
als Rho 1 Canceri, 47 Ursae Majoris en 70 Virginis aardachtige planeten
kunnen bestaan, in omstandigheden vergelijkbaar met die van de
aarde.
Verwante links
- Is iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden?
Mail ons!
|
