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.
Bij de foto: 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.
Bij de foto's: 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.
Bij de foto: 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.
Bij de foto: 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.