Tal van sterren bezitten planeten. Het doet vermoeden dat het maken van planeten behoorlijk eenvoudig is. Maar is dat wel zo?

Dit artikel is oorspronkelijk verschenen in het onlangs geheel vernieuwde blad ZENIT, waarin je elke maand alles kunt lezen over sterrenkunde, weerkunde en ruimteonderzoek.

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 existentiële 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 gemak gebeurt dat het kennelijk bij elke ster lukt. Verschillende natuurkundige processen maken het samen mogelijk dat minuscule bouwstenen samenvoegen en enorme planeten laten ontstaan.

Infraroodopname van HR8799. Het licht van de ster A in het midden is met geavanceerde technieken van het signaal afgetrokken, waardoor de planeten b, c, d, en e zichtbaar zijn. De onregelmatige structuur binnen de omloopbaan van planeet e is resterend sterlicht dat het algoritme niet heeft kunnen aftrekken. (NRC / HIA, C. Marois en Keck Observatory).

Exoplaneten vinden
Na een periode van wetenschappelijke voorzichtigheid volgden in 1991 en 1992 de eerste bevestigingen 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 herbergt. 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 de 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 heen 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.

Een artistieke weergave van de Kepler-telescoop die in oktober 2018 de geest gaf. Afbeelding: NASA.

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-systeem (te zien op de afbeelding rechtsboven). 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. 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 ietsjes groter zijn dan de aarde. Andere exoplaneten zijn gasreuzen zoals Jupiter en Neptunus. Deze 4000 exemplaren zijn slechts het topje van de ijsberg. Gezien de statistieken moeten er alleen in onze Melkweg al honderden miljarden planeten zijn.

Schijven om jonge sterren
Het planeetvormingsproces gaat hand in hand met het ontstaan van sterren. Stervorming begint met het ineenstorten van een protostellaire wolk onder de invloed van zijn eigen zwaartekracht. Door een kleine hoeveelheid draaimoment die zo’n wolk altijd al heeft, gaat het systeem sneller draaien en ontstaat een afgeplatte schijf rondom de jonge protoster. Het rotatiepatroon van zo’n schijf is vergelijkbaar met kepleriaanse rotatie, waarin de omloopsnelheid van elk deeltje kan worden berekend aan de hand van zijn afstand tot de centrale ster. De jonge, groeiende ster slurpt massa vanuit de omringende moederwolk via de schijf naar zich toe. Tegelijkertijd blaast de intense straling van de ster-in-wording ook gasdeeltjes weg uit de schijf. De protoplanetaire schijf, zeker de gasvormige component, heeft hierdoor een beperkte levensduur die voor zonachtige sterren een paar miljoen jaar bedraagt. Planeten moeten dus ‘snel’ in elkaar gezet worden, voordat het beschikbare materiaal uit de schijf is verdwenen.

Illustratie van de eerste stappen van het ontstaan van planeten. Linksboven: een protoplanetaire schijf bestaande uit gas en stofdeeltjes. Onder: deze deeltjes klonteren samen tot steeds grote agglomeraten. Rechtsboven: uiteindelijk leidt dit tot planeten rondom een jonge ster. Afbeelding: Daria Dall’Olio.

Ordes van grootte
Het beginmateriaal voor exo-zonnestelsels 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). Omdat 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 in lengteschaal overbrugd moeten worden. 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 minder gas), en van de positie in de schijf; het stof, vooral de grotere deeltjes, concentreert zich dicht bij het equatoriale vlak. De stofdeeltjes bestaan vooral uit silicaat en koolstof, maar bevatten ook metalen zoals ijzer en magnesium.
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 moleculen 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 zero-gravity 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 (zie afbeelding hieronder). Om voldoende groei te bewerkstelligen is het nodig dat de deeltjes gedeeltelijk poreus zijn (zodat ze botsingsenergie kunnen opvangen door compacter te worden), 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 gasdeeltjes. 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 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.

Foto’s uit een experiment uitgevoerd aan de TU Braunschweig. Silicaatdeeltjes van 5 cm groot worden tegen elkaar geschoten (links), wat bij snelheden van meer dan 0,1 m/s leidt tot fragmentatie (rechts). Afbeelding: Schräpler et al., 2012, The Astrophysical Journal 758:35 / IOP Publishing.

Zowel de centimeter- als de meter-barrière kunnen worden omzeild 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.

Verzameling van verschillende protoplanetaire schijven, waarvan een aantal – bijvoorbeeld HD142527 en IRS48 – een opmerkelijk asymmetrische verdeling van grote (millimeter-centimeter) stofdeeltjes vertonen: ophopingen die verdere groei faciliteren. Sommige schijven vertonen ringen. Deze ringen zijn volgens bepaalde theorieën een gevolg van pasgevormde planeten die gas en stof uit hun baan hebben opgeveegd, maar andere uitleggen zijn ook mogelijk. Afbeelding: Nienke van der Marel,(www.nienkevandermarel.com).

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 stof 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. 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 bepaald worden. Grof gezegd straalt elk deeltje het meest efficiënt in de golflengte die overeenkomt met zijn eigen afmeting.

TMC1A
Eerder dit jaar zijn aanwijzingen gevonden voor de eerste stappen in het samenklonteringsproces 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 (zie afbeelding hieronder). 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 planeten, 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.

ALMA-opname van continuümstraling door stofdeeltjes (rood) en twee varianten van koolmonoxidegas (blauw en groen) in de schijf van protoster TMC1A. De omloopbaan van Neptunus is ingetekend ter vergelijking. Het stof vertoont een duidelijke piek in het centrum, maar het koolmonoxidegas lijkt opvallend afwezig in de binnenste 15 AE (gestippelde ellips). Door deze structuur te vergelijken met een aantal computermodelscenario’s bleef als meest logische verklaring over dat de koolmonoxide er wel is, maar dat zijn straling wordt verborgen door het optische effect van samengeklonterde stofdeeltjes. Afbeelding: Harsono et al. 2018, Nature Astronomy 2, 646.

Van planetesimaal 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. 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 verklaard worden 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. Een volgende prangende vraag is hoe een planeet de ingrediënten voor leven, zoals water, kan verzamelen. Wellicht bevatten de planetesimalen of kiezels al water, of wordt het na de vormingsfase afgeleverd door inslaande kometen en planetoïden.

Om planeten te maken, moeten alle hierboven beschreven stappen worden doorlopen. Bijna elke ster moet bij haar geboorte een stabiele schijf vormen waarin klontering, verdere agglomeratie en uiteindelijk door zwaartekracht geassisteerde assimilatie van gas door protoplaneten plaatsvinden, allemaal voordat het schijfmateriaal door de ster deels wordt opgeslokt en deels weggeblazen. De natuur lijkt vooralsnog een paar stapjes voor te zijn op de theoretische verklaringen van de verbazende efficiëntie van elk van deze stappen.

Zenit
ZENIT is hét magazine over sterrenkunde, ruimteonderzoek, weer en klimaat. Met iedere maand actuele sterrenhemel informatie en ontwikkelingen uit de wetenschap.

Highlights uit de nieuwste ZENIT: De raadsels van bolvormige sterrenhopen, eindelijk weer een seismometer op Mars en toch een planeet bij Ster van Barnard.

Niets missen? Sluit dan hier direct een jaarabonnement op ZENIT af. Speciaal voor de Scientias.nl-lezers kost een jaarabonnement nu slechts 49,95 euro (gebruik de actiecode SCIENTIASZENIT).

Het laatste nieuws op het gebied van sterrenkunde, ruimteonderzoek en weerkunde kun je ook vinden op www.zenitonline.nl.