Zonnenevel

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken

De hypothese van een zonnenevel, ook wel de Kant-Laplace-hypothese genoemd, is de op dit moment meest waarschijnlijk geachte verklaring voor het ontstaan van ons zonnestelsel. De theorie werd bedacht door Emanuel Swedenborg in 1734.[1] Immanuel Kant, die Swedenborgs werk kende, breidde de theorie in 1755 verder uit. Hij bedacht dat als nevels en gaswolken langzaam roteren, ze onherroepelijk samentrekken en platter worden onder hun eigen gravitatiekracht, waardoor uiteindelijk de centrale ster en planeten van een zonnestelsel gevormd worden. Een vergelijkbaar model werd in 1796 voorgesteld door Pierre-Simon Laplace. De twee modellen kunnen gezien worden als vroege modellen uit de kosmologie.

De theorie is in de loop der jaren door onderzoek op het gebied van astronomie, natuurkunde, geologie en planetaire wetenschappen steeds verder uitgewerkt. Hoewel de modellen werden bedacht om het bestaan van ons zonnestelsel te verklaren, nemen kosmologen tegenwoordig aan dat het proces van vorming van planetaire stelsels overal in het heelal voorkomt. Inmiddels zijn meer dan 250 zogenaamde exoplaneten ontdekt in de Melkweg en het is duidelijk dat een zonnestelsel rond een ster geen uitzonderlijke situatie is.

Overzicht van de hypothese[bewerken]

Contractie in de nevel[bewerken]

Volgens de hypothese begint een planetair systeem als ons zonnestelsel als een grote (meestal rond de 10.000 AE in diameter), bij benadering bolvormige wolk zeer koud interstellair gas, die onderdeel is van een grotere moleculaire wolk. Een dergelijke wolk is net zwaar genoeg om door zijn eigen gravitatie samen te trekken, hoewel deze samentrekking ook het gevolg kan zijn van een drukgolf van bijvoorbeeld een supernova die door de wolk beweegt en daarmee voor lokale verschillen in dichtheid zorgt. Als de samentrekking (contractie) van de nevel eenmaal is begonnen is het een proces dat steeds sneller verloopt.

Artiestenindruk van een protoplanetaire schijf.

De samenstelling van de nevel zal niet veel verschillen van de uiteindelijke samenstelling van de centrale ster die ontstaat. Voor ons eigen zonnestelsel betekent dit dat de nevel oorspronkelijk voor ongeveer 98 massaprocent uit waterstof en helium moet hebben bestaan. Deze elementen werden gevormd vlak na de Big Bang. De overige 2 massaprocent bestond uit zwaardere elementen die gevormd werden door nucleosynthese in eerdere generaties sterren, die aan het einde van hun levensloop deze elementen de ruimte in bliezen. De fractie zwaardere elementen in een ster wordt wel de metaliciteit van de ster genoemd. Statistisch gezien is de kans dat planeten gevormd worden in nevels met hogere metalliciteiten groter.

De nevel wordt warmer, omdat de kinetische energie van de deeltjes in de nevel toenemen ten koste van de potentiële energie in het gravitatieveld. De toenemende rotatiesnelheid is het gevolg van de wet van behoud van impulsmoment: net als een kunstschaatser die tijdens een pirouette sneller gaat draaien als hij zijn armen samentrekt, zal de nevel sneller gaan roteren bij contractie naar het massamiddelpunt. De afplatting van de aanvankelijk bolvormige nevel tot een protoplanetaire schijf is het gevolg van botsingen en accretie van gasdeeltjes, waarbij hun bewegingen uitmiddelen ten gunste van de richting van het impulsmoment.

Analyse van de samenstelling van acht meteorieten die vermoedelijk zijn ontstaan tijdens de eerste drie miljoen jaar van de vorming van het zonnestelsel heeft uitgewezen dat zo'n 1 tot 2 miljoen jaar na de vorming van de Zon de protoplanetaire schijf verrijkt werd in de isotoop van ijzer 60Fe. Dit moet het gevolg zijn geweest van een supernova niet ver van de plek van de Zonnenevel.[2]

De protoster[bewerken]

Nuvola single chevron right.svg Zie protoster voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

In het massamiddelpunt van de nevel vormde zich een toenemend zware "protoster". Deze protoster trekt steeds verder samen, tot na 10 tot 50 miljoen jaar de druk en temperatuur binnenin hoog genoeg zijn om kernreactie van waterstof naar helium op gang te brengen. Met de eerste kernfusie wordt de ster geboren. Een net geboren ster wordt T Tauri-ster genoemd. Zulke sterren produceren een veel sterkere zonnewind dan "volwassen" sterren, die de overgebleven gassen uit de protoplanetaire schijf blaast, waarmee een einde komt aan de eerste fase van het planetaire vormingsproces. Als er binnen de protoplanetaire schijf gasreuzen vormen, betekent dit dat hun vorming daarmee grotendeels ophoudt. Zoals de meeste processen tijdens de levensloop van een ster, hangt de hoeveelheid tijd die de ster in dit stadium doorbrengt af van zijn massa: zware sterren trekken sneller samen.

Ondertussen koelt het gas in de protoplanetaire schijf langzaam af van de verhitting bij contractie. Tijdens de afkoeling condenseren korrels stof (metalen en silikaten) en ijs (verbindingen van waterstof als water, methaan en ammonia) uit het gas. Deze stofdeeltjes ondergaan botsingen (collisies) met elkaar en plakken door onderlinge elektrostatische ladingsverschillen aan elkaar, waarmee het accretieproces begint. Gasdeeltjes (zowel atomair als moleculair) zijn wel in grote mate aanwezig in protoplanetaire schijven, maar kunnen niet accretiseren omdat hun snelheid te groot is om door elektrostatische krachten aan elkaar gebonden te worden. Het grootste gedeelte van de massa van de schijf bestond uit waterstof en helium, elementen die gedurende de vorming gasvormig blijven en niet deelnemen aan de beginfase van accretie.

Een stofdeeltje in een poreuze chondriet. Chondrieten zijn een type meteoriet dat verondersteld wordt te zijn gevormd tijdens de eerste stadia van accretie. Foto gemaakt onder de REM.

Planetesimalen[bewerken]

Nuvola single chevron right.svg Zie planetesimaal voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Het stof dat condenseert wanneer de protoplanetaire schijf afkoelt is in het begin minder dan een micrometer in diameter, maar door botsingen plakken deze deeltjes aan elkaar om planetesimalen te gaan vormen. Hoewel het stof in het begin gelijkmatig over de schijf verdeeld is, zal het zich gaan concentreren in het middenvlak van de schijf. Stofdeeltjes van verschillende groottes hebben verschillende snelheden en de groei van deeltjes leidt er zodoende toe dat er meer botsingen komen en de deeltjes nog groter worden.[3] Grotere deeltjes groeien sneller door aan elkaar te blijven "plakken", een proces dat fractalstructuren binnenin achterlaat.[4] Zulke vormen hebben verhoudingsgewijs meer oppervlakte waar andere deeltjes tegen aan kunnen botsen en aan vast kunnen plakken. Een verzameling grote, "wattige" stofdeeltjes kunnen ook door botsingen met gasdeeltjes afgeremd worden,[5] waardoor ze gemakkelijker naar het massamiddelpunt van de schijf kunnen vallen (dit is de zogenaamde kernaccretie-hypothese voor planeetvorming.[6] Snelle botsingen zullen nieuwgevormde planetesimalen weer uit elkaar rijten, zodat de overgang tussen stof en planetesimalen een omkeerbaar proces is. Turbulentie in de schijf kan een rol spelen bij snelle botsingen: als de turbulentie te hevig wordt kan de concentratie in het middenvlak worden gehinderd en komen destructieve botsingen tussen deeltjes vaker voor. Als de planetesimalen voldoende gegroeid zijn, zal hun gravitatiekracht meer deeltjes aantrekken,[7] maar sterke turbulentie kan dit type groei ook voorkomen, waardoor groei alleen door onderlinge botsingen tussen planetesimalen plaats kan vinden. Uit modellen blijkt dat planetaire stelsels met gasreuzen alleen kunnen vormen als binnen 10.000 jaar planetesimalen van ongeveer 1 kilometer in diameter zijn gevormd.[8]

Er kunnen in een protoplanetaire schijf vele planetesimalen gevormd worden in het accretiestadium, en sommige kunnen het vormingsproces overleven. Men denkt dat planetoïden overgebleven planetesimalen zijn uit de beginperiode van het zonnestelsel, kometen worden verondersteld overgebleven planetesimalen uit de buitenste gebieden van het zonnestelsel te zijn. Meteorieten zijn stukken van dergelijk "ruimtepuin" die op Aarde landen en kunnen daarom gezien worden als een tegenwoordig nog steeds doorgaand accretiseren van onze planeet. Sommige typen meteorieten zijn stukken van uit elkaar gereten lichte planetesimalen. Bij botsingen tussen twee planetesimalen zal alleen de zwaarste overleven, de lichtere objecten zullen in stukken geslagen worden.

Een protoplaneet beweegt zich door een protoplanetaire schijf. Impressie van de artiest.

Oligarchische groei[bewerken]

Terwijl de planetesimalen groeien, neemt hun aantal af en worden de botsingen minder frequent. Door het stochastische groeiproces groeien niet alle planetesimalen met dezelfde snelheid en krijgen sommige meer massa dan andere. Als de planetesimalen om de (proto-)ster heendraaien zal door dynamische wrijving de totale hoeveelheid energie (het moment) in de schijf gelijk verdeeld blijven, zodat de grootste lichamen de kleinste snelheden hebben en zich in bijna cirkelvormige banen bevinden, terwijl de kleintjes sneller zijn en excentrischere banen hebben. Grote lichamen hebben bovendien meer oppervlakte waar andere lichamen op in kunnen slaan. Zodoende zijn de langzamere, zwaardere lichamen in staat alle naburige planetesimalen op te vangen en aan hun massa toe te voegen. Dit leidt tot een steeds snellere concentratie van de massa in een paar grotere lichamen, de oligarchen, die veel groter worden dan de grote hoeveelheid kleine planetesimalen waartussen ze zich bevinden.[9][10][11] De paar grotere objecten gaan al snel al het vaste materiaal in de schijf domineren, daarom wordt dit stadium wel het oligarchisch groeistadium genoemd.[12] De paar oligarchen nemen in grootte snel toe van een paar tientallen kilometers naar een aantal duizend kilometer in diameter.

Het proces van oligarchische groei heeft een natuurlijke grens: elke oligarch heeft een eindige invloedssfeer, die bepaald wordt door zijn diameter. Als alle planetesimalen binnen deze zone zijn "opgegeten" kan het object niet verder groeien. Het is de vraag of deze zones groot genoeg zijn om tot objecten met de grootte van terrestrische planeten te komen, zodat de groei op kan houden als de oligarch een paar honderd kilometer in diameter is.[13] Het is echter mogelijk dat de turbulentie hier weer een rol speelt, omdat het impulsmoment van de planetesimalen kan veranderen, waardoor steeds nieuw materiaal de invloedszone van een oligarch wordt binnengebracht. Dit kan ervoor zorgen dat de oligarchen door kunnen blijven groeien.[14]

Hoe dan ook, volgens de hypothese blijven de oligarchen groeien tot er binnen ongeveer een miljoen jaar objecten zijn gevormd met 0,5 tot 1,0 aardmassa's.[11] Deze lichamen zijn groot genoeg om als protoplaneten beschouwd te kunnen worden, van het middelpunt van de schijf af zullen ze groter kunnen worden vanwege de grotere hoeveelheid massa daar. De binnenste regio van het zonnestelsel bevatte in die tijd waarschijnlijk een paar dozijn oligarchen[12] met onderlinge afstanden die groot genoeg waren om onderlinge botsingen voor de eerste paar honderdduizend of zelf miljoen jaar uit te sluiten.

Invloed van temperatuur[bewerken]

De temperatuur in een protoplanetaire schijf is niet overal gelijk. Dit is de reden waarom in de binnenste delen van de schijf terrestrische planeten vormen en verder naar buiten gasreuzen. Binnenin de schijf zijn de temperaturen te hoog voor condensatie van water-, methaan-, of ammoniamoleculen. Pas buiten een bepaalde grens, de zogenaamde frost line, is de temperatuur hier laag genoeg voor (ongeveer 150 K). In het binnenste gedeelte van de schijf ontstaan daarom minder waterstofverbindingen, de enige deeltjes die kunnen accretiseren zijn van het zwaardere metaal- en silikaatstof. In het binnenste gedeelte zullen zich daardoor "stenige" planeten vormen, naar buiten toe gasvormige.

Dit betekent niet dat zich geen metaal- en silikaatstof in de meer naar buiten gelegen gebieden van de schijf bevinden, maar deze deeltjes zijn hier in de minderheid ten opzichte van waterstofverbindingen. Deze waterstofverbindingen zijn overigens vast in de vorm van ijs. Een gevolg hiervan is dat de planetesimalen in de buitenste delen van de schijf grotendeels uit ijs bestaan. De objecten in de Kuipergordel, de kometen, de dwergplaneet Pluto en Neptunus' enorme maan Triton zijn allemaal overblijfselen van zulke planetesimalen. Vanwege de grotere hoeveelheden vast materiaal die in de buitenste delen van de schijf aanwezig zijn, kunnen een aantal planetesimalen zo groot worden (tot tien keer de massa van de Aarde) dat hun gravitatiekracht ook gasvormig waterstof en helium begint te verzamelen. Als dit eenmaal gebeurt, groeien ze nog sneller omdat deze twee stoffen 98% van de totale massa van de oorspronkelijke nevel uitmaakten.

Grote inslagen[bewerken]

Als door de zonnewind al het gas uit de protoplanetaire schijf is weggeblazen, blijven er vele protoplaneten en planetesimalen over. Tussen 10 en 100 miljoen jaar na het begin van de vorming zullen de protoplaneten elkaars banen verstoren met hun gravitatie, totdat ze in botsing met elkaar komen. De objecten die bij zulke grote inslagen ontstaan zijn de uiteindelijke planeten. De gangbare hypothese is dat een dergelijke inslag tussen de proto-Aarde en een object ter grootte van de planeet Mars voor de vorming van de Maan heeft gezorgd. Het proces is onvoorspelbaar: een soortgelijke protoplanetaire schijf kan makkelijk met meer of minder planeten eindigen dan in ons zonnestelsel.

De kleinere planetesimalen, die in veel grotere hoeveelheden aanwezig zijn dan de protoplaneten, kunnen lang in het planetaire stelsel aanwezig blijven. In de loop der tijd zullen de planeten met hun gravitatievelden veel planetesimalen "opvegen". Dit kan of door hun baan te verstoren en ze naar de buitenste gedeelten van het zonnestelsel (de Oortwolk) te verbannen, of door hun banen dusdanig te veranderen dat ze met andere planeten in botsing komen. Een aantal zullen in stabiele banen terechtkomen, dit zijn de huidige planetoïden. Voor een aantal honderd miljoen jaar werden de ontstane planeten echter "gebombardeerd" met planetesimalen. Hierdoor zijn de tektonisch minder actieve planeten en manen in het zonnestelsel overdekt met inslagkraters. Hoewel het bombardement in de loop der tijd is afgenomen, kan worden gezegd dat dit stadium niet ten einde is zolang er kleine lichamen in het zonnestelsel zijn, zoals de inslag van de komeet Shoemaker-Levy 9 op Jupiter in 1994 aantoonde.

In ons zonnestelsel zijn aanwijzingen te vinden voor een hernieuwde periode van heftige inslagen, waarschijnlijk veroorzaakt door de resonantie van de gravitatie van Jupiter en Saturnus, waardoor een grote hoeveelheid planetesimalen naar het binnenste gedeelte van het Zonnestelsel werden getrokken. Deze periode van intense inslagen wordt het Late Heavy Bombardment genoemd.

Bewijs voor de hypothese[bewerken]

De hypothese van de Zonnenevel kan alle belangrijke kenmerken van ons zonnestelsel verklaren:

  1. het feit dat de banen van alle planeten en manen min of meer in hetzelfde vlak (de ecliptica) liggen;
  2. de belangrijkste verschillen tussen de terrestrische planeten en de gasreuzen;
  3. het voorkomen van kleinere objecten (planetoïden, kleine maantjes en kometen) in excentrische banen;
  4. ook uitzonderingen op de regels (de maan van de Aarde, rotatie-assen die hoeken met de ecliptica maken of Neptunus' Maan Triton)

Niet met de hypothese verklaarbare feiten[bewerken]

Kenmerken die niet voldoende met de hypothese te verklaren zijn:

  1. de Kuipergordel heeft minder massa dan voorspeld;
  2. hoe Triton in een cirkelvormige baan om Neptunus is terechtgekomen;
  3. de grote hoek die de rotatie-as van Uranus met de ecliptica maakt;
  4. de zogenaamde "hete Jupiters" die in de afgelopen decennia in andere planetaire stelsels zijn ontdekt;
  5. de bij binaire en trinaire stersystemen ontdekte exoplaneten.

Zie ook[bewerken]

Bronnen, noten en/of referenties
  1. (la) Swedenborg, E.; 1734: Opera Philosophica et Mineralia, in Principia, Volume I
  2. (en) Bizzarro, M.; Ulfbeck, D.; Trinquier, A.; Thrane, K.; Connelly, J.N. & Meyer, B.S.; 2007: Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk, Science 316, p. 1178 - 1181, [1]
  3. (en) Weidenschilling, S.J.; 1980: Dust to planetesimals - Settling and coagulation in the solar nebula, Icarus 44, p. 172-189, [2]
  4. (en) Meakin P.; Donn B.; 1988: Aerodynamic properties of fractal grains - Implications for the primordial solar nebula, Astrophysical Journal, Part 2 - Letters 329, p. L39-L41, [3]
  5. (en) Takeuchi T.; Clarke C.J.; Lin D.N.C.; 2005: The Differential Lifetimes of Protostellar Gas and Dust Disks, The Astrophysical Journal 627, p. 286-292, [4]
  6. (en) Laughlin, G.P.; 2006: Extrasolar Planetary Systems, American Scientist 94(5), pp. 420-429.
  7. (en) Goldreich P.; Ward W.R.; 1973: The Formation of Planetesimals, Astrophysical Journal 183, p. 1051-1062, [5]
  8. (en) Lissauer J.J.; 1993: Planet formation, Annual review of astronomy and astrophysics 31, p. 129-174, [6]
  9. (en) Wetherill G.W. & Stewart G.R.; 1989: Accumulation of a swarm of small planetesimals, Icarus 77, p. 330, [7]
  10. (en) Ohtsuki K. & Ida S.; 1990: Runaway planetary growth with collision rate in the solar gravitational field, Icarus 85, p. 499-511, [8]
  11. a b (en) Weidenschilling S.J.; Spaute D.; Davis D.R.; Marzari F. & Ohtsuki K.; 1997: Accretional Evolution of a Planetesimal Swarm 2. The Terrestrial Zone, Icarus 128(2), p. 429-455, [9].
  12. a b (en) Kokubo E.; Ida S.; 2000: Formation of Protoplanets from Planetesimals in the Solar Nebula, Icarus 143, p. 15-27, [10]
  13. (en) Lissauer J.J.; 1987: Timescales for planetary accretion and the structure of the protoplanetary disk, Icarus 69, p. 249-265, [11]
  14. (en) Fogg M.J.; Nelson R.P.; 2005: Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration, Astronomy & Astrophysics 441, p. 791-806, [12]