De ringen verklaren de structuur van het zonnestelsel

Hoe kreeg het zonnestelsel zijn typische structuur? En waarom de binnenplaneten zoals ze zijn? Mogelijk hebben astronomen antwoorden op deze vragen gevonden met behulp van reconstruerende omstandigheden in de protoplanetaire schijf van het zonnestelsel. Dienovereenkomstig vormden zich drie grenszones in de vorm van een planetaire formatiering rond de jonge zon: de binnentemperatuurgrens waaruit de silicaten verdampen en twee sneeuwlijnen – zones waaruit water en kooldioxide bevriezen tot ijs. Door de ophoping van stof en kleine planeten in deze overgangsgebieden, vormden zich aardachtige planeten op de eerste ring, gasreuzen in het midden en de Kuipergordel daarbuiten.

Jonge sterren zijn meestal omgeven door roterende wolken van gas en stof. In deze protoplanetaire schijf kunnen hemellichamen worden gevormd door de geleidelijke agglomeratie van materie – de planeten en hun manen. Ondertussen hebben astronomen naast het zonnestelsel veel planetenstelsels rond andere sterren waargenomen. Maar er zijn nog veel onbeantwoorde vragen. Dit omvat hoe planeten zich in dergelijke systemen vormen en waarom bijvoorbeeld geen superaarde of kleine Neptunus rond de zon wordt gevonden, hoewel ze gebruikelijk zijn rond andere sterren. Simulaties suggereren echter dat de positie en aanwezigheid van bepaalde fase-overgangen in de protoplanetaire schijf een rol spelen – door temperatuur bepaalde gebieden waarin bijvoorbeeld gesteenten niet meer verdampen of water en andere deeltjes bevriezen.

Het geheim van drukslapers

Andre Isidoro van de Rice University in Houston en collega’s bestuderen nu in meer detail hoe deze overgangsgebieden specifiek de planeetvorming beïnvloeden. Het uitgangspunt hiervoor was de observatie dat veel protoplanetaire schijven georganiseerd zijn in een bijna regelmatige opeenvolging van ringen en gaten. “Zulke ringachtige structuren geven aan dat stof en massa daar geconcentreerd zijn bij de schijfdrukdrempels”, leggen de astronomen uit. Materie die de neiging heeft naar binnen te migreren in de richting van de ster in de roterende wolk, lijkt aan deze drempels vast te zitten en zich daar op te hopen. De onderzoekers testten de gevolgen voor planeetvorming met simulaties waarin ze de evolutie van de jonge zon en zijn protoplanetaire schijf reconstrueerden – soms met en soms zonder de toen geldende drukgrenzen.

In het jonge zonnestelsel waren er drie van dergelijke overgangszones: in de directe omgeving van onze ster, bij temperaturen boven 1400 K, komen gesteentevormende silicaatverbindingen alleen als gas voor. Daarom kunnen planeten alleen buiten deze interne grenzen ontstaan, omdat er alleen fragmenten van stof en stenen overblijven. Daarachter bevinden zich de zogenaamde sneeuwstrepen, de overgangszones van waaruit waterdamp en koolmonoxide bevriezen tot ijs. Deze drempels liggen bij min 100 en 240 graden Celsius. Naarmate de protoplanetaire schijf geleidelijk afkoelt, verplaatsen deze overgangsgebieden zich in de loop van de tijd ook langzaam naar binnen.

Overgangszones bepalen de grootte en het aantal planeten

Simulaties bevestigden dat drukdrempels in de drie overgangsgebieden leiden tot de ophoping van stof en planetaire componenten. Intern zwevende stofkorrels en klonten hopen zich op in de grensgebieden en worden daar steeds vaker aangetroffen om kleine planeten te vormen en vervolgens om planetaire bouwstenen te vormen. Als gevolg hiervan worden binnenplaneten gevormd buiten de grenzen van silicaten. Hun grootte en het aantal aanwezige planeten hangt af van de hoeveelheid materiaal die beschikbaar is tussen de diepste drukdrempel en de volgende overgangszone, de water- en sneeuwgrens. “Alleen stof dat binnen de sneeuwgrens komt, kan bijdragen aan de vorming van planeten in de binnenschijf”, leggen Isidoro en collega’s uit. Als de sneeuwgrens zich vroeg zou vormen en zo de aanvoer van de buitenste regionen van de oerwolk zou verhinderen naar binnen te migreren, zou de materie alleen voldoende zijn om planeten met een lage massa ter grootte van Mars te vormen tot planeten ter grootte van de aarde – zoals het geval was in de Zonnestelsel. Aan de andere kant, als de water- en sneeuwgrens zich later of slechts zwak zou vormen, zou er meer materiaal naar het binnenste gebied kunnen drijven en zouden er bovenaardse planeten of kleine Neptunussen in het binnenste deel van het planetenstelsel kunnen ontstaan.

In het buitenste zonnestelsel, ver van de lijn van water en ijs, verzamelt ook materiaal zich en vormt de bouwstenen voor volgende gasreuzen. In de simulaties leidde de opeenhoping van 40 tot 100 massa’s stof en puin op aarde tot de vorming van de kernen van reuzenplaneten zoals Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. De banen van deze reuzen liggen aanvankelijk heel dicht bij elkaar. Pas later migreren Uranus en Neptunus naar buiten naar hun huidige afstanden van de zon. Verder weg, voorbij de koolmonoxide-sneeuwgrens, vormden de ijzige bollen van de Kuipergordel zich op een vergelijkbare manier. “Voor mij was het een complete verrassing hoe onze modellen in staat waren om de evolutie van een planetair systeem als het onze weer te geven – tot aan de enigszins verschillende massa’s en chemische samenstellingen van Venus, Aarde en Mars”, zegt co-auteur Bertram Beech van de Max. Planck Instituut voor Astronomie in Heidelberg. De simulatieresultaten bevestigen dat de fysieke basisparameters in de vorm van faseovergangen en drukdrempels in protoplanetaire schijven eerst ringen en gaten creëren, en vervolgens de planeten.

Coyle: Andre Isidoro (Rice University, Houston) et al., Natuurlijke astronomie, doi: 10.1038/s41550-021-01557-z

© wissenschaft.de – Nadia Podebregaard