Afbeelding in de hoofding: Gecombineerd beeld van ALMA (rood) en VLA van HL Tau. Deze ster is gelijkaardig aan de Zon, en het protoplanetair systeem is jonger dan 100.000 jaar! Bron: Carrasco-Gonzalez, et al.; Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF.
Een levende planeet als de Aarde kan natuurlijk niet om het even waar in het Zonnestelsel voorkomen. Ten eerste gaat het over een aardachtige planeet. Zoals we reeds kort besproken hebben in item 0.3 moet je daarvoor in het binnenste deel van je planetenstelsel zijn – tussen de ster en de ijslijn – want verder naar buiten worden gasreuzen gevormd, en geen aardse planeten. Ten tweede moet je in de bewoonbare zone (Engels: habitable zone) zijn, want dat is de zone waar water in vloeibare vorm kan voorkomen omdat het niet te warm en niet te koud is. We gaan beide voorwaarden eens verder bekijken.
Aardse planeten binnen de ijslijn
In item 0.3 hebben we uitgelegd dat er bij een jong planetenstelsel een zogenaamde ijslijn bestaat. Tussen de ster en de ijslijn is het warmer – want dichter bij de ster – waardoor vluchtige stoffen in gasvorm zijn. Verder van de ster, voorbij de ijslijn, is het uiteraard kouder, en zijn die vluchtige stoffen bevroren (water, methaan, CO2 en CO, ammonium, …). Daar vormen ze ijskristallen die soms in brokjes samenklonteren. In feite heeft elke stof zijn eigen ijslijn: de afstand tot de ster waar deze stof van damp naar ijs overgaat. Maar in grote lijnen kan men zeggen dat die ijslijn voor ons zonnestelsel tussen Mars en Jupiter lag. Vandaar dat de binnenste planeten veel kleiner zijn: het gas werd grotendeels naar buiten gedreven door de zonnewind, dus binnen de ijslijn bleef er veel minder materie hangen. Daarom bevatten de binnenste planeten vooral materiaal dat niet verdampte in deze zone: metalen en silicaten. Het zijn dus gesteenteplaneten. de buitenste planeten daarentegen zijn veel groter, hebben veel meer materie opgeslokt, maar voor het grootste deel ook wel vluchtige stoffen, veel meer dan metalen en silicaten.
Icy pebbles migreren naar binnen
Natuurlijk is de werkelijkheid toch wel veel ingewikkelder dan de vereenvoudigde versie hierboven beschreven. Er zijn ook jonge planetenstelsels waar het toch lichtjes anders verloopt.
De bevroren vluchtige stoffen buiten de ijslijn vormen kleine ijsbrokjes (in het Engels: Icy pebbles) waarin water de meest voorkomende stof is. Maar de pebbles bevatten gewoonlijk ook andere vluchtige stoffen, en ook wat metalen en silicaten. We weten dat in jonge planetenstelsels die pebbles naar binnen migeren omdat ze sneller bewegen dan het omringende gas. Daardoor botsen ze tegen het gas, wat voor afremming zorgt. Die afremmingen veroorzaken verlies aan hoekmoment. En daardoor gaan de pebbles hun baan rond de ster verkleinen: ze gaan zich langzaam verplaatsen naar een lagere baan. Bovendien werkt de zwaartekracht van de ster meer in op de pebbles dan op het omgevende gas.
Doordat de pebbles naar binnen migreren, komen ze terecht binnen de ijslijn, en daar gaan ze verdampen. Hierdoor ontstaan gesteenteplaneten alsnog in een zone waar terug vluchtige stoffen beschikbaar zijn, al is het nog steeds duidelijk minder dan in de buitenste zone.
Nu is het wel zo dat het naar binnen migreren van de ijs pebbles stevig kan afgeremd worden wanneer ze op de baan van een zich vormende reuzeplaneet terecht komen. Een vormende reuzeplaneet (nog steeds buiten de ijslijn) zorgt immers voor een baan met verhoogde gasdruk. De pebbles blijven voor een deel hangen in die ring van hogere druk omdat ze ertegen botsen. Omdat er daar meer pebbles blijven hangen, zal die reuzeplaneet nog meer materiaal kunnen opslokken, en nog sneller groeien. En daardoor zal die sneller groeiende planeet nog meer voor een baan met hogere gasdruk zorgen, enz.
De mate waarin migrerende pebbles worden afgeremd op planeetbanen buiten de ijslijn, is erg bepalend voor de aard van de planeten binnen de ijslijn. In ons Zonnestelsel bijvoorbeeld, zien we dat de binnenplaneten gesteenteplaneten zijn met relatief weinig water. Blijkbaar is de migratie van pebbels in ons Zonnestelsel behoorlijk goed afgeremd op de banen van Jupiter, Saturnus, Neptunus en Uranus. Dit is typisch voor zogenaamde uitgestrekte schijven. Met schijf bedoelen we hier de stof- en gasschijf rond een ster waarin planeten gevormd worden. In uitgestrekte schijven zien we duidelijke ringstructuren van grote planeten voorbij de ijslijn, waar pebbels worden afgeremd. Er bestaan ook stelsels met compacte schijven, zoals het TRAPPIST-1 systeem. Daarin zien we veel minder of geen van die ringstructuren, dus de migratie van pebbles naar binnen toe verloopt daar veel vlotter. In systemen met compacte schijven bevatten de latere gesteenteplaneten veel meer water, en ze zijn groter. Als ze te dicht bij de ster komen, kunnen ze dat water wel weer verliezen door verdamping, en als ze te ver van de ster staan, wordt hun water bevroren. Maar als je in zulk systeem op veilige afstand bent, dan is de kans groot dat je eindigt als een ‘waterwereld’. Dit is een gesteenteplaneet met een grote watermantel er rond, een super-oceaan. In zekere in vergelijkbaar met de ijsmanen rond jupiter, maar dan zonder bevroren korst. Het gaat dan over planeten die rondom één grote oceaan hebben van 100 of meer kilometer diep!
Het TRAPPIST-1 systeem zit rond een ultrakoele dwergster, en daarom was het daar mogelijk dat meerdere planeten zich heel dicht bij de ster gevormd hebben. Daar heeft een compacte protoplanetaire schijf dus geleid tot een reeks zeer waterrijke planeten. Rond onze ster, de Zon, zou dat niet mogelijk zijn. Onze schijf was van het uitgestrekte type. En gelukkig maar, want anders had de Aarde waarnzinnig veel water. De oceanen zouden zo diep zijn, dat zich mogelijk een ijslaag op de bodem zou vormen. Dat kan bij heel hoge druk met ijs van bijzondere types. Alle aspecten die voor al die tijd leefbaarheid gezorgd hebben op onze planeet – platentektoniek, diepzee vulkanisme, atmosferische evenwichten, leefbare druk en temperatuur, voldoende land, enz. – zouden in gevaar gekomen zijn. Het volstaat dus niet dat je planeet binnen de ijslijn gevormd wordt. Er zijn nog heel wat andere factoren van belang.
Bewoonbare zone
En als je dan genoeg geluk had, en dus een gesteenteplaneet werd met niet teveel en niet te weinig water, dan moet je dus ook nog eens in de ‘bewoonbare zone’ rond de ster zitten. Dat is de regio waar het niet te warm en niet te koud is, zodat water ook in vloeibare vorm kan voorkomen op het oppervlak. In ons Zonnestelsel hebben we toevallig een gesteenteplaneet op de warme grens, op de koude grens en midden in de bewoonbare zone. Dit gaan we nader bekijken in het volgende item.