Ontstaan van het zonnestelsel



Maar al te vaak wordt de ouderdom van het zonnestelsel gelijkgesteld aan de leeftijd van de zon: ongeveer 4,55 miljard jaar. Toch duurde het na de geboorte van onze moederster nog tientallen miljoenen jaren voordat de eerste planetaire structuren zichtbaar werden...



Geleerden vragen zich al eeuwenlang af hoe planeten en andere belangrijke componenten van het zonnestelsel zich vanuit de oertoestand hebben ontwikkeld. Sommigen kwamen daarbij met fantastische en speculatieve theorieën. Zo werd begin vorige eeuw, op voorspraak van Sir James Jeans, nog aangenomen dat een passerende ster de planeten als het ware ‘uit de zon had getrokken’. Maar naarmate astronomen meer over het heelal te weten kwamen, won een aloude neveltheorie weer aan legitimiteit. Dit leidde uiteindelijk tot een min of meer samenhangend beeld van de ontwikkeling van het planetenstelsel.

De zonnenevel
Na het ontstaan van de zon, bleef als restant een uitgestrekte gas- en stofwolk achter die om de prille ster bleef roteren. Aanvankelijk bedroeg de straal van deze zonnenevel vermoedelijk minimaal enkele lichtjaren, maar als gevolg van het naar binnen spiraliseren van grote hoeveelheden materie, kwam haar grens op ongeveer 50 AE afstand van de zon te liggen. In essentie won de middelpuntvliedende versnelling het op deze afstand van de valversnelling, waardoor een duurzame roterende materieschijf ontstond. Door de extreme intensiteit van de straling van de jonge zon, werd echter een groot deel van de materie weggeblazen.

De oernevel bestond grotendeels uit gassen. Waterstof en helium vormden veruit haar belangrijkste bestanddelen, maar wellicht waren in mindere mate ook methaan en ammoniak voorradig. Een veel kleiner deel van de massa van de zonnenevel (ongeveer 0,5 procent) bestond in vaste vorm. Wetenschappers denken vooral aan geoxideerde verbindingen met ijzer, nikkel, silicium en magnesium. De resterende stoffen die aanwezig waren (ongeveer 1,5 massaprocent), hadden een ijsachtige karakter. Hieronder waarschijnlijk niet alleen water en koolstofdioxide, maar ook andere verbindingen met zuurstof, koolstof, stikstof, zwavel, en enkele edelgassen waaronder argon.

Na de zojuist beschreven krimp van de zonnenevel, koelde de protoschijf geleidelijk af, waardoor de meeste aanwezige stoffen geleidelijk begonnen te sublimeren: eerst de minst vluchtige stoffen, vervolgens de ijzige deeltjes en ten slotte de gasvormige elementen. Dit startte in de buitendelen van de schijf, doordat de temperaturen hier relatief laag waren. Op het moment dat de afkoeling ook nabij de zon doorzette, kwam het sublimatieproces ook daar op gang. Echter, door de intense stralingsdruk die de jonge zon om haar omgeving had uitgeoefend, waren in deze regionen nauwelijks gassen meer aanwezig. Alleen in de buitendelen van het zonnestelsel-in-wording bleven geringe hoeveelheden gas over.



Planeetvorming
Zowel onder invloed van zwaartekracht, kleefkracht, statische elektriciteit en magnetisme, vormden zich op meerdere plaatsen in de protoschijf samenklonteringen. In de buurt van de zon speelden vooral koolstofhoudende stoffen hierbij een belangrijke rol. Verderop in de wolk kon ook ijsachtig materiaal bestaan en zo als basis dienen voor talloze kosmische papklonters.

Het directe gevolg van het ontstaan van plaatselijke verdikkingen in het oer-zonnestelsel, was een hoge mate van gravitationele instabiliteit. De planetesimalen, die aanvankelijk niet veel groter waren dan enkele honderden kilometers, fuseerden in deze chaotische periode tot veel grotere hemellichamen, protoplaneten, die zich als volwaardige stofzuigers gedroegen. Zij absorbeerden alle stoffen en brokstukken die zij in hun baan troffen. Toch bezaten deze objecten nog steeds te weinig massa om als volwaardige planeten door het leven te kunnen gaan. In de binnenste regionen van het stelsel ging het waarschijnlijk om protoplaneten ter grootte van enkele kilometers. In de gasrijkere gebieden, waar zich later de gas- en ijs reuzen vormden, waren de protoplaneten vermoedelijk al vele malen groter.

Hoewel de protoplanetaire lichamen in eerste instantie nog in ordelijke banen ten opzichte van elkaar bewogen, veranderde dit snel naarmate onderlinge passages hun baanelementen begonnen te beïnvloeden. Enerzijds zorgde het toenemende aantal botsingen dat hierop volgde ervoor dat sommige protoplaneten volledig werden verpulverd. Anderzijds, hadden aanvaringen met lage snelheden juist tot gevolg dat er grotere hemellichamen ontstonden. Enkele van dergelijke omvangrijke objecten bleken in effectief staat hun baan door het zonnestelsel volledig schoon te vegen zo uit te groeien tot de planeten zoals we ze momenteel kennen.

Vorming van de atmosferen   
Vlak na hun ontstaan moeten vrijwel alle protoplaneten een atmosfeer hebben gehad. Toch was het, vanwege de intense straling van de zon tijdens het wordingsproces van het zonestelsel, niet vanzelfsprekend dat zij een dampkring behielden. Ook vandaag de dag zien we immers dat de dikte en omvang van een planetaire atmosferen van planeet tot planeet verschilt. Of en hoe zich momenteel luchtlagen bij planeten manifesteren, blijkt nauw samen te hangen met hun afstanden tot de zon.

Globaal zijn er twee oorzaken aan te wijzen voor de relatief dunne atmosferen van de drie binnenplaneten (Venus, de aarde en Mars). Ten eerste had de sterke zonnewind, al ongeveer één miljoen jaar na het afkoelen van de zonnenevel, enorme hoeveelheden gas weggeblazen. Ten tweede raakten de kleine rotsachtige planeten in een later stadium grote delen van de luchtlagen kwijt, die zij door hun aantrekkingskracht en door endogene vulkanische processen, tóch hadden bemachtigd. Ditmaal was niet de zonnestraling, maar de intense hitte in de omgeving van de zon de boosdoener. De zwaartekracht van de binnenplaneten bleek niet toereikend om veel van de hevig trillende atmosferische moleculen vast te houden. Mercurius hield zelfs helemaal geen dampkring over.

De planetesimalen in de buitendelen van het zonnestelsel, die bovendien veel zwaarder waren, bevonden zich in een relatief gasrijke omgeving. Ook de invloed van de zonnewarmte was hier gering. Daardoor omhulden zij zich met een luchtlaag die gedurende lange tijd bleef aanzwellen.



Dit proces kwam pas tot stilstand toen vrijwel al het gas in de betreffende regionen was ingevangen. Vier enorme gas- en ijsbollen hadden zich ontwikkeld, en het had niet veel gescheeld of er was een dubbelstersysteem ontstaan. De interne druk in met name Jupiter was echter net niet toereikend om een kernfusieproces op gang te brengen. Als zijn massa wél verder was opgelopen en de planeet had zich tot een tweede ster ontpopt, zou dit grote en waarschijnlijk catastrofale consequenties hebben gehad voor de overige planeten en - niet te vergeten - voor de evolutie van het leven op aarde.

Overblijfselen
Hoewel aldus de belangrijkste componenten van het zonnestelsel waren ontstaan, bleven er ook ‘restproducten’ over. Deze vinden we tegenwoordig terug in uiteenlopende verschijningsvormen: manen en ringenstelsels, maar ook kometen, planetoïden en ijsdwergen. Van het fijnere interplanetaire stof is qua massa nog maar weinig over.

Een gebied in het zonnestelsel waar de restanten van de zonnenevel nog veelvuldig worden aangetroffen, is de planetoïdengordel tussen de planeten Mars en Jupiter. Astronomen vermoeden zelfs dat het hier in wezen gaat om planetesimalen die nooit zijn samengeklonterd tot een volwaardige planeet. De gravitatiekrachten van de grootste gasplaneet zouden dit proces altijd hebben verhinderd.



Kometen werden na het ontstaan van de planeten echter merendeels het zonnestelsel uitgeslingerd richting de Oortwolk. Toch keren er regelmatig een paar terug. En af en toe zien we er eentje die een ware soloshow aan het firmament verzorgt.

Auteur(s):     A.S.