Hoe is Uranus ontstaan?

Het ontstaan van het zonnestelsel verliep verre van rustig. Gigantische botsingen waren aan de orde van de dag.

Ofschoon planeten rond sterren draaien is hun ontstaan nog steeds onderwerp van discussie. Ondanks dat er verschillende planeten voorkomen in ons eigen zonnestelsel weten we nog steeds niet precies hoe die planeten zijn ontstaan. Momenteel zijn er twee theorieën die strijden om de eer.

De eerste en meest geaccepteerde theorie is die van de kernaccretie. Deze theorie werkt prima om het ontstaan van aardse planeten te beschrijven maar komt in de problemen bij de grote platen zoals Uranus. De tweede theorie, het instabiliteitsmodel, doet het goed om het ontstaan van de grote planeten te beschrijven.

Het kernaccretie model

Ongeveer 4,6 miljard jaar geleden ontstond ons zonnestelsel uit een grote wolk gas en stof die bekend staat als de zonnenevel. Als gevolg van de zwaartekracht stortte deze nevel ineen en begon rond te draaien. In het centrum van de nevel ontstond de Zon.

Met de komst van de Zon begon het resterende materiaal samen te klonteren. Kleine deeltjes klonterden samen en vormden onder invloed van de zwaartekracht steeds grotere deeltjes. De zonnewind blies de lichtere elementen zoals waterstof en helium weg uit de binnenste delen dicht bij de jonge Zon waardoor alleen de zwaardere, rotsachtige materialen overbleven waaruit de aardse planeten ontstonden. Maar verder weg had de zonnewind veel minder invloed op de lichtere elementen waardoor die konden gaan samenklonteren tot de reuzenplaneten zoals Uranus. Op deze manier werden asteroïden, kometen, planeten en manen gemaakt.

Anders dan de meeste gasreuzen heeft Uranus een kern die uit rotsachtig materiaal bestaat. Deze kern is vermoedelijk eerst ontstaan en later aangevuld met waterstof, helium en methaan die de atmosfeer van de planeet vormen. Warmte vanuit het binnenste van Uranus bepaald de temperatuur en het weer aan het oppervlak. De warmte van de Zon die zich op ongeveer 2 miljard kilometer afstand bevindt, heeft hier nauwelijks invloed op.

Enkele waarnemingen van exoplaneten lijken dit ontstaansproces te bevestigen. Sterren die meer metalen bevatten (een term die astronomen gebruiken voor alle elementen anders dan waterstof en helium) in hun kern hebben meer grote planeten dan hun metaal-arme familieleden. Volgens de NASA zegt het dat het kernaccretiemodel meer kleine, rotsachtige planeten voorspeld dan de zwaardere gasreuzen.

In 2005 werd een grote planeet met een zware kern ontdekt in een baan om de zonachtige ster HD 149026. Deze planeet lijkt het kernaccretiemodel te ondersteunen. In het kernaccretie model moet de kern van een planeet een kritieke massa bereiken voordat die in staat is om gas aan te trekken. Deze kritieke massa is van aan aantal variabelen afhankelijk en een van de belangrijkste daarvan is de mate van accretie van planetesimalen. Door te bestuderen hoe groeiende planeten materialen aantrekken kunnen astronomen meer inzichten krijgen over hoe dergelijke planeten groeien. De ESA wil daarvoor de CHEOPS gaan lanceren. De lancering van de CHEOPS staat gepland voor medio 2018.

Het schijf instabiliteitsmodel

Gasreuzen moeten snel ontstaan en daar heeft het kernaccretiemodel problemen mee. Volgens de modellen duurt en verschillende miljoenen jaren voordat een planeet is ontstaan en dat is langer dan de lichtere gassen beschikbaar waren in het jonge zonnestelsel. Het kernaccretiemodel heeft ook een migratieprobleem want de jonge planeten lijken in korte tijd naar de Zon toe te spiraliseren.

Volgens onderzoekers ontstaan gasreuzen heel snel want er is een tijdslimiet van ongeveer 4 tot 5 miljoen jaar waarin gassen rond de Zon aanwezig kunnen zijn.

Volgens een relatief nieuwe theorie, de schijfinstabiliteit, klonteren stof en gassen vroeg in het ontstaan van het zonnestelsel al samen. Gedurende de tijd plakken deze klonten langzaam samen tot een grote planeet. Deze planeten kunnen sneller ontstaan dan hun kernaccretie rivalen. Ze zijn binnen duizend jaar in staat om de snel verdwijnende lichte gassen te vangen. Ze bereiken ook snel een massa die zorgt voor een stabiele baan waardoor ze niet aan een dodenmars richting Zon kunnen beginnen.

Accretie door kiezelstenen

De grootste uitdaging voor het kernaccretiemodel is tijd. Het bouwen van zware gasreuzen moet snel genoeg gaan om de lichtere elementen in hun atmosfeer te kunnen vangen. Recent onderzoek laat zien dat objecten met de grootte van kiezelstenen tot 1000 keer snellen samenklonteren tot grote planeten dan voorheen werd aangenomen.

Dit kiezelaccretiemodel is het eerste model dat begint met een overzichtelijke structuur voor de zonnenevel waaruit de planeten ontstaan en dat eindigt met het reuzenplanetensysteem dat we nu zien. In 2012 toonden onderzoekers aan dat kleine kiezelsteentjes die over waren gebleven tijdens het ontstaansproces van de Zon en die voorheen onbelangrijk werden gevonden een grote bijdrage konden leveren aan het oplossen van het planeetvormingsprobleem.

Voortbordurend op dit model is met behulp van computersimulaties ontdekt dat grotere objecten veel sneller kiezelsteentjes aantrekken dan kleinere objecten en daardoor dus ook veel sneller groeien. De grotere objecten beroven de kleinere van hun kiezelsteentjes waardoor ze kunnen blijven groeien waardoor ze de kernen van de reuzenplaneten konden vormen.

Dit kiezelsteentjesaccretiemodel lijkt beter te werken voor de reuzenplaneten dan voor de aardse planeten en dat komt omdat de steentjes een beetje groter zijn en gemakkelijker samenklonteren voorbij de sneeuwlijn. Dit is de denkbeeldige lijn waar gas koud genoeg is om ijs te worden. Het kiezelsteentjesaccretiemodel biedt enkele uitdagingen om het ontstaan van de ijsreuzen te verklaren en dat heeft te maken met dat deeltjes in de rootte van millimeters tot centimeters heel efficiënt aan elkaar hechten.

Dat proces gaat zó snel dat het voor ijsreuzen lastig is om te bestaan met ongeveer hun huidige grootte van de kern gedurende een groot deel van de levensduur van de schijf terwijl ze zich omhullen met gas. Om zich te handhaven moeten ze op een specifiek moment in de tijd klaar zijn met groeien en dat is op het moment dat de gasschijf gedeeltelijk maar nog niet volledig is uitgeput.

Onderzoekers denken dat een groot deel van het verzamelen van gas op de kernen van Uranus en Neptunus samenviel met hun beweging weg van de Zon. Maar waarom zijn ze dan verhuisd naar een ander deel van het zonnestelsel?

Een nice model

Oorspronkelijk dat astronomen dat de planeten allemaal zijn ontstaan in het deel van het zonnestelsel waarin ze zich nu bevinden. De ontdekking van exoplaneten zette deze theorie op losse schroeven want die ontdekkingen lieten zien dat er zware objecten zijn die kunnen migreren.

I 2005 werden er een aantal artikelen gepubliceerd waarin werd voorgesteld dat Uranus en de andere gasreuzen vroeger veel dichter bij elkaar rond de Zon draaiden. Ze werden omringd door een grote schijf van gesteente en ijs. Deze schijf strekte zich uit tot een afstand van ongeveer 35 Astronomische Eenheden, net voorbij de tegenwoordige baan van Neptunus. Dit werd het Nice model genoemd naar de Franse stad waar hier voor het eerst over werd gediscussieerd.

Terwijl de planeten reageren met de kleinere objecten worden de meeste van hen richting de Zon geduwd. Tijdens dir proces wordt energie uitgewisseld met deze objecten waardoor Saturnus, neptunus en Uranus verder naar buiten worden geduwd. Uiteindelijk bereikten deze kleine objecten ook Jupiter en die stuurde die kleine objecten naar de rand van het zonnestelsel of zelfs er helemaal uit.

Beweging tussen Jupiter en Saturnus duwden Uranus en Neptunus in meer excentrische banen waarbij het paar door de resterende schijf van ijs werd geduwd. Dit materiaal werd naar de binnenste delen van het zonnestelsel geduwd waar het tijdens het Late Heavy Bombardment insloeg op de aardse planeten. Ander materiaal werd naar buiten geslingerd waar her de Kuipergordel vormde.

Tijdens hun langzame buitenwaartse beweging verwisselden Neptunus en Uranus van plaats en de interactie met resterend puin dwong de beide planeten in een meer cirkelvormige baan waardoor ze hun huidige afstand tot de Zon bereikten.

Het is mogelijk dat er tijdens dit proces een of meer gasreuzen het zonnestelsel zij uitgetrapt. Computersimulaties laten zien dat er mogelijk meer planeten betrokken zijn geweest bij dit proces dan er nu nog in het zonnestelsel aanwezig zijn.

Kort na het ontstaan van het zonnestelsel zag dit er heel anders uit dan nu. Mogelijk waren er veel meer planeten die even zwaar waren als Neptunus. Planeten die er nu niet meer zijn.

Een gevaarlijke jeugd

In het jonge zonnestelsel kwamen heel veel grote botsingen voor en Uranus kreeg hier ook mee te maken. Het oppervlak van de Maan en Mercurius laten nog overduidelijk de sporen van deze botsingen zien. Uranus is vermoedelijk in zijn jeugd in botsing gekomen met een protplaneet met de grootte van de Aarde. Het resultaat is dat de planeet op zijn kant ligt met een van de polen richting de Zon gericht.

Uranus ligt gekanteld met de polen in het baanvlak naar de Zon gericht.

Uranus is de grootste van de twee ijsreuzen en heeft tijdens een grote inslag vermoedelijk een deel van zijn massa verloren.

Eerste publicatie: 9 december 2012
Volledige revisie: 13 maart 2018

 

Meer artikelen over Uranus