Dannelse af vilde verdener

En ung stjerneskive er som regel varmere tættere på stjernen, selvom opvarmningen også varierer med højden, tilvæksten og skygger. Silikatmineraler og metaller kan forblive faste ved temperaturer, hvor mange flygtige stoffer er gasformige. Disse varmebestandige, eller refraktære, materialer udgør en stor del af en klippeplanets masse.[2]

Snelinjen afhænger af det enkelte stof

Den såkaldte vandsnelinje markerer overgangen mellem vanddamp og vandis under de lokale forhold. Kuldioxid og kulilte har deres egne overgange. Efterhånden som skiven ændrer sig, flytter disse grænser sig; der er ingen fast afstand, der adskiller alle sten fra al is.[3]

Materiale uden is er ikke nødvendigvis uden brint eller alle vandholdige stoffer. Noget af det kan være bundet i mineraler eller andre faste faser, og materiale kan komme til fra andre steder. Skivens kemi og transport gør det sværere at forestille sig en ensartet tør indre region.[4], [5]

En planets nuværende bane er ikke dens fødselsattest

Fast materiale driver, legemer spreder hinanden gravitationelt, og voksende planeter udveksler impulsmoment med skiven. Derfor kan en klippeplanet opsamle materiale fra flere områder og til sidst befinde sig i en anden bane end den, hvor dens tidligste kim blev dannet.[6]

Støv skal først gennemgå de komplekse stadier med sammenklumpning, fragmentering og drift. Samlinger af partikler kan kollapse under deres egen tyngdekraft og danne planetesimaler. Allerede dannede kim kan senere vokse ved at kollidere med planetesimaler, ved at indfange småsten hjulpet af gassen eller ved begge dele.[2]

Gravitationel fokusering kan hjælpe større legemer med at kollidere med en større mængde materiale. Under løbsk vækst vokser nogle legemer hurtigere end deres mindre naboer målt i forhold til deres størrelse. Med tiden ophidser deres gravitationelle påvirkning de omgivende legemers bevægelser, så mødehastighederne øges, og deres tidligere fordel svækkes.[7]

De største legemer begynder at dominere deres omgivelser

Under oligarkisk vækst begynder flere embryoner med omtrent samme masse at dominere tilstødende områder, hvor de opsamler materiale. De forstyrrer mindre legemers bevægelser og opsamler dem, samtidig med at de begrænser hinandens direkte adgang til materialereserver. Materiale, der kommer til udefra, kan stadig ændre denne balance.[8]

Gasmodstand og gravitationel vekselvirkning med skiven kan dæmpe ophidselsen af banerne, mens skivens drejningsmomenter kan udløse migration. Så længe der stadig er gas, kan embryoner kollidere eller låses fast i konfigurationer med indbyrdes koblede baner. Når gassen spredes, bliver nogle konfigurationer ustabile, så nye tætte møder kan opstå.[6]

Kollisioner mellem planetembryoner kan ændre begge legemers form. Afhængigt af hastighed, vinkel og masseforhold kan de smelte sammen, udveksle materiale og skilles ad igen eller miste store mængder materiale i form af nedslag. Den frigivne energi kan smelte eller fordampe sten og ændre atmosfæren. Efter en kæmpekollision er der ikke altid én større, sammenhængende planet tilbage.[9]

Disse muligheder afhænger af den konkrete kollision. Når hver kollision modelleres som en fuldstændig sammensmeltning, tages der ikke højde for vigtige udfald.[9]

Månen vidner om en særlig vigtig begivenhed

Den mest udbredte gruppe af modeller for Månens oprindelse forbinder dens dannelse med en gigantisk kollision, som Jorden oplevede, mens den voksede. Forskere afprøver kollisionsscenarier ud fra Jord-Måne-systemets bevægelser, Månens sammensætning og isotopmålinger. Det indslående legemes egenskaber, kollisionsgeometrien og den efterfølgende udvikling er fortsat aktive forskningsområder.[10]

Forskellige ure registrerer forskellige vækstfaser

I mange modeller tog Jordens dannelse titusinder af millioner år. Mars ser ud til at have samlet det meste af sin masse tidligere, men det præcise vækstforløb afhænger af, hvordan isotopdata og kemisk blanding under kollisioner fortolkes.[7], [11]

Gastab, gigantiske kollisioner, kernedannelse og afkøling finder sted sideløbende. Der er ingen universel rækkefølge, hvor én proces overalt afsluttes, før en anden begynder.

Planeter i vækst har flere varmekilder. Kollisioner omdanner bevægelsesenergi til varme, gravitationel adskillelse af materiale frigiver energi, og radioaktive grundstoffer henfalder. Aluminium-26 var særligt vigtigt for legemer, der blev dannet tidligt nok til at indeholde en betydelig mængde af denne kortlivede isotop.[13]

Jernmeteoritter viser, at nogle tidlige planetesimaler allerede havde metalliske kerner, der var dannet ved differentiation. Planeten kan derfor være dannet af legemer, hvor bestanddelene begyndte at adskille sig længe før planeten nåede sin endelige masse.[14]

Differentiation finder sted, mens planeten vokser

Når metal kan adskilles fra silikatmateriale, kan den tætte metalvæske bevæge sig mod centrum og bidrage til dannelsen af kernen. De omgivende silikater udgør størstedelen af kappen. Kemiske reaktioner, tryk, temperatur og iltindhold påvirker, hvordan grundstofferne fordeler sig mellem disse områder.[15]

Magmahav - et stadie, ikke en permanent kappe

Intens opvarmning kan danne store områder med smeltede silikater, som undertiden kaldes et magmahav. Efterhånden som de afkøles, kan der dannes krystaller, kemiske stoffer omfordeles, og flygtige stoffer kan udveksles med atmosfæren. Senere nedslag kan delvist smelte legemet igen og sætte nogle af disse processer i gang på ny. Dannelsen af en skorpe og senere smeltning omformer fortsat planetens ydre del.[13]

Over lange geologiske tidsrum kan fast sten også flyde langsomt under vedvarende belastning. En konvektionsstrømmende kappe er ikke nødvendigvis et hav af flydende magma, der dækker hele planeten.[16]

Vand kan tilføres en planet, før den er færdigdannet. Brintholdige oprindelige materialer, indkommende kroppe med et højt vandindhold og kemiske udvekslinger under akkretionsprocessen kan bidrage til dens vandreserver. Den relative betydning af disse kilder undersøges stadig.[5]

Udtrykket „sen tilførsel“ (eng. late veneer) beskriver en relativt lille tilførsel af materiale efter den primære fase af kernedannelsen, hvis omfang delvist bestemmes ud fra data om kappens kemiske sammensætning. Udtrykket bør ikke bruges om al tilførsel af vand til Jorden.[17]

En planets vandreserver kan også omfatte vand opløst i smelte eller bundet i mineraler. Synlige have afslører ikke alt det, en planet har optaget eller bevaret.[18]

Mens diskens gas endnu ikke er spredt, kan legemer i vækst tiltrække brint og helium. Gasudslip fra planetens indre og nedslag kan også tilføre atmosfæren gasser; om de tilbageholdes, afhænger af legemets masse, temperatur og stjernens aktivitet.[19]

Gasudslip og afkøling påvirker hinanden

Når forholdene ændrer sig, kan gasser frigives fra planetens smeltede indre. De påvirker, hvor effektivt planeten afgiver varme til rummet. En tyk atmosfære af vanddamp kan sænke afkølingen; hvis forholdene er de rette, kan vand senere kondensere, når planeten afkøles. Atmosfærens udvikling hænger sammen med det, der sker nedenunder.[18]

Atmosfærer kan også miste stof

Stjernestråling og nedslag kan fjerne gasser fra atmosfæren. Højt oppe i atmosfæren kan vandmolekyler spaltes, og brint kan undslippe ud i rummet; de tidlige vandreserver består ikke nødvendigvis.[19]

Vi gennemgår disse krav nærmere i artiklen »Begrebet den beboelige zone«. Her er den vigtigste sammenhæng, at planetens overflade bærer præg af både dens tilblivelse gennem ophobning af materiale og senere forandringer.

Masse og radius hjælper med at vurdere sammensætningen mere præcist

Transitobservationer hjælper med at måle planetens radius i forhold til stjernens radius. Stjernens bevægelse og, i egnede systemer, planeternes indbyrdes påvirkning hjælper med at fastslå massegrænser. Ud fra masse og radius beregnes den gennemsnitlige massefylde, som kan sammenlignes med modeller for klipper, metaller, vand og gas.[21]

Flere forskellige indre strukturer kan svare til den samme målte masse og radius. Selv et lille gashylster kan ændre planetens størrelse betydeligt. Derfor er skøn over planetens indre baseret på data og antagelser intervaller, ikke direkte billeder af kernen.[21]

Stjernernes indhold af grundstoffer giver yderligere fingerpeg om de tilgængelige mængder jern, silicium og magnesium. Når disse oplysninger bruges sammen med masse og radius, kan de indsnævre udvalget af sandsynlige modeller for planetens indre, selvom der stadig er usikkerhed om sammensætningen og de stofomdannelser, der har fundet sted på planeten.[22]

Stjernerester afslører den kemiske sammensætning af ødelagte legemer

Nogle hvide dværge har tiltrukket rester fra planetlegemer. Absorptionslinjer fra tunge grundstoffer i deres atmosfæres spektre gør det muligt for astronomer at rekonstruere nogle af kendetegnene ved materialets sammensætning. Resultaterne afslører bestanddelene i klippelegemer uden for solsystemet og i nogle tilfælde også tegn på differentiering. Men de gør det ikke muligt entydigt at fastslå, hvor det oprindelige legeme blev dannet.[24]

Støv giver indirekte tegn på sammenstød, der finder sted

Affaldsskiver kan indeholde støv, hvis beholdning fornyes, når større legemer kolliderer. Varmt støv kan tyde på aktivitet blandt faste legemer tæt på stjernen, men det er ikke nok i sig selv til at identificere et sammenstød, hvor en jordlignende planet dannes, eller til at påvise, at der findes en klippeplanet dér.[25]

Psyche skal undersøge en mulig rest af tidlig differentiering

NASAs rumfartøj Psyche skal undersøge en udvalgt metalrig asteroide fra kredsløb ved at måle dens sammensætning, tyngdekraft og magnetiske egenskaber. Et af målene er at undersøge, om asteroiden indeholder materiale fra en planetesimals kerne. Dens præcise oprindelse er stadig et åbent spørgsmål.[26]

Dannelsesmodeller skal kunne forklare hele systemer: antallet af planeter, deres masser, afstanden mellem dem, deres sammensætning og de mindre legemer, der er tilbage. Hvis fordelingen og tilførslen af fast materiale, gasgigantplaneternes påvirkning eller tidspunktet for migration ændres, kan flere resultater af planetdannelsen ændre sig på én gang.[1]

Vi kan ikke ud fra planetens bane alene vide, hvordan disse processer foregik.[1], [9], [19]

En brugbar dannelsesmodel genskaber ikke blot én velkendt planet. Den giver forudsigelser, der kan sammenlignes med data fra meteoritter, planetmålinger, observationer af skiver og den stadig voksende mangfoldighed af exoplanetsystemer.[1]