Forming of volatile worlds

Skiven rundt en ung stjerne er vanligvis varmere nærmere stjernen, selv om oppvarmingen også varierer med høyden, akkresjonen og skygger. Silikatmineraler og metaller kan forbli faste ved temperaturer der mange flyktige stoffer er i gassform. Disse varmebestandige, eller refraktære, stoffene utgjør en stor del av massen til en steinplanet.[2]

Snølinjen gjelder et bestemt stoff

Den såkalte vannsnølinjen markerer overgangen mellom vanndamp og vannis under lokale forhold. Karbondioksid og karbonmonoksid har sine egne overganger. Etter hvert som skiven utvikler seg, flytter disse grensene seg; det finnes ingen fast avstand som skiller alle bergarter fra all is.[3]

Materiale uten is er ikke nødvendigvis fritt for hydrogen eller alle vannholdige stoffer. Noe av dette kan være bundet i mineraler eller andre faste faser, og materiale kan komme fra andre steder. Skivens kjemi og transport gjør det vanskeligere å se for seg en ensartet tørr indre region.[4], [5]

Planetens nåværende bane er ikke et fødselsbevis

Fast materiale driver, legemer sprer hverandre gravitasjonelt, og planeter i vekst utveksler dreieimpuls med skiven. Derfor kan en steinplanet samle opp materiale fra flere områder og til slutt befinne seg i en annen bane enn den der de tidligste frøene dens ble dannet.[6]

Støv må først gjennom kompliserte stadier med sammenklumping, fragmentering og drift. Ansamlinger av partikler kan kollapse under sin egen gravitasjon og danne planetesimaler. Når frøene først er dannet, kan de senere vokse ved å kollidere med planetesimaler, fange opp småstein ved hjelp av gassen eller gjennom begge prosessene.[2]

Gravitasjonsfokusering kan hjelpe større legemer med å kollidere med mer materiale. Under løpsk vekst vokser noen legemer proporsjonalt raskere enn de mindre naboene sine. Etter hvert eksiterer gravitasjonspåvirkningen deres bevegelsen til legemene rundt dem, noe som øker hastigheten på nære møter og svekker det tidligere forspranget.[7]

De største legemene begynner å dominere omgivelsene sine

Under oligarkisk vekst begynner flere embryoer med omtrent samme masse å dominere nærliggende områder der materiale samles opp. De forstyrrer bevegelsen til mindre legemer og samler dem opp, samtidig som de begrenser hverandres direkte tilgang på materiale. Materiale som kommer utenfra, kan likevel endre denne balansen.[8]

Gassmotstand og gravitasjonsvekselvirkning med skiven kan dempe eksitasjonen av banene, mens dreiemomenter fra skiven kan føre til migrasjon. Så lenge det fortsatt finnes gass, kan embryoer kollidere eller låses i konfigurasjoner med baner som er innbyrdes koblet. Når gassen spres, blir noen konfigurasjoner ustabile, og nye nære møter kan oppstå.[6]

Kollisjoner mellom planetembryoer kan endre formen på begge legemene. Avhengig av hastighet, vinkel og forholdet mellom massene kan de smelte sammen, utveksle materiale og skilles igjen, eller miste mye materiale i form av fragmenter. Energien som frigjøres, kan smelte eller fordampe bergarter og endre atmosfæren. Etter en gigantisk kollisjon blir det ikke alltid igjen én større, sammenhengende planet.[9]

Disse mulighetene avhenger av den konkrete kollisjonen. Å modellere hver kollisjon som en fullstendig sammensmelting tar ikke høyde for viktige utfall.[9]

Månen vitner om én særlig viktig hendelse

Den viktigste gruppen av modeller for Månens opprinnelse knytter dannelsen til en gigantisk kollisjon som den voksende Jorden ble utsatt for. Forskere tester kollisjonsscenarier ut fra bevegelsen i Jord-Måne-systemet, Månens sammensetning og isotopmålinger. Egenskapene til legemet som traff, kollisjonens geometri og den videre utviklingen er fortsatt aktive forskningsområder.[10]

Ulike klokker registrerer ulike vekstfaser

I mange modeller brukte Jorden titalls millioner år på å dannes. Mars ser ut til å ha samlet det meste av massen sin tidligere, men det nøyaktige vekstforløpet avhenger av hvordan isotopdata og kjemisk blanding under kollisjoner tolkes.[7], [11]

Spredning av gass, gigantiske kollisjoner, kjernedannelse og avkjøling foregår parallelt. Det finnes ingen universell rekkefølge der én prosess overalt avsluttes før en annen begynner.

Planeter i vekst har flere varmekilder. Kollisjoner omdanner bevegelsesenergi til varme, gravitasjonsbetinget separasjon av materialer frigjør energi, og radioaktive grunnstoffer henfaller. Aluminium-26 var særlig viktig for legemer som ble dannet tidlig nok til å inneholde betydelige mengder av denne kortlivede isotopen.[13]

Jernmeteoritter viser at noen tidlige planetesimaler allerede hadde metalliske kjerner dannet ved differensiering. Planeten kan derfor ha blitt dannet av legemer der bestanddelene begynte å skille lag lenge før planeten nådde sin endelige masse.[14]

Differensiering skjer mens planeten vokser

Når metall kan skille seg fra silikatmateriale, kan tett flytende metall bevege seg mot sentrum og bidra til dannelsen av kjernen. Silikatene rundt utgjør størstedelen av mantelen. Kjemiske reaksjoner, trykk, temperatur og oksygenmengde påvirker hvordan grunnstoffene fordeler seg mellom disse områdene.[15]

Et magmavann er en fase, ikke en permanent mantel

Intens oppvarming kan danne store områder med smeltede silikater, noen ganger kalt et magmavann. Når det kjøles ned, kan det dannes krystaller, kjemiske stoffer omfordeles, og flyktige stoffer kan utveksles med atmosfæren. Senere nedslag kan delvis smelte legemet på nytt og sette i gang noen av disse prosessene igjen. Dannelsen av en skorpe og senere smelting omformer fortsatt planetens ytre del.[13]

Over lange geologiske tidsrom kan også faste bergarter langsomt flyte når de utsettes for vedvarende spenninger. En mantel med konveksjon er ikke nødvendigvis et hav av flytende magma som dekker hele planeten.[16]

Vann kan tilføres en planet før den er ferdig med å vokse. Hydrogenholdig utgangsmateriale, ankommende legemer med mye vann og kjemiske utvekslinger under akkresjonen kan bidra til planetens vannreserver. Den relative betydningen av disse kildene undersøkes fortsatt.[5]

Begrepet «sen tilførsel» (engelsk: late veneer) beskriver en relativt liten tilførsel av materiale etter hovedfasen av kjernedannelsen, med et omfang som delvis bestemmes av data om mantelens kjemiske sammensetning. Begrepet bør ikke brukes om all tilførsel av vann til jorden.[17]

Planetens vannreserver kan også omfatte vann oppløst i smelte eller bundet i mineraler. Synlige hav viser ikke alt vannet planeten har fått eller bevart.[18]

Mens gassene i skiven ennå ikke har forsvunnet, kan legemer i vekst trekke til seg hydrogen og helium. Gassutslipp fra planetens indre og nedslag kan også tilføre atmosfæren gasser; om de holdes tilbake, avhenger av legemets masse, temperatur og stjernens aktivitet.[19]

Gassutslipp og avkjøling påvirker hverandre

Når forholdene endrer seg, kan gasser frigjøres fra planetens smeltede indre. De påvirker hvor effektivt planeten avgir varme til verdensrommet. En tykk atmosfære av vanndamp kan bremse avkjølingen; dersom forholdene ligger til rette for det, kan vann senere kondensere når planeten avkjøles. Atmosfærens utvikling henger sammen med det som skjer under den.[18]

Atmosfærer kan også miste materiale

Stjernestråling og nedslag kan fjerne gasser fra atmosfæren. Høyt oppe i atmosfæren kan vannmolekyler spaltes, slik at hydrogen slipper ut i verdensrommet; tidlige vannreserver overlever ikke nødvendigvis.[19]

Vi drøfter disse kravene nærmere i artikkelen «Begrepet beboelig sone». Den viktigste sammenhengen her er at planetens overflate bærer preg både av hvordan den ble dannet ved at materiale samlet seg, og av senere endringer.

Masse og radius bidrar til å gi et bedre anslag for sammensetningen

Transitter gjør det mulig å måle planetens radius i forhold til stjernens radius. Stjernens bevegelse, og i egnede systemer også samspillet mellom planetene, bidrar til å fastslå massegrenser. Gjennomsnittlig tetthet beregnes ut fra massen og radiusen, og kan sammenlignes med modeller for stein, metaller, vann og gasser.[21]

Flere ulike indre strukturer kan passe med den samme målte massen og radiusen. Selv et lite gasshylster kan endre planetens størrelse betydelig. Anslagene for planetens indre er derfor intervaller basert på data og antakelser, ikke et direkte bilde av kjernen.[21]

Mengden av grunnstoffer i stjerner gir ytterligere pekepinner om hvor mye jern, silisium og magnesium som er tilgjengelig. Brukt sammen med masse og radius kan disse dataene begrense utvalget av sannsynlige modeller for den indre strukturen, selv om usikkerhetene rundt sammensetningen og stoffomdanningene på planeten består.[22]

Stjernerester avslører den kjemiske sammensetningen til legemer som har gått i oppløsning

Noen hvite dverger har trukket til seg rester av planetlegemer. Absorpsjonslinjer fra tunge grunnstoffer i spektrene fra atmosfærene deres gjør det mulig for astronomer å rekonstruere enkelte trekk ved sammensetningen av dette materialet. Resultatene avdekker ingrediensene i steinlegemer utenfor solsystemet og i noen tilfeller også tegn på differensiering. Men de gjør det ikke mulig å fastslå entydig hvor det opprinnelige legemet ble dannet.[24]

Støv gir indirekte bevis på pågående sammenstøt

Avfallsdisker kan inneholde støv som stadig fornyes når større legemer kolliderer. Varmt støv kan tyde på aktivitet blant faste legemer nær stjernen, men alene er det ikke nok til å identifisere en kollisjon der en jordlignende planet dannes, eller bevise at det finnes en steinplanet der.[25]

Psyche skal undersøke en mulig rest etter tidlig differensiering

NASAs romfartøy Psyche skal studere en utvalgt metallrik asteroide fra bane ved å måle sammensetningen, gravitasjonen og de magnetiske egenskapene dens. Et av målene er å undersøke om asteroiden inneholder materiale fra en planetesimalkjerne. Den nøyaktige opprinnelsen er fortsatt et åpent spørsmål.[26]

Dannelsesmodeller må forklare hele systemer: antallet planeter, massene deres, avstandene mellom dem, sammensetningen og de mindre legemene som er igjen. Endringer i fordelingen og tilførselen av fast stoff, påvirkningen fra kjempeplaneter eller tidspunktet for migrasjon kan føre til endringer i flere dannelsesresultater samtidig.[1]

Vi kan ikke finne ut hvordan disse prosessene foregikk, ut fra planetens bane alene.[1], [9], [19]

En nyttig dannelsesmodell gjenskaper ikke bare én velkjent planet. Den gir forutsigelser som kan sammenlignes med meteorittdata, planetmålinger, observasjoner av skiver og det stadig større mangfoldet av eksoplanetsystemer.[1]