Hur går det till när planeter blir till? Det är faktiskt något som händer som en följd av att stjärnor uppstår. Innan vi lär oss hur planeter bildas måste vi därför först förstå hur en stjärna föds. Och precis som med mycket annat i astronomi är svaret på frågan hur en stjärna föds: gravitation!

Stjärnor bildas i enorma gasmoln. De molnen består mestadels av molekyler och är enorma – de kan vara flera hundra ljusår i diameter [blålänk eller högerspalt: Ett ljusår är den sträcka ljuset hinner färdas i vakuum på ett år, och motsvarar ungefär 1000 miljarder mil.] . De två krafter som håller molnet i balans är gravitationskraften och gasens tryckkraft. Gravitationskraften drar molekylerna närmare varandra. Samtidigt gör tryckkraften att de puttas isär. Då och då kommer stötvågor från supernovor, ett gasmoln kan krocka med ett annat, eller så händer något annat som gör att det blir ojämnheter i molnet. Vissa områden får mycket hög densitet, det samlas många molekyler där. De områdena kallar vi “kärnor”. Där kan gasen svalna snabbt, vilket gör att tryckkraften minskar. Då kan gravitationen bli starkare än tryckkraften utåt, och gasen börjar kollapsa mot mitten av “kärnan". Men då ökar ju densiteten ännu mer, gravitationen blir ännu starkare, och mer av molnet dras in i kärnan . Till slut kan densiteten i kärnan bli så hög att kärnreaktioner startar. Då har vi fått nåt som kallas för en protostjärna.

En protostjärna bildas i mitten av kärnan i gasmolnet, men all gas som dras in mot mitten hamnar inte direkt på protostjärnan. Den kollapsande gasen roterar nämligen lite, och i takt med att gasen dras ihop roterar den snabbare och snabbare. Det är faktiskt samma sak som att en konståkare snurrar snabbare om hen drar in armarna. Det kallas “rörelsemängdsmomentets bevarande”, och du kan läsa mer om det i kapitlet om kraft och rörelse [länk]. Den roterande gasen kan inte falla rakt in på stjärnan utan bildar i stället en tunn, platt skiva runt den. En sådan skiva som roterar kring en nyfödd stjärna kallas en protoplanetarisk skiva. Det är i denna protoplanetariska skiva som planeter bildas.

En protoplanetarisk skiva består mest av gaserna väte och helium. Gaserna är blandade med mycket små mängder av tyngre ämnen som kol, kväve och syre. De ämnena, den fasta materian, är ungefär en hundradel avskivans totala massa. I början består den fasta materian av mikrometerstora stoft- och ispartiklar. Vi kan titta på sådana här skivor med teleskop.i vet också att de protoplanetariska skivorna bara finns i några miljoner år. Anledningen till att de inte finns kvar längre är att gasen och det fasta materialet rör sig inåt i en spiral och så småningom faller in i stjärnan. Det betyder att planeterna behöver bildas under de miljonerna år. Om det inte bildas planeter under den tiden finns det inte längre något “byggmaterial”!

[bild]

Men hur kan då stora objekt som asteroider, månar och planeter bildas om allt fast material i skivan består av pyttesmå partiklar,? Det är en process i flera steg. Det första steget är att partiklarna kolliderar med varandra. När partiklar kolliderar kan flera olika saker hända. Små partiklar fastnar lätt i varandra. Tänk dig ett dammkorn, det fastnar i allt! Men ju fler partiklar som kolliderar och fastnar i varandra, desto större blir klumpen de bildar. Så småningom har de växt till millimeterstora småstenar. Men vad händer när småstenar krockar? Tänk dig att du kastar två småstenar mot varandra. De kommer antingen studs bort från varandra, eller gå sönder. Vi kan alltså inte enkelt bilda större objekt bara genom kollisioner.

Så vad har vi nu i vår protoplanetariska skiva? Vi har fasta småpartiklar med storlekar från mikrometer till millimeter, och gas. Eftersom avstånden är så stora i rymden och partiklarna är så små skulle man kunna tro att de inte går att se. Men vi kan faktiskt observera gasen och partiklarna med hjälp av stora teleskop. Bilden nedanför visar en protoplanetarisk skiva som kallas “IM Lup” i olika våglängder. Bilden är tagen av världens (när den här texten skrivs) största nätverk av radioteleskop, ALMA i Chile. IM Lup finns ungefär 500 ljusår från solen, och är mellan en halv och en miljon år gammal. Den vänstra bilden visar ljus från millimeterstora småstenar, bilden i mitten visar ljus från mikrometerstora stoftpartiklar, och den högra bilden visar ljus från koloxidgas. När vi jämför bilderna ser vi att de olika beståndsdelarna är fördelade på olika sätt i skivan. Låt oss undersöka varje del för sig:

• Gas: gasen är mindre tät ju längre från stjärnan den kommer. Gasen är också mindre tät ju längre från skivans mitt den kommer. Gasen påverkas av två krafter: gravitationskraften från stjärnan och gasens tryckkraft. På samma sätt som planeter och andra fasta partiklar roterar gasen kring stjärnan, men den har en lite lägre hastighet än de större partiklarna.

• Stoft: till skillnad från gasen påverkas de fasta partiklarna i skivan inte av tryckkraften. De påverkas alltså bara av gravitationskraften från stjärnan. Alla fasta partiklar borde kretsa runt stjärnan med en högre hastighet än gasen, eftersom de är tyngre. Men på samma sätt som ett dammkorn sveps med av vinden följer en stoftpartikel i skivan med den omgivande gasen. Du kan alltså hitta stoftpartiklar på samma ställen i skivan som du hittar gas.

• Småsten: till skillnad från ett dammkorn kommer inte en småsten att svepas med av vinden – den är för stor och väger för mycket. Och på samma sätt som en småsten här på jorden faller mot marken, så kommer en småsten “falla” in mot skivans mittplan. Vi kan se detta om vi jämför bilderna på IM Lup: stoftpartiklar finns överallt i skivan, men all småsten ligger i en tunn skiva. Småstenen roterar också kring stjärnan med en högre hastighet än gasen. Det betyder att småstenen upplever ett “luftmotstånd” från gasen. Detta luftmotstånd gör att småstenen faller inåt i en spiral mot stjärnan. Detta kallas radiell drift, och processen är mycket snabb. En småsten kan röra sig mot stjärnan med en hastighet på cirka 1 meter per sekund.

Räkna på det

Hur lång tid tar det för en småsten vid Uranus omloppsbana att falla in i solen? Hint: Uranus befinner sig 19.1 AU från solen (1 AU är avståndet mellan jorden och solen). 1 AU är ungefär 150 000 000 000 meter. Det är ungefär 31 600 000 sekunder på ett år. Svar

Att småstenarna försvinner från skivan så snabbt är ett problem, eftersom de måste samlas för att kunna bilda planeter. Så hur behåller vi det fasta materialet i skivan? Svaret är än en gång: gravitation! Om det finns platser i skivan där småstenen koncentreras och når hög densitet, kan en klump av småsten kollapsa gravitationellt och direkt bilda ungefär 100 kilometer stora planetesimaler. Dessa är så massiva att de inte längre påverkas nämnvärt av luftmotståndet från gasen, och därför faller de inte in mot stjärnan. Planetesimaler kallas ofta för planeternas byggstenar. De asteroider vi ser i asteroidbältet mellan Mars och Jupiter i dag är rester av planetesimaler från solsystemets födelse. Kometer är ett annat exempel på planetesimaler som fortfarande finns kvar i solsystemet.

Så vad har vi nu i vårt system: (1) gas, (2) stoft, (3) småsten, och (4) planetesimaler. Nästa steg i planetbildningsprocessen är att dessa planetesimaler fortsätter att växa genom att kollidera med andra planetesimaler och med småsten. När en planetesimal blir ungefär lika stor som månen kallar vi den en protoplanet. En protoplanet är fortfarande för liten och har för låg massa för att kunna dra till sig gas från omgivningen, så den fortsätter växa framför allt genom att samla upp småsten. Det kanske känns konstigt att en protoplanet skulle kunna växa effektivt genom att samla upp småsten, eftersom det behövs så otroligt många. Men kom ihåg att småstenar hela tiden rör sig mot stjärnan. Det susar alltså konstant förbi en massa småstenar som protoplaneten kan fånga upp. Det är som en sushibuffé där maten kommer till dig om du bara väntar.

Det finns många olika typer av planeter i solsystemet och runt andra stjärnor. Hur blir de så olika? Små planeter som Jorden, Mars, Venus och Merkurius består nästan bara av fast material. Dessa planeter växte sig aldrig tillräckligt massiva för att kunna dra till sig stora mängder gas. Antingen växte de för långsamt, så att allt fast material hann falla in i stjärnan innan de blev tillräckligt stora, eller så fanns det för lite planetesimaler och småsten i skivan – alltså brist på byggmaterial. Detta är dock tur för oss, eftersom en planet med massa gas antagligen inte är beboelig.

Om en planet blir cirka 10 gånger så massiv som Jorden kan den börja dra till sig gas från skivan. Om det inte finns så mycket gas kvar i skivan när detta sker, bildas planeter som Uranus och Neptunus. De består mestadels av fast material och upp till 20 % gas. Om det finns mycket gas kvar i skivan kan planeten dra till sig jättemycket gas och utvecklas till en gasjätte som Jupiter och Saturnus. Dessa består av mycket mer gas än fast material. Gasjättar kan få en egen skiva runtomkring sig när de bildas, en så kallad cirkumplanetär skiva. I dessa skivor kan månar bildas, på samma sätt som planeter bildas i protoplanetariska skivor kring stjärnor. Jupiters månar bildades antagligen på detta sätt. Alla månar bildades dock inte så. Vissa bildas genom kollisioner med planeter, som vår egen måne. Andra bildas i den protoplanetariska skivan och fångas senare upp av planeter.

När gasjättar bildas kan de putta bort gas från sin omloppsbana och karva ut gap i den protoplanetariska skivan. Observationer av skivor visar ofta ett mönster av ljusa och mörka band. Vissa av dessa mörka band är antagligen gap som har karvats ut av sådana gasjättar. Kan de mönster vi ser i ljuset från småstenar i IM Lup ha uppstått på grund av att en jätteplanet håller på att bildas där? Kanske, kanske inte – vi vet ännu inte tillräckligt mycket om planetbildning för att vara helt säkra. Kanske är det du som läser det här som blir den astrofysiker som kan svara på den frågan?

Under tiden som planeter bildas kan de också vandra runt i skivan, så kallad planetmigration. För att förstå varför detta sker måste vi gå tillbaka till principen om rörelsemängdsmomentets bevarande. En planet som kretsar nära stjärnan har ett lägre rörelsemängdsmoment än en planet som kretsar längre bort. För att kunna byta omloppsbana och röra sig inåt eller utåt i skivan måste planeten alltså ändra sitt rörelsemängdsmoment. Eftersom rörelsemängdsmomentet i ett slutet system måste bevaras, kan planeten bara ändra sitt rörelsemängdsmoment genom att ge eller ta rörelsemängdsmoment från något annat i systemet, till exempel en annan planet eller gasen i skivan.

Planetmigration under planetens födelse sker framför allt genom ett utbyte av rörelsemängdsmoment med gasen i skivan. Planeten genererar spiralvågor i gasen. Videon nedanför visar en datorsimulering av en planet i en protoplanetarisk skiva som genererar sådana spiralvågor. Spiralen utanför planetens bana försöker putta planeten inåt genom att planeten ger rörelsemängdsmoment till gasen. Spiralen innanför planetens bana försöker putta planeten utåt genom att planeten tar rörelsemängdsmoment från gasen. Oftast är det den yttre spiralen som dominerar, och planeten migrerar därför inåt i skivan. Många av de planeter vi har upptäckt runt andra stjärnor befinner sig väldigt nära sin stjärna, vilket troligen beror på att de har bildats längre ut och sedan migrerat inåt.

Om det finns flera planeter runt samma stjärna kan de också befinna sig i planetär resonans med varandra. En resonans mellan två planeter sker när deras omloppstider är synkroniserade. Till exempel betyder en 1:2-resonans att för varje varv den ena planeten gör, gör den andra två varv. Ett annat exempel är en 3:2-resonans, där en planet gör tre varv på samma tid som den andra gör två. Om två planeter i skivan rör sig närmare varandra på grund av planetmigration kan de passeraa en sådan resonans och fastna och stanna kvar där. Om vi upptäcker planeter i resonans är det därför ett tydligt tecken på att de har migrerat. Och vi har upptäckt många sådana planetsystem runt andra stjärnor. Ett exempel är TRAPPIST-1, som består av sju planeter som befinner sig i resonans. I vårt solsystem befinner sig Neptunus och Pluto i en 3:2-resonans.