Nyupptäckta exoplaneter utmanar klassisk teori

Sedan den första exoplaneten upptäcktes i en bana runt stjärnan 51 Pegasi i oktober 1995 har drygt 300 nya planeter dykt upp på vår himmel. Dessa nyfunna världar är helt olika dem vi känner från vårt eget solsystem, och dessutom uppvisar de en häpnadsväckande variation sinsemellan. De skiljer sig till storlek, läge kring sin stjärna och i formen på omloppsbanan.

De flesta nyupptäckta planeter har massor upp till tio gånger större än gasjätten Jupiter, den största planeten i vårt solsystem som har 1 300 gånger större volym än jorden, och som är 300 gånger tyngre. Bara ett fåtal mindre planeter har hittats, ”jättejordar” med en massa på fyra till tio gånger jordens.

Många exoplaneter ligger dessutom betydligt närmare sin moderstjärna än Jupiter, till och med närmare än den innersta planeten i vårt solsystem, Merkurius. Då kan antagligen strålningen från stjärnan blåsa bort deras atmosfär. Planeter med mindre massa än Jupiter kan därför ha skapats ur heta Jupiterliknande gasplaneter via avdunstning.

Stjärnan tänds i centrum

Hur har dessa jättestora gaskroppar hamnat där över huvud taget? Dagens teorier om planeternas uppkomst talar om att de bildas betydligt längre bort från sin stjärna än de befinner sig i dag, varför de måste ha vandrat inåt i planetsystemen. Här får vi ta datorer till hjälp, för experiment går inte att göra. Och detta nyupptäckta planetariska ”zoo” ger oss bättre metoder att kontrollera våra datormodeller.

Ett solsystem börjar med sin stjärna. Den bildas längst inne i ett moln, en rymdnebulosa som mest består av vätemolekyler och mikroskopiska is- och dammpartiklar. När molnet kollapsat under sin egen tyngd tänds stjärnan i centrum omgiven av en snurrande skiva med överblivet stjärnmaterial som nu blir byggvara för planeterna. Men i stjärnans hetta förångas de mikroskopiska fasta partiklarna och isen innerst inne i skivan. Längre bort däremot, där temperaturen är tillräckligt låg, finns materialet kvar. Observationer av de så kallade protoplanetära skivorna runt unga stjärnor tyder på att mängden överblivet byggmaterial gott och väl räcker till att bilda ett helt planetsystem.

Så långt är forskarna överens. Enligt den klassiska modellen slås fasta partiklar och is ihop till kilometerlånga så kallade planetesimaler. När ungefär en miljon år har gått är nästan allt stoff hopklumpat, och i molnet finns nu både gas och planetesimalerna som virvlar huller om buller i skivans ytterregioner. Några krockar och slår sönder varandra, andra hakar ihop och bildar allt större klumpar.

Klumparna blir efter ytterligare en till tio miljoner år planeternas embryon, protoplaneterna. Under den tiden växer en del till sig ytterligare i en självförstärkande process – ju större protoplanet, desto starkare gravitation som kan attrahera nytt material och bygga upp en större kropp. De som blivit ungefär lika stora som jorden kan bli embryon till gasjättarna.

För gasjättens del startar sedan en andra akt i dess tillblivelse, då planetembryot med sin gravitation nu orkar omge sig med ett massivt hölje av gas från den omgivande nebulosan. När så embryot når en kritisk massa, som är några gånger jordens, börjar höljet dra sig samman och mycket snabbt fånga in ännu mer gas. Efter ungefär tio årmiljoner är en jätte född.

Sedan är det bara städningen kvar. Det överblivna planetmaterialet försvinner ur skivan – antingen fäster det vid stjärnan i mitten eller så skingras det av vinden från den unga stjärnan.

Detta är ett klassiskt scenario för tillkomsten av ett planetsystem likt vårt, en välordnad process där det först bildas stora stenbumlingar som jorden och de andra stenplaneterna innerst i solsystemet: Merkurius, Venus och Mars. Så växer stenkärnan genom att omge sig med ett gashölje och kan till och med bli så mäktig som Jupiter. Problemet med ett sådant skeende är att det kan visa sig vara för långsamt – gasen hinner kanske ta slut under de årmiljoner som krävs.

En snabb kollaps i stället

I stället tänker sig en del astronomer ett nytt, mycket snabbare scenario med mer dramatik. En gasjätte ska kunna födas på bara några tusen år i den ytterst instabila skivan runt en nyfödd stjärna. Till följd av bristande jämvikt i skivan bildas klumpar som snabbt kollapsar till protoplaneter, de som utgör gasjättens fasta kärna. Sedan fortsätter gasen att falla mot denna kärna tills en Jupiterstor eller ännu större planet har bildats.

Datorsimuleringar ger stöd åt den nya teorin. Gasplaneterna bör få mycket avlånga banor kring sina stjärnor, och sådana har faktiskt observerats i planetjakten. Samtidigt har den nya modellen svårt att mer exakt simulera vissa särdrag som finns hos gasplaneter i vårt eget solsystem, som deras tunga fasta kärnor eller närvaron av vissa grundämnen i deras atmosfärer. Men sista ordet är inte sagt än, och det är möjligt att både den klassiska och den nya modellen kan vara tillämpliga i olika situationer.

Vandrar mot sin stjärna

Fortfarande är det dock inte helt klarlagt hur jätteplaneterna har hamnat i så snäva omloppsbanor kring sina moderstjärnor. Det finns flera anledningar till att de omöjligen har kunnat bildas där i stjärnans direkta närhet. Dels är det bara långt bort från stjärnhettan som vatten och metan kan frysa och klumpas ihop med dammstoffet. Dels är det svårt för en blivande planet att samla på sig tillräckligt med gas när den är så het. Dessutom färdas en planet med snäv omloppsbana en kortare sträcka i rymden än en med längre omloppsbana och får därför tillgång till en mindre mängd gas, vilket talar för långa banor.

Därför tror de flesta astronomer i dag att planeterna bildas längre ut i nebulosan. Sedan tar de sig in mot sin stjärna, annars skulle vi inte hitta dem där de är i dag. Återstår alltså frågan vad som driver migrationen inåt i planetsystemet. Och vilka mekanismer som kan stoppa denna vandring mot solen, som för planeten annars lätt kan bli en dödsspiral.

Flera olika teorier har föreslagits. De flesta vandringsmekanismer tar hänsyn till växelverkan mellan protoplaneten, planetesimalerna och gasskivan. Planeten tros skapa flodvågor i skivan som får skivmaterialets täthet att variera kraftigt. Tätheten ökar i vissa områden och minskar i andra, vilket i sin tur kan ge en knuff åt planeten. Datormodeller visar att planeter kan färdas långa vägar på sin flodvåg. En spiralbana leder dem från sina födelseplatser in mot solsystemets centrum. Men datorerna har bara helt nyligen blivit kraftfulla nog för att vi astronomer ska kunna göra noggrannare modeller av dessa intrikata skeenden med alla fysikaliska egenskaper inprogrammerade under den långa tid som krävs för planetsystemet att bildas.

Leta bland yngre stjärnor

Vi tror nu att var femte eller fler av de sollika stjärnorna har minst en planet i sin omgivning. Senaste heta tipset för att hitta fler exoplaneter är att leta runt unga stjärnor, för sannolikheten att en stjärna omges av ett planetsystem är högre, ju mer järn den innehåller.

Järn och andra tunga grundämnen var mycket sällsynta i det unga universum. De bildas i stjärnornas inre genom kärnfusion och slungas sedan ut mellan stjärnorna i supernovaexplosioner och blir till byggmaterial för kommande generationer stjärnor. Andelen tunga grundämnen blir alltså högre, ju yngre stjärnan är. Samtidigt är byggmaterialet för stjärnorna ungefär detsamma som för deras planeter, så det är troligt att yngre stjärnor lättare har råd att hålla sig med planeter jämfört med äldre då byggmaterialet var fattigare på planetstoff.