Vraag over planeten en hun ontstaan

[Bladerunner]

Met (sterke) afkoeling bedoel ik dus verdere afkoeling na condensatie want er was een zekere 'plakkerigheid' nodig om deeltjes aan elkaar te laten kleven zodat het grotere brokken werden en een eigen noemenswaardig zwaartekracht kregen. Het lijkt mij dat die plakkerigheid afnam naarmate het materiaal kouder werd. En dan neemt de kans af dat een planetesimaal uitgroeid tot een planeet.

[Michel Uphoff]

En dan neemt de kans af dat een planetesimaal uitgroeid tot een planeet.

 
Als het eenmaal tot een planetesimaal gekomen is (en al wat eerder, want de diameter van die dingen ligt in de orde van een tot enkele kilometers), is er nog maar een dominante kracht voor verdere planeetvorming, en dat is gravitatie. De temperatuur van de planetesimaal is dan van onbelang.
 
Vanderwaalskrachten (adhesieve- en cohesieve-) en elektrostatische krachten spelen na condensatie van de protoplanetaire schijf tot vaste stoffen voornamelijk een rol in de vorming van de kleinste objecten, die wel wat lijken op de stofballen onder het bed. Heel pluizig, en de onderlinge gravitatie heeft nog weinig betekenis. Stralingsdruk en gasstromen leveren de dominante krachten die deze pluisballetjes in beweging zetten en laten samenkomen.
 
Een komeet als 67P/Churyumov-Gerasimenko (klik) blijkt te bestaan uit meerdere 'onderdelen'. De kleinste ervan zijn de zogenoemde goosebumps; ballen zeer poreus gruis en ijs van een paar meter diameter. Hiervan wordt vermoed dat die in het begin door een samenspel van gravitatie, elektrostatische- en vanderwaalskrachten bij elkaar gehouden werden. Miljoenen van deze balletjes vormden door onderlinge gravitatie uiteindelijk een van de lobben van 67p.
 

Comet_goosebumps.jpg (141.16 KiB) 1157 keer bekeken

Goosebumps in een 'pit' van 67P. Bron:Nasa
 
De komeet bestaat uit twee afzonderlijke komeetkernen die later tegen elkaar 'gebotst' zijn, hoewel het meer een zachtjes tegen elkaar aanvlijen geweest is gezien de zeer geringe onderlinge zwaartekracht. De eerste komeet vormende goosebumps zullen nog wel deels bijeen gehouden worden door genoemde krachten, maar zodra een omvang in de orde van honderden meters is bereikt, gaat de zwaartekracht domineren.
 
Er zijn nog wel openstaande vragen: Theoretici kwamen tot de conclusie dat botsingen van objecten van enige meters toch al zo energetisch waren dat de uiterst zwakke samenbindende krachten niet konden voorkomen dat de stofballen uiteen zouden vallen. Met de observatie van de goosebumps moet die theorie wellicht op de schop. Mogelijk zijn de botsingssnelheden aanvankelijk lager dan werd verondersteld, en konden zo grotere objecten ontstaan.
 
Later, als de accretie voldoende zijn werk gedaan heeft en planetesimalen zijn samengevoegd tot objecten die honderden kilometers groot zijn, worden de botsingen veel gewelddadiger en wordt er daarbij een grote hoeveelheid kinetische energie geabsorbeerd die uiteindelijk de hele protoplaneet doet smelten en zo zorgt voor een gradiënt in de planeet; zwaardere elementen als nikkel en ijzer zakken naar de kern er de lichtere elementen als koolstof en silicaten komen aan het oppervlak.
 

Gebeurt dit nooit of te laat (na sterke afkoeling dus van het materiaal) dan krijg je een gigantische asteroïde gordel en/of Oortwolk rond een ster zonder objecten die aan de criteria voor een planeet voldoen.

 
Er zijn nogal wat planetoïden (Engelstalige en nogal foutieve naam, astroïden, wat 'sterachtige' betekent) die uit nikkel/ijzer bestaan, het zogenoemde M-type. 16 Psyche is een bekend voorbeeld; een ei van ruim 200 kilometer diameter bestaand uit vrijwel puur nikkel/ijzer. Het kan haast niet anders zijn dan dat dit type planetoïden de resten van (de kernen van) uiteen geslagen protoplaneten zijn. Dat geldt ook voor de 'rotsachtige' c-planetoïden en de min of meer losse hoopjes stenen waaruit weer andere planetoïden bestaan. Hier betreft het voornamelijk koolstof en silicaten die eerst gesmolten zijn geweest in een protoplaneet. Dus ontstond in het algemeen eerst de planetesimaal, daaruit de (proto) planeet en daarna uit de brokstukken daarvan de planetoïde. Dat een te lage temperatuur astroïden verhinderde om planeten te vormen is dus niet juist.
 
Overigens hoeft dit niet per se te gelden voor de voornamelijk uit ijs bestaande planetoïden, de ontstaansgeschiedenis daarvan kan meer lijken op die van een komeetkern. Het zal ook zeer waarschijnlijk zo zijn dat een aantal planetesimalen niet geabsorbeerd is door een protoplaneet, en nog steeds als minimaantjes rond planeten draait. Erg interessante objecten om te onderzoeken.
 
Maar er zijn nog vragen genoeg over de exacte ontstaansgeschiedenis van ons zonnestelsel, reden dat er volgens huidige plannen in 2022 een sonde naar Psyche gestuurd wordt om dit typische object te gaan bestuderen, in 2026 komt de Psyche sonde in een baan om de planetoïde.

[Ty Finnally]

@Michel Uphoff
Ik dacht eigenlijk dat een witte dwerg niet instortte als gevolg van een runaway fusion reactie bij 1,44 zonsmassa (bericht van een paar pagina's geleden)
Ik  ga er van uit dat de gedegenereerde druk te hoog wordt, doordat de WD met 1,44M_o nog maar 650 km groot is
Hierdoor stort de kern van de WD in ongeveer 1/4 seconde in tot een keiharde gedegenereerde neutronenster, waar vervolgens alle navolgende schillen van de WD op afketsen. Voila, een 1a supernova
Het zou ook niet logisch zijn om een runaway fusion reactie te krijgen als een een Fe witte dwerg hebt. Waar zou die WD naar toe moeten fuseren?
 
Ik heb ook geleerd (wikipedia weer) dat een supernova van een zware ster op soortgelijke wijze plaatsvind. Diverse lichtere elementen fuseren uiteindelijk tot ijzer; je krijgt een bal van gedegenereerd ijzer in de sterkern; zodra die sterkern de candraskhar-limiet overschrijd, stort de kern (van de sterkern) in 1/4 seconde in tot een keiharde gedegenereerde neutronenster; alle navolgende schillen ketsen af. Voila, een supernova. Deze is echter pas na een uurtje zichtbaar, omdat de explosie zich eerst een weg moet worstelen door honderden miljoenen kilometers rode reus.
 
Als de rode reus te groot is, zal deze een groot deel van de klap opvangen, en de schillen terug dirigeren naar de kern, waar een vers gebakken neutronenster ligt te wachten. Deze kan vervolgens de Oppenheimer-Volkofflimiet overschrijden, en instorten tot een zwart gat
Klopt dit een beetje?

[Michel Uphoff]

Ik neem aan dat je refereert aan bericht #17: klik

 

Bij een type I supernova wordt vaak vrijwel de gehele ster, inclusief de kern de ruimte in geblazen. Zo'n supernova ontstaat bijvoorbeeld als een al zeer dichte witte dwergster (het restant van een kleinere ster als bijvoorbeeld de Zon) met zijn sterke gravitatie in korte tijd zeer veel materiaal op kan slorpen van een nabije compagnon ster. Ongeveer 50% van de sterren zijn dubbelsterren. De massa van de witte dwerg overschrijdt door deze vreetpartij op een bepaald moment de zogenoemde Chandrasekhar limiet (ongeveer 1,44 zonmassa's) en begint plotseling zuurstof en koolstof te fuseren waardoor de temperatuur enorm oploopt en er binnen seconden een run-away fusieproces kan ontstaan waarbij de opgewekte energie groot genoeg is om vrijwel de hele ster de ruimte in te blazen. Een andere mogelijkheid voor type I supernovae is de zeldzamer fusie van twee witte dwergen die tezamen genoemde limiet overschrijden.

 

Zo'n witte dwerg is het restant van een ster met een massa van ongeveer 0,2 tot 1,3 maal de die van de Zon. In ieder geval heeft de voorloper onvoldoende massa om een neutronenster te worden. De diameter van een witte dwerg met de massa van de Zon is met ruwweg 13.000 km echter veel groter dan de 650 km die jij noemt.

 

Als zo'n dwerg bijvoorbeeld fuseert met een andere dwergster, dan zou je inderdaad denken dat door de overschrijding van de Chandrasekhar limiet een neutronenster zou moeten ontstaan. Maar dat beeld wordt niet breed gedeeld onder astrofysici. De breed gedragen visie is dat er bij het overschrijden van de massagrens een extreem energierijk run-away effect optreedt waarbij koolstof en zuurstof in luttele seconden fuseren tot zwaardere elementen. De vrijkomende energie is gigantisch, in de orde van 10⁴⁵ Joule. Dat is meer dan genoeg energie om de witte dwerg in de vorm van een type Ia supernova geheel te laten desintegreren.

 

Er wordt wel aangenomen dat bepaalde witte dwergen (bestaande uit onder meer magnesium en neon) bij opvolgende accretie wel in kunnen storten en tot een neutronenster kunnen overgaan. Maar daarbij treedt geen type Ia supernova op.

[Ty Finnally]

Ik bedoelde inderdaad dat artikel.
Ik dacht dat een witte dwerg steeds kleiner werd naarmate de massa toenam (zie wikipedia), In het kort:

• 0,22 <i>M</i>_☉    13.887 km
• 1,16 <i>M</i>_☉   4.291 km
• 1,44 <i>M</i>_☉   665 km

Een Supernova 1a wordt gebruikt als "standaard kaars", omdat de energie die daarbij vrijkomt vrijwel identiek is. Als de WD een neutronenster vormt , kan ik me goed voorstellen dat dit het geval is, ondanks de verschillen in samenstelling (H-core, C/O-core, O/Ne-core of Fe-core)
 
Bovendien staat de temperatuur los van de massa van de WD. Dus terwijl de massa toeneemt, blijft de temperatuur 100.000 kelvin of daaromtrend. Wat initieert die runaway fusie reactie als het de temperatuur niet is? Ik las in koolstof detonatie? dat dit idd zou leiden tot een Supernova 1a. Maar wat gebeurt er dan met die andere WD die imploderen/exploderen? Of is dat (nog) niet duidelijk?
 
Bij de heliumflits wordt door wikipedia gezegd: "This increases the density and temperature of the core until it reaches approximately 100 million kelvin, which is hot enough to cause helium fusion (or "helium burning") in the core.". Hier is de temperatuur dus de trigger.
 
En dan blijft mijn vraag nog open staan. Hoe zit het met een WD van ijzer? Die kan nergens naar toe fuseren. Wat zou daarmee gebeuren wanneer  die de Chandrasekhar-limiet bereikt?
 
Hoe vind ik trouwens een "breed gedragen beeld door astrofysici"? Ik ben zeer geinteresseerd. Of betekend dat: nog meer lezen van wikipedia en het modale resultaat als waar aannemen?

[Bladerunner]

Een witte dwerg ster kan verschillende samenstellingen hebben en zijn het eindresultaat van sterren met een massa van iets lichter dan de zon tot ± 10 maal. Een witte dwerg ster ontstaan uit een vrij lichte ster heeft een Helium kern maar de meeste bestaan uit koolstof/zuurstof en de zwaarste uit Neon en Magnesium. Meer dan 90% zijn of worden koolstof/zuurstof dwergen omdat die allemaal uit de sterk vertegenwoordigde hoofdreekssterren ontstaan.
 
Witte dwergen die uit ijzer bestaan zijn zeldzaam en in verhouding wat kleiner dan de tabel voor de 'gewone' witte dwergen.
De reden dat Fe dwergen zeldzaam zijn komt omdat ze precies op de grens zitten tussen een neutronenster en een witte dwerg. Want terwijl de witte dwergen met b.v. een koolstof/zuurstof kern zijn ontstaan uit een rode reus (die voorheen een normale hoofdreeks ster was en een 'planetaire nevel' vormt) zijn de zwaarste witte dwergen ontstaan uit een (blauwe) superreus met massa's van ongeveer 10 maal de zon. Was de oorspronkelijke ster dus iets zwaarder geweest dan had je geen witte dwerg meer gehad maar een neutronen ster omdat de Chandrasekhar-limiet dan was overschreden.
 
In alle gevallen geldt echter dat een witte dwerg uit zich zelf geen fusie meer voortbrengt en zeer langzaam afkoelt. Dat afkoelen gaat dan bij Fe dwergen sneller vanwege de lagere soortelijke warmte van ijzer.
 
Maar als de witte dwerg (ontstaan dus uit de evolutie van een hoofdreeks ster) materiaal invangt van een begeleider dan begint zijn massa toe te nemen en krijg je de reeds genoemde 'run-away fusion' die plaatsvindt voordat de witte dwerg in een neutronen ster zou veranderen.
Nu is het dus zo dat een witte dwerg met een Fe kern ook nog andere lichtere elementen bevat want een witte dwerg uit puur 100% ijzer is zeer onwaarschijnlijk want de grens tussen de verschillende 'schillen' van elementen in de oorspronkelijke ster is niet scherp begrenst. Dus ook een Fe dwerg kan voor een 'run-away fusion' zorgen omdat er ook nog lichtere elementen aanwezig zijn.
 
De type Ia supernova ontstaat dus alleen in een dubbelster systeem omdat hier dus de 'run-away fusion' geïnitieerd wordt door materie inval uit de begeleider, maar een enkele witte dwerg die uit Fe bestaat heeft geen fusie meer en koelt af. De zwaardere elementen ontstaan als uit de supernova implosie / explosie een neutronen ster ontstaat.
Op het moment dat de kern van een superreus onvoldoende druk en temperatuur heeft om Fe fusie te starten (en dat is onvermijdelijk) valt alle materie van de ster richting de kern door de gravitatie ineenstorting en dat gebeurt soms met snelheden tot 20.000 km/sec. Op het moment dat deze massa de Fe kern treft zorgt dit voor een kortstondige piek in druk en temperatuur waardoor zwaardere elementen dan ijzer ontstaan.
 
Voor zoeken op (officiële) wetenschappelijke artikelen kun je dit gebruiken.

[Michel Uphoff]

Ik dacht dat een witte dwerg steeds kleiner werd naarmate de massa toenam

 
Dat klopt. Ik had het over een WD die uit een ster met de massa van de Zon resulteerde. Hier die massa-diameter verhouding in beeld:

witte dwergen massa diameter.jpg (62.97 KiB) 1154 keer bekeken

 

En dan blijft mijn vraag nog open staan. Hoe zit het met een WD van ijzer?

 
Omdat witte dwergen ontstaan uit kleinere sterren die in hun kernen fusieprocessen tot zuurstof en koolstof (en in veel mindere mate tot neon en magnesium) kennen, is het niet voor de hand liggend aan te nemen dat een witte dwerg (gedeeltelijk) uit ijzer kan bestaan. Maar er zijn ook 'mislukte' type Ia supernovae (ook wel type Iax genoemd) waardoor het op theoretische gronden niet ondenkbaar is dat het kleine percentage van de witte dwergen dat de detonatie overleeft nikkel en ijzer in de kern kan bevatten. Dat is dan tijdens de supernova ontstaan en naar de WD teruggevallen materiaal.
 
Zie bijgevoegd wetenschappelijk paper over dit onderwerp.
 
Het percentage zware (Fe/Ni) elementen in zo'n theoretische WD is voor zover mij bekend giswerk, maar zou volgens het paper in de orde van 3% kunnen liggen. Ik kan mij voorstellen (maar ik speculeer hier..) dat er na geleidelijke accretie van voldoende materie (van een begeleider, veel sterren zijn dubbelsterren) wederom een Iax supernova ontstaat. Blijft het consumeren van materie van de begeleider zo doorgaan (als de WD door de vaak asymmetrische klap niet bij de begeleider weggeschoten wordt) dan zal na verloop van tijd er mogelijk zoveel ijzer in de WD zitten en zo weinig lichtere, fuseerbare, elementen dat de WD niet meer in staat is tot een Iax sn, vervolgens de Chandrasekhar limiet over gaat en een neutronester wordt.
 
paper:

FAILED-DETONATION SUPERNOVAE.pdf

(282.63 KiB) 132 keer gedownload