Jupiter? Net als de zon bestaat Jupiter voornamelijk uit de

Transcriptie

1 Wat verbergt Dit portret troont de planeet Jupiter in echte kleuren. Het is een mozaïek, gebaseerd op opnamen die de Amerikaanse ruimtesonde Cassini eind 2000 heeft gemaakt, toen deze Jupiter op een afstand van ongeveer 10 miljoen kilometer passeerde. Aan de buitenkant van de planeet zijn details van 60 kilometer onderscheidbaar. Wat er van binnen zit is vooralsnog een raadsel. (Foto: NASA/JPL/Space Science Institute) 504 ZENIT NOVEMBER 2006

2 Jupiter? Katharina Lodders* * Dr Katharina Lodders is in 1991 gepromoveerd in de scheikunde aan de Johannes Gutenberg-universiteit en het Max Planck Instituut voor Scheikunde in Mainz (Duitsland). Nu is zij universitair hoofddocent bij de faculteit Aard- en Planeetwetenschappen van de Washington-universiteit in Saint Louis (VS), alwaar zij onderzoek doet op het gebied van de astro- en kosmochemie. Zij houdt zich met name bezig met de atmosferen van reuzenplaneten (binnen en buiten ons zonnestelsel), bruine dwergen en lichte dwergsterren. Meer informatie over haar onderzoek is te vinden op Het inwendige van Jupiter bevat mogelijk aanwijzingen voor de wijze waarop deze grootste en zwaarste planeet van ons zonnestelsel 4,5 miljard jaar geleden is ontstaan. Hoe kon Jupiter uitgroeien tot een planeet die meer dan driehonderd keer zo zwaar is als onze aarde? Net als de zon bestaat Jupiter voornamelijk uit de lichte elementen waterstof en helium. Zijn gemiddelde dichtheid van 1,3 g/cm 3 (oftewel 1,3 maal de dichtheid van water) wijkt ook niet veel af van de gemiddelde dichtheid van de zon. De aarde zit heel anders in elkaar: de mantel van gesteente en de kern van metaal geven onze planeet een gemiddelde dichtheid van 5,5 g/cm 3. Toch is Jupiter niet door en door een bal van gas. Aan het zicht onttrokken, diep in het inwendige, bezwijken de gassen waterstof en helium aan de enorme druk die door Jupiters reusachtige zwaartekracht wordt veroorzaakt, en veranderen zij in een substantie met een bizar hoge dichtheid. Daarnaast bevat Jupiter ook elementen die doorgaans in gesteenten en ijs worden aangetroffen. Is het mogelijk dat Jupiter een vaste kern van ijs en gesteente heeft? Met deze vraag worstelen planeetwetenschappers al heel lang. Het antwoord erop kan bepalend zijn voor de keuze tussen de huidige scenario s die het ontstaan van deze planeet pogen te verklaren. Model van het inwendige van Jupiter. Taartdiagrammen van de samenstellingen van Jupiter (links) en de zon (rechts). Wat zit erin? Net als de zon, maar anders dan de aarde, heeft Jupiter geen vast oppervlak dat van buitenaf zichtbaar is. De kleurrijke banden die we door een telescoop op Jupiter zien, zijn structuren die kunnen worden toegeschreven aan verschillende gassen en wolken van uiteenlopende temperaturen en hoogten in een ruwweg vijftig kilometer dikke laag in het bovenste deel van de atmosfeer. Als er op Jupiter al sprake is van een vast oppervlak, moet dit diep in zijn inwendige gezocht worden, bedolven onder duizenden kilometers van dichte gassen, vloeistoffen en plasma s. Het is moeilijk om een referentiepunt voor de straal van Jupiter aan te geven en te zeggen op welke diepte het inwendige van karakter verandert. Op aarde kun je gebruik maken van het zeeniveau om de hoogte van bergen en vliegtuigen aan te geven en de diepte van korst, mantel en kern. Bij gebrek aan zo n eenduidige hoogtemarkering gebruiken planeetwetenschappers het niveau in de Jupiter-atmosfeer waar de gasdruk gelijk is aan één bar, oftewel dezelfde druk die op aarde op zeeniveau heerst. Op het 1-barniveau heeft Jupiter een equatoriale straal van kilometer 11,2 maal de straal van de aarde en is de temperatuur van de atmosfeer ongeveer ZENIT NOVEMBER

3 108 C. Boven het 1-barniveau is de Jupiter-atmosfeer ijler en dunner, net als de lucht die je op de hoogste bergtoppen op aarde inademt. Naar beneden toe wordt de atmosfeer van Jupiter steeds dichter en warmer. De moleculaire waterstof- en heliumgassen veranderen daarbij geleidelijk in een vloeistof. Op een diepte van ongeveer tienduizend kilometer heeft de bovenliggende atmosfeer genoeg massa om alle waterstof en helium tot een vloeistof samen te persen. De Onder hoge druk vallen deuteriummoleculen uiteen tot atomen en gaan ze over in een toestand waarbij ze stroomgeleidend zijn: de metallische toestand. moleculen van minder voorkomende gassen, zoals methaan, ammoniak en water, lossen in de vloeibare waterstof en helium op, maar wat er precies met deze schaarsere bestanddelen gebeurt weten we niet. De waterstof en helium diep in het inwendige van Jupiter blijven vloeibaar, omdat de temperaturen te hoog zijn om hen tot vaste stoffen te laten kristalliseren. Maar de naar binnen toe steeds verder oplopende druk brengt de vloeibare waterstof en helium uiteindelijk wel in een bijzondere toestand die men de metallische fase noemt. Onze kennis van deze tot kilometer dikke laag van vloeibare, metallische waterstof en helium berust vooral op theoretische modellen. Onder de enorme druk kunnen de waterstofmoleculen uiteenvallen, en door de hoge temperaturen worden de waterstof- en heliumatomen geïoniseerd tot een plasma. Dat laatste betekent dat de dicht opeen gepakte atomen hun elektronen kwijtraken, die vervolgens vrij door de vloeistof gaan bewegen. Hierdoor kan de vloeistof, net als metaal, gemakkelijk elektrische stromen gaan geleiden, die op hun beurt weer aanleiding geven tot het magnetische veld van Jupiter het sterkste van alle planeten van ons zonnestelsel. Met geschatte temperaturen tot graden en een druk van 40 miljoen bar zijn de omstandigheden in het centrum van Jupiter vele malen extremer dan in het centrum van de aarde. Wetenschappers hebben geprobeerd om de hoge temperatuur en druk in het laboratorium na Kijkje in de Z-versneller van de Sandia National Laboratories. Deze versneller is in staat om intense magnetische velden de produceren waarmee kleine plaatjes tot extreem hoge snelheden kunnen worden versneld. Daarbij ontstaat een korte, hevige schok waarmee deuterium (zeer kortstondig) in een metallische toestand kan worden gebracht. (Foto: SNL) 506 ZENIT NOVEMBER 2006

4 te bootsen, om met eigen ogen vast te stellen hoe de metallische vloeistof van helium- en waterstofgas er uitziet. Dat valt nog niet mee. Resultaten die enkele jaren geleden met krachtige schokexperimenten bij de Sandia National Laboratories in New Mexico (VS) zijn verkregen, duiden er op dat vloeibare moleculaire waterstof bij ongeveer een miljoen bar in vloeibare metallische waterstof verandert. Het is nog niet duidelijk of de afbraak van vloeibare waterstofmoleculen en hun daaropvolgende ionisatie tot plasma gepaard gaat met warmte-opname of warmte-afgifte. De vreemde metallische vloeistof vormt waarschijnlijk het leeuwendeel van het inwendige van Jupiter. Het is zelfs mogelijk dat hij zich voortzet tot het middelpunt van de planeet, maar sommige wetenschappers denken dat Jupiter een vaste kern heeft die uit maximaal tien aardmassa s aan gesteente en ijs bestaat. De veelgebruikte termen ijs en gesteente zijn hier enigszins misleidend, omdat ijs en gesteente onder de hoge druk en temperatuur diep in Jupiter geenszins vergelijkbaar zijn met het ijs en gesteente zoals wij dat kennen. De termen worden eigenlijk vooral gebruikt om het kernmateriaal te onderscheiden van de hoofdbestanddelen waterstof en helium. Met ijs bedoelt men een materietoestand die grote hoeveelheden zuurstof, stikstof en koolstof bevat elementen die doorgaans worden aangetroffen in stijf bevroren water, ammoniak en methaan. De term gesteente is gereserveerd voor materietoestanden waarbij Artist s impression van de afdaling van de atmosfeersonde van Galileo in de dampkring van Jupiter. Alvorens de sonde op een diepte van 200 km bezweek aan de hoge druk en temperatuur zond zij bijna een uur lang gegevens naar haar moedersonde. Daarbij werd een opmerkelijk laag waterdampgehalte geconstateerd. (Illustratie: NASA) de hoofdbestanddelen van gesteenten silicium, magnesium en ijzer de overhand hebben. Wat zit erbuiten? De atmosfeer van Jupiter werd op 7 december 1995 nauwkeurig onderzocht door de atmosfeersonde van Galileo. Deze sonde zond 57 minuten lang gegevens over de atmosferische omstandigheden en samenstelling naar haar moederschip, alvorens zij op een diepte van 156 kilometer onder de hoge druk en temperatuur bezweek. De atmosfeersonde heeft dus slechts ongeveer 0,22 procent van de straal van de planeet verkend, maar zelfs die kleine fractie van Jupiters buitenkant kan ons helpen begrijpen hoe de binnenkant van de planeet er uitziet. Jupiter straalt ongeveer tweemaal zo veel energie uit als hij van de zon ontvangt. Daaruit kunnen we afleiden dat het inwendige van de planeet, 4,5 miljard jaar na zijn ontstaan, nog steeds aan veranderingen onderhevig is. De overtollige energie komt voor rekening van het zogeheten Kelvin-Helmholtz-mechanisme, dat ervoor zorgt dat materie die onder invloed van de zwaartekracht sa- ZENIT NOVEMBER

5 Standaardscenario voor het ontstaan van ons zonnestelsel. De oorspronkelijke gaswolk (A) trekt onder invloed van zijn eigen zwaartekracht samen tot een jonge ster die omringd is door een protoplanetaire schijf (B). Eén procent van de materie in die schijf klonterde vervolgens samen tot de planeten (C-E). mentrekt warmte afgeeft. De energie die vrijkomt doordat het diepe inwendige van Jupiter nog steeds krimpt, stijgt in de vorm van warmte op (convectie) en wordt uiteindelijk door de hoge atmosfeer uitgestraald. Convectie zorgt bovendien ook voor een goede vermenging van de atmosfeer. Dat betekent dat de samenstelling bovenin niet al te zeer zal afwijken van de gemiddelde samenstelling van de planeet. De massaspectrometer aan boord van de atmosfeersonde van Galileo stelde vast dat de Jupiter-atmosfeer voor 74 procent uit moleculaire waterstof (H 2 ) bestaat en voor 23 procent uit helium. De overige drie procent bestaat voornamelijk uit methaan en ammoniak. De sonde trof maar weinig waterdamp aan, wat nogal als een verrassing kwam. Uit eerder spectroscopisch onderzoek vanaf de aarde en met de ruimtesonde Voyager 2 was gebleken dat Jupiter naar verhouding waarschijnlijk ongeveer net zo veel waterstof en helium bevatte als de zon, maar ongeveer tweemaal zo veel koolstof (in de vorm van methaangas). Op basis van modellen voor het ontstaan van Jupiter hadden wetenschappers geschat dat ook alle andere elementen, zoals stikstof, zuurstof, zwavel en de edelgassen argon, krypton en xenon, twee tot drie keer verrijkt zouden moeten zijn. Maar de atmosfeersonde van Galileo liet iets anders zien. De hoeveelheden koolstof die in methaanmoleculen op- 508 ZENIT NOVEMBER 2006

6 gesloten zitten en de hoeveelheid stikstof in ammoniak zijn ongeveer viermaal zo groot als in de zon veel hoger dan verwacht. De stikstofbepaling is helaas erg onnauwkeurig, maar de hoeveelheid koolstof is goed gemeten. De hoeveelheden edelgassen en zwavel zijn ongeveer tweemaal zo groot als in de zon. Wetenschappers zijn vooral verrast door het feit dat de hoeveelheid zuurstof die in de vorm van waterdamp in de Jupiter-atmosfeer is aangetroffen ongeveer half zo groot is als die in de zon. Dat gegeven stelt de theoretici die zich met het ontstaan van gasreuzen bezighouden voor een raadsel: de bestaande modellen gaan er namelijk van uit dat water een belangrijk ingrediënt bij de vorming van Jupiter is geweest. Sommige planeetwetenschappers denken nog steeds dat Jupiter meer water in zijn atmosfeer heeft en dat de atmosfeersonde van Galileo toevallig in een droog, warm gedeelte van de Jupiter-atmosfeer is afgedaald. Maar zelfs al voor de Galileo-missie waren er spectroscopische metingen die erop wezen dat er misschien toch niet zo veel water op Jupiter is als verwacht. Deze discussie is nog lang niet uitgewoed, al was het maar omdat men decennialang in de veronderstelling heeft geleefd dat er voor de vorming van de embryonale kern van een gasreus veel waterijs nodig was. Anderzijds hebben de aanzienlijke hoeveelheden koolstof (in de vorm van methaangas) op Jupiter geleid tot de vorming van een nieuwe theorie, volgens welke de groeikiem van de planeet niet uit waterijs, maar uit koolstofhoudende teer heeft bestaan (zie verderop). De bouw van een gasreus Op dit moment zijn er twee rivaliserende theorieën voor het ontstaan van gasreuzen. Beide modellen hebben zo hun voor- en nadelen, en het is denkbaar dat het werkelijke ontstaansmechanisme elementen van beide bevat. De belangstelling voor deze modellen is de laatste jaren enorm toegenomen door de ontdekking van meer dan 150 grote gasplaneten bij andere sterren. De planeetvormingsmodellen zijn dus niet alleen van belang voor een beter begrip van de gasreuzen Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus, maar ook voor dat van de zogeheten exoplaneten. Beide ontstaansmodellen voor een planeet als Jupiter gaan ervan uit dat de jonge zon 4,5 miljard jaar geleden was omringd door een protoplanetaire schijf van gas en stof die ook wel de zonnenevel wordt genoemd. Verreweg de meeste materie uit deze schijf kwam uiteindelijk in de nog aangroeiende zon terecht; slechts ongeveer één procent belandde in de planeten. Klaarblijkelijk had Jupiter, die ongeveer zeventig procent van alle planetaire materie bevat, het meeste succes met het verzamelen van materiaal uit de zonnenevel. Over het waarom verschillen de beide theorieën van mening. Volgens het ene model is Jupiter in feite een kleine tweeling van de zon. Hij zou zijn ontstaan door een gravitationele instabiliteit in de zonnenevel, die ervoor zorgde dat de materie ter plaatse zich samenbalde tot een planeet. Dit instabiele-schijfmodel voorspelt dat de samenstelling van Jupiter op die van de zon lijkt en heeft als voordeel dat Jupiter al binnen een paar duizend jaar zijn huidige massa kan hebben bereikt. Dat is snel genoeg om de planeet te laten ontstaan binnen de levensduur van de zonnenevel, die waarschijnlijk enkele miljoenen jaren bedroeg. Het andere model stelt dat er in een koud deel van de zonnenevel, ongeveer waar Jupiter zich nu bevindt, eerst een proto-kern van ijs en gesteenten is ontstaan. Deze afbeelding toont het resultaat van een computersimulatie van de gebeurtenissen in de binnenste 20 AE van een protoplanetaire schijf die 0,1 zonsmassa materie bevat. Het gekleurde vlekje iets boven het midden is een massaconcentratie van enkele Jupiter-massa s die al na minder dan 400 jaar ontstaan is ten gevolge van instabiliteiten in de schijf. (Illustratie: Alan Boss) Deze groeikern zou vervolgens gassen voornamelijk waterstof en helium uit de omgeving hebben aangetrokken. Dit kernaccretiemodel geeft niet alleen een verklaring voor het feit dat Jupiter grotendeels uit waterstof en helium bestaat, maar verklaart ook waarom hij meer koolstof, stikstof, zwavel en edelgassen bevat dan de zon. Het belangrijkste nadeel van dit model is echter, dat er bijzondere omstandigheden nodig zijn om de bouw van Jupiter snel genoeg te laten verlopen. En dat is waar het water bij komt kijken. De proto-kern van Jupiter moet een omvang van vijf tot tien aardmassa s hebben bereikt voordat hij in staat was om voldoende waterstof- en heliumgas uit de zonnenevel aan te trekken. Dat is heel wat vast materiaal, zeker als je bedenkt dat slechts anderhalf procent van de zonnenevel vaste stoffen kon vormen, omdat de rest uit de gassen waterstof en helium bestond, net als de huidige zon. Deze vaste stoffen bestonden grotendeels uit gesteenten en metalen (0,5%), waterijs (0,6%) en koolstofhoudende, teerachtige stoffen (0,3%). In de buurt van de zon was de zonnenevel te heet voor ijs en teer en bestond al het vaste materiaal uit gesteenten en metalen. (Dat is een van de redenen waarom alle binnenplaneten van ons zonnestelsel gesteenteachtig zijn.) Waar Jupiter ZENIT NOVEMBER

7 Het binnenste deel van de protoplanetaire schijf waaruit de planeten zijn ontstaan was beduidend warmer dan de buitendelen. De sneeuwgrens geeft de afstand aan waarbuiten water in ijs overgaat. De (niet getekende) teergrens ligt iets dichter bij de zon. De precieze ligging van deze grenzen is mede bepalend voor de samenstelling van de kern van Jupiter. ontstond was het kouder en konden ook water en teer een vaste toestand aannemen. Men is er lange tijd van uitgegaan dat Jupiter in de buurt van de sneeuwgrens van de zonnenevel is ontstaan een koel gebied op flinke afstand van de zon, waar water tot ijs kon bevriezen. Dan zou de embryonale kern van Jupiter uit zowel gesteenten als ijs kunnen hebben bestaan. De sneeuwgrens zou daarbij als koudeval hebben gefungeerd, waar de waterdamp uit het binnenste deel van het zonnestelsel zich als waterijs verzamelde. Hierdoor zou de embryonale kern van Jupiter tot een reusachtige sneeuwbal zijn aangegroeid, die waterstof- en heliumgas uit de zonnenevel begon te verzamelen. Maar als er aanvankelijk zo veel waterijs is geweest, waar is dat water nu dan? Naarmate het accretieproces vorderde, werd Jupiter heter en moet het waterijs in waterdamp zijn veranderd en als zodanig in de atmosfeer zijn terechtgekomen dat is het water dat wetenschappers met de atmosfeersonde van Galileo hoopten te vinden. Er is echter lang niet genoeg water aangetroffen. Een bal van teer? Een recent bedachte variant op het kernaccretiemodel geeft een verklaring voor het watergebrek. Stel nu eens dat de sneeuwgrens van het zonnestelsel zich iets verder van de zon bevond en dat Jupiter is ontstaan op de plaats van de teergrens. Dan zou zich in de embryonale kern van de planeet koolstofhoudend materiaal hebben verzameld in plaats van waterijs. Bij gevolg zou Jupiter lang niet zo veel water bevatten, maar juist wel veel koolstof, dat we nu dan als methaan in de atmosfeer waarnemen. Het is inderdaad voorstelbaar dat de koele delen van de zonnenevel relatief rijk waren aan organische (oftewel koolstofhoudende) verbindingen. Deze komen immers niet alleen in alle reuzenplaneten voor, maar ook in kometen, manen, planetoïden en meteorieten. En misschien wel de helft van alle koolstof in het interstellaire medium, het materiaal waaruit de zonnenevel is ontstaan, lijkt uit vaste organische verbindingen te bestaan. Deze stoffen verdampen niet zo gemakkelijk als waterijs, waardoor de teerlijn dichterbij de zon zal hebben gelegen dan de sneeuwlijn. Dit model suggereert dus dat de embryonale kern van Jupiter eerder een teerbal dan een sneeuwbal was. Nadat de kern een massa van enkele aardmassa s had bereikt en waterstof en helium begon in te vangen, steeg de temperatuur van de aangroeiende reuzenplaneet. Daarbij zal waarschijnlijk een groot deel van het oorspronkelijke kernmateriaal vernietigd zijn. De gesteenten en het teer in de kern verdampten geheel of gedeeltelijk en gingen reacties aan met waterstof, waarbij onder meer methaan ontstond. Als de embryonale kern slechts gedeeltelijk is geërodeerd, kan het restant ervan zijn achtergebleven als een kleine vaste kern in Jupiter mits het materiaal niet oplosbaar is in vloeibare metallische waterstof. Het is heel goed mogelijk dat de huidige kern van Jupiter niets van doen heeft met de oorspronkelijke bal van gesteenten en teer. Wellicht bestaat de huidige kern wel gewoon uit dezelfde vloeibare, metallische waterstof en helium waar de planeet grotendeels uit bestaat. Maar deze vloeibare metallische toestand kon pas ontstaan nadat Jupiter waterstof en helium uit de zonnenevel had verzameld en nadat de inwendige temperatuur en druk door de gravitationele samentrekking was opgelopen. Jupiters kern is nog steeds aan het veranderen en misschien zal, over enkele miljarden jaren, de vloeibare metallische materie in zijn kern kristalliseren tot een bizarre vaste metallische kern van waterstof en helium. Vertaling: Eddy Echternach 510 ZENIT NOVEMBER 2006