in 1995 ontdekten de zwitsers michel mayor en didier queloz de eerste planeet buiten ons zonnestelsel. deze zogenaamde ‘exoplaneet’ was de eerste van de meer dan honderd die sindsdien werden gevonden. exoplanetenstelsels zijn nogal verschillend van ons zonnestelsel, maar de mogelijkheid bestaat dat we op een dag tekenen van buitenaards leven vinden. sinds astronomen weten dat er planeten buiten het zonnestelsel bestaan, ondernemen ze gigantische zoekacties.
Exoplaneten en buitenaards leven
De relatieve bewegingen van de planeten rondom de Zon werden voor het eerst nauwkeurig geïnterpreteerd door Johannes Kepler en zijn, zoals Isaac Newton later toonde, het gevolg van de gravitationele aantrekkingskracht tussen lichamen. De omloopsperioden van de negen planeten in ons zonnestelsel gaan van 88 dagen voor Mercurius tot 90 800 dagen voor Pluto.
In tegenstelling tot de sterren, die zware gigantisch hete gasbollen zijn, zijn planeten koud en hebben ze veel lagere massa’s. Ze zenden daardoor nagenoeg alleen zwak infrarood licht uit, net zoals de mens zelf trouwens. Onze ogen zijn niet gevoelig voor dit type licht. Dat wij toch de planeten van ons zonnestelsel kunnen zien, komt omdat ze het zonlicht, waarvoor onze ogen wél gevoelig zijn, weerkaatsen. Aangezien de planeten van het zonnestelsel zo dichtbij zijn, zien we dat weerkaatste zonlicht als een helder vlekje aan de hemel. Dit weerkaatste licht is echter veel minder fel dan datgene van de Zon zelf en daarom valt het vooral na zonsondergang op, behalve voor de Maan die overdag ook duidelijk zichtbaar kan zijn.
De zwakte van het weerkaatste licht ten opzichte van datgene van de moederster zorgt ervoor dat het voor ons onmogelijk is om rechtstreeks een planeet buiten ons zonnestelsel te zien. Een betere mogelijkheid doet zich voor als een planeet vóór haar moederster schuift, want dan blokkeert ze een gedeelte van het felle sterlicht en deze verduistering kunnen we meten. Dit is echter alleen mogelijk als wij in het baanvlak van de planeet kijken en dan moeten we dat nog precies op het goede ogenblik doen. De sterkte van een dergelijke verduistering is afhankelijk van de onderlinge verhouding van de grootte van de schijf van de planeet en de moederster. Exoplaneten vinden lijkt dus eenvoudig, ware het niet dat er miljarden sterren zijn, dat de verduistering slechts zeer gering is en heel kort duurt in vergelijking met de omloopsperiode van de planeet, en dat de kans klein is dat het baanvlak van de planeet gunstig gelegen is ten opzichte van onze gezichtslijn.
Dat alles verklaart waarom de succesvolle zoektocht naar exoplaneten tot nu toe niet verliep langs detectie van verduisteringen. Dit gebeurde aan de hand van het meten van de beweging van de planeten en hun moederster rond hun gemeenschappelijk massacentrum. Uit de gravitatiewet van Newton weten we dat de snelheid die een planeet aan haar moederster oplegt, afhangt van de verhouding van hun massa’s en van hun onderlinge afstand. Het massacentrum van het Aarde-Zonsysteem ligt diep in de Zon omdat zij maar liefst 300 000 keer zwaarder is dan de Aarde. Terwijl u dit leest, raast u met een snelheid van zo’n 108 000 kilometer per uur rondom de Zon. Omgekeerd beweegt de Zon in een jaar rond het massacentrum van het Aarde-Zonsysteem, maar voor haar impliceert dit slechts een snelheid van 0,4 kilometer per uur.
Jupiter, veruit de zwaarste planeet in het zonnestelsel met een massa die ‘slechts’ duizend keer kleiner is dan die van de Zon, beweegt tegen een snelheid van 46 800 kilometer per uur en voltooit haar omloop in twaalf jaar. De Zon beweegt op haar beurt met een snelheid van 43 kilometer per uur rond het gemeenschappelijk massacentrum van het Jupiter-Zonsysteem. Een verre waarnemer buiten ons zonnestelsel die in het baanvlak van Jupiter zou kijken, zou de snelheid van de Zon in zijn gezichtslijn zien veranderen met een waarde tussen -43 en +43 kilometer per uur en met een periode van twaalf jaar zonder Jupiter effectief te zien, moest hij een instrument hebben dat snelheden met voldoende nauwkeurigheid kan meten. Als de waarnemer niet recht in het baanvlak kijkt, kan hij nog steeds de verandering in de snelheid van de Zon met dezelfde periode meten, maar dan met een kleiner snelheidsinterval door een projectie-effect. Uit de periode, het snelheidsbereik en de massa van de Zon kan hij dan bovendien de massa van Jupiter schatten.
De ontdekking van de eerste exoplaneet opende een ware klopjacht
En zo gebeurde het dat Michel Mayor (eredoctor van de Leuvense universiteit) en Didier Queloz, die zoals sommige andere astronomen reeds jaren geduldig de snelheden van honderden nabije zonachtige sterren in kaart brachten, opmerkten dat de snelheid van de ster 51 Pegasi veranderde met een waarde tussen -200 en +200 kilometer per uur en met een periode van 4,2 dagen. Dit leverde een schatting op van de massa van de onzichtbare begeleider die de helft is van deze van Jupiter: de eerste exoplaneet was gevonden. Deze ontdekking opende een ware klopjacht op exoplaneten. De meettechniek die daarbij wordt gehanteerd, is het voor sterrenkundigen welgekende verband tussen de positie van lijnen in het spectrum van een ster en haar beweging, veroorzaakt door het zogenaamde Dopplereffect. Dit effect is het gevolg van het feit dat beweging een verandering in de lengte van een uitgezonden golf teweegbrengt. Wij ondervinden dit effect dagelijks, bijvoorbeeld wanneer wij de geluidsgolven die door een ziekenwagen worden uitgezonden, van klank horen veranderen naarmate de wagen nadert en zich vervolgens weer verwijdert. Uit de klankverandering kan de waarnemer de snelheid van de ziekenwagen reconstrueren. Het sterlicht heeft eveneens een golfkarakter en zodoende kunnen we het Dopplereffect gebruiken om snelheden van sterren te meten en vast te stellen of deze al dan niet periodiek veranderen. Zoals zo vaak hadden de Zwitsers zich gespecialiseerd in het bouwen van een instrument dat met ongeziene precisie de stersnelheden kon meten en dit bleek cruciaal bij het zoeken naar exoplaneten.
Momenteel zijn er reeds 122 exoplanetenstelsels gevonden, waaronder dertien met meer dan één planeet. De zoektocht bleef tot nu toe beperkt tot onze omgeving, wat betekent dat de planeten zijn gevonden op afstanden tot enkele honderden lichtjaren. Een ruwe extrapolatie van de huidige statistieken voorspelt dat tien procent van alle sterren omgeven is door één of meerdere planeten. Opvallend is dat de exoplaneten veelal zwaarder zijn dan een halve Jupitermassa en dat ze korte omloopsperioden hebben. De databank, te raadplegen op http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html, vermeldt planetenmassa’s tussen 0,12 en 18 keer de massa van Jupiter; het zijn dus wellicht allemaal gasplaneten. Hun omloopsperioden variëren tussen drie en drieduizend dagen. Dat het telkens gaat om gasplaneten met korte perioden houdt vast en zeker verband met een selectie-effect. Het is immers veel gemakkelijker om grote, systematische snelheidsvariaties met korte perioden te vinden dan kleine variaties met lange perioden. Bovendien bedraagt de nauwkeurigheid van de snelheidsmeting door het Dopplereffect tegenwoordig enkele kilometers per uur. Zo kunnen we dus nooit rotsachtige planeten zoals de Aarde vinden.
Een vraag die snel na de ontdekking van de eerste exoplaneten rees, was hoe het komt dat ze zo dicht rond hun moederster draaien. Men kan dit alleen verklaren door aan te nemen dat ze zich veel verder van hun moederster vormden en dat ze nadien onderhevig geweest zijn aan ‘migratie’. In de sterrenkunde duidt men met deze term de inwaartse beweging van planeten naar hun moederster aan. Men had al vóór de ontdekking van exoplaneten op basis van computersimulaties voorspeld dat migratie van hypothetische gasplaneten in stofschijven rond pasgeboren sterren moet optreden door het voorkomen van getijdeninteracties tussen de schijf en de planeet. Een in eerste instantie moeilijker te beantwoorden vraag was hoe de gasplaneten er vervolgens in slagen om op tijd te stoppen en niet op hun moederster te pletter te slaan. Dit kan alleen worden voorkomen als het gebied vlak bij de moederster ‘leeg’ is, omdat er dan geen interacties tussen schijf en planeet meer kunnen plaatsvinden. Op die manier kan een gasplaneet inderdaad in een stabiele baan vlak bij haar moederster terechtkomen. Ons zonnestelsel kan niet onderhevig geweest zijn aan migratie van zijn gasplaneten want dit zou Mercurius, Venus, de Aarde en Mars in de Zon hebben geduwd. Nemen wij dan toch een speciale plaats in?
Die vraag roept de vraag naar buitenaards leven op, en die hangt op haart beurt samen met de aloude fascinatie door de maan die ook altijd nog door kinderen wordt gevoeld. ‘Mamma, leven er op de Maan ook mensen?’ (An, 6 jaar). ‘Och zotte zus, die zouden toch naar beneden vallen’ (Jasper, 2 jaar). De vraag of alleen wij van op Aarde naar de sterrenhemel turen, of er daarentegen misschien nog andere wezens hetzelfde schouwspel staan te bewonderen van op een andere plaats in het Heelal, spreekt tot de verbeelding. Eén ding is echter zeker: de Maan behuist geen leven.
De Maan heeft, samen met de Aarde, het geweld dat gepaard is gegaan met de vorming van het zonnestelsel, voorlopig overleefd. Maar hoe is de Maan er ooit gekomen? Tijdens de formatie van de protoplaneten in het zonnestelsel nam de botsingsfrequentie tussen de planetesimalen af naarmate de tijd vorderde. De gewelddadigheid van de botsingen werd echter alsmaar groter. En zo gebeurde het: enkele tientallen miljoenen jaren na de geboorte van de Zon kreeg de protoaarde een gigantische impact te verwerken van een andere, kleinere protoplaneet. De indringer werd uit elkaar gerukt. Hij zag zijn ijzerkern door de mantel van de Aarde boren en zijn lichtere mantel uit elkaar spatten in brokstukken die in het rond vlogen. Het misnoegen van de Aarde over dit ongewenst bezoek uitte zich in een uitspugen van brokstukken die van haar mantel afkomstig waren. Het aardoppervlak werd een oceaan van heet magma. Het plots veranderde gravitatieveld en de gasexplosies die op de zwaar toegetakelde Aarde plaatsvonden, zorgden voor een grote hoeveelheid uitgespuugd materiaal, dat zich in een wijde ring rondom de Aarde plaatste. Daar vond opnieuw een proces van condensatie plaats en op een tijdspanne van enkele maanden had de Aarde er een genoot bij: de Maan.
Tientallen miljoenen jaren na de gewelddadige aanslag was het magma op Aarde gestold, was de oppervlaktetemperatuur voldoende gedaald opdat water kon condenseren, vormden zich oceanen en een atmosfeer, startte platentektoniek en vulkanisme en was het ijzer van de indringer volledig afgedaald tot in de kern van de Aarde. De aardatmosfeer was in staat om kleine invallende brokstukken (meteorieten) te doen opbranden, terwijl de grotere brokken kraters veroorzaakten en wellicht alle vroege vormen van leven telkens opnieuw vernietigden. De Maan daarentegen onderging geen platentektoniek en maar een zeer korte episode van vulkanisme omdat haar warmtebronnen (radioactief verval van kalium, uranium en thorium) zoveel beperkter waren dan die van de Aarde. Net zoals de Aarde kreeg zij gedurende honderden miljoenen jaren bijzonder veel meteorieten te verwerken die afkomstig waren uit de asteroïdengordel tussen Mars en Jupiter (wellicht opgeschrokken en weggekatapulteerd door een andere verre indringer aldaar). Zij had geen atmosfeer en haar oppervlak is dan ook overal bezaaid met grote littekens. Het bombardement stopte ongeveer 3,8 miljard jaar geleden.
De betekenis van de Maan voor de Aarde is overigens niet gering. De Maan verwijdert zich van de Aarde door getijdenfrictie. Ze slaagt erin daarbij de rotatieas van de Aarde een hoek van ongeveer 23 graden te laten aannemen ten opzichte van het baanvlak van het Aarde-Zonsysteem. Dankzij de aanwezigheid van de Maan blijft deze hoek zeer stabiel in vergelijking met deze van andere planeten. Precies door deze zeer geringe schommeling van de aardas wordt het klimaat op Aarde temperatuursvriendelijker en krijgt het leven er groen licht.
Het omschreven vormingsscenario van het Aarde-Maansysteem is nu algemeen aanvaard. Het is immers het enige dat in overeenstemming is met de compositie van de brokstukken die de Apollo-astronauten meebrachten vanop de Maan, met het feit dat de Maan slechts een zeer geringe ijzerkern heeft en met de bereikte massa’s en baan van de twee lichamen door getijdenwerking.
Zou een exoplaneet er reeds in geslaagd zijn om aan de condities voor leven te voldoen, eventueel met de hulp van een maan?
Is de vormingsgeschiedenis van de rotsachtige planeten in ons zonnestelsel representatief voor andere planetenstelsels waarin migratie niet plaatsvond? Zou een exoplaneet er reeds in geslaagd zijn om aan de condities voor leven te voldoen, eventueel met de hulp van een maan? Deze ultieme vragen liggen aan de oorsprong van de intensieve zoektocht naar exoplaneten die sinds 1995 op gang kwam. Achterhalen of er tussen de exoplaneten ‘bewoonbare’ exemplaren zitten, blijkt een bijzondere drijfveer. Een planeet wordt door astronomen ‘bewoonbaar’ verklaard wanneer hij een massa heeft tussen een halve en tien aardmassa’s, een straal tussen 0,8 en 2,2 aardstralen en een temperatuur die het voorkomen van vloeibaar water toelaat. Deze definitie volgt rechtstreeks uit de eis dat het leven zoals wij dat kennen, er moet kunnen ontspruiten. Planeten die meer dan tien keer zo zwaar zijn als de Aarde trekken bij hun vorming gas aan, wanneer dit nog voorhanden is rondom de wolk waaruit hun moederster zich vormde, en worden daardoor wellicht gasplaneten. Maar tegelijkertijd kunnen planeten met minder dan de helft van een aardmassa nooit een atmosfeer onderhouden gedurende de lange tijd die nodig is voor het ontwikkelen van biologische activiteit. Het is natuurlijk mogelijk dat leven ook kan ontstaan in vrij andere omstandigheden, maar hiervan hebben wij momenteel geen kennis.
De vraag naar leven op exoplaneten vertaalt zich dus in een zoektocht naar rotsachtige planeten in de zogenaamde bewoonbare zone van hun moederster. De bewoonbare zone van onze Zon bevat de Aarde, de Maan en Mars. Helaas kunnen zulke planeten niet ontdekt worden met behulp van het Dopplereffect want ze induceren net zoals de Aarde een veel te kleine snelheid van hun moederster rond het massacentrum. Ondanks het feit dat de helderheid van de moederster slechts met hoogstens een honderdste van een procent afneemt wanneer één van haar bewoonbare planeten ervoor schuift en we dan ook nog nagenoeg en op het juiste ogenblik in het baanvlak moeten kijken om dit te merken, zullen toekomstige grootschalige zoektochten naar bewoonbare planeten toch met de methode van verduistering gebeuren. Om efficiënte resultaten te bekomen wensen we dan wel de helderheid van duizenden sterren tegelijk met bijzonder grote precisie te meten gedurende jaren. Het voordeel hiervan is dat men op die manier een onvertekende steekproef van zowel bewoonbare als gasvormige exoplaneten bekomt waaruit men dan een objectieve en representatieve theorie over de vorming van planetenstelsels kan afleiden. Gezien het belang van de wetenschappelijke vraagstelling bouwen zowel de Europese als Amerikaanse ruimtevaartorganisaties satellietmissies die zich zullen toespitsen op de ontdekking van exoplaneten aan de hand van verduistering. De lanceringen van deze missies vinden reeds plaats in de komende vijf jaar en het verzamelen van de metingen zal slechts enkele jaren in beslag nemen.
De lanceringen van missies die zich toespitsen op de ontdekking van exoplaneten vinden reeds plaats in de komende vijf jaar
Eens exoplaneten in de bewoonbare zone ontdekt zijn, zullen de moleculen in hun atmosferen (bijvoorbeeld ozon of kooldioxide) nauwkeurig bestudeerd kunnen worden met ultraprecieze infraroodinstrumenten. Dan zal de zoektocht naar buitenaards leven geen science fiction meer zijn en zullen we wellicht overstappen op de vraag of het ‘leven’ aldaar ‘intelligent’ is of niet, wat dat ook moge betekenen. Maar eerst moeten we ze vinden, die bewoonbare exoplaneten.
Dana Mackenzie, The Big Splat Or How Our Moon Came to Be (New York: John Wiley & Sons Inc. 2003).
Michel Mayor and Pierre-Yves Frei, New Worlds in the Cosmos: The Discovery of Exoplanets (Cambridge: Cambridge University Press 2003).
Conny Aerts is als sterrenkundige verbonden aan de KU Leuven.
This work is licensed under a Creative Commons Attribution-NonCommercial-NoDerivs 3.0 Unported License