Weltraumteleskop Kepler findet Kandidaten für Erdähnliche Exoplaneten

Seit März 2009 umkreist das NASA-Weltraumteleskop Kepler und sucht nach Exoplaneten, also nach Planeten, die nicht unsere Sonne sondern andere Sterne umrunden. Kepler bewegt sich auf einer Bahn, die nur wenig von der der Erde abweicht. Das Weltraumteleskop läuft der Erde immer etwas hinterher, entfernt sich so nach und nach von unserem Planeten und kann so ohne Sichtbehinderung durch die Erde Sterne beobachten. In einem genau definierten Himmelsareal mit etwa 100.000 Sternen im Sternbild Schwan sucht Kepler nach Planetentransits, welche sich durch eine minimale Helligkeitsabnahme des betroffenen Sterns bemerkbar machen.

Das US-Weltraumteleskop Kepler sucht in einem festen Ausschnitt des Sternenhimmels im Sternbild Schwan (Cygnus) nach Exoplaneten. Quelle: NASA 

Bei einem Planetentransit schiebt sich der Planet auf seiner Umlaufbahn  zwischenzeitlich vor die Sternscheibe und dunkelt sie dadurch ein wenig ab. Bei dem Vorübergang eines jupitergroßen Planeten beispielsweise, beobachtet man eine Helligkeitsabnahme von etwa 1/100 (1%), bei einem erdgroßen Planeten sind es lediglich noch 1/10000 (0,1 Promille).  Aus dem Grad der Helligkeitsabnahme läßt sich also unmittelbar die Größe des Exoplaneten herleiten. Der Zeitraum zwischen zwei Vorübergängen ergibt die Umlaufzeit und damit auch den Abstand des Planeten von seinem Heimatstern. Kennt man außerdem auch noch die Leuchtkraft des Heimatsterns, so können auch begründete Vermutungen über die Oberflächentemperatur des Exoplaneten angestellt werden.

Die entscheidende Voraussetzung für die Beobachtung eines Planetentransits bei einem fremden Stern ist allerdings, daß die Bahnebene des Exoplaneten nicht allzusehr gegen die Sichtlinie geneigt ist. Die Wahrscheinlichkeit für die Beobachtung eines Transits von einem in etwa erdgroßen Planeten liegt bei nur 0,005 (0,5%), erhöht sich aber natürlich mit der Anzahl der beobachteten Sterne. Ein einzelner (vermeintlicher)Planetentransit (Vorübergang des Planeten vor der Sternscheibe) muß noch nichts bedeuten, denn die Helligkeitsabnahme eines Sterns kann auch andere Ursachen haben. Beobachtet man aber einen Transit 2 oder gar 3 mal (in  gleichen zeitlichen Abständen) hintereinander, dann handelt es sich um einen echten Planetenkandidaten. Ab mindestens 4 beobachteten Transits gilt die Entdeckung des Exoplaneten als gesichert. 

Bis zum jetzigen Zeitpunkt hat Kepler 1253 Planetenkandidaten entdeckt. Eine so große Anzahl an Exoplaneten erlaubt es, eine ungefähre Häufigkeitsverteilung der verschiedenen Planetentypen in unserer Milchstraße herzuleiten. Damit rückt auch  die Beantwortung einer der spannensten Fragen der Wissenschaft in erreichbare Nähe: Wie häufig oder wie selten sind Planeten, welche unserer Erde ähneln und deshalb auch der mögliche Heimatplanet von außerirdischem Leben sind, ja vielleicht sogar von außerirdischen Zivilisationen?

Schon im 16. Jahrhundert befasste sich der italienische Philosoph Giordano Bruno mit diesen Fragen. Er stütze sich auf das damals ganz  neue Weltmodell des Kopernikus, das nicht mehr die Erde als Mittelpunkt des Universums ansah, sondern die Sonne, um die sich alle Planeten drehten, die Erde eingeschlossen. Bruno ging aber wesentlich weiter als Kopernikus, indem er von einem unendlichen Universum ohne Mittelpunkt ausging. Die Sterne am Himmel gehörten nicht zu einer Kugelschale als äußere Grenze der geamten  Welt, wie bis dato (fast) alle Astronomen meinten. Vielmehr waren es unzählige, weit entfernte, über das gesamte unendliche Universum verteilte Sonnen, ähnlich der unsrigen, die auch von Planeten umkreist wurden, darunter sicher auch welche, die der Erde glichen und bewohnt waren.

Giordano Bruno: Über das Unendliche, das Universum und die Welten Quelle: www.amazon.de/

Giordano Bruno war Pantheist. Gott stand für nicht als Schöpfer außerhalb oder über der Welt, sondern war mit ihr identisch. Gott und das unendliche Universum, das war für ihn ein und dasselbe!

Gott ist das Unendliche im Unendlichen, die Allgegenwart in allem, nicht über dem Universum oder außerhalb desselben, sondern auf höchste Weise in allem anwesend, allem immanent.

Ich glaube an ein unendliches Universum, als Schöpfung der unendlichen Allmacht, da ich es der göttlichen Güte und Macht für unwürdig erachte, wenn sie unzählige Welten schaffen kann, nur eine endlich begrenzte Welt geschaffen zu haben.

Im All ist weder Mitte, noch Umkreis, sondern wenn Du willst, ist in allem eine Mitte und jeder Punkt kann als Mittelpunkt irgend eines Umkreises gelten.

In einem solchen unendlichen Universum oder Weltall gab es auch unzählige Welten, Sonnen und Planeten.

Ich behaupte, daß das All unendlich ist, daß eine Unzahl von Weltkörpern existiert: Gestirne, Erden, Sonnen.

Die für ihre Zeit sehr modernen Ansichten Brunos waren der Kirche suspekt. Zeitlebens wurde Bruno als Ketzer verfolgt. Viele Jahre lang konnte er der kirchlichen Inquisition entkommen, aber am Ende wurde er in eine Falle gelockt und gefangengesetzt. Er wurde wegen Gotteslästerung angeklagt und zum Tode verurteilt. Nach 8 Jahre Kerker wurde Bruno im Jahre 1600 in Venedig bei lebendigem Leibe auf dem Scheiterhaufen verbrannt. Bis heute fand die Kirche kein ernsthaftes Wort des Bedauerns für den Justizmord an Giordano Bruno.

Mit dem unendlichen Universum lag Giordano Bruno ohne Zweifel richtig, ebenso mit der Vielzahl an Sonnen und Planeten. Aber gibt es auch viele Erden, wie er meinte?

Die neuesten Ergebnisse des Weltraumteleskops Kepler deuten tatsächlich darauf hin, daß Bruno auch damit Recht behalten könnte.

Unter den 1253 Kandidaten finden sich zwar hauptsächlich kleine neptunähnliche und große jupiterähnliche Gasplaneten und sogenannte Supererden mit mehrfacher Erdmasse. Doch erstmals hat man auch Planeten gefunden, die genauso groß oder sogar kleiner wie die Erde sind!

Exoplaneten-Kandidaten des US-Weltraumteleskops Kepler. Quelle: NASA

Insgesamt sind es immerhin 68, davon 54 in der habitablen Zone,  also in einem Abstand von ihrem Stern, der flüssiges Wasser und damit auch Leben auf dem Planeten erlaubt. Von diesen 54 Planeten haben 5 genau dieselbe Größe wie die Erde. Es könnte sich dabei also um echte Zwillinge der Erde handeln. Ob es da tatsächlich Leben gibt könnte erst eine spektroskopische Atmosphären-Analyse klären.

Wenn man dabei neben Stickstoff, Sauerstoff und Wasserdampf auch Spuren von Methan und Kohlendioxid finden sollte, so wäre das äußerst verdächtig, denn die Gase Sauerstoff und Methan reagieren normalerweise sofort miteinander, so daß es Quellen geben muß, welche ständig die durch chemische Reaktionen verbrauchten Anteile nachliefern. Auf der Erde handelt es sich bei diesen Quellen um das Leben selbst:

1)Pflanzen (Algen und Landpflanzen): Sie gewinnen ihre Energie durch Photosynthese, indem sie unter Verwendung von Kohlendioxid und Wasser Sonnenenergie zum Aufbau energiereicher organischer Verbindungen nutzen. Dabei verbrauchen sie Kohlendioxid (CO2) und setzten Sauerstoff (O2) als Abfallprodukt in die Atmosphäre frei.

2) Fäulnisbakterien: Diese zersetzen zur Energiegewinnung andere abgestorbene Organismen und setzen dabei aus den abgebauten organischen Verbindungen die Gase Kohlendioxid (CO2) und Methan (CH4) frei.

Die Entdeckung einer Zweiten Erde in den unendlichen Weiten des Universums wäre eine Revolution in der Wissenschaft mit tiefgreifenden Auswirkungen auf die menschliche Weltanschauung. Giordano Bruno hätte seine Freude daran.

Jens Christian Heuer

Quelle: http://www.nasa.gov/ 

Neuigkeiten von Rhea

Rhea ist nicht nur eine altgriechische Göttin sondern auch nach Titan der zweitgrößte Mond des Ringplaneten Saturn. Mit rund 1500 km Durchmesser  ist Rhea eine unwirtliche, bitterkalte Welt aus Gestein und Wassereis. Die NASA-Sonde Cassini hat dort nun kürzlich spektroskopisch eine dünne Atmosphäre nachgewiesen, die bemerkenswerterweise auch Sauerstoff und Kohlendioxid enthält. Der Sauerstoff stammt aber höchstwahrscheinlich nicht wie auf der Erde aus der Photosynthese von Pflanzen. Vielmehr entsteht er durch das Bombardement der vom Planeten abgewandten Seite des Mondes mit hochenergetischen Teilchen aus dem Magnetfeld des Saturn.

Der Gasplanet Saturn ist von einem Ringsystem aus Eis- und Felsbrocken umgeben. Quelle: NASA (http://www.ciclops.org/)

Wie auch der Mond der Erde wendet auch Rhea ihrem Planeten Saturn immer die gleiche Seite zu. Die Teilchenstrahlung bewirkt an der eisbedeckten Oberfläche von Rhea eine chemische Reaktion bei der die Wassermoleküle des Eises in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten werden.


Der Eismond Rhea vor dem Ringplaneten Saturn. Die Ringebene ist als dunkle Linie sichtbar. Quelle: NASA (http://www.ciclops.org/)

Woher allerdings das Kohlendioxid kommt, bleibt vorerst ein Rätsel. Denkbar, daß es bei der Zersetzung komplexer organischer Verbindungen entsteht. Ach Stoffwechselprozesse von Mikroorganismen kommen theoretisch in Frage. Voraussetzung wäre allerdings eine Wärmequelle auf Rhea, zum Beipiel Vulkanismus, die zumindestens in einzelnen Regionen des Mondes für flüssiges Wasser sorgt. Doch bisher wurden  keine Hinweise auf eine solche Wärmequelle gefunden.

Beim Saturnmond Rhea werden bei mir spontan alte Kindheitserinnerungen wach. Damals in den späten 1960er und frühen 1970er Jahren, die Zeit der bemannten Mondflüge, lief im deutschen Fernsehen die 7-episodige, in Deutschland produzierte Science-Fiction Serie „Raumpatrouille – Die phantastischen Abenteuer des Raumschiffes Orion“  mit Dietmar Schönherr, als Major Cliff Allister McLane und Eva Pflug als Leutnant Tamara Jagellovsk  in den Hauptrollen. Der eine oder andere wird sich vielleicht noch daran erinnern. 

Auf der Brücke der ORION: Leutnant Mario de Monti (Wolfgang Völz), Major Cliff Allister McLane (Dietmar Schönherr), Leutnant Tamara Jagellovsk (Eva Pflug), Leutnant Hasso Sigbjörnsen (Claus Holm) Quelle: Bavaria Film 

Die Serie genießt inzwischen Kultstatus und wurde im Fernsehen mehrfach wiederholt, ja lief sogar im Kino (7 Stunden – Film-Nacht!). Erzählt werden auf amüsante Weise die Abenteuer der Besatzung des Raumschiffes ORION. Auf auf ihren Erkundungsflügen treffen sie auf Außerirdische, die Frogs, welche – wie sich bald herausstellt – eine Invasion der Erde planen. Schon am Anfang der 1. Episode legt McClane mit der ORION eine eindrucksvolle Landung auf dem Saturnmond Rhea hin, obwohl die Oberste Raumbehörde der Erde ihm das wegen des Risikos ausdrücklich verboten hat.

Landung der ORION auf Rhea (links), Start der ORION von der Unterwasserbasis (rechts) Quelle: Bavaria Film

Daraufhin wird er vom Major zum Commander degradiert, bekommt einen weiblichen Sicherheitsoffizier, Leutnant Tamara Jagellovsk, als Aufpasserin mit an Bord und die (Liebes)geschichte nimmt ihren Lauf…
 
Berühmt und geradezu programmatisch für die ganze Serie sind die Worte, die im Vorspann jeder Episode gesprochen werden:

„Was heute noch wie ein Märchen klingt, kann morgen Wirklichkeit sein. Hier ist ein Märchen von übermorgen: Es gibt keine Nationalstaaten mehr. Es gibt nur noch die Menschheit und ihre Kolonien im Weltraum. Man siedelt auf fernen Sternen. Der Meeresboden ist als Wohnraum erschlossen. Mit heute noch unvorstellbaren Geschwindigkeiten durcheilen Raumschiffe unser Milchstraßensystem. Eins dieser Raumschiffe ist die ORION, winziger Teil eines gigantischen Sicherheitssystems, das die Erde vor Bedrohungen aus dem All schützt. Begleiten wir die ORION und ihre Besatzung bei ihrem Patrouillendienst am Rande der Unendlichkeit.“

Etwas von diesem Geist der späten 1960er Jahre würde ich mir heute wünschen, in einer Zeit der zunehmenden Intoleranz, in der sich allzuviele  Politiker und Intellektuelle darin gefallen, Überfremdungsängste zu schüren und das Ideal einer MULTIKULTURELLEN GESELLSCHAFT ausdrücklich für tot zu erklären.

Jens Christian Heuer

Quellen und Links: NASA Cassini, DVD Raumpatrouille ORION

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Die Rückkehrkapsel LaReCa

Wiederverwendbare Rückkehrkapseln als zukünftige Raumtransportvehikel sind in Europa, aber auch in den USA in letzter Zeit wieder in den Vordergrund gerückt. Mit LaReCa wären sowohl Logistikflüge zu einer Raumstation als auch autonome europäische Wissenschaftsmissionenm möglich.

Die Grundidee eine große Rückkehrkapsel mit der Ariane 5 in niedrige Erdumlaufbahnen zu befördern, ist nicht neu. Bereits 1989 wurde von ERNO Raumfahrttechnik ein solcher Vorschlag untersucht (FlugRevue 3/89).

Dabei sollte diese Kapsel mit einem entfaltbaren Rotorsystem für punktgenaue und weiche Landungen ausgerüstet werden.

In der Zwischenzeit haben sich die raumfahrtpolitischen Umfeldbedingungen durch die Einstellung des Großprojeks der europäischen Raumfähre Hermes wesentlich verändert, und in der ESA werden Kapselprojekte wieder ernsthaft diskutiert. Der damalige Vorschlag wurde inzwischen weiter ausgearbeitet und als LAReCa Projekt (Large Ariane 5 Return Capsule)sowohl der ESA als auch der deutschen Raumfahrtagentur DARA vorgestellt.

Die folgenden übergeordneten Anforderungen werden an eine große (europäische) Rückkehrkapsel gestellt:

  • Entwicklung einer bemannbaren, autonomen, vielseitig einsetzbaren Großkapsel.
  • Verwendung und volle Leistunssausnutzung der Ariane 5 (Single Launch).
  • Wiederverwendung.
  • Missionsvorbereitung und Wartung des Fluggeräts am Boden in Europa.
  • Breites Anwendungsspektrum; keine einseitige Auslegung für eine spezielle Mission.

Alle diese Anforderungen könnten mit der Großkapsel LAReCa erfüllt werden. 

LaReCa setzt sich aus einem Antriebsmodul, das nicht wiederverwendbar ist, und der Rückkehrkapsel zusammen. Der maximale Kapsel-Durchmesser von 7,3 m wurde dabei auf die Frachtraumabmessungen des künftigen Airbusteile-Transporters „Beluga“ von Airbus Industrie abgestimmt.  Das Cockpit im oberen Teil där Kapsel hat ein Volumen von rund 30 cbm und kann 3 bis 5 Astronauten für eine maximale Missionsdauer von zunächst 12 Tagen aufhehmen. Der abgeschottete Nutzlastraum unterhalb des Cockpits hat ein Volumen von rund 110 cbm und kann über eine Klappe von 4 qm Querschnitt zum Weltraum hin geöffnet werden, wenn die Mission dieses erfordert. Im Normalfall steht dieser Nutzlastraum aber, gleich wie das Cockpit, unter Atmosphärendruck und kann von der Crew ohne Druckanzug betreten werden. Ein Andocken an die Internationale Raumstation ISS ist möglich. Außerdem ist, ähnlich wie beim Space Shuttle, auch die Mitnahme eines externen Roboterarms möglich, so wie es auch für Hermes vorgesehen war.

Ablauf einer LaReCa – Mission  Quelle: Zelck

Das Antriebsmodul enthält das Antriebssystem mit den Treibstoffmassen (Bipropellant) für den Orbit-Kreisbahneinschuß, die Orbitmanöver und das spätere Abbremsmanöver für den Wiedereintritt.

Außerdem werden aus Gründen der Massenbilanz auch noch andere Untersysteme wie beispielsweise das elektrische Stromerzeugungssystem (Brennstoffzellen) und die Radiatoren, in diesem Element untergebracht. Nach dem Abbremsmanöver wird die Antriebsstufe von der Kapsel getrennt und mit entsprechenden Boostern von dieser entfernt.

Sie tritt dann mit einem steilen Winkel in die Atmosphäre ein und verglüht hierbei.

Die Rückkehrkapsel ist in der Lage  während der ersten Phase nach dem Eintritt in die Atmosphäre im Hyperschall-Geschwindigkeitsbereich, ähnlich wie die Apollokapseln, auf ihrem Hitzeschild zu gleiten und damit eine seitliche Bahnabweichung von 100 bis 150 km zu korrigieren. Ein festeingebauter Schwerpunktversatz gibt der kapsel hierbei den erforderlichen Anstellwinkel, und ein spezielles Lageregelungssystem dreht die Kapsel in die jeweils erforderliche Flugrichtung. Nach dieser Gleitphase folgt die Fallschirmphase mit einer nominellen Sinkgeschwindigkeit von etwas über 16m/s.  Grundsätzlich kann die Kapsel mit dieser Sinkgeschwindigkeit un ihren 4 ausgefahrenen Landebeinen aufsetzen. Die großen Kapselabmessungen lassen nämlich die Unterbringung von Landebeinen zu, die im ausgefahrenen Zustand einen Verformungsweg (plastisch) von 2,4m haben. Daraus ergibt sich eine mittlere Verzögerung von 5,7 g. Höhere Spitzenwerte treten nur sehr kurzfristig auf und erreichen die im oberen Bereich liegenden Astronauten nur sehr abgedämpft.

Der Nutzlastraum der LaReCa Kapsel ist zweigeteilt und bietet in der bemannten Version Platz für 5 Astronauten. Quelle: Zelck

Allerdings wurden bei diesem einfachen Landeverfahren die maximalen Abweichungen von einem Zielpunkt – bedingt durch Toleranzen beim Eintritt und später im Unterschallbereich durch Windversatz – auf 7,5 km in allen Richtungen abgeschätzt. Eine punktgenaue und außerdem weiche Landung ist jedoch mit einer LaReCa-Variante möglich, die zusätzlich mit einem Rotarlandesystem ausgerüstet ist. Vier Rotarblätter sind in wannenförmigen Vertiefungen  der Außenstruktur untergebracht. Bereits in größeren Höhen wird das Rotorsystem entfaltet und, nach Abwurf der Fallschirme, zunächst im Autogirobetrieb gefahren, wobei ein kleiner Gleitwinkel erzielt werden kann. In niedriger Höhe werden dann Rückstoßantriebe an den Blattspitzen gezündet und die Rotorblätter auf positive Anstellwinkel gestellt. Mit Hilfe einer Taumelscheibensteuerung kann die Kapsel dann einen Restversatz korrigieren und horizontale Relativgeschwindigkeiten über Grund abbauen. Damit wird vor allem eine landung am Startort Korou möglich. Gesteuert wird die Landung entweder von einem Kontrollzentrum aus oder, im Notfall automatisch.

Für Notfälle in der Startphase, angefangen von der noch nicht abgehobenen Rakete am Startplatz bis hin zum Brennschluß der großen Feststoffbooster, kann die Rückkehrkapsel von der Antriebsstufe getrennt und wegbeschleunigt werden. Hierfür sind 3 Feststoff-Rettungsmotoren vorgesehen, die in gesonderten Einstülpungen des Druckkörpers untergebracht werden. Die Kapsel landet dann mit den Landesystemen entweder noch an Land in der Nähe des Startortes oder im Atlantik.  Im Nominalfall werden die Rettungsmotoren nach dem Abwerfen der ausgebrannten großen Feststoffbooster und noch während der Brennphase der großen Zentralstufe abgebrannt. Der Energieinhalt der Rettungsmotoren ist dann Bestandteil des erforderlichen Gesamtimpulses. 

Ein weiterer Vorteil von LaReCa gegenüber Raumfähren wie dem Space Shuttle oder Hermes ist die immer gleich bleibende, senkrechte Stellung der Kapsel, von der Missionsvorbereitung bis zum Start. Diese bietet ausgezeichnete Möglichkeiten, die Nutzlast bis kurz vor dem Start zu warten und ggf. auszutauschen. Vom Bremsmanöver zum Wiedereintritt in die Erdatmosphäre bis zur Landung bleibt die Lage der Kapsel ebenfalls unverändert. Sie fliegt die ganze Zeit mit dem Hitzeschild voraus. Das Antriebsmodul wird nach der Zündung zum Wiedereintritt zur Seite wegbeschleunigt.

Die verschiedenen LaReca – Versionen und ihre Anwendungsmöglichkeiten Quelle: Zelck

Die basisausführung von LaReCa kann modular für verschiedene Missionsaufgaben aufgerüstet werden. Die einfachste Version ohne Rotorlandesystem ist für unbemannte Logistikflüge gedacht. Je nach Inklination können bis zu 4,7 t Nutzlast in den Orbit und 5,1 t zurückgebracht werden. Bei Flügen zur Internationalen Raumstation ISS, in einer Umlaufbahn von 28,5° läge der Landeplatz in den USA. In einer zweiten Ausbaustufe wären wissenschaftliche Flüge im Sile der Eureca-Missionen möglich.  Für Missionen von mehr als 14 Tagen müßten allerdings zusätzliche Solarzellenausleger angebracht werden. Im Gegensatz zu Eureca ist LaReCa in der Lage, ohne die Hilfe eines Shuttles zurückzukehren.  Am Ende der Entwicklungslinie steht die bemannte Version mit Rotarlandesystem. Sie erlaubt neben dem Crew-Transport zur Raumstation auch eigenständige Missionen.

Mit der großen Rückkehrkapsel LaReCa stünde Europa ein eigenes Raumfluggerät zur Verfügung, das alle Anforderungen im Zusammenhang mit der Beteiligung an einer Raumstation erfüllen würde. Gleichzeitig wären, je nach Bedarf, auch autonome Missionen möglich.

Gerd Zelck 

Der Autor ist Luft- und Raumfahrtingenieur und war u.a. an der Entwicklung der Europa-Rakete (Vorläufer der Ariane-Raketen), des Airbus und des europäischen Raumlabors SpaceLab beteiligt. Die  Rückkehrkapsel LaReCa, eine Eigententwicklung wäre ein ideales Nachfolgeprojekt für das SpaceShuttle und könnte mit seinem innovativen Landesystem die Weltraumfahrt revolutionieren. 

Kategorien:Raumfahrt

Zweite Erde entdeckt?

Einem amerikanischen Astronomenteam um Prof. Steven Vogt (University of California, Santa Cruz) und Paul Butler (Carnegie Institution, Washington) ist am Keck-Observatorium in Hawai eine möglicherweise historische Entdeckung gelungen. Erstmals wurde ein erdähnlicher Planet in der habitablen (bewohnbaren) Zone um einen Stern gefunden.

Der neuentdeckte Exoplanet, mit der Bezeichnung Gliese 581 g, umkreist in 37 Tagen den 20,5 Lichtjahre entfernten Roten Zwergstern Gliese 581 im Sternbild Waage. Trotz seiner verglichen mit der Erde recht engen Umlaufbahn – die Erde benötigt für einen Umlauf um die Sonne immerhin 365 Tage – bietet der Planet höchstwahrscheinlich lebensfreundliche Bedingungen, denn Gliese 581 hat als roter Zwergstern, verglichen mit der Sonne, eine nur sehr geringe Leuchtkraft.

So könnte Gliese 581 g aussehen. Eine Zweite Erde? Quelle:   http://www.nsf.gov/

Der Planet hat nach Berechnungen der Wissenschaftler den 1,3 – 1,5 fachen Durchmesser und die 3 – 4 fache Masse der Erde. Die Oberflächenschwerkraft wird auf das 1,1 – 1,7 fache der Erde geschätzt. Danach handelt es sich bei Gliese 581 g also um einen Felsplaneten wie die Erde.

Aus der Leuchtkraft des Sterns, die nur 1/50 so groß ist wie die unserer Sonne und dem Abstand des Planeten errechneten die Astronomen eine Oberflächentemperatur zwischen -31°C und -12°C. Das erscheint auf den ersten Blick erst einmal  viel zu kalt, doch auch für unsere Erde ergibt sich nach diesem Verfahren nur ein Wert von -18°C. Erst die Atmosphäre mit den enthaltenen Treibhausgasen sorgt für lebensfreundliche  Oberflächentemperaturen. So könnte es auch auf dem neuentdeckten Exoplaneten sein, denn groß genug für eine ausreichend dichte Atmosphäre ist er ja.  Wegen der recht großen Nähe zu seinem Stern wirken enorme Gezeitenkräfte auf Gliese 581 g. Daher hat der Exoplanet wahrscheinlich nur eine gebundene Rotation. Planeten mit gebundener Rotation drehen sich in genau derselben Zeit um ihre eigene Achse, wie sie für einen Umlauf um ihren Stern benötigen, wenden ihm also immer dieselbe Seite zu. Ein Tag und ein Jahr sind ununterscheidbar, denn einen Wechsel zwischen Tag und Nacht gibt es nicht. Die ewige Tagseite wird sich daher stark aufheizen, die Nachseite wird dagegen bitterkalt. Die Atmosphäre dürfte jedoch für einen gewissen Temperaturausgleich sorgen. Am günstigsten sind die Temperaturverhältnisse wahrscheinlich in den Übergangszonen zwischen Tag- und Nachtseite, dem Terminator.

Neben dem erdähnlichen wurde noch ein weiterer Exoplanet mit mindestens 7 Erdmassen auf einer weiter entfernten Bahn mit einer Umlaufzeit von 433 Tagen entdeckt.  Es handelt sich entweder auch um einen Felsplaneten oder, was wahrscheinlicher ist, um eine kleine Ausgabe des Planeten Neptun. Neben den beiden neuentdeckten Planeten Gliese 581 f und g gibt es noch vier weitere Planeten, zwei davon am inneren bzw. äußeren Rand der habitablen Zone: Für Gliese 581 c, mindestens 5 Erdmassen schwer, mit einer Umlaufzeit von 13 Tagen bewegt sich am inneren Rand der habitablen Zone und ist wahrscheinlich zu heiß, zumindestens für höheres Leben. Zwar ergibt sich rechnerische eine Oberflächentemperatur von beinahe angenehmen +40°C, doch bei Einbeziehung einer Atmosphäre mit Treibhauseffekt kommt man auf 100 – 200°C. Gliese 581 d bewegt sich mit einer Umlaufzeit von 67 Tagen am äußeren Rand der habitablen Zone. Mit 5 – 8 Erdmassen handelt es sich entweder um einen felsigen oder wie bei Gliese 581 f um einen neptunartigen Planeten. Bleiben noch die beiden innersten Planeten: Gliese 581 e ist mit 2 – 3 Erdmassen ein erdähnlicher Felsplanet. Allerdings bewegt er sich mit einer Umlaufzeit von nur 3 Tagen auf einer so engen Umlaufbahn, daß seine Oberfläche glühendheiß ist. Gliese 581 b hat mit 5 Tagen ebenfalls eine sehr kurze Umlaufzeit, hat aber mindestens 16 Erdmassen und ist damit  sicher neptunartig, allerdings viel heißer.

Vergleich des Planetensystems um Gliese 581 mit unserem Sonnensystem. Quelle: http://www.nsf.gov/

Alle 6 Planeten wurden mit der Doppler-Methode gefunden: In einem Planetensystem wirkt nicht nur die Schwerkraft des Sterns auf den ihn umlaufenden Planeten, sondern auch umgekehrt. Deshalb bewegen sich beide Himmelskörper um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, der allerdings immer innerhalb des Sternes liegt, da dieser viel schwerer ist als der Planet. Die Bahn des Sternes erscheint von außen nur als leichtes Wackeln, spiegelt aber trotzdem im Kleinen die viel größere Umlaufbahn des Planeten wider. Die Schwierigkeit liegt nun darin, aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Nutzung des Doppler-Effekts.

 

Die Doppler-Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Quelle: ESO

Wenn sich der Stern auf seiner winzigen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen und auseinander gezogen. Dadurch werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen Masse, Umlaufzeit und den Abstand des Planeten von seinem Stern, ja sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen.

Im Falle von Gliese 581 beruhen die Daten auf einer immerhin 11-jährigen Beobachtungsreihe mit dem hochauflösenden HIRES – Spektrographen des Keck I- Teleskops. Hinzu kam der Vergleich mit einer über 4-jährigen Meßreihe mit dem noch höher auflösenden HAARPS Spektrographen am 3,6-m Teleskop des European Southern Observatory (ESO) in La Scilla, Chile.

Da es sich um mehrere Planeten handelt müssen aus der gemessenen Dopplerverschiebungskurve, welche sich aus der Überlagerung der Anteile aller vorhandenen Planeten ergibt, die einzelnen Planeten herausgerechnet  werden. Das gelingt nur durch den Vergleich mit einem Computermodell, welches das Planetensystem rechnerisch abbildet.

Wegen seiner relativen Nähe zur Erde – Gliese 581 gehört zu den 100 sonnennächsten Sternen – ist der neuentdeckte Planet ein echter Kandidat für die Suche nach (höherem?) außerirdischem Leben. Der nächste logische Schritt wäre die Aufnahme eines Spektrums der Atmosphäre von Gliese 581 g. Enthält die Atmosphäre Stickstoff, Sauerstoff, Wasserdampf und Spuren von Methan und Kohlendioxid, so wäre das ein deutlicher Hinweis, daß es sich bei Gliese 581 g tatsächlich um einen belebten erdähnlichen Planeten handelt. Insbesondere Sauerstoff und Methan wären da sehr auffällig, da beide Gase zusammen normalerweise sofort miteinander reagieren, und es deshalb Quellen geben muß, welche ständig die durch chemische Reaktionen verbrauchten Anteile nachliefern. Auf der Erde sind das: 1) Die Pflanzen (Algen und Landpflanzen) gewinnen ihre Energie  durch Photosynthese, indem sie unter Verwendung von Kohlendioxid und Wasser Sonnenenergie zum Aufbau energiereicher organischer Verbindungen nutzen. Dabei verbrauchen sie Kohlendioxid (CO2) und setzten Sauerstoff (O2) als Abfallprodukt in die Atmosphäre frei. 2) Fäulnisbakterien zersetzen zur Energiegewinnung andere abgestorbene Organismen und setzen dabei aus den abgebauten organischen Verbindungen die Gase Kohlendioxid (CO2) und Methan (CH4) frei.

Die Entdeckung von Gliese 581 g, eines Exoplaneten in der habitablen Zone um einen Stern nur 20 Lichtjahre von uns entfernt, kann als Hinweis verstanden werden, daß belebte erdähnliche Planeten in unserer und in andern Galaxien vielleicht keine Seltenheit sind. 

Stichwort Exoplaneten: Exoplaneten sind Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, welche nicht unsere, Sonne, sondern einen fremden Stern umkreisen. Die Bildung von Planeten ist eine normale Begleiterscheinung bei der Sternentstehung:

 

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Die Bildung von Planetensystemen  Quelle: Spektrum der Wissenschaft

Ein Stern mit einem Planensystem entsteht aus einer interstellaren Wolke aus Gas (99%) und Staub (1%) mit einem Durchmesser von etwa 1 Lichtjahr. Unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert die Wolke und gerät dabei in Rotation. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses dreht sich die kollabierende Wolke immer schneller und flacht dabei zu einer protoplanetaren Scheibe ab. Im Zentrum der Wolke nehmen Druck und Temperatur immer weiter zu bis ein Stern entsteht, in dessen Innerem energieliefernde Kernverschmelzungsreaktionen ablaufen. Der Hauptdrehimpuls verbleibt nicht im Stern sondern in der protoplanetaren Scheibe. Diese kühlt im Laufe der Zeit immer weiter ab, und es setzen Kondensationsprozesse ein. Entsprechend der Temperaturverteilung kondensieren in der inneren warmen Scheibe nur schwerflüchtige Elemente (Silikate und Metalle); in der äußeren kühleren Scheibe, jenseits der sogenannten „Schneegrenze“ jedoch auch große Mengen an leichtflüchtigen Elementen (Gase).

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Die protoplanetare Scheibe Quelle: Spektrum der Wissenschaft

Die auskondensierten Teilchen nehmen allmählich an Größe zu und sammeln sich unter dem Einfluß der Schwerkraft und der Bremswirkung des Gases in der Ebene der protoplanetaren Scheibe.Hier herrscht bald ein so großes Gedränge, daß sich die Teilchen immer wieder begegnen und aneinander haften bleiben. Nach und nach wachsen sie erst zu Planetesimalen von mehreren Kilometern Durchmesser und später dann zu richtigen Planeten heran. In er inneren Scheibe bilden sich aus den schwerflüchtigen Elementen die erdähnlichen Felsplaneten aus Gestein und Metallen, während in der äußeren Scheibe aus den schwer- und leichtflüchtigen Elementen die wesentlich größeren neptunartigen oder jupiterartigen Gasplaneten entstehen können, aber auch kleinere Planeten aus Gestein und Eis. Wenn die großen Gasplaneten durch Wechselwirkungen mit dem umgebenden Gas und Staub allzusehr abgebremst werden, wandern sie von der äußeren in die innere Scheibe, wo sie durch ihre Schwerkraft die Bildung der Felsplaneten stören oder bereits vorhandene Felsplaneten aus ihrer Bahn werfen können.

Stichwort Sternenspektrum: Die Analyse des Sternenspektrums ist ein nicht mehr wegzudenkendes Verfahren der Astronomie. Dabei wird das Licht eines Sternes mit einem Prisma oder Beugungsgitter in sein Farbspektrum, also in seine verschiedenen elektromagnetischen Wellenlängen zerlegt. Das Spektrum erlaubt zum Beispiel Rückschlüsse auf die Temperatur des Sterns. Je höher die Temperatur, umso mehr überwiegt das kurzwellige blauviolette Ende des Spektrums, je niedriger die Temperatur, umso mehr das rote langwellige Ende. Daneben erscheinen im Spektrum feine dunkle Linien, die Fraunhofer-Linien. Diese kommen durch Atome in der Sternatmosphäre zustande, welche das über alle Wellenlängen kontinuierliche Sternenlicht bei bestimmten Wellenlängen absorbieren und dann zerstreuen. Die Fraunhofer-Linien sagen daher etwas über die elementare Zusammensetzung des Sterns aus.

Spektralklassen und Hertzspung-Russel-Diagramm (HRD). Quelle: ESA, Wikipedia

Die meisten Sterne liegen auf der auf der von links oben nach rechts unten verlaufenden Hauptreihe. Die Sonne (Spektraltyp G) liegt in der Mitte der Hauptreihe, die Roten Zwergsterne (Spektraltyp M) unten rechts, die massereichen blau-weißen Sterne (Spektraltypen O und B) oben links. Daneben gibt es aber auch aufgeblähte Rote Riesensterne und ausgebrannte Weiße Zwergsterne abseits der Hauptreihe. Beide sind Spätstadien in der Sternentwickung.

Sterne gewinnen ihre Energie aus Kernverschmelzungsprozessen (Kernfusion), die im Zentrum des Sterns unter extremen Druck und Temperaturverhältnissen infolge der enormen eigenen Schwerkraft ablaufen. Dabei werden winzige Mengen an Sternenmaterie direkt in Strahlungsenergie umgewandelt. Die freigesetzte Strahlung  hält den Stern im Gleichgewicht und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammenfällt. Da die Kernverschmelzungsprozesse eines Sterns letztendlich durch seine eigene Schwerkraft angefacht werden, sinkt seine Lebensdauer mit zunehmender Masse, da der Kernbrennstoff  dann schneller verbraucht wird und umgekehrt.  Rote Zwergsterne haben deshalb eine längere Lebensdauer als unsere deutlich massereichere Sonne.

Jens Christian Heuer

Quelle: National Science Foundation (http://www.nsf.gov) mit Link zur Originalarbeit

Kategorien:Exoplaneten

Telegramm 22: Der Rekordstern R136a1

Ein Astronomenteam um den Astrophysiker Paul Crowther (University of Sheffield) hat mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in La Silla, Chile den größten bisher bekannten Stern entdeckt. Der Stern mit der Bezeichnung R136a1 ist ca. 165000 Lichtjahre entfernt und befindet sich innerhalb einer Sternentstehungsregion (Supersternhaufen R136) der Großen Magellanschen Wolke, einer unserer Milchstraße direkt benachbarten Irregulären Galaxie. In R136 stehen die Sterne rund 100.000 mal dichter beieinander als in der Umgebung unserer Sonne.

Der Supersternhaufen R136, eine Sternentstehungsregion in der Magellanschen Wolke mit dem massereichsten bisher gefundenen Stern R136a1. Quelle: ESO

Unter diesen Unmengen von Sternen fanden die Astronomen  mehrere sehr junge Sterne, die wesentlich größer und heißer sind als unsere Sonne. Einer davon, R136a1, hat gar die 265fache  Masse unserer Sonne und strahlt bei einer  Oberflächentemperatur um die 40.000°C rund 10 Millionen Mal heller.  Das ist eine Riesenüberraschung, denn alle bisherigen Sternentstehungsmodelle gehen von einer theoretischen Massenobergrenze von nur 150 Sonnenmassen aus.

Sterne bilden sich aus Gas- und Staubwolken von ca. 1 Lichtjahr Durchmesser, die in Rotation geraten und sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft zusammenziehen und verdichten. Dabei dreht sich sich die Materiewolke wegen der Erhaltung des Drehimpulses immer schneller (wie eine sich drehende Eisläuferin, die ihre Arme anzieht) und verdichtet und erwärmt sich gleichzeitig in ihrem Zentrum bis sich ein Stern bildet. Durch die Rotation flacht die sich außen langsam abkühlende Gas- und Staubwolke zu einer Scheibe ab in der sich häufig – vor allem dann, wenn reichlich schwere Elemente vorhanden sind – durch Kondensations- und Aggregationsprozesse Planeten bilden.

Im Inneren herrschen unter dem Einfluß der eigenen Schwerkraft extreme Druck- und Temperaturverhältnisse. Bei Temperaturen von über 10 Millionen °C können Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen) verschmelzen (Kernfusion). Dabei wird ein kleiner Teil der Gesamtmasse direkt in Energie umgewandelt und als Gammastrahlung freigesetzt. Daneben entsteht auch eine intensive Teilchenstrahlung. Der Energietransport durch Strahlung erzeugt einen Strahlungsdruck, der den Stern im Gleichgewicht hält und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammenfällt. Der Energietransport durch Strahlung reicht bis zu den äußeren Schichten des Sterns. Für den Weitertransport der Energie zur Oberfläche des Sterns sorgen dann in den äußeren Schichten Wärmeleitung und Konvektion. Die Leuchtkraft eines Sterns ist masseabhängig. Je größer die Masse, umso stärker die eigene Schwerkraft, die das Innere des Sterns verdichtet und so letztendlich die Kernfusion anfacht. Je intensiver die Kernverschmelzungsprozesse im Sterninneren ablaufen, umso  stärker auch die Strahlungsleistung, aber umso schneller wird auch der Kernbrennstoff  verbraucht. Massereiche Sterne haben also eine kürzere Lebensdauer als massearme Sterne; eine hohe Leuchtkraft hat also ihren Preis. 

Der Superriesenstern R136a1 im Größenvergleich mit einem roten Zwergstern von nur 1/10 Sonnenmasse, mit unserer Sonne und mit einem blauen Riesenstern von 8 Sonnenmassen. Quelle: ESO

Massereiche Sterne wie der jetzt gefundene R 136 a1 haben eine sehr hohe Strahlungsleistung, so daß mit der Gamma- und Teilchenstrahlung (Sternenwind) auch sehr viel Materie mitgerissen wird und dem Stern unwiederbringlich verloren geht. Daraus ergibt sich für Sterne eine rechnerische Massenobergrenze, welche dieser wegen der zu hohen Materieverluste  nicht überschreiten kann. Die Astronomen gehen davon aus, daß R136a1 seit seiner Entstehung vor rund 1 Million Jahren bereits 1/5 seiner Masse verloren hat, also ursprünglich sogar 320 Sonnenmassen schwer war. Bisherige Rechenmodelle, welche die Massenobergrenze von Sternen bei 150 Sonnenmassen sahen, müssen nun wohl revidiert werden.

Jens Christian Heuer

Quelle: http://www.eso.org/

Kategorien:Sterne, Telegramme

Telegramm 21: Exoplanetensystem mit 7 Planeten entdeckt

Ein internationales Astronomenteam an der Europäischen Südsternwarte (ESO) in La Silla, Chile hat in einer Entfernung von 127 LJ  (Lichtjahren) bei dem sonnenähnlichen Stern HD 10180 im Sternbild Hydrus (Kleine Wasserschlange) am Südhimmel ein Exoplanetensystem mit 7 Planeten entdeckt. Es ist damit das größte bisher bekannte Planetensystem außer unserem eigenen, das aus 8 Planeten besteht. 5 Planeten ähneln dem Planeten unseres Sonnensystems. Sie haben Massen zwischen dem 12 und 25fachen der Erde und umkreisen ihren Stern in Abständen von 0,06 bis 1,4 AE (Astronomische Einheit = 150Millionen km, entsprechend der Entfernung Sonne-Erde). Ein 6. Planet weiter draußen ist mit 65 Erdmassen deutlich größer und ähnelt wohl eher dem Saturn. Ein 7.Planet umkreist den Stern auf einer sehr engen im Abstand von nur 0,02 AE in nicht einmal 2 Tagen. Der Planet hat nur 1,4 Erdmassen und kann daher nur ein Felsplanet wie die Erde sein. Für Leben ist er allerdings wegen des geringen Abstandes zu seinem Stern viel zu heiß.

Planetensystem des sonnenähnlichen Sterns HD 10180:  Im Vordergrund ist der neptunähnliche dritte Planet des Systems zu sehen. Der erste erdähnliche und der zweite wiederum neptunähnliche Planet ziehen gerade als kleine schwarze Punkte an der Sternenscheibe vorüber (Transit). Die übrigen Planeten erscheinen als helle Lichtflecken im Hintergrund des Sterns. Quelle:  http://www.eso.org/

Die Abstände, in welchen die Planeten ihren Stern auf nahezu kreisförmigen Bahnen umrunden, folgen einem mathematischen Muster ähnlich wie in unserem Sonnensystem, wo sich die Abstände der Planeten von der Sonne (a) nach der Titius-Bode-Reihe herleiten lassen:

a   =   0,4 + 0,3·2n

 

Für den Exponenten n werden, mit dem innersten Planeten Merkur beginnend, die Zahlenwerte −∞, 0, 1, 2, 3, 4, 5, 6 und 7 eingesetzt. Damit ergeben sich die Abstände der Planeten in Astronomischen Einheiten. Die errechneten und tatsächlichen Abstände stimmen sehr gut überein.

Alle 7 Planeten wurden mit dem hochempfindlichen HAARPS-Spektrographen nach der Doppler-Methode gefunden:

In einem Planetensystem wirkt nicht nur die Schwerkraft des Sterns auf den ihn umlaufenden Planeten, sondern auch umgekehrt. Deshalb bewegen sich beide Himmelskörper um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, der allerdings immer innerhalb des Sternes liegt, da dieser viel schwerer ist als der Planet. Die Bahn des Sternes erscheint von außen nur als leichtes Wackeln, spiegelt aber trotzdem im Kleinen die viel größere Umlaufbahn des Planeten wider. Die Schwierigkeit liegt nun darin, aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Nutzung des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner winzigen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen und auseinander gezogen. Dadurch werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen Masse, Umlaufzeit und den Abstand des Planeten von seinem Stern, ja sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen.

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Mit der Doppler-Methode wurden bisher die meisten Exoplaneten gefunden. Quelle: ESO

Die so ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist jedoch die Bahn des Explaneten gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet dann geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht also einen zu leichten Planeten vor. Man versucht daher, wenn möglich, den Neigungswinkel der Bahn des Exoplaneten zu ermitteln. Das gelingt zum Beispiel, wenn ein Vorübergang des Planeten vor seinem Stern, ein sogenannter Planetentransit zu beobachten ist. Der Planetentransit ist mit einer äußerst geringen, aber gut meßbaren Helligkeitsabnahme des Sterns verbunden und ist deshalb auch eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

Quelle: http://tinyurl.com/3a6lec4

Jens Christian Heuer

Kategorien:Exoplaneten, Telegramme

Telegramm 20: Rätsel um Jupiter und Saturn

Alle Gasriesen in unserem Sonnensystem haben neben ihrer mächtigen Gashülle einen festen Kern aus Gestein und Metallen. Doch während Saturn, Uranus und Neptun einen Kern mit mehr als 10 Erdmassen besitzen, ist der Kern des größten Gasplaneten Jupiter deutlich kleiner.  Darüber hinaus enthalten Jupiter und Saturn in ihren Gashüllen deutlich mehr schwere Elemente (Silikate, Metalle) als die anderen Gasplaneten (und die Sonne). Das ist erstaunlich, da sich alle 4 Gasplaneten ja in den äußeren Regionen der protoplanetaren Scheibe gebildet haben, da wo neben den schweren auch die leichten Elemente auskondensieren konnten.

Damit sich ein Gasplanet aus einer protoplanetaren Scheibe bilden kann, muß aber zunächst ein felsiger Kern von mindestens 10 Erdmassen vorhanden sein, weil nur dann die Schwerkraft ausreicht, um die für Gasriesen typische tiefe Gashülle anzusammeln.

Warum hat Jupiter einen so kleinen Kern? Wie konnte dann dieser gewaltige Gasriese überhaupt entstehen?

Und warum haben Jupiter und Saturn in ihren Gashüllen soviel schwere Elemente?

Die drei chinesischen Astronomen Shu Lin Li, C.B. Agnor und D. N. C. Lin (Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Peking) sind nun möglicherweise einer Lösung dieser Rätsel auf die Spur gekommen. Ausgangspunkt war die Annahme, daß es vielleicht eine Planetenkollision gegeben hatte, bei der Jupiters ursprünglich größerer Kern teilweise zerstört wurde, allerdings erst nachdem der Planet bereits fertig war.

Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (von links nach rechts). Quelle: NASA

Mit einem Computermodell simulierten die chinesischen Wissenschaftler eine Kollision der Gasriesen Jupiter und Saturn mit unterschiedlichen Planetentypen:

Planeten, die kleiner oder genauso groß wie die Erde waren, zerplatzten bei einer Kollision mit Jupiter oder Saturn bereits in der Gashülle, ohne den Kern überhaupt zu erreichen. Die Gashülle durcheinandergewirbelt und mit schweren Elementen angereichert, aber der Kern blieb unbeschädigt.

Planeten mit mehreren Erdmassen, sogenannte Supererden waren in den Simulationen aber in der Lage den Kern teilweise zu zerstören. Das geschah entweder durch einen direkten Treffer oder aber indem die Gashülle so aufgewühlt wurde, daß die dabei ausgelösten konvektiven Prozesse Teile des Kerns abrissen.

Bei einer Kollision von zwei Gasriesen untereinander wurden beide Planeten vollkommen zerstört.

Die Astronomen schließen aus ihren Simulationen, daß Jupiter mit einer Supererde kollidierte, die seinen Kern teilweise zerstörte, Saturn dagegn mit einem wesentlich kleineren Planeten, der zwar seine Gashülle mit schweren Elementen anreicherte, seinen Kern aber nicht beschädigte.

Jens Christian Heuer

Quelle: http://arxiv.org/abs/1007.4722

Kategorien:Planetologie, Telegramme