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Archive for the ‘Exoplaneten’ Category

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/ 

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 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 19: Weltraumteleskop Kepler findet erdähnliche Planeten

Seit März 2009 umkreist das NASA-Weltraumteleskop Kepler auf der Suche nach Exoplaneten die Sonne auf einer Bahn, die nur ein wenig von der der Erde abweicht. Das US-amerikanische Weltraumteleskop läuft auf seiner Bahn der Erde immer etwas hinterher, entfernt sich nach und nach von unserem Planeten und kann so unbeeinträchtigt von Sternbedeckungen durch die Erde beobachten. In einem genau definierten Himmelsareal im Sternbild Schwan mit etwa 100.000 Sternen sucht Kepler nach Planetentransits, welche sich in Form einer minimalen 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 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 der 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. 

Im Januar 2010 wurden die ersten fünf Planetenentdeckungen durch das Weltraumteleskop Kepler bekanntgegeben (vgl. Telegramm 9). Dabei handelte es sich jedoch nicht um erdähnliche Planeten, sondern um Planeten, die am ehesten mit Jupiter oder Neptun in unserem Sonnensystem vergleichbar sind. Die Planeten umkreisen ihren jeweiligen Heimatstern auf sehr engen Bahnen, so daß sie extrem hohe Oberflächentemperaturen aufweisen.

Doch inzwischen wurden anscheinend auch deutlich kleinere Planeten entdeckt.

Auf der diesjährigen TEDglobal-Konferenz in Oxford sprach der  zu dem Wissenschaftlerteam von Kepler gehörende Astrophysiker Dimitar Sasselov (Harvard University) über die Entdeckung von insgesamt über 700 neuen Planetenkandidaten, darunter auch mindestens 140 von der Größenordnung der Erde! Die Neuentdeckungen sind aber noch vorläufig und müssen durch  die Beobachtung weiterer Planetentransits abgesichert werden.

Das Video des Vortrages von Dimitar Sasselov. Quelle YouTube

Da deutet sich ein echter Durchbruch bei der Suche nach Exoplaneten an, denn unter allen bisher entdeckten Planeten sind die meisten Gasplaneten wie Jupiter, Saturn oder Neptun. Nur einige wenige sind sogenannte Supererden mit einer Größe zwischen Erde und Neptun. Die jetzt gefundenen Exoplaneten sind anscheinend die erdähnlichsten, die je gefunden wurden, denn alle haben nur eine Größe zwischen 1 und 2  Durchmessern der Erde. Wegen ihrer geringen Größe kann es sich nur um echte Felsplaneten handeln, aber nicht um Gasriesen oder irgendwelche Zwischenformen.

Statistische Größenverteilung der Exoplaneten vor (Juni 2010)   …

… und nach den neuen Entdeckungen (Juli 2010). Von den 700 bisher entdeckten Planeten gelten 270 als nahezu gesichert. Mehr als die Hälfte davon ähnelt zumindest in der Größe der Erde. Quelle: Vortrag Dimitar Sasselov www.ted.com/

Eine offizielle wissenschaftliche Veröffentlichung mit genaueren Informationen soll in Kürze folgen. Als nächstes wird dann überprüft, ob und wenn ja wieviele der Kandidaten sich in der habitablen Zone ihres Heimatsternes bewegen, also in einer Entfernung, bei der lebensfreundliche Oberflächentemperaturen herrschen könnten. 

Die philosophischen Implikationen der Entdeckung auch im engeren Sinne erdähnlicher Planeten wäre mindestens vergleichbar mit denen der kopernikanischen Revolution (heliozentrisches Weltsystem)!

Jens Christian Heuer

Quellen: TED, Kepler Home Page (http://kepler.nasa.gov/), Wikipedia

Kategorien:Exoplaneten, Telegramme

Fingerabdrücke erdähnlicher Planeten in Spektren sonnenähnlicher Sterne?

Bei einer vergleichenden Untersuchung von Spektren sogenannter Sonnenzwillinge, also von Sternen, die in Alter und physikalischen Eigenschaften weitestgehend der Sonne ähneln, haben die drei  Astronomen Ramirez, Melendez (beide Portugal) und Asplund (Deutschland) möglicherweise den Ansatz für eine neue Methode zum Aufspüren erdähnlicher Planeten gefunden.

Ausgangspunkt war ein überraschender Befund: Die Sonne weist, verglichen mit der Mehrzahl ihrer Zwillinge, eindeutig einen zu geringen Anteil an schweren Elemente in ihrem Spektrum auf, oder anders herum die meisten Sonnenzwillinge haben zuviel schwere Elemente. Auf der folgenden Grafik ist das sehr schön zu sehen:.

Relative Häufigkeit der Elemente in Abhängigkeit von ihrer Kondensationstemperatur (Tc) bei 22 Sonnenzwillingen. Weitere Erklärungen im Text. Quelle: Ramirez, Melendez, Asplund (2009)

Elemente mit einer Kondensationstemperatur von unter 900 Kelvin (Tc <900 K) gelten als leichtflüchtig, Elemente mit einer Kondensationstemperatur von über 900 Kelvin (Tc >900 K) hingegen als schwerflüchtig. Die grauen Punkte entsprechen individuellen Häufigkeiten bei einzelnen Sternen; die Kreise mit Balken zeigen durchschnittliche Häufigkeiten mit jeweiligen Standardabweichungen.

Zum besseren Verständnis muß der Begriff der Metallizität eingeführt werden. Zu den Metallen werden in der Astronomie, abweichend vom üblichen Verständnis, alle Elemente gerechnet, die schwerer sind als Wasserstoff und Helium. Während Wasserstoff und Helium schlagartig mit dem Urknall des Universums entstanden, wurden die Metalle erst im Laufe der Zeit bei Kernverschmelzungsreaktionen in Sternen oder bei Supernovaexplosionen am Ende des Lebens massereicher Sterne gebildet. Mit jeder neuen Sternengeneration, die aus der gut durchmischten „Asche“ ihrer Vorgängergeneration hervorgeht, nimmt daher der Anteil der Metalle im Universum, die sogenannte Metallizität, immer weiter zu.

Die Metallizität eines Sternes, also sein Gehalt an Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium, wird stets relativ zu den Verhältnissen in unserer Sonne angegeben und zwar als logarithmischer Wert. Häufig wird das Eisen als Referenzelement stellvertretend für alle anderen „Metalle“ genommen. Das geht dann so: Man bestimmt zunächst im Sternenspektrum die Stärke der Absorptionslinien des Eisens (Fe) und des Wasserstoffs (H), setzt sie zueinander ins Verhältnis und bildet den Logarithmus. Mit Logarithmen läßt sich leichter arbeiten, denn aus dem Quotienten (Bruch) wird eine Differenz. Zwei Beispiele: Ein Wert von Fe/H= 1 wird von  jungen Sternen erreicht und bedeutet, daß der Stern 10x mehr Metalle enthält als die Sonne (log 10 exp 1 = 1!); ein Wert von -4 dagegen ist typisch für sehr alte Sterne, die lediglich 1/10000 soviel Metalle enthalten wie die Sonne (log 10 exp -4 = -4!). Die Sonne selbst hat definitionsgemäß eine Metallizität von Fe/H = 0.

In der Grafik wird die relative Häufigkeit der leichtflüchtigen und schwerflüchtigen Elemente bei den 22 Sonnenzwillingen mit denen unserer Sonne verglichen. Das Verhältnis wird wieder als logarithmischer  Wert dargestellt, diesmal als X/Fe, das ist die Absorption des jeweiligen Elementes als Differenz zur Absorption von Eisen, immer relativ zur Absorption bei den Wasserstofflinien (X/Fe = X/H – Fe/H).

Der Überschuß bei den schwerflüchtigen Elementen im Vergleich zur Sonne ist an der positiven Steigung  in der Grafik zu erkennen. Mit zunehmender Kondensationstemperatur wird auch der Überschuß größer. Es besteht also eine positiver Zusammenhang (eine positive Korrelation) zwischen der Kondensationstemperatur und der relativen Häufigkeit der  Elemente, was in der Grafik durch die positive Steigung zum Ausdruck kommt. Außer bei der Sonne fehlt dieser Überschuß aber auch bei einer Minderheit ihrer Zwillinge, erkennbar an der fehlenden odersogar negativen Steigung in der Grafik (s.u.).

Der Überschuß an schwerflüchtigen Elementen bei den meisten Sonnenzwillingen ist schon seltsam, wenn man bedenkt, daß sowohl die Sonne als auch ihre gleichaltrigen Zwillinge aus interstellaren Gas- und Staubwolken mit in etwa derselben Zusammensetzung entstanden sind (s.o.).

Warum also hat die Sonne verglichen mit den meisten ihrer Zwillinge ein Defizit an schwerflüchtigen Elementen? Der Astronom Melendez fand eine verblüffende Lösung: Der Sonne fehlen ein Teil der schweren Elemente, weil diese sich in ihren (erdähnlichen) Felsplaneten befinden, wozu Merkur, Venus Erde und Mars zählen. Der Asteroidengürtel kann als Überrest eines verhinderten Felsplaneten angesehen werden. 

Das heißt dann aber auch im Umkehrschluß, daß die Mehrzahl der  Sonnenzwillinge, die ja kein Defizit an schwerflüchtigen Elementen aufweist, wahrscheinlich auch ohne Felsplaneten ist. 

Entstehung eines Planetensystems. Quelle: Spektrum der Wissenschaft (verändert)

Diese Schlußfolgerung wird durch zwei weitere Tatsachen gestützt:  

1. Rechnet man die Masse der in der Sonne fehlenden schweren Elemente zusammen, so kommt man näherungsweise auf die Gesamtmasse aller Felsplaneten und Asteroiden in unserem Sonnesystem.

2. Sonnenzwillinge, die von einem oder mehreren Gasriesen auf relativ engen Bahnen umrundet werden, ungefähr in den Abständen, wo sich in unserem Sonnensystem  die vier Gesteinsplaneten befinden, haben in allen bisher bekannten Fällen kein Defizit an schweren Elementen wie die Sonne. Gasriesen auf engen Bahnen verhindern durch ihre Gezeitenkräfte die Bildung von Gesteinsplaneten aus der protoplanetaren Scheibe. Die auskondensierten schweren Elemente bleiben ungenutzt und „regnen“ zurück auf den Stern.

Die Gasriesen selbst verändern das Verhältnis zwischen schweren und leichten Elementen praktisch überhaupt nicht, da sie bei ihrer Entstehung aus der protoplanetaren Scheibe neben den schweren auch einen sehr großen Anteil leichtflüchtiger Elemente aufnehmen.

Die nächste Grafik zeigt Zusammenhänge zwischen drei wichtigen physikalischen Eigenschaften der Sonnenzwillinge und ihren durchschnittlichen Elementhäufigkeiten:

Korrelationen zwischen Häufigkeiten und Kondensationstemperaturen schwerflüchtiger Elemente (Tc >900 K slope), sowie durchschnittliche Häufigkeiten leichtflüchtiger Elemente (Tc < 900 K X/Fe avg) in Abhängigkeit von 3 wichtigen Eigenschaften der untersuchten Sonnenzwillinge. Weitere Erklärungen im Text. Quelle: Quelle: Ramirez, Melendez, Asplund (2009)

In der obere Reihe werden für die schwerflüchtigen Elemente die Korrelationen zwischen ihrer Häufigkeit und Kondensationstemperatur (erkennbar an der Steigung der jeweiligen Kurve) in Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur (links), der Schwerkraft (Mitte) und der Metallizität der untersuchten Sonnenzwillinge dargestellt.

Interessant ist vor allem die rot markierte Grafik, denn sie zeigt sehr deutlich den möglichen „Fingerabdruck“ der Felsplaneten:

Bei Metallizitäten von Fe/H = 0 bis > 0,1 erkennt man unter den Sonnenzwillingen zwei Gruppen; die eine größere mit einer positiven Korrelation (positive Steigung der Kurve, helle Punkte), also mit einem Überschuß schwerer Elemente im Vergleich zur Sonne und eine weitere, deutlich kleinere Gruppe ohne oder sogar mit einer negativer Korrelation (negative Steigung der Kurve, dunkle Punkte).

Diese zweite, kleinere Gruppe, die lediglich 15% der untersuchten Sonnenzwillinge umfasst, hat wie die Sonne ein Defizit schwerflüchtiger Elemente, wenn man sie mit der Mehrzahl (85%) der anderen Sonnenzwillinge vergleicht. Die zu dieser Minderheit gehörenden Sterne werden wahrscheinlich ebenso wie die Sonne von ein oder mehreren Gesteinsplaneten umkreist und dürften damit über ein Planetensystem ähnlich unserem Sonnensystem verfügen.

Hier sollte man suchen, wenn man eine Zweite Erde finden will!

Bei ausschließlicher Einbeziehung von Sonnenzwillingen mit Metallizitäten Fe/H > 0,1 steigt der Anteil an Sternen, die wahrscheinlich von Felsplaneten begleitet werden, auf möglicherweise bis zu 50%.

Jens Christian Heuer

Quelle: Accurate abundance patterns of solar twins and analogs – Does the anomalous solar chemical composition come from planet formation? (I. Ramírez, J. Meléndez, M. Asplund)

Kategorien:Exoplaneten, Telegramme

Das junge Planetensystem bei Beta Pictoris

Beta Pictoris ist ein junger, heißer Stern der Spektralklasse A im Sternbild Pictor (Maler) und fast doppelt so massereich wie die Sonne. Im Jahre 1983 entdeckte das von den USA, Großbritannien und den Niederlanden gemeinsam entwickelte Infrarotteleskop IRAS eine Gas- und Staubscheibe um den 62 Lichtjahre entfernten Stern. Ein Jahr später gelang es diese Scheibe auch direkt zu fotografieren. 

Gas- und Staubscheiben um junge Sterne, das entsprach genau der Vorhersage der gängigen Theorie über die Entstehung von Planeten bei Sternen, und nun hatte man tatsächlich so eine Scheibe gefunden.

Infrarotaufnahme der Gas- und Staubscheibe um Beta Pictoris. Quelle: IRAS-NASA 

Beta Pictoris war damit das erste in der Entstehung begriffene extrasolare Planetensystem, das jemals entdeckt wurde! 

Die  Theorie über die Planetenenstehung, welche in ihren Grundzügen schon durch den Philosophen Immanuel Kant (1724-1804) im 18. Jahrhundert (!) formuliert wurde, geht davon aus, daß  Planeten eine allgemeine Begleiterscheinung  der Sternentstehung sind:

Eine interstellare Wolke aus Gas (99%) und Staub (1%) mit einem Durchmesser von etwa einem Lichtjahr kollabiert unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft und gerät dabei in Rotation. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses dreht sich die Wolke immer schneller und flacht infolge der Rotation zu einer Scheibe ab. Das Zentrum verdichtet sich immer weiter bis  Dichte und Temperatur so hoch sind, daß ein Stern entsteht, in dessen Innerem energieliefernde Kernverschmelzungsprozesse starten. Der Hauptdrehimpuls verbleibt in der Gas- und Staubscheibe. Wenn sich diese sogenannte protoplanetare Scheibe langsam abkühlt, kommt es zu Kondensationsvorgängen an den vielen, als Kondensationskerne wirkenden Staubteilchen. Diese werden dadurch immer größer und sammeln sich in der Scheibenebene, sowohl unter dem Einfluß der Schwerkraft als auch wegen der Bremswirkung durch das Gas in der protoplanetaren Scheibe. Dicht gedrängt in der Scheibenebene begegnen sich die Staubteilchen immer häufiger, um aneinander haften zu bleiben. Das Wachstum der Staubteilchen beschleunigt sich dementsprechend, und es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern.

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Planetenentstehung aus einer Gas- und Staubscheibe, der sogenannten protoplanetaren Scheibe.  Quelle: http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/indexnew.mhtml

In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach außen abnimmt, kondensieren im inneren, heißen Bereich bis 0,5 AE vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate, und bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auskondensieren. 1 Astronomische Einheit (AE) entspricht dabei der Entfernung Erde – Sonne (150 Millionen km). Die Planetesimale sind bald groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Größeren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stoßen aufeinander und zerfallen wieder, oder aber sie werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring, den Kuiper – Gürtel. Manche stürzen allerdings auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen hier dementsprechend größere Planetesimale, welche wiederum auch mehr Material einsammeln können. Diese sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen auch erhebliche Mengen Gas an, wodurch die sogenannten Gasriesen (wie Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem) entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas, denn das kann hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensieren. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die dabei so heiß werden, daß sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate dagegen den Mantel und die Kruste (erdähnliche Planeten). Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder auch mehrere Asteroidengürtel.

Bei Beta Pictoris passt alles zu dieser Theorie. Die protoplanetare Scheibe  hat einen Radius von 400 AE (1 AE=150 Millionen km, mittlerer Abstand Erde-Sonne) und ist im inneren Bereich an mehreren Stellen verbogen. Dort sind die Staubpartikel außerdem kleiner und wärmer als woanders in der Scheibe.

Infrarotaufnahme mit den drei Bereichen (A, B und C), wo die protoplanetare Scheibe von Beta Pictoris verbogen ist. Bei A wurde inzwischen ein großer Planet gefunden. Quelle: http://keckobservatory.org/

Vermutlich gibt es hier Planeten, die mit ihrem Schwerefeld Felsbrocken an sich ziehen. Diese prallen dann vermehrt aufeinander und zerbröseln dabei zu kleinen Staubkörnern, die sich besonders schnell durch die Strahlung des Sterns erwärmen. Ein weiterer Hinweis auf Planeten ist die Entdeckung einer zweiten Scheibe, die gegenüber der Hauptscheibe um 4° geneigt ist. Diese zweite Gas- und Staubscheibe formte sich möglicherweise in der Bahnebene eines großen umlaufenden Planeten.

Zwei Gas- und Staubscheiben um Beta Pictoris. Die zweite Scheibe markiert die Umlaufbahn des inzwischen tatsächlich entdeckten großen Planeten. Quelle: http://hubblesite.org/

Inzwischen konnte tatsächlich einer der vermuteten Planeten um Beta Pictoris gefunden werden und zwar auf recht spektakuläre Weise:

Im Jahre 2003 entdeckte ein  Team französischer Astronomen um Anne-Marie Lagrange mit dem Very Large Telescope VLT (8,2m Spiegeldurchmesser) des European Southern Observatory (ESO) ein schwach leuchtendes Objekt innerhalb der protoplanetaren Gas- und Staubscheibe um Beta Pictoris. Es konnte ein Planet sein, aber vielleicht auch nur ein Hintergrundstern.

Als man im Jahre 2008 und im Frühjahr 2009 erneut die Scheibe um Beta Pictoris fotografierte, war das Objekt aber verschwunden. Doch im Herbst 2009 war es dann plötzlich wieder da und zwar auf der genau gegenüberliegenden Seite der protoplanetaren Scheibe!

Der neuentdeckte Planet in der Gas- und Staubscheibe bei Beta Pictoris im Herbst 2009. Der Stern ist ausgeblendet, da er ansonsten den vergleichsweise lichtschwachen Planeten hoffnungslos überstrahlen würde. Quelle:  http://www.eso.org/

Damit war klar, daß es sich um einen Planeten handelte. Dieser war zunächst im Jahre 2003 neben Beta Pictoris in der Scheibe gut sichtbar gewesen, dann zwischenzeitlich dem Stern so nahe gekommen, daß er überstrahlt wurde -wobei er entweder vor oder hinter dem Stern stand – und dann schließlich im Herbst 2009 genau gegenüber auf der anderen Seite des Sterns in der Scheibe wieder aufgetaucht. Die Beobachtungen erlaubten Rückschlüsse auf die Umlaufbahn dieses Planeten. Dieser umrundet Beta Pictoris einmal in 15-20 Jahren in einer Entfernung, die mit der des Planeten Saturn zu unserer Sonne vergleichbar ist.

Die Positionen des neu entdeckten Planeten bei Beta Pictoris in den Jahren 2003 und 2009. Erstmals wurde ein extrasolarer Planet beim Umrunden seines Sterns direkt beobachtet! Quelle: http://www.eso.org/

Aus der Deformation der Gas- und Staubscheibe läßt sich auch seine Masse abschätzen. Der Planet ist danach etwa 9 mal so schwer wie der größte Planet unseres Sonnensystems, der Gasriese Jupiter (~9 M Jup). Wegen seiner gewaltigen Masse und seiner weiten Entfernung zum Stern, die eindeutig  jenseits der „Scheegrenze“ in der protoplanetaren Scheibe liegt, kann es sich ebenfalls nur um einen Gasriesen handeln. Dieser muß sich in erstaunlich kurzer  Zeit gebildet haben, denn der junge Stern Beta-Pictoris ist erst 12 Millionen Jahre alt. Das ist sehr wenig im Vergleich zu unserer Sonne mit einem Alter von immerhin schon 4,5 Milliarden Jahren. Die Bildung von Gasriesen scheint demnach sehr einfach und dürfte die Regel sein, falls  ausreichend Material in der protoplanetaren Scheibe vorhanden ist.

Zum Schluß noch der Hinweis auf eine Besonderheit des Beta-Pictoris-Systems:

Die protoplanetare Scheibe um Beta Pictoris enthält extrem hohe Mengen an Kohlenstoff. Das könnte bedeuten, daß mögliche Felsplaneten und -monde bei Beta-Pictoris (neben einem Eisen-Nickel-Kern) nicht hauptsächlich aus Silikatgesteinen bestehen wie das in unserem Sonnensystem der Fall ist, sondern hauptsächlich aus Kohlenstoffverbindungen wie Graphit, Carbid und Diamant. In den äußeren kalten Regionen des Planetensystems käme vielleicht noch superhart gefrorenes Wassereis hinzu.

Felsplaneten und -monde aus Kohlenstoff anstatt aus Silikaten im Beta-Pictoris-System? Kohlenstoffplaneten (kleines Bild unten) böten ein vollkommen anderes Erscheinungsbild als Silikatplaneten ähnlich der Erde (kleines Bild oben). Quelle: http://www.nasa.gov/

Die Atmosphären dieser exotischen Planeten würden wahrscheinlich vorwiegend Kohlenmonoxid (CO), Kohlendioxid (CO2), Mehan (CH4) und vielleicht auch Stickstoff (N2) enthalten. Sogar einen Flüssigkeitskreislauf mit Seen, Flüssen, Meeren, Wolken und Niederschlägen könnte es geben, möglicherweise aber nicht mit Wasser (H2O), sondern mit flüssigen Kohlenwasserstoffen (CnHn). Das wäre in etwa vergleichbar mit den Verhältnissen auf dem Saturnmond Titan in unserem Sonnensystem.

Jens Christian Heuer

Quellen: ESO, NASA

Telegramm 16: Viele erdähnliche Gesteinsplaneten in unserer Milchstraße?

Wasserhaltige Gesteinsplaneten dürften zumindestens in unserer Milchstraße keine Seltenheit sein. Darauf deutet eine von einem internationalen Astronomenteam durchgeführte Durchmusterung ausgebrannter Sterne, sogenannter Weißer Zwerge hin. Die Astronomen fanden in den Spektren ihrer äußeren Hüllen neben dem üblichen Helium (und etwas Wasserstoff) auch beachtliche Anteile schwerer Elemente. Diese „Verschmutzung“ läßt sich am ehesten durch die Überreste von Asteroiden oder felsigen Planeten erklären. Bei mindestens 3-4% aller untersuchten Weißen Zwerge fand man diesen bemerkenswerten chemischen Fingerabdruck.

Eine alternative Erklärung wäre interstellares Material, das die Weißen Zwerge Sterne im Laufe der Zeit aufgelesen haben könnten. Doch dann sollte es mehr Wasserstoff geben als tatsächlich gefunden wurde, denn Wasserstoff ist das häufigste Element in der interstellaren Materie. Außerdem haben die meisten der untersuchten Weißen Zwerge schon seit langem die Ebene der Milchstraße verlassen und bewegen sich daher in Bereichen, wo die interstellare Materie ausgesprochen dünn ist. Es spricht somit alles für die erdähnlichen Gesteinsplaneten! Quelle: Sloan Digital Sky Survey  (http://tinyurl.com/382szo9)

Kategorien:Exoplaneten, Telegramme