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Archive for the ‘Telegramme’ Category

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/

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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

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

Telegramm 18: Die Evolution der Galaxien

Der Astronom Edwin Hubble, der Entdecker der Expansion des Universums,  entwickelte auch ein System zur Klassifizierung von Galaxien. Er ordnete sie nach ihrem optischen Erscheinungsbild in einem Diagramm, das die Form einer Stimmgabel hat. Den Griff der Stimmgabel bilden die elliptischen Galaxien, die rund oder eher langgestreckt erscheinen (E0-E7). An der Verzweigungsstelle zu den Zinken mit den Spiralgalaxien ist eine flache Scheibe (S0), sozusagen eine Spirale ohne Spiralarme. Die Spiralgalaxien unterteilten sich in gewöhnliche Spiralen (S)  und Balkenspiralen (Sb), die sich jeweils in der Ausprägung des Kernbereichs und der Spiralarme unterscheiden (Sa-Sc, SBa-SBc). Außerhalb des eigentlichen Stimmgabeldiagramms ordnete Hubble die irregulären Galaxien ein, bei denen es sich um Sternansammlung ohne erkennbare Ordnungsstruktur handelt.

Hubble´s Stimmgabel-Diagramm zur Klassifizierung der Galaxien. Quelle: Wikipedia

Ein Gruppe europäischer Astronomen erstellte Stimmgabeldiagramme naher und ferner Galaxien. Wegen der konstanten Lichtgeschwindigkeit sehen wir ferne Galaxien so wie sie früher einmal waren, während wir nahe Galaxien in etwa dem heutigen Zustand erblicken, wobei ein paar Millionen Jahre hier ohne Bedeutung sind.

In ihre Untersuchung nahmen die Wissenschaftler 116 nahe und 148 ferne Galaxien auf. Letztere zeigten das Universum von vor 6 Milliarden Jahren.

Überraschenderweise wiesen die Stimmgabeldiagramme beider Galaxiengruppen beträchtliche Unterschiede auf:

Vor 6 Milliarden Jahren gab es wesentlich mehr irreguläre Galaxien als heute. Umgekehrt war der Anteil an Spiralgalaxien damals deutlich geringer. Innerhalb der letzten 6 Milliarden Jahre müssen sich also viele irreguläre Galaxien in Spiralgalaxien verwandelt haben, so die einzig mögliche Schlußfolgerung. Das ist aber nur möglich, wenn Galaxien zusammenstoßen und dabei verschmelzen.

Galaxienverteilung früher und heute. Quelle: Hubble/ESA

Bisher dachte die meisten Astronomen, daß die Anzahl der Galaxienkollisionen schon vor 8 Milliarden deutlich abgenommen hat. Das kann so nicht stimmen. Vielmehr ist davon auszugehen, daß es mindestens noch bis vor 4 Milliarden Jahren in unserem Universum recht turbulent zuging.

Auch die Annahme, daß bei der Verschmelzung zwei oder mehrerer Galaxien sehr häufig elliptische Galaxien entstehen, ist nun kaum noch haltbar, denn entgegen den Erwartungen sieht man in den beiden Stimmgabeldiagrammen keine nenenswerten Veränderungen in der Häufigkeit der elliptischen Galaxien.

Die ursprüngliche Annahme stützte sich auf die Beobachtung, daß elliptische Galaxien nur wenig Gas enthalten, mit der Folge einer sehr geringen Sternentstehungsrate. Bei der Kollision von Galaxien würde es dann durch die Gezeitenkräfte zu einem enormen Anstieg der Sternentstehungsrate kommen, so meinte man. Durch diesen vor allem im Zentrum stattfindenden Sternentstehungsausbruch werde nahezu alles Gas weggeblasen und übrig bliebe häufig eine elliptische Galaxie.

Die Wissenschaftler haben aufgrund der neuen Ergebnisse jetzt eine neue Theorie. Sie vermuten, daß immer dann Spiralgalaxien aufgebaut werden, wenn die verschmelzenden irregulären Galaxien viel interstellares Gas enthalten, was in einem erheblich jüngeren Universum wohl auch zumeist der Fall war.

Diese Theorie deckt sich vielleicht auch mit dem jüngsten Befund, daß unsere Milchstraße, eine Spiralgalaxie(!), im Laufe ihres Lebens mehrere Zwerggalaxien verschluckt und dadurch erst ihre heutige Gestalt und Größe erreicht hat. Zwerggalaxien sind aber in den meisten Fällen entweder irregulär oder elliptisch (vgl. Telegramm 15).

Quelle: http://www.spacetelescope.org/

Jens Christian Heuer

Telegramm 17: Wassereis auf 24 Themis

Ein Infrarotteleskop der NASA auf Hawai hat in Spektren des Asteroiden 24 Themis Wassereis und bisher noch nicht näher identifizierte langkettige organische Verbindungen entdeckt. Quelle: ScienceDaily (http://tinyurl.com/3xrdt7h)

Kategorien:Planetologie, Telegramme