Weltenwetter

Exoplaneten erstmals fotografiert

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Zum ersten Mal ist es Astronomen zweifelsfrei gelungen, Planeten eines anderen Sterns (Exoplaneten)direkt zu fotografieren. Das Kunststück gelang gleich zweimal: am Keck-Observatorium auf dem Gipfel des Mauna Kea in Hawaii (in Zusammenarbeit mit dem Gemini North Observatorium in den chilenischen Anden) und mit dem Hubble-Weltraumteleskop.

Das große Problem bei Direktaufnahmen von Exoplaneten ist der enorme Helligkeitsunterschied zwischen dem extrem hellen Stern und den lediglich durch den Widerschein des Sternenlichts schwach leuchtenden Exoplaneten. Diese werden daher normalerweise vom grellen Sternenlicht vollkommen überstrahlt. Daher wurden alle Exoplaneten bisher auf indirektem Wege gefunden, davon die meisten mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt bei seinem Umlauf umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit ist nun,  aus einer so großen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen oder auseinander gezogen. Dabei 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 die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen. Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist deshalb eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

 

Eins

Die Aufnahmen des Keck-Observatoriums wurden aus diesem Grunde im infraroten Licht gemacht, denn da ist der Helligkeitsunterschied zwischen Stern und Planeten deutlich geringer, immerhin aber auch noch 1 Millionen zu 1! Mit geeigneten Rechenverfahren gelang es den kanadischen und amerikanischen Wissenschaftlern aber, das schwache Leuchten der Exoplaneten herauszufiltern.

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Exoplaneten bei HR8799: Im sichtbaren Licht werden die Planeten von ihrem Stern überstrahlt, im Infraroten werden sie aber sichtbar. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die jetzt fotografierten drei Exoplaneten umkreisen einen blauen Hauptreihenstern der Spektralklasse A(Katalognamen HR8799), der deutlich massereicher und heisser als die Sonne ist, welche als gelber Hauptreihenstern zur Spektralklasse G gehört. HR8799 befindet sich im Sternbild Pegasus, 130 Lichtjahre von uns entfernt und ist erst 100 Millionen Jahre alt (Sonnenalter ca. 5 Milliarden Jahre!). Darum ist er noch von einer massiven Staubscheibe und einem äusseren Gürtel aus Eis- und Felsbrocken (Kuipergürtel) umgeben, die sich bis auf 300 Astronomische Einheiten (1 AE = Entfernung Sonne-Erde = 150Millionen km) hinaus ausdehnen und aus der Entstehungszeit des Planetensystems stammen. Zum Vergleich: Neptun, der äusserste Planet unseres Sonnensystems, umkreist die Sonne in rund 30 AE Entfernung, und der Kuipergürtel reicht bis auf 50 AE hinaus.

Die drei neu entdeckten Exoplaneten gehören zur Klasse der Gasriesen wie Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems. Sie sind aber mit 10, 9 und 6 Jupitermassen deutlich schwerer und umkreisen ihren Stern in Abständen von 24, 37 und 67 AE.  Die Massen der Gasriesen werden also mit zunehmendem Abstand vom Stern geringer. Das ist in unserem Sonnensystem genauso.

Das neu entdeckte Planetensystem wirkt wie eine vergrößerte Version unseres Sonnensystems, was mit der vergleichsweise größeren Masse von HR8799 zusammenhängen mag.

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Das Planetensystem um HR8799  und unser Sonnensystem im Vergleich. Bei äusseren roten Ringen handelt es sich um die Kuiper-Gürtel. Quelle: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/

Die Wissenschaftler des Keck-Observatoriums vermuten, daß sich in größerer Nähe zum Stern noch weitere, auch kleinere Planeten befinden, vielleicht sogar Felsplaneten, ähnlich der Erde. Sie konnten diese aber bisher noch nicht ausmachen, weil das Sternenlicht hier einfach zu grell ist.

 

Zwei

Ein weiterer Exoplanet wurde von einem Wissenschaftlerteam der University of California, Berkeley mit dem Hubble-Weltraumteleskop entdeckt und fotografiert. Er umkreist den 200 Millionen Jahre jungen, nur 25 Lichtjahre von uns entfernten Stern Formalhaut im Sternbild Südliche Fische. Auch hier ist noch eine massive Scheibe aus Staub, Gesteinstrümmern und Eisbrocken vorhanden.

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Das Planetensystem bei Formalhaut. Der Exoplanet wurde innerhalb der massiven Scheibe aus Staub, Fels- und Eisbrocken ausgemacht. Aus seiner Bewegung im Laufe von 2 Jahren konnte die Umlaufzeit des Planeten mit 872 Jahren genau bestimmt werden. Der Exoplanet ist also sehr weit von seinem Stern entfernt. Quelle:  http://www.nasa.gov/ und http://www.berkeley.edu/news/

Der Exoplanet ist sehr weit von seinem Stern entfernt und benötigt deshalb für eine Umkreisung immerhin 872 Jahre. Überraschenderweise war der Planet, der etwa die Masse des Jupiter hat, sogar im sichtbaren Licht auszumachen. Die Erklärung: Wahrscheinlich verfügt der Exoplanet, ähnlich wie der Saturn in unserem Sonnensystem, über ein Ringsystem aus Eis- und Felsbrocken. Die Ausmaße dieses Ringsystems sind aber viel gewaltiger, so daß er ausreichend Sternenlicht reflektiert, um den Exoplaneten sichtbar zu machen. Die Aufnahme im sichtbaren Licht war trotzdem nur möglich, weil der zentrale Stern mit einer Maske ausgeblendet wurde. Ansonsten hätte er seine Umgebung total überstrahlt.

 

Exoplaneten und Planetenenstehung

Die beiden Entdeckungen bestätigen sehr eindrucksvoll die gängigen Theorie über die Planetenentstehung, die in ihren Grundzügen schon im 18 Jahrhundert (!) durch Imanuel Kant und Simon de Laplace entwickelt wurde:

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, möglicherweise begünstigt durch Schockwellen benachbarter Supernovaexplosionen. Die Wolke zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, in der es zu Kondensationsvorgängen kommt. Die vielen Staubteilchen wirken dabei als Kondensationskerne. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Bremswirkung des Gases und die Schwerkraft zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen, und es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern. 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. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten. Die Planetesimale sind bald groß genug um weitere Materie anzusammeln. Die Grösseren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stossen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äußeren Ring, den Kuiper-Gürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen entsprechend größere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Die dadurch sehr großen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch größere Mengen Gas an, wodurch Gasriesen entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die 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 den Mantel und die Kruste. Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder mehrere Asteroidengürtel.

Jens Christian Heuer

Quellen: http://www.nrc-cnrc.gc.ca/, http://www.berkeley.edu/news/, http://www.nasa.gov/news/

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Written by jenschristianheuer

November 13, 2008 um 11:22 pm

Veröffentlicht in Wetterwelten

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