Weltenwetter

Archive for Januar 2009

Zweite Erde schon gefunden?

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Im Juni 2008 entdeckte ein internationales Astronomenteam unter Leitung von David Bennett mit der Microlensing – Methode einen 3000 Lichtjahre entfernten Planeten von nur 3,3 Erdmassen, eine felsige, sogenannte „Supererde“, die einen Braunen Zwerg umkreist, also einen mangels Masse (nur 6-8% der Masse unserer Sonne)gescheiterten Stern, welcher das Kernfusionsfeuer nicht entfachen konnte (http://www.newscientist.com/article/dn14038-smallest-planet-weighs-just-three-earths.html). Die Beobachtung gelang gleichzeitig mit dem Astrophysics (MOA) II Telescope in Neuseeland und unabhängig davon mit dem Very Large Telescope (VLT) in Chile (Microlensing-Ereignis MOA‐2007‐BLG‐192).  

Die Microlensing – Methode basiert auf der Allgemeinen Relativitätstheorie Albert Einsteins, nach der eine Masse in Abhängigkeit von ihrer größe die umgebende Raumzeit krümmt und daher auch Lichtteilchen (Photonen) ablenken kann, obwohl sie masselos sind.

Das Licht eines weit entfernten kann also durch einen näher gelegenen Stern abgelenkt werden. Befinden sich beide Sterne in einer Sichtlinie, so wirkt der Vordergrundstern als Sammellinse für das Licht des Hintergrundsterns. Durch diesen Gravitationslinseneffekt wird der sichtbare, weiter entfernte Hintergrundstern vorübergehend heller.

Handelt es sich bei dem Vordergrundstern um einen Einzelstern ohne Planeten, dann erhält man eine symmetrische Lichtkurve, weil die Helligkeit des Hintergrundsterns gleichmässig zu- und wieder abnimmt.

Wird der Vordergrundstern aber von einem Exoplaneten begleitet, so zeigt die Lichtkurve noch ein weiteres „aufgesetztes“ kleines Helligkeitsmaximum, das vor oder nach dem Hauptmaximum liegt, je nachdem auf welcher Seite des Sterns sich der Planet gerade befindet. Mit dieser Methode lassen sich auch sehr kleine Exoplaneten aufspüren. Allerdings müssen sehr viele Sterne beobachtet werden, um fündi zu werden, da Microlensing-Eregnisse mit zwei genau in einer Sichtlinie zur Erde liegenden Sternen relativ selten sind.  

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Durch Microlensing lassen sich im Gegensatz zu anderen Methoden auch kleine Exoplaneten in der Grössenordnung der Erde aufspüren. Quelle:   http://bustard.phys.nd.edu/MPS/index.html

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Der Exoplanet erzeugt ein weiteres kleines Helligkeitsmaximum neben dem grossen Helligkeitsmaximum des Linsensterns im Vordergrund. Quelle: https://www.llnl.gov/str/

Eine neue Analyse des Microlensing-Ereignisses MOA‐2007‐BLG‐192 deuten nun aber auf eine größere Masse des Vordergrundsterns hin (http://www.newscientist.com/article/dn16439-smallest-known-exoplanet-may-actually-be-earthmass.html). Statt um einen Braunen Zwerg handelt es sich wohl doch eher um einen Roten Zwergstern, also um einen echten Stern mit funktionierender Kernfusion! Um die gemessene Lichtkurve zu erklären, muss die Masse des Exiolaneten aber deutlich heruntergerechnet werden und man erhält einen Planeten von nur noch sage und schreibe 1,4 Erdmassen!!! Könnte es die lang gesuchte ZWEITE ERDE sein? Von der Größe her auf jeden Fall, da wäre er äußerlich von der Erde kaum zu unterscheiden. Die Umlaufbahn ist ebenfalls recht günstig, denn der Exoplanet umrundet seinen allerdings vergleichsweise nur sehr schwach leuchtenden Zentralstern in etwa der Ebtfernung wie die Venus unsere Sonne. Dieser Abstand ist groß genug, daß es nicht zu einer gebundenen Rotation des Exoplaneten kommt, der ansonsten seinem Stern immer dieselbe Seite zuwenden würde, was nicht gerade günstig für das dann dort herrschende Klima wäre. Der Planet empfängt allerdings deutlich weniger Wärme als die Erde und könnte daher tiefgefroren sein. Aber der Planet ist als „kleine Supererde“ auch um immerhin 40% schwerer. Das führt höchstwahrscheinlich zu einer stärkeren Plattentektonik und damit auch zu einer dichteren Atmosphäre, die besser die Wärme halten kann. Zudem ist der Planet groß genug, um viele Kometen einzufangen, wodurch sich wahrscheinlich Ozeane bilden konnten. Also vielleicht doch die erste ZWEITE ERDE!?

Stichwort Exoplaneten: Exoplaneten sind Planeten ausserhalb unseres Sonnensystems, denn sie umkreisen  nicht unsere, sondern eine andere Sonne. Sie gehören also zu einem fremden Planetensystem um einen fremden Stern. Die Bildung von Planeten ist eine normale Begleiterscheinung bei der Sternentstehung und läuft in etwa so ab: 

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich schliesslich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, die sich langsam abkühlt, so dass es zu Kondensationsvorgängen kommt, wobei die vielen Staubteilchen  als Kondensationskerne wirken. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Schwerkraft und die Bremswirkung des Gases zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich wiederum das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen und aneinander haften bleiben. Es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern.

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Planetenentstehung 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. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten 1 Astronomische Einheit (AE) entspricht der Entfernung der Erde zur 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, 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 dementsprechend grössere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Diese sehr grossen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch grössere Mengen Gas an, wodurch die sogenannten Gasriesen (z.B. 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 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 (erdähnliche Planeten). Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder auch mehrere Asteroidengürtel.

Die meisten Exoplaneten wurden bisher auf indirektem Wege gefunden, davon der ganz überwiegende Teil mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt 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 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 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.

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

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.

 Jens Christian Heuer

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Written by jenschristianheuer

Januar 19, 2009 at 11:48 pm

Veröffentlicht in Wetterwelten