Quelle: GSI Helmholtzzentrums für Schwerionenforschung 20. Februar 2023.

20. Februar 2023 – Die Entdeckung wurde von einem internationalen Team unter Beteiligung von Forschenden des GSI Helmholtzzentrums für Schwerionenforschung in Darmstadt und unter Leitung von Wissenschaftlern der Universität Kopenhagen gemacht. Die Ergebnisse sind in der Zeitschrift Nature veröffentlicht.

Kilonovae sind gigantische Explosionen, die entstehen, wenn zwei Neutronensterne einander umkreisen und schließlich miteinander kollidieren. Die dabei auftretenden extremen physikalischen Bedingungen sind für die Entstehung schwerer Elemente verantwortlich, beispielsweise die Atome im Goldschmuck und das Jod in unseren Körpern. Des Weiteren erzeugen Kilonovae Licht, so dass man diese Explosionen auch noch in kosmischen Entfernungen mit Teleskopen beobachten kann.

Aber es gibt noch viel, was wir über dieses gewaltige Phänomen nicht wissen. Als 2017 in 140 Millionen Lichtjahren Entfernung eine Kilonova entdeckt wurde, konnten zum ersten Mal detaillierte Daten gesammelt werden. Wissenschaftler*innen auf der ganzen Welt sind immer noch dabei, die Daten dieser kolossalen Explosion zu interpretieren, darunter Albert Sneppen und Professor Darach Watson von der Universität Kopenhagen, sowie Privatdozent Andreas Bauswein und Dr. Oliver Just aus der GSI-Forschungsabteilung Theorie.

Eine der offenen Frage betrifft die geometrische Form der Kilonova, also die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Explosion in verschiedenen Richtungen. Dieses Problems hat sich das internationale Forschungsteam rund um Sneppen und Watson angenommen. Die Forschenden haben die Geschwindigkeit der Explosion in verschiedenen Richtungen analysiert: entlang der Sichtlinie – also die Geschwindigkeit des Materials, das sich in Richtung unserer Erde bewegt – und senkrecht dazu.

Entlang der Sichtlinie machen sich die Forschenden den Dopplereffekt zunutze, den man vom herannahenden Feuerwehrauto kennt. Wie sich die Tonhöhe der Sirene mit hoher Geschwindigkeit verändert, so kann man auch aus den Eigenschaften des Lichts der Kilonova-Explosion, genauer aus den sogenannten Spektrallinien, die Geschwindigkeit ablesen. Die Geschwindigkeit senkrecht zur Beobachtungslinie ergibt sich aus der Größe der strahlenden Fläche, die sich aus Helligkeit und Farbe der Kilonova ableiten lässt.

Die Kugelform ist ein Rätsel
Die Überraschung dieser Analyse: Die Explosion breitet sich in alle Richtungen gleich schnell aus. Die Kilonova aus dem Jahr 2017 hat die Form einer Kugel. „Man hat zwei superkompakte Sterne, die sich 100 Mal pro Sekunde umkreisen, bevor sie kollabieren. Unsere Intuition und die meisten der bisherigen Modelle besagen, dass die bei der Kollision entstehende Explosionswolke aufgrund des enormen Drehimpulses im System eine eher asymmetrische Form haben muss“, sagt Albert Sneppen, Doktorand am Niels-Bohr-Institut und Erstautor der in der Zeitschrift Nature veröffentlichten Studie. Wie die Kilonova kugelförmig sein kann, ist ein echtes Rätsel.

Das GSI-Team hat insbesondere Simulationen der Explosion zum Test verschiedener Szenarien und theoretische Interpretationen zu der Veröffentlichung beigetragen. Die Forschenden konnten zeigen, dass es selbst unter recht spekulativen Annahmen keinen Mechanismus gibt, der zwangsläufig zu einer sphärischen Explosion führen muss, wenngleich einige Simulationen recht gut zu der Beobachtung passen. „Eine Möglichkeit könnte daher auch sein, dass es sich um eine pure Koinzidenz handelt. Spannend ist die Beobachtung auf alle Fälle, denn sie hilft Modelle der Kilonova-Explosion besser zu verstehen und damit auch Details der Elemententstehung in diesen Ereignissen“, sagt Oliver Just. Andreas Bauswein ergänzt: „Mit Messungen weiterer Neutronensternverschmelzungen wird man dieses Ergebnis sicher besser beurteilen können. Wir erwarten, dass mit neuen, jetzt zur Verfügung stehenden Observatorien in den kommenden Jahren viele weitere Kilonovae entdecken werden.“

Ein neues kosmisches Lineal
Die Form der Explosion ist auch aus einem ganz anderen Grund interessant: „Unter Astrophysiker*innen wird viel darüber diskutiert, wie schnell das Universum expandiert. Die Geschwindigkeit sagt uns unter anderem, wie alt das Universum ist. Und die beiden hauptsächlich benutzten Methoden, die es gibt, um dies zu messen, weichen um etwa eine Milliarde Jahre voneinander ab. Hier haben wir vielleicht eine dritte Methode, die die anderen Messungen ergänzt und mit ihnen verglichen werden kann“, sagt Albert Sneppen.

Die so genannte „kosmische Entfernungsleiter“ ist die Methode, die heute verwendet wird, um zu messen, wie schnell das Universum wächst. Dazu wird der Abstand zwischen verschiedenen Objekten im Universum berechnet, die als Sprossen auf der Leiter fungieren. „Wenn sie hell und meist kugelförmig sind, können wir die Kilonovae als eine neue Möglichkeit nutzen, um die Entfernung unabhängig zu messen – eine neue Art von kosmischem Lineal“, sagt Darach Watson und fährt fort: „Die Kenntnis der Form ist hier entscheidend, denn wenn ein Objekt nicht kugelförmig ist, strahlt es je nach Blickwinkel anders. Eine kugelförmige Explosion ermöglicht eine viel genauere Messung.“

Die Arbeiten sind ein erstes Resultat der neu gegründeten HEAVYMETAL-Kollaboration, die vergangenes Jahr mit einem ERC Synergy Grant ausgezeichnet wurde.

Über Kilonovae

• Neutronensterne sind extrem kompakte Sterne, die hauptsächlich aus Neutronen bestehen. Sie haben in der Regel nur einen Durchmesser von etwa 20 Kilometern, wiegen aber ein- bis zwei Mal soviel wie die Sonne. Ein Teelöffel Neutronensternmaterie wiegt etwa so viel wie der Mount Everest.
• Wenn zwei Neutronensterne miteinander kollidieren, entsteht das Phänomen einer Kilonova. Es handelt sich dabei um einen radioaktiven, hell leuchtenden Feuerball, der sich mit enormer Geschwindigkeit ausdehnt und hauptsächlich aus schweren Elementen besteht, die bei der Verschmelzung und ihren Nachwirkungen entstanden sind. Diese neu gebildeten Elemente werden in den Weltraum geschleudert und mit Gaswolken vermischt, aus denen eine neue Generation von Sternen und Planeten hervorgeht.
• Die Elemententstehung in Kilonovae wurde 1974 vorhergesagt. Im Jahr 2017 wurden zum ersten Mal detaillierte Daten von einer Kilonova gewonnen, als es den Detektoren LIGO (in den USA) und Virgo (in Europa) gelang, Gravitationswellen einer Neutronensternverschmelzung zu detektieren und die Position der Kilonova am Himmel einzugrenzen. Teleskope fanden schließlich die Kilonova AT2017gfo in der Nähe einer 140 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie.

Originalpublikation:
doi.org/10.1038/s41586-022-05616-x
https://www.nature.com/articles/s41586-022-05616-x

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Quelle: The Habitable Zone Planet Finder / Pennstate University.

Immerhin wurde Exoplanet Gliese 581-b bestätigt, die Signale von Gliese 581-c und -e haben sich sogar noch verstärkt. Der Planet 581-d ist mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit einem Rotationseffekt des Sterns selbst zum Opfer gefallen, da die Signale nach einer methodischen Korrektur der Forscher unter der nötigen Auflösung waren. Auch Planet 581g existiert wohl gar nicht. Zu beachten ist dabei, dass die angenommene Rotationsperiode (ca. 66 Tage) ein Bruchteil der Sternrotationsperiode (130 Tage) ist. Das gleiche gilt für Gliese 581-g mit einer Periode von 33 Tagen.
Exoplaneten zu entdecken ist eine sehr delikate Aufgabe. Auch, wenn es fast täglich Meldungen von neuen Planeten gibt, die um entfernte Sterne kreisen, ist ihre Entdeckung noch lange kein Alltag. In den letzten Jahren wurden verschiedene Methoden entwickelt um Exoplaneten ausfindig zu machen, darunter direkte Methoden über hochgenaue optische Vermessung der Sterne und eher indirekte Methoden. Dazu gehören die vermessene Kreisbewegung, die Positionsvermessung der Sterne oder Messungen der Helligkeit der Sterne, vor denen ein Planet vorbeizieht.

Das System um Gliese 581 wurde mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt. Dabei werden Spektrallinien des Sterns über einen längeren Zeitraum beobachtet. Die Spektrallinien eines Sterns geben mittels des Dopplereffektes Auskunft darüber, ob sich der Stern auf uns zubewegt (blau verschoben) oder von uns weg (rot verschoben).

Moderne Instrumente können Verschiebungen im subpikometer-Bereich registrieren, was einer Genauigkeit für von wenigen Metern pro Sekunde gleichkommt. Werden nun periodische Bewegungen im Stern registriert, also Rot- und Blauverschiebungen mit wiederkehrenden Abbständen, kann man errechnen, welche Kräfte am Stern wirken müssen. Da bekannt ist, dass zwei massereiche Objekte um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, können mit diesen Daten wiederum Rückschlüsse auf das Vorhandensein von Planeten gezogen werden.

Komplex werden die Bewegungen (und damit die Berechnungen) eines Sterns allerdings, wenn er von mehr als einem massereichen Objekt umkreist wird. Zusätzlich zu diesem Problem der Mehrdeutigkeit gibt es noch andere Phänomene, die diese Methode beeinträchtigen können. Zu nennen sind Messgenauigkeit, Rechenmethode, Sternentyp, Sternenaktivität und Rotationsperiode.

Die Sternenaktivität von Gliese 581 (Spektralklasse M5) ist wohl bekannt und es sind viele Daten verfügbar. Man kann die Sternenaktivität in verschiedenen Spektralbereichen beobachten (z. B. Calzium Linien, Röntgenstrahlen, H-Alpha Linien etc.). Das Team der Pennsylvania State University um Paul Robertson konnte anhand dieser Daten auch die Rotationsperiode von 130 Tagen von Gliese 581 feststellen. Ebenfalls fanden sie eine Antikorrelation zwischen H-Alpha Emissionen und der Radialgeschwindigkeit.

Noch ist nicht verstanden, wie die Rotation von Sternen (sowohl die magnetischen Aktiviäten, als auch die Sonnenflecken) die Verschiebung der Spektrallinien hervorrufen. Aber man ist nun in der Lage, falsche Signale besser zu filtern und Kandidaten mit einem Vielfachen oder Bruchteil der Rotationsperiode ihres Sterns genauer zu untersuchen und ggf. als „falschen Alarm“ zu entlarven. Damit wurde die Entdeckung von Exoplaneten und hoffentlich einer zweiten Erde ein klein wenig alltäglicher gemacht.

Ist die Radialgeschwindigkeit hoch, sind die H-Alpha Linien schwach und umgekehrt (Abb 3.). Dies lässt auf einen direkten Einfluss der Rotationsgeschwindigkeit auf die Dopplermessungen schließen. Dieser Einfluss wurde nun in die vorhandenen Daten eingerechnet und ein korrigiertes Ergebnis veröffentlicht.

Autor: Stephan Keller

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, The Extrasolar Planets Encyclopaedia.

Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 konnten Astronomen bis zum heutigen Tag außerhalb unseres Sonnensystems 1.795 Planeten nachweisen. Einen wesentlichen Beitrag bei dieser Suche lieferte das auf die Exoplanetensuche spezialisierte Weltraumteleskop Kepler. Nach seinem Start am 7. März 2009 hat Kepler über einen Zeitraum von vier Jahren hinweg im Bereich der Sternbilder Schwan, Drache und Leier systematisch mehr als 150.000 Sterne anvisiert und dabei mittels der „Transitmethode“ nach Anzeichen für dort befindliche Planeten Ausschau gehalten.

Sobald ein Exoplanet von der Erde aus gesehen direkt vor seinem Mutterstern vorbeizieht, nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns um einen winzigen Bruchteil ab, da der Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Durch wiederholte Beobachtungen dieser periodisch auftretenden Helligkeitsveränderungen kann der Durchmesser und die Dauer der Umlaufzeit des Planeten bestimmt werden. Anhand der Daten des Weltraumteleskops konnten so bisher 974 Exoplaneten nachgewiesen werden.

Das Sternsystem Kepler-10
Bei einem der dabei beobachteten Sterne handelte es sich um einen sonnenähnlichen Stern der Spektralklasse „G“, welcher sich in einer Entfernung von etwa 560 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Randbereich des Sternbildes Drache befindet. Dieser Stern verfügt bei einem etwa gleich großen Durchmesser über rund 90 Prozent der Masse unserer Sonne, ist mit einem Alter von etwa 10,6 Milliarden Jahren jedoch mehr als doppelt so alt wie das Zentralgestirn unseres Sonnensystems.

Bereits im Januar 2011 gaben die an der Kepler-Mission beteiligten Wissenschaftler bekannt, dass sie bei ihren Untersuchungen einen terrestrischen Planeten entdeckt haben, welcher diesen Stern umkreist. Kepler-10b – so die Bezeichnung für diesen Planeten – war der erste mittels des Kepler-Weltraumteleskops entdeckte Gesteinsplanet. Aufgrund der gewonnenen Daten konnte jedoch ausgeschlossen werden, dass es sich dabei um einen für die Entstehung von Leben geeigneten Ort handelt.

Kepler-10b verfügt über den 1,47-fachen Durchmesser der Erde und benötigt für einen kompletten Umlauf um seinen Stern eine Zeitdauer von lediglich 20 Stunden. Aufgrund der extrem engen Umlaufbahn – diese verläuft in einer Entfernung von 0,0168 Astronomischen Einheiten, was in etwa 2,5 Millionen Kilometern entspricht – wird die auf dem Planeten vorherrschende Oberflächentemperatur auf eine Wert von etwa 1.900 Grad Celsius kalkuliert.

Des weiteren entdeckten die Astronomen in den Kepler-Daten einen zweiten Planeten in diesem Sternsystem. Kepler-10c benötigt für einen Umlauf etwas mehr als 45 Tage und verfügt über den 2,35-fachen Durchmesser der Erde. Somit wurde zunächst vermutet, dass es sich bei diesem Planeten um einen „Mini-Neptun“, einen kleineren Gasriesen ähnlich dem Planeten Neptun in unserem Sonnensystem, handeln könnte. Weitere Daten wie etwa die Massen der beiden Planeten konnten mit der Transitmethode jedoch nicht ermittelt werden.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zur Untersuchung von Exoplaneten
Für zusätzliche Untersuchungen der beiden Exoplaneten nutzten die Astronomen deshalb das auf der Kanareninsel La Palma befindliche Telescopio Nazionale Galileo. Dieses 3,58-Meter-Teleskop ist mit einem hochauflösenden Spektrographen namens HARPS-N ausgestattet, welcher aufgrund seiner Möglichkeit, hochpräzise Messungen der Radialgeschwindigkeit von Sternen durchzuführen, für die Exoplaneten-Suche optimiert ist.

Wird ein Stern von einem Planeten umkreist, so übt dieser Planet durch seine Masse einen gravitativen Effekt auf den Zentralstern aus, was dazu führt, dass sich der Stern und der Planet in periodischen Zeitabläufen um ihren gemeinsamen Masseschwerpunkt bewegen. Die dadurch verursachte ‚Taumelbewegung‘ des Sterns führt zu einem Doppler-Effekt, der sich in einer minimalen Verschiebung der Spektrallinien – der ‚Rotverschiebung‘ beziehungsweise der ‚Blauverschiebung‘ – bemerkbar macht. Bewegt sich ein Stern dabei ‚auf die Erde zu‘, so verschieben sich dessen Spektrallinien minimal zu kürzeren Wellenlängen und werden dabei ‚blauer‘. Bewegt sich der Stern dagegen von uns fort, so werden diese Wellenlängen länger und somit ‚rötlicher‘. Durch diese Radialgeschwindigkeitsmethode ist es nicht nur möglich, einen Exoplaneten nachzuweisen, sondern auch die Untergrenze für die Masse dieses Planeten und dessen Umlaufzeit um seinen Stern mit hoher Genauigkeit zu ermitteln.

Kepler-10c – Eine neue Kategorie von Planeten
Auf diese Weise entdeckten die Wissenschaftler, dass die Masse von Kepler-10c offensichtlich deutlich größer ausfällt als ursprünglich vermutet. Sie liegt bei dem 17,2-fachen der Masse unseres Heimatplaneten, wobei der Unsicherheitsfaktor 1,9 Erdmassen beziehungsweise rund elf Prozent beträgt. Dies bedeutet angesichts seines Durchmessers und dem sich daraus ergebenden Volumen jedoch auch, dass es sich bei Kepler-10c definitiv um einen Gesteinsplaneten und nicht etwa – wie zuvor angenommen – um einen Gasriesen handeln muss.

Die mittlere Dichte des Exoplaneten liegt demzufolge bei einem Wert von 7,1 Gramm pro Kubikzentimeter bei einem Unsicherheitsfaktor von plus/minus 1 Gramm pro Kubikzentimeter. Die mittlere Dichte der Erde liegt dagegen bei einem Wert von 5,6 Gramm pro Kubikzentimeter, die des Neptun sogar bei lediglich 1,6 Gramm pro Kubikzentimeter.

Da Kepler-10c damit deutlich massereicher und auch größer ausfällt als die terrestrische Planeten aus der bereits zuvor bekannten Kategorie der Super-Erden wird dieser Planet von den Wissenschaftlern auch als „Mega-Erde“ bezeichnet und als Prototyp für eine bisher unbekannte Kategorie von Planeten angesehen. Eine ergänzende, von dem Astronomen Lars A. Buchhave durchgeführte Studie legt nahe, dass auch bei anderen Sternen ähnliche Planeten entstanden sein könnten.

„Wir waren sehr überrascht, als uns klar wurde, was wir da entdeckt hatten“, so der für die Auswertung der durch den HARPS-N-Spektrographen gewonnenen Daten verantwortliche Astronom Xavier Dumusque vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

„Dieser Planet ist der Godzilla unter den Erden“, ergänzt Dimitar Sasselov, der Direktor der ‚Harvard Origins of Life Initiative‘ des CfA. „Aber im Gegensatz zu dem Monster aus den Spielfilmen hat Kepler-10c positive Implikationen für das Leben.“

Die Suche nach einer zweiten Erde
Die an der Studie beteiligten Wissenschaftler betonen, dass ihre Entdeckung weitreichende Konsequenzen für die Wahrscheinlichkeit der Existenz von Leben im Universum haben könnte. Der Grund für diese Aussage ist das hohe Alter des Zentralsterns Kepler-10, welcher lediglich rund drei Milliarden Jahre nach dem Urknall entstanden ist.

Kurz nach dem Urknall waren in unserem Universum im Wesentlichen lediglich die Elementen Wasserstoff und Helium existent. Alle schwereren Elemente wurden erst in der Folgezeit durch Kernreaktionen im Inneren von Sternen erzeugt und anschließend durch Supernova-Explosionen im Universum verteilt. Erst nach mehreren Milliarden Jahren war das Weltall ausreichend mit diesen schweren Elementen ‚angereichert‘, dass sich bei der ‚Geburt‘ neuer Sterngenerationen auch aus Gestein und Eisen bestehende Planeten bilden konnten. Trotz des vermuteten Mangels an schwereren Elementen in der Frühphase des Universums konnte sich jedoch offensichtlich bereits nach lediglich drei Milliarden Jahren um Kepler-10 ein massereicher Gesteinsplanet bilden.

„Die Entdeckung von Kepler-10c bedeutet, dass sich Gesteinsplaneten bereits deutlich früher in der Geschichte des Universums bilden konnten, als wir es bisher für möglich gehalten haben“, so Dimitar Sasselov weiter. „Wenn sich jedoch Gesteinsplaneten bilden können, dann kann auch Leben entstehen.“

Aus diesem Grund weisen die Wissenschaftler darauf hin, dass bei der Suche nach erdähnlichen Planeten auch sehr alte Sterne berücksichtig werden müssen. Obwohl Mega-Erden wie Kepler-10c nicht geeignet sind, um Leben zu beherbergen ist die Existenz dieses Planeten doch ein Beispiel dafür, dass es auch bei diesen ‚Stern-Methusalems‘ möglicherweise bewohnbare Planeten geben könnte.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden der Öffentlichkeit am vergangenen Montag im Rahmen einer Pressekonferenz während einer Tagung der American Astronomical Society (AAS) präsentiert.

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Fachartikel von Xavier Dumusque et al.:

• The Kepler-10 planetary system revisited by HARPS-N: A hot rocky world and a solid Neptune-mass planet (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Universität Göttingen, Royal Astronomical Society.

Der im Sternbild Maler (lat. Name „Pictor“) gelegene Stern „Kapteyns Stern“ wurde im Rahmen einer fotografischen Himmelsdurchmusterung im Jahr 1897 von dem niederländischen Astronomen Jacobus C. Kapteyn von Südafrika aus entdeckt. In der Folgezeit fiel der Stern den Astronomen besonders durch seine hohe Eigengeschwindigkeit auf, mit der er sich über den Himmel bewegt – nach Barnards Pfeilstern weist er die zweithöchste Eigenbewegung eines Sterns am Firmament auf. Mit einer Helligkeit von 8,86 mag kann Kapteyns Stern bereits mit kleineren Teleskopen beobachtet werden. Aufgrund seiner Position am Südhimmel ist hierfür allerdings ein Beobachtungsstandort erforderlich, welcher sich südlich des 45. nördlichen Breitengrades befindet.

Kapteyns Stern
Mit einer Entfernung von lediglich rund 12,76 Lichtjahren zählt Kapteyns Stern zu den 25 Sternen, welche sich am nächsten zu unserem Sonnensystem befinden. Der Roten Zwergstern besitzt etwa 28 Prozent der Masse der Sonne und verfügt über rund ein Drittel des Sonnendurchmessers. Sein Alter wird von den Astronomen auf etwa 11,5 Milliarden Jahre geschätzt. Die spektrale Analyse seiner chemischen Zusammensetzung sowie die Untersuchung seiner Bewegungsrichtung relativ zur Ebene der Milchstraße deuten darauf hin, dass Kapteyns Stern nicht in unserer Heimatgalaxie entstanden ist. Vielmehr stammt dieser Stern sehr wahrscheinlich aus dem Halo unserer Galaxie.

Ursprünglich, so die Astronomen, war Kapteyns Stern das Mitglied einer Zwerggalaxie, welche bereits vor mehreren Milliarden Jahren von dem Milchstraßensystem ‚eingefangen‘ wurde. Die dabei auf die Sterne der eingefangenen Zwerggalaxie einwirkenden gravitativen Einflüsse führten dazu, dass diese zu einem mehrere 10.000 Lichtjahre langen Sternstrom auseinander gezogen wurden. Hierbei handelt es sich um eine Ansammluing von Sternen, welche über eine verwandte chemische Zusammensetzung und ein ähnliches Alter verfügen und die das Zentrum unserer Galaxie auf einer langgestreckten elliptischen Bahn umkreisen. Als ein möglicher Überrest der ursprünglichen ‚Heimat‘ von Kapteyns Stern wurde der Kugelsternhaufen Omega Centauri identifiziert.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode zum Nachweis von Exoplaneten
Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Dr. Guillem Anglada-Escudé von der School of Physics and Astronomy der University of London hat Kapteyns Stern jetzt etwas näher ‚unter die Lupe genommen‘ und dabei unter der Verwendung der Radialgeschwindigkeitsmethode nach eventuellen planetaren Begleitern Ausschau gehalten. Bei diesem Verfahren zum Nachweis von Exoplaneten wird ein Stern zunächst über einen längeren Zeitraum hinweg abgebildet.

Wird der beobachtete Stern von Planeten umkreist, so üben diese durch ihre Masse einen gravitativen Effekt auf ihren Zentralstern aus, was dazu führt, dass sich der Stern und dessen Planet(en) in periodischen Zeitabläufen um ihren gemeinsamen Masseschwerpunkt bewegen. Die dadurch verursachte ‚Taumelbewegung‘ des Sterns führt zu einem Doppler-Effekt, der sich in einer minimalen Verschiebung der Spektrallinien – der ‚Rotverschiebung‘ beziehungsweise der ‚Blauverschiebung‘ – bemerkbar macht. Bewegt sich ein Stern dabei ‚auf die Erde zu‘, so verschieben sich dessen Spektrallinien minimal zu kürzeren Wellenlängen und werden dabei ‚blauer‘. Bewegt sich der Stern dagegen von uns fort, so werden diese Wellenlängen länger und somit ‚rötlicher‘. Durch diese Methode ist es den Astronomen nicht nur möglich, einen Exoplaneten nachzuweisen, sondern auch die Untergrenze für die Masse dieses Planeten und dessen Umlaufzeit um seinen Stern zu bestimmen.

Für die Untersuchung von Kapteyns Stern nutzte das Team, dem auch Wissenschaftler von der Universität Göttingen angehörten, Daten, welche mit dem HARPS-Spektrometer der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden, dem ebenfalls in Chile befindlichen Las Campanas-Observatorium und dem 10-Meter-Teleskop des Keck-Observatoriums auf Hawaii gewonnen wurden.

Zwei Exoplaneten
Bei der Analyse der Daten stellte sich heraus, dass Kapteyns Stern von zwei Exoplaneten umkreist wird. Bisher sind von diesen beiden Planeten allerdings lediglich deren ungefähren Massen, die Umlaufperioden und der jeweilige Abstand zu dem Zentralstern bekannt. Aus diesen Daten ergibt sich, dass sich einer der Planeten innerhalb der habitablen Zone von Kapteyns Stern bewegt. „Kapteyn b“, so die Bezeichnung dieses Planeten, könnte somit theoretisch die Umweltbedingungen aufweisen, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen. Das Vorhandensein von Wasser, so die allgemein anerkannte Meinung, ist wiederrum eine der Grundvoraussetzungen dafür, dass sich auf einem Planeten Leben bilden kann.

„Der erste Planet des Sterns, Kapteyn b, hat eine Umlaufperiode von 48 Tagen und könnte über flüssiges Wasser verfügen“, so Prof. Dr. Ansgar Reiners vom Institut für Astrophysik der Universität Göttingen, einer der an der Analyse der Daten beteiligten Wissenschaftler. Allerdings verfügt Kapteyn b über mindestens die rund fünffache Masse der Erde. Somit dürfte es sich bei diesem Planeten sehr wahrscheinlich um einen Vertreter der Klasse der Super-Erden handeln. Aufgrund seiner hohen Masse kann wohl ausgeschlossen werden, dass es sich bei diesem Planeten um eine ‚zweite Erde‘ handelt.

Auch der zweite Planet von Kapteyns Stern, der Exoplanet Kapteyn c, verfügt nicht über Umweltbedingungen, welche sich mit denen auf unserem Heimatplaneten vergleichen lassen. Kapteyn c ist nochmals massereicher als sein innerer Nachbar – mindestens rund sieben Erdmassen – und er benötigt für einen kompletten Umlauf um seinen Zentralstern eine Zeitspanne von 121 Tagen. Aufgrund der dadurch gegebenen Distanz von etwa 47 Millionen Kilometern zu seinem Stern herrschen auf den Oberfläche des Planeten vermutlich Temperaturen, welche zu niedrig sind, um das Vorhandensein von flüssigem Wasser zu ermöglichen. Trotzdem, so Prof. Dr. Ansgar Reiners, soll im Rahmen zukünftiger Forschungen untersucht werden, ob es auf den Oberflächen dieser beiden Planeten Wasser gibt.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden kürzlich unter dem Titel „Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf“ in der Fachzeitschrift ‚Monthly Notices of the Royal Astronomical Society‘ publiziert.

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• Two planets around Kapteyn’s star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO.

Das System des rund 63 Lichtjahre von der Erde entfernt gelegenen Sterns Beta Pictoris wird von den Astronomen als ein ursprüngliches, noch in der Entstehungsphase befindliches Planetensystem angesehen. Bereits im Jahr 1983 konnte mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Trümmerscheibe entdeckt werden, welche diesen Stern umgibt und die über einen Durchmesser von bis zu 1.000 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) – eine AE entspricht der Entfernung zwischen Erde und Sonne – verfügt. Der im Sternbild Maler (lat. „Pictor“) gelegene Stern Beta Pictoris war einer der ersten Sterne, bei denen eine solche Scheibe nachgewiesen werden konnte.

Seit dem Jahr 2008 ist zudem bekannt, dass sich innerhalb dieser Scheibe ein Exoplanet um den Stern bewegt. Beta Pictoris b – so der Name dieses Planeten – verfügt in etwa über den 1,7-fachen Durchmesser und die siebenfache Masse des Planeten Jupiter und umrundet seinen Stern in einer mittleren Entfernung von rund 8,5 Astronomischen Einheiten (1,275 Milliarden Kilometern). Der Exoplanet konnte in der Vergangenheit bereits mehrfach mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) direkt abgebildet werden.

Die Rotationsgeschwindigkeit von Beta Pictoris b
Durch die Auswertung der Beobachtungsdaten des CRIRES-Instrumentes (kurz für „Cryogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph“ – einem Spektrografen zur Aufnahme von hochaufgelösten Spektren im Wellenlängenbereich von einem bis fünf Mikrometern) am VLT konnte jetzt ein von dem niederländischen Astronomen Ignas A. G. Snellen von der Universität Leiden geleitetes Team die Rotationsdauer dieses Planeten ermitteln.

Für eine komplette Drehung um seine Rotationsachse benötigt Beta Pictoris b demzufolge 8,1 Stunden bei einem Unsicherheitsfaktor von maximal einer Stunde. Am Äquator des Exoplaneten, so die Astronomen, liegt die Rotationsgeschwindigkeit somit bei fast 100.000 Kilometern pro Stunde. Beta Pictoris b rotiert laut den Messungen deutlich schneller als jeder Planet in unserem heimatlichen Sonnensystem. Zum Vergleich: Der Jupiter rotiert am Äquator mit ungefähr 47.000 Kilometern pro Stunde, während die Rotationsgeschwindigkeit der Erde am Äquator 1674,4 Kilometer pro Stunde beträgt.

Das Ergebnis dieser Forschungsarbeit erweitert die Kenntnisse über die Relation zwischen Masse und Rotationsgeschwindigkeit von Planeten, welche zuvor nur in unserem eigenen Sonnensystem untersucht werden konnte, jetzt auch auf den Bereich der Exoplaneten.

„Es ist nicht bekannt, warum sich manche Planeten schneller und andere langsamer drehen“, so Remco J. de Kok vom Netherlands Institute for Space Research, einer der an der Studie beteiligten Wissenschaftler. „Aber diese erste Messung der Rotation eines Exoplaneten zeigt, dass der im Sonnensystem beobachtete Trend, nach dem schwerere Planeten sich auch schneller drehen, auch auf Exoplaneten zutrifft. Es muss sich dabei um eine universelle Auswirkung des Prozesses der Planetenentstehung handeln.“

Beta Pictoris b ist – verglichen mit dem Alter der Erde von rund 4.5 Milliarden Jahren – ein noch sehr junger Planet mit einem Alter von lediglich etwa 21 Millionen Jahren. Die Astronomen gehen davon aus, dass der Exoplanet in den kommenden 100 Millionen Jahren noch weiter abkühlen und dadurch bedingt ’schrumpfen‘ wird. Da bei diesem Vorgang allerdings der ursprüngliche Drehimpuls erhalten bleibt wird sich die Rotationsgeschwindigkeit des Planeten im Laufe der Zeit noch weiter erhöhen. Ein vergleichbarer Effekt kann bei einer Eiskunstläuferin beobachtet werden, die sich bei einer Pirouette schneller dreht, sobald sie ihre Arme näher an ihren Körper zieht.

Für ihre Untersuchungen nutzten die beteiligten Astronomen eine präzise Methode namens „hochdispersive Spektroskopie“, um die verschiedenen Wellenlängen des Lichtspektrums von Beta Pictoris b zu trennen. Das Prinzip des Doppler-Effekts ermöglichte es ihnen zu erkennen, dass sich verschiedenen Teile des Planeten mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und – relativ zu dem Beobachter – in entgegengesetzte Richtungen bewegen. Indem sie sehr sorgfältig die Effekte des sehr viel helleren Zentralstern aus ihren Messdaten herausrechneten, war es ihnen möglich die Rotationssignatur des Planeten zu extrahieren.

„Wir haben die Wellenlänge der Strahlung, die von dem Planeten ausgeht, mit einer Präzision von 1 zu 100.000 gemessen. Dadurch wird die Messung empfindlich für den Dopplereffekt, der die Bestimmung der Geschwindigkeit eines strahlenden Objekts erlaubt“, so Ingas Snellen. „Mittels dieser Methode sehen wir, dass sich verschiedene Teile der Planetenoberfläche mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten auf uns zu oder von uns weg bewegen. Das kann nur bedeuten, dass der Planet um seine Achse rotiert.“

Bedeutung für die Exoplaneten-Forschung
Diese hier angewandte Methode ist eng mit der Doppler-Bildgebung verwandt, welche bereits seit mehreren Jahrzehnten verwendet wird, um die Oberfläche von Sternen und kürzlich auch von einem Braunen Zwerg zu kartieren (Raumfahrer.net berichtete). Die schnelle Rotation von Beta Pictoris b bedeutet, dass es in der Zukunft möglich sein wird, von dem Exoplaneten eine globale Karte zu erstellen, welche dort möglicherweise auftretende Wolkenstrukturen und Stürme zeigen könnte.

„Diese Methode kann mit der hervorragenden Auflösung und Empfindlichkeit des European Extremely Large Telescope und einem bildgebenden Hochdispersions-Spektrografen auf eine viel größere Auswahl an Exoplaneten angewendet werden. Mit dem geplanten ‚Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph‘ METIS wird es uns mit dieser Methode möglich sein, globale Karten von Exoplaneten anzufertigen und sehr viel kleinere Planeten als Beta Pictoris b zu charakterisieren“, ergänzt Bernhard Brandl von der Sternwarte Leiden, der ebenfalls an dieser Studie beteiligte METIS-Projektleiter.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 1. Mai 2014 von Ignas A. G. Snellen et al. unter dem Titel „The fast spin-rotation of a young extra-solar planet“ in der Fachzeitschrift ‚Nature‘ publiziert.

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• The fast spin-rotation of a young extra-solar planet (engl.)

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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: sciendedaily.com.

Die 170 000 Lichtjahre entfernte Große Magellansche Wolke (engl.: Large Magellanic Cloud = LMC) ist eine der beiden Satellitengalaxien unserer Milchstraße. Sie ist, so wie ihr kleinerer Pendant, die Kleine Magellansche Wolke (engl.: Small Magellanic Cloud = SMC), von Mitteleuropa aus nicht zu beobachten, weil sie am Südhimmel steht. Es handelt sich bei beiden um irreguläre Zwerggalaxien, wobei die LMC mit 15 Milliarden Sternen dreimal mehr Sterne enthält als die SMC.

Nach den Analysen der Wissenschaftler brauchen die Sterne der LMC 250 Millionen Jahre, um das Zentrum zu umrunden. Die Erde braucht für eine Umkreisung des Kerns der Milchstraße in etwa die gleiche Zeit.

Bisher wurden die Rotationsgeschwindigkeiten von Galaxien durch Messung des Dopplereffekts auf zwei gegenüberliegenden Seiten einer ausgewählten Galaxie bestimmt. Die Sterne auf der einen Seite kommen uns scheinbar entgegen, und daher ist ihr Spektrum ins Blaue verschoben, während die Sterne auf der anderen Seite sich durch die Rotation scheinbar von uns entfernen, wodurch ihr Spektrum ins Rote verschoben ist. Nun kann man diese Messungen ergänzen durch die Seitwärtsbewegungen der Sterne und erreicht damit eine höhere Genauigkeit.

Das Team beobachtete für die Studie Sterne in 22 Bereichen und nutzte zwei Kameras des Hubble-Teleskops: Die Wide Field Camera 3 und die Advanced Camera für Surveys. Jedes der beobachteten Felder enthielt nicht nur dutzende von Sternen, sondern auch einen Quasar im Hintergrund, den die Astronomen benötigten um einen Fixpunkt zu haben, an dem sie die Bewegung der Vordergrundsterne der LMC messen konnten. Denn diese Bewegung ist extrem klein und daher schwer zu erkennen, so dass man schon das Hubble-Teleskop nehmen musste um überhaupt Erkenntnisse gewinnen zu können.

Obwohl die Große Magellansche Wolke 170.000 Lichtjahre entfernt ist, nimmt sie am südlichen Himmel einen Raum vom 20-fachen Vollmonddurchmesser ein. Sie umkreist auch als Ganzes unsere Milchstraße, allerdings nach den neuen Erkenntnissen schneller als bisher angenommen. Die Ergebnisse dieser langjährigen Studie sind wichtig, um weitere Einblicke in die Entwicklung der Sterne und Galaxien zu bekommen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA.

Mittlerweile sind mehr als 136 Jahre vergangen, seit der US-amerikanische Astronom Asaph Hall im August 1877 die beiden Marsmonde Phobos und Deimos entdeckte. Seitdem wurden diese beiden unregelmäßig geformten, jeweils nur wenige Kilometer durchmessenden und entsprechend lichtschwachen Monde unzählige Male von erdgestützten Teleskopen, von Weltraumteleskopen und von den Mars umkreisenden Raumsonden abgebildet. Auch die von der US-amerikanischen Weltraumbehörde betriebenen, auf der Marsoberfläche operierenden Rover Spirit, Opportunityund Curiosity konnten die beiden Monde während der letzten Jahre erfolgreich von der Marsoberfläche aus mit ihren hochauflösenden Kameras abbilden und dabei sogar mehrfach Sonnenfinsternisse beobachten (Raumfahrer.net berichtete).

Die von der europäischen Weltraumorganisation ESA betriebene Raumsonde Mars Express umrundet den Mars auf einer elliptischen, fast genau über die Pole führenden Umlaufbahn. Der entfernteste Punkt dieser Umlaufbahn ist rund 11.000 Kilometer von der Marsoberfläche entfernt. Im Gegensatz zu den beiden anderen gegenwärtig aktiven Marsorbitern, den von der NASA betriebenen Raumssonden Mars Odyssey und Mars Reconnaissance Orbiter, kreuzt Mars Express somit auch in regelmäßigen zeitlichen Abständen die Umlaufbahn des inneren Marsmondes Phobos. Hierbei kommt es etwa alle fünf Monate zu mehreren aufeinanderfolgenden und relativ dichten Begegnungen zwischen Mars Express und Phobos. Am 4. März 2010 näherte sich die Raumsonde der Oberfläche von Phobos dabei zum Beispiel bis auf eine Entfernung von lediglich 67 Kilometern (Raumfahrer.net berichtete).

Dieser bisherige Rekord wird jedoch bereits in wenigen Tagen „fallen“, denn am kommenden Sonntag, dem 29. Dezember 2013 wird Mars Express um 08:09 MEZ die Oberfläche von Phobos in einer Entfernung von diesmal sogar nur 45 Kilometern überfliegen. Aufgrund dieser geringen Entfernung und der hohen Geschwindigkeit, mit der sich Mars Express dabei relativ zu dem Marsmond bewegt, wird es allerdings leider nicht möglich sein, die Oberfläche des Mondes mit der High Resolution Stereo Camera (kurz „HRSC“), einem der insgesamt sieben wissenschaftlichen Instrumente an Bord des Marsorbiters, abzubilden. Stattdessen soll der Vorbeiflug in erster Linie genutzt werden, um weitere Informationen zu gewinnen, mit denen Aussagen über den inneren Aufbau dieses Mondes getätigt werden können.

Das Innere von Phobos wird „vermessen“
Der unregelmäßig geformte, etwa 26,8 x 22,4 x 18,4 Kilometer abmessende Mond verfügt zwar lediglich über eine relativ geringe Masse von rund 1,072 x 10^16 Kilogramm. Dieser Wert ist jedoch ausreichend, um die Raumsonde bei ihrer Passage zwar minimal, aber doch deutlich spürbar von der vorgesehenen Flugbahn abzulenken. Diese Abweichung macht sich durch eine geringfügig veränderte Laufzeit der Radiosignale, welche Mars Express während des Vorbeifluges konstant zur Erde aussenden wird, bemerkbar. Durch die Auswertung dieser auf dem Doppler-Effekt basierenden Daten lässt sich nicht nur die Masse von Phobos und die sich daraus ergebende mittlere Dichte näher bestimmen. Vielmehr können hierdurch auch Aussagen über den inneren Aufbau von Phobos getätigt werden.

Durch eine sorgfältige Auswertung der früheren Messergebnisse kamen die mit der Untersuchung von Phobos beschäftigten Wissenschaftler zu dem Schluss, dass es sich bei diesem Mond, welcher über eine mittlere Dichte von lediglich 1,86 plus/minus 0,02 Gramm pro Kubikzentimeter verfügt, nicht um einen homogenen Himmelskörper, sondern vielmehr um einen sogenannten Rubble Pile handeln muss – eine Ansammlung von Staub und Gesteinsfragmenten, welche letztendlich lediglich durch die gegenseitig wirkenden Gravitationskräfte zusammengehalten wird.

Aus den bisherigen Untersuchungen ergibt sich, dass Phobos in seinem Inneren über eine sehr schwammartige Struktur verfügt, welche sich zu etwa 25 bis 45 Prozent aus Hohlräumen zusammensetzt. Durch die in den nächsten Tagen zu erwartenden Resultate der Doppler-Messungen, welche aufgrund der nochmals geringeren Vorbeiflugentfernung noch aussagekräftiger sein werden als zuvor, erhoffen sich die beteiligten Wissenschaftler noch genauere Daten, mit denen die Modelle über den inneren Aufbau von Phobos noch weiter präzisiert werden können. Diese Daten sind besonders deshalb von Interesse, weil bisher immer noch nicht abschließend geklärt ist, wie der Mars in der Vergangenheit zu seinen beiden Monden gelangte (Raumfahrer.net berichtete).

Und es gibt doch Fotos…
Um die zu gewinnenden Daten jedoch in einen aussagekräftigen wissenschaftlichen Kontext versetzen zu können muss allerdings sowohl die exakte Position der Raumsonde als auch der genaue Aufenthaltsort von Phobos im Weltraum mit einer überaus hohen Genauigkeit bekannt sein. Zwecks der Ermittlung dieser Daten, welche sich mindestens im Meterbereich bewegen müssen, fertigte die HRSC-Kamera in den vergangenen Tagen mehrfach Aufnahmen an, welche sowohl den Marsmond als auch die dahinter befindlichen Hintergrundsterne wiedergaben.

Eine dieser Aufnahmen zeigt die Oberfläche des Mondes in dessen Äquatorregion. Aus einer Entfernung von etwa 500 Kilometern erreichte die HRSC-Kamera dabei eine Auflösung von etwa 6 Metern pro Pixel. Das am 22. Dezember angefertigte Foto wurde am 24. Dezember zur Erde übermittelt und noch am selben Tag von den Mitarbeitern des HRSC-Teams für die anschließende Veröffentlichung bearbeitet.

Sowohl in den kommenden Tagen bis zur dichtesten Annäherung als auch nach dem 29. Dezember soll die HRSC-Kamera weitere Aufnahmen von Phobos anfertigen. Ergänzend zu der Erforschung des Gravitationsfeldes von Phobos werden die Instrumente der Raumsonde verschiedene Messungen durchführen, mit denen sich der Einfluss des Sonnenwindes auf die Phobos-Oberfläche untersuchen lassen wird. Über die aktuellen Fortschritte der gegenwärtigen „Phobos-Kampagne“ berichten die beteiligten Mitarbeiter der ESA auf einer speziellen Internetseite.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia.

Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 – bei den Exoplaneten handelt es sich um Planeten, welche außerhalb unseres Sonnensystems ihre jeweiligen Zentralsterne umkreisen – konnten Astronomen bisher 725 Exoplaneten nachweisen. Bei einigen dieser Exoplaneten gelang den Wissenschaftlern sogar die Erforschung der jeweiligen Atmosphären und Spektren. Durch verschiedene Suchprogramme konnte zudem eine Vielzahl weitere Planetenkandidaten entdeckt werden, deren Existenz bisher allerdings noch nicht bestätigt werden konnte. Eine der entscheidenden Fragen war aber nach wie vor ungeklärt: Wie häufig kommen Planeten eigentlich in unserer Milchstraße vor? Ist ihre Existenz eine Ausnahme oder vielleicht doch eher die Regel?

Der Großteil der den Astronomen bis dato bekannten Exoplaneten wurde entweder durch die gravitative Anziehungskraft des Planeten auf seinen Mutterstern oder durch eine winzige Abschwächung des Sternlichts entdeckt, welche auftritt, sobald ein Planet auf der Umlaufbahn um seinen Zentralstern von der Erde aus gesehen direkt vor dem Stern vorbeiläuft. Die astrometrische Methode und die Radialgeschwindigkeitsmethode nutzten den Effekt, dass sich der Zentralstern und eventuell in dessen Umlaufbahn befindliche Planeten unter dem Einfluss der Gravitation um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Diese Bewegung lässt sich durch die Beobachtung der abwechselnden Blau- und Rotverschiebung, dem sogenannten Dopplereffekt oder durch eine minimale Positionsveränderung des Sterns am nächtlichen Himmel nachweisen. Die Transitmethode nutzt einen anderen Effekt: Sobald ein Exoplanet von der Erde aus gesehen direkt vor seinem Mutterstern vorbeizieht, nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns um einen winzigen Bruchteil ab, da der Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt.

Mit diesen Techniken gelingt bisher in erster Linie der Nachweis von Planeten, welche über eine verhältnismäßig große Masse und eine relativ enge Umlaufbahn um den jeweiligen Stern verfügen. Je größer der beobachtete Exoplanet ist beziehungsweise je enger dessen Umlaufbahn um den Stern ausfällt, umso größer fällt zum Beispiel der Anteil der verdeckten Sternoberfläche bei einem Transit aus und umso stärker nimmt dadurch auch die Helligkeit des bedeckten Sterns ab. Viele kleinere Exoplaneten werden bislang übersehen, da sie unterhalb der zur Zeit gegebenen Nachweisgrenzen dieser Methoden liegen.

Ein internationales Astronomenteam hat deshalb mit einer völlig anderen Technik nach Exoplaneten gesucht und versucht, die Anzahl der Planeten in unserer Heimatgalaxie zu berechnen. Mit dieser Methode, welche den so genannten Mikrogravitationslinseneffekt ausnutzt, können auch Planeten nachgewiesen werden, die einen größeren Abstand zu ihrem Zentralstern aufweisen, über eine geringere Masse verfügen und die zudem über einen großen räumlichen Bereich in ihren heimischen Sonnensystemen verteilt sind.

„Wir haben in den während einer Beobachtungszeit von sechs Jahren gesammelten Daten speziell nach Hinweisen auf Mikrogravitationslinsenereignisse von Exoplaneten gesucht. Dabei hat sich herausgestellt, dass Planeten in unserer Milchstraße häufiger vorkommen als Sterne. Außerdem sind kleinere Planeten wie die sogenannten Supererden oder kühle, neptunähnliche Planeten offenbar zahlreicher als ihre massereicheren großen Brüder“, so Arnaud Cassan vom Institut d’Astrophysique de Paris, der Erstautor der entsprechenden Studie, welche am 12. Januar 2012 in der Fachzeitschrift Nature publiziert wurde. Die Studie basiert zu einem großen Teil auf Arbeiten, welche Arnaud Cassan während seiner Tätigkeit am Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH) durchgeführt hat.

Für ihre Studie nutzten die Astronomen die Daten der Exoplaneten-Suchkampagnen PLANET und OGLE. Bei beiden Suchprogrammen werden Exoplaneten über einen Effekt nachgewiesen, den ihre Gravitationsfelder zusammen mit dem Gravitationsfeld ihres Zentralsterns auf das Licht der im Hintergrund liegenden Sterne ausüben. Stern und Planet fungieren dabei wie eine Linse, welche die Helligkeit der Hintergrundsterne über einen Zeitraum von bis zu mehreren Tagen verstärkt. Der Verlauf der Helligkeitsänderung hat eine sehr charakteristische Form, wobei der Einfluss des Planeten allerdings oftmals nur über wenige Stunden messbar ist.

Damit der Effekt überhaupt beobachtet werden kann, müssen der als Linse fungierende Stern und der Hintergrundstern von der Erde aus betrachtet allerdings exakt auf einer Sichtlinie platziert sein. Eine solche Konstellation tritt jedoch nur äußerst selten auf. Soll bei einem solchen Ereignis auch noch ein Planet um den als Linse fungierenden Stern nachgewiesen werden, so muss auch dessen Umlaufbahn genau richtig orientiert sein. „Es ist wie die Suche nach der Stecknadel im Heuhaufen. Wir müssen die Helligkeit von ein paar Millionen Sternen mehrmals pro Woche messen, um ein einziges stellares Mikrogravitationslinsenereignis zu beobachten. Und selbst wenn alle so entdeckten Sterne einen Planeten haben, zeigt sich der Planet in weniger als einem Prozent dieser Lichtkurven“, erläutert Joachim Wambsganß vom ZAH die Problematik.

Aus diesem Grund ist der Nachweis eines Exoplaneten mittels des Mikrogravitationslinseneffektes alles andere als einfach. Dennoch gelang es den Wissenschaftlern, mit den Daten ihrer sechsjährigen Beobachtungskampagnen von PLANET und OGLE gleich drei Exoplaneten nachzuweisen: eine sogenannte Supererde – hierbei handelt es sich um einen Planeten mit der zwei- bis zehnfachen Masse der Erde – und jeweils einen Planeten mit Massen vergleichbar zu denen von Jupiter und Neptun. Bezogen auf die Anzahl der beobachteten Mikrogravitationslinsenereignissen ist das eine unerwartet reiche Ausbeute. Mikrogravitationslinsenereignisse treten immerhin so selten auf, dass in dem zugrundeliegenden Beobachtungszeitraum von 2002 bis 2007 bei mehreren Millionen untersuchten Sternen lediglich 3.247 entsprechende Ereignisse beobachtet werden konnten.

Für ihre Studie kombinierten die Wissenschaftler ihre drei Exoplaneten-Funde mit sieben weiteren Entdeckungen aus weiteren Mikrogravitationslinseneffekt-Untersuchungskampagnen sowie mit der großen Zahl von Fällen, in denen bei entsprechenden Suchen keine Planeten nachgewiesen werden konnte. Diese erfolgten Nicht-Detektionen sind für eine aussagekräftige statistische Analyse genauso wichtig wie die entdeckten Planeten. Das Ergebnis der Studie: In unserer Milchstraße scheint eine große Zahl von Planeten zu existieren.

So dürfte etwa jeder sechste Stern von einem Planeten mit der Masse des Jupiters umkreist werden. Etwa jeder zweite Stern sollte von einem Planeten mit Neptunmasse und zwei Drittel der Sterne von einer Super-Erde umkreist werden. Die Studie berücksichtigte dabei Planeten zwischen der fünffachen Masse der Erde und der zehnfache Masse des Jupiter, welche ihren jeweiligen Stern in einem Abstand zwischen 75 Millionen und 1,5 Milliarden Kilometer umkreisen. Dies entspricht – übertragen auf unser Sonnensystem – dem Bereich von der Umlaufbahn des Planeten Venus bis hin zur Umlaufbahn des Saturn.

Zusammenfassend deuten die Resultate der Studie deutlich darauf hin, dass die Sterne in unserer Heimatgalaxie durchschnittlich von mehr als einem Planeten begleitet werden. Planeten um andere Sterne wären demzufolge nicht länger die Ausnahme, sondern vielmehr die Regel.

„Früher ging man davon aus, dass die Erde in unserer Heimatgalaxie einzigartig sein könnte. Jetzt sieht es eher danach aus, als gäbe es in der Milchstraße Milliarden von Planeten mit einer Masse ähnlich der Erde“, so die Schlussfolgerung von Daniel Kubas von der Europäischen Südssternwarte, einer der Co-Autoren des Fachartikels.

Die hier kurz vorgestellte Studie von Arnaud Cassan et al. wurde am 12. Januar 2012 unter dem Titel „One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA, Raumcon, Wikipedia.

Gestern musste der Start aufgrund zu starker Höhenwinde abgesagt werden. Während eine Rakete in Richtung ihrer Längsachse recht stabil gebaut ist – immerhin muss sie Schubkräfte vom Mehrfachen ihres Gewichtes aushalten – ist sie gegen seitliche Störungen vergleichsweise empfindlich. Starke Seitenwinde können zu Verformungen und größeren Kursabweichungen führen.

GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory) besteht aus zwei identischen Sonden, die den Mond auf gleichen Bahnen in geringem Abstand umlaufen sollen und dabei ein sehr stabiles Funksignal zur Erde senden. Aus Veränderungen der Trägerfrequenz beim Empfang durch Bodenstationen aufgrund des Doppler-Effekts lassen sich selbst geringste Geschwindigkeitsänderungen der Sonden nachweisen. Diese werden zum Teil durch die ungleichmäßige Verteilung der Masse im Mond verursacht, weshalb man auf dessen innere Struktur schließen kann.

Der Weg zum Mond ist bereits ungewöhnlich. Um Masse zu sparen, fliegen die beiden Sonden zunächst zum Lagrangepunkt 1 des Sonne-Erde-Systems. Dieser liegt zwischen Sonne und Erde, wobei sich die Anziehungskräfte der beiden Himmelskörper und die Fliehkraft dort weitgehend aufheben. Von hier aus kann mit einem insgesamt geringeren Antriebsaufwand eine Bahn um den Mond erreicht werden, da man Bahndrehimpuls von der Erde „übernimmt“. Allerdings dauert der Flug dadurch etwa dreieinhalb Monate.

Der Zielorbit um den Erdtrabanten liegt in etwa 50 Kilometern Höhe über dessen Oberfläche und verläuft über die Pole. Stabilisiert wird er durch den Einsatz kleiner Triebwerke. Jede der beiden GRAIL-Sonden bezieht zudem etwa 700 W elektrischer Leistung aus Solarzellen. Der mondnächste Punkt soll zwischen 15 und 50 Kilometern Höhe variieren, der Abstand der Sonden voneinander zwischen etwa 65 und 225 Kilometern. Damit lassen sich sowohl großflächige als auch lokale Dichteschwankungen, aber auch Auswirkungen von Massen, die tief im Mondinneren liegen, erforschen.

Die Primärmission soll nur 90 Tage dauern. Weitere 40 Tage nach der Abschaltung der Systeme wird der Absturz der Sonden auf den Mond erwartet. Monbahnen sind aufgrund der stark variierenden Masseverteilung unter dessen Oberfläche besonders instabil. Die Auswertung der Untersuchungsergebnisse wird allerdings längere Zeit in Abspruch nehmen. Deren räumliche Auflösung soll bestenfalls 30 x 30 km betragen, die Variationen in der Fallbeschleunigung mit einer Genauigkeit von etwa 0,0001 m/s² messbar sein.

Erklärte Ziele der Mission sind die Kartierung der Struktur der Mondkruste sowie des lithosphärischen Mantels, ein besseres Verständnis der asymmetrischen thermischen Entwicklung des Mondes, die Bestimmung der Struktur von Einschlagsbecken unter der Oberfläche und des Ursprungs der großräumigen Bereiche erhöhter Gesteinsdichte, der sogenannten Mascons, sowie Erkenntnisse über Mondgeröll (Brekzie), Magnetismus, Gezeitenwirkungen der Erde auf den Mond und bessere Abschätzungen zur Größe eines möglichen Mondkerns.

Der Start ist für den 10. September 2011, ab 14:29 Uhr MESZ vorgesehen.

Raumcon:

• GRAIL auf Delta II-7920H-10
• GRAIL

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Ein Beitrag von Ralf Mark Stockfisch. Quelle: Arxiv.org, ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Die Forscher der Universität Genf und des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg haben mit dem HARPS-Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) im chilenischen La Silla, über 50 neue extrasolare Planeten entdeckt.Dabei nutzen sie präzise Messungen der Radialgeschwindigkeit und haben zudem auch einen extrasolarer Planeten namens HD 85512b aufgespürt, der möglicherweise gerade noch Bedingungen für die Existenz von flüssigem Wasser hat. Mit ihrem in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics und unter ArXiv vorab veröffentlichtem Artikel haben die Forscher eine neue kontroverse Diskussion um erdähnliche Planeten angestoßen.

Die Entdecktung von Exoplanten und ihr Nachweis
Die Entdeckung von extrasolaren Planeten, welche 1995 mit dem Planeten 51 Pegasi im Sternbild Pegasus begann, hat das Interesse an möglichem Leben außerhalb der Erde erheblich intensiviert. Erst im November 2010 wurde der 500. Exoplanet gemeldet (Raumfahrer.net berichtete). Aktuell sind rund 600 extrasolare Planeten in ca. 481 Sonnensystemen bekannt. Ob aber auf diesen Planeten auch Leben möglich wäre, ist höchst fraglich. Dabei ist schon fraglich, ob die Planeten tatsächlich existieren. Denn erst 27 Planeten konnten in einem bildgebenden Verfahren wissenschaftlich nachgewiesen werden. Alle anderen konnten nur durch indirekte Methoden wie der Radialgeschwindigkeitsmessung (Doppler-Effekt) der Transitmethode oder dem Gravitationslinsen-Effekt (engl. gravitational microlensing) nachgewiesen werden. Der Grund dafür ist, dass Planeten das Licht sehr viel schwächer reflektierten als das von einem Stern abgestrahlte Licht. Zudem ist der Blickwinkel zwischen Stern und Planet aus großem Abstand extrem klein und entspricht der Beobachtung einer Nadel auf einem Heuhaufen in mehreren Kilometern Entfernung. Dementsprechend findet das HARPS-Teleskopie derzeit nur Planeten die eine gewisse Größe haben. Bei drei Erdmassen beträgt die Nachweiswarscheinlichkeit ca. 20 %, bei zehn sollen es in naher Zukunft 100 % sein.

Wie funktioniert das HARPS-Teleskop?
Das 3,6-Meter Teleskop misst die Radialgeschwindigkeit eines Sterns, mit außergewöhnlicher Genauigkeit. Wird der Stern von einem Planeten umkreist, so bewirkt diese Umkreisung, dass er sich regelmäßig ein wenig auf irdische Beobachter zu und wieder von ihnen weg bewegt. Durch den so genannten Dopplereffekt führt nun diese Änderung der Radialgeschwindigkeit zu einer Verschiebung des Lichtspektrums. So lässt sich beim Zubewegen auf die Erde im Spektrum des Sterns eine Rotverschiebung, beim Wegbewegen eine Blauverschiebung nachweisen. Was sich so einfach anhört (denn man müsste ja nur das Farbspektrum eines Sterns messen, schon wüsste man, ob er Planeten besitzt), ist in Wahrheit eine sehr aufwändige Methode: Die Abweichungen im Spektrum sind in der Regel so minimal (sie macht ein Zehntel der Dicke einer Spektrallinie aus), dass man diese erst nach vielen sehr genauen Messungen feststellen kann. Diese winzigen Wellenlängenverschiebungen kann HARPS messen und so indirekt die Anwesenheit eines Planeten nachweisen. Dabei sind allerdings ganz erheblich aufwendige Messungen und Analysen anzustellen. Zudem können sich Frequenzverschiebungen auch noch durch die Rotation des Sterns selbst ergeben. Trotzdem ist dies die effektivste Methode zum Aufspüren extrasolarer Planeten.

Suche nach „erdähnlichen“ Exoplaneten
Die Suche der Wissenschaftler konzentriert sich auf Planeten die ähnlich der Erde beschaffen sind. Ein Großteil der 600 entdeckten Exoplaneten sind allerdings Gasplaneten, also Planeten die vorwiegend aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium bestehen. Nur ein kleinerer Teil sind offenbar Gesteinsplaneten. Damit ist noch nicht gesagt, dass Leben darauf möglich wäre oder diese gar erdähnlich sind. Dafür sind zahlreiche Faktoren verantwortlich, welche festzustellen, mit unseren derzeitigen Messverfahren sehr schwierig und fehlerbehaftet ist. Zunächst ist erforderlich, dass der Planet sich innerhalb der habitablen Zone befindet. Damit bezeichnet man den Abstandsbereich, in dem sich ein Planet von seinem Heimatstern aufhalten muss, damit gewisse Eigenschaften auf dem Planeten wie flüssiges Wasser, angemessene Temperatur und UV-Strahlung vorliegen. Erforderlich ist, dass Wasser dauerhaft in flüssiger Form als Voraussetzung für erdähnliches Leben auf der Oberfläche vorliegen kann, was bei zu nahen oder zu weit entfernten Umlaufbahnen nicht möglich ist. Bei sonnenähnlichen Sternen liegt die habitable Zone zwischen 0,95 und 1,4 Astronomischen Einheiten (1 AE = Abstand zwischen Sonne und Erde). Bei kleineren Sternen liegt sie deutlich dichter am Stern. Weiterhin muss sowohl der Planet als auch Stern, um den der Planet kreist, gewisse Eigenschaften erfüllen. Der Planet selber darf nicht zu klein sein, sonst kann er keine Atmosphäre halten. Der Stern darf nicht zu viele Sonnenmassen haben, da er sonst wegen der größeren Fusionsaktivität nur kurze Zeit existiert und dann möglicherweise die habitable Zone nicht ausreichend lange für die Entwicklung von Leben existiert.

Bislang hat das HARPS-Teleskop nur zwei Gesteinsplaneten (sog. Supererden) entdeckt die gerade noch innerhalb der habitablen Zone lagen und daher als aussichtsreiche Kandidaten gelten. Der erste ist Gliese 581 d, der 2007 entdeckt wurde. Der von den Forschern nun gefundene zweite, HD 85512b, ist ungefähr 3,6-mal [1] so schwer wie unsere Erde und umläuft seinen Heimatstern in 54 Tagen. Da sein Stern jedoch kleiner und kühler sei als unsere Sonne, befinde er sich noch am äußersten Rand der habitablen Zone. Genau genommen befindet er sich knapp außerhalb der habitablen Zone und wäre damit nach der herkömmlichen Ansicht zu heiß. Die Forscher Francesco Pepe und Lisa Kaltennegger begründen ihre Ansicht jedoch damit, dass bei einer durchschnittlichen Wolkenbedeckung von mehr als 50 % eine ausreichende Reflektion der Sonnenstrahlung möglich ist und der Planet damit kühler sein könnte, so dass mögliches Wasser nicht verdunste. Sei der Planet jedoch mit deutlich mehr Wolken bedeckt, so könnte er ein kochend-heißer venusähnlicher Planet sein. Die Entdeckung der Forscher beruht folglich lediglich auf einem berechneten Modell mit verschiedenen möglichen Varianzen.

Dies wird auch vom britischen Astronomen Paul Wilson von der Universität Exeter kritisiert. Nach seiner Ansicht, sei der Wert des Beitrages der Forscher durch die vielen Vermutungen stark relativiert. Diese Kritik ist im Kern zwar zutreffend. Es fragt sich jedoch, wie, ohne derzeit verfügbare genaue Messverfahren, die Bestimmung der exoplanetaren Atmosphären anders als in Näherungsmodellen vonstatten gehen soll. Ähnliche Berechnungen wurden im Übrigen auch bei Gliese 581 d(Raumfahrer.net berichtete) angestellt

Voraussetzungen für Leben auf Exoplaneten
Im Mai 2011 publizierte ein Forscherteam aus den USA, dass auf die Berechnung der habitablen Zone der Treibhauseffekt einen erheblichen Einfluss haben kann. Danach ergäbe ein hoher Wasserstoffgehalt in der Atmosphäre bei gewissen Druck einen ausreichenden erwärmenden Effekt, was die habitable Zone nach außen erheblich erweitere. Dass das Forscherteam der Universität Genf also bei HD 85512b die mögliche Atmosphäre mit in ihr Modell einbezog, ist daher vertretbar. Vor allem, weil die Feststellung der Habitabilität auf andere Weise, namentlich durch bildgebende Verfahren, äußert schwierig und derzeit nur bei Planetensystemen in direkter Nachbarschaft, also ca. bis zu 20 Lichtjahren Entfernung zu unserem Sonnensystem möglich ist (Raumfahrer.net berichtete).

Unabhängig davon, ob sich ein Planet in der habitablen Zone befindet, gibt es noch viele weitere Faktoren die für eine Entstehung von Leben erforderlich ist. Einige davon kennen wir noch nicht einmal, da wir die Entstehung des Lebens auf unserem eigenen Planeten noch nicht entschlüsselt haben und die Prämissen und Chancen nicht einschätzen können. So stellt sich die Frage, ob ein Mond Voraussetzung für die Entstehung und Entwicklung komplexer Lebensformen ist. Der Mond wirkt aufgrund seiner Nähe und Gravitation stabilisierend, quasi wie ein Anker, auf die Erdneigung. Ohne den Erdtrabanden läge die Schwankung der Erdachse zwischen 0 und 84 Grad was zu extremen Temperaturunterschieden in unterschiedlichen Phasen führen und jedes Ökosystem destabilisieren würde, so dass komplexe Lebensformen nur schwer entstehen könnten. Deshalb wurde in einer Studie von Laskar, Joutel & Robutel in der Fachzeitschrift Nature (Band 361 (1993), S. 615 f.) der Schluss gezogen, dass für extrasolare Planeten das Umkreisen durch einem Mond Voraussetzung für höhere Lebensformen ist. Die Beobachtung von Monden extrasolarer Planeten mit unseren bisherigen Teleskopen ist jedoch noch nicht möglich. Nach einem neueren Forschungsergebnis vom Mai 2011 sollen sich aber auch ohne Mond höhere Lebensformen auf extrasolaren Planeten entwickeln können, nur dass dies mehr Zeit bräuchte. Daran sehen wir, dass im Einzelnen die wenigen Voraussetzungen, die wir für die Entstehung von erdähnlichen Leben kennen, noch umstritten sind. Dabei stellt sich auch die Frage der wissenschaftlichen Qualität, wenn man bedenkt dass der Publikationsdruck bei gleichzeitig abnehmenden Forschungsgeldern immer höher wird, sodass die Berichte von möglicherweise erdähnlichen Planeten hier und künftig einer umfassenden kritischen Würdigung hinsichtlich der Ergebnisse und Methoden unterzogen werden sollten.

Fußnoten:
[1] Mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode können Astronomen lediglich ein Minimum für die Masse des Planeten bestimmen. Die tatsächliche Masse hängt von der Neigung der Bahnebene des Planeten relativ zur Verbindungslinie zwischen Beobachter und fernem Planetensystem ab, und diese Größe lässt sich mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nicht bestimmen und ist daher in den meisten Fällen unbekannt. Statistisch gesehen liegt die Minimalmasse aber in den meisten Fällen nicht allzu weit von der tatsächlichen Masse des Planeten entfernt. ESO PM, 2011

Raumcon:

• Exoplaneten in habitabler Zone

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Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: Astronomy Now Online.

Vorgestellt hat das Verfahren Dr. Jonathan Nichols, der dazu das verteilte LOw Frequency ARray (LOFAR) verwenden möchte. LOFAR besteht aus mehr als 10.000 einfachen Einzelantennen, die Radiostrahlung in den Frequenzbereichen 10–80 sowie 110–240 MHz empfangen können. Dabei werden die Messwerte der Einzelantennen rechnerisch überlagert, so dass sich auch die Richtung ermitteln lässt, aus der das Signal stammt und zwar mit einer Genauigkeit von einer Bogensekunde. Das ist der 3.600ste Teil eines Grades. Das europaweite System wird seit 2006 errichtet, wurde im vergangenen Jahr offiziell eingeweiht und ist seit kurzem vollständig.

Unsere Sonne sendet, wie jeder andere Stern auch, ständig neben Licht und weiterer elektromagnetischer Strahlung auch schnelle Teilchen aus. Wenn diese auf das Magnetfeld eines Planeten treffen, werden sie entlang der Feldlinien zu den magnetischen Polen hin abgelenkt. Besitzt der Planet eine Atmosphäre, dann treffen die Partikel auf die Gase und verursachen dabei sogenannte Polarlichter und Radioemissionen in bestimmten Frequenzbereichen. Ist der Planet recht nahe an seinem Stern, dann könnte sich die Strahlung möglicherweise nicht von den Radioemissionen des Sterns selbst abheben und wäre für uns nicht messbar. Ist ein Planet aber weiter entfernt, dann könnte er sich als wandernde Radioquelle in der Nähe eines Sterns identifizieren lassen. Dadurch wäre diese neue Suchmethode nach Exoplaneten gerade für weiter von ihrem Stern entfernte geeignet.

Bei aktiven Sternen, die große Mengen Teilchenstrahlung aussenden und sich im Umkreis von maximal 150 Lichtjahren um unser Sonnensystem befinden, könnten sich Exoplaneten nachweisen lassen, die zwischen 1 und 50 Astronomischen Einheiten (150 Millionen bis 7,5 Milliarden Kilometer) von ihrem Zentralgestirn entfernt sind.

Bisher entdeckte Planeten bei anderen Sternen wurden immer über Veränderungen im emittierten Licht derselben nachgewiesen. Bei der Transitmethode zieht ein Planet in zeitlich gleichen Abständen von uns aus gesehen vor seinem Stern vorbei und verdunkelt dessen Licht um einen winzigen aber messbaren Bruchteil. Planeten, die über oder unter dem Stern vorbeiziehen, und sei es auch nur knapp, lassen sich durch dieses Verfahren nicht finden.

Bei einer weiteren Methode wird über den Dopplereffekt eine periodische aber recht geringe Blau- oder Rotverschiebung des Lichts eines Sterns gemessen. Daraus kann man schlussfolgern, dass ein dunkles Objekt diesen Stern umläuft und durch seine Gravitation den Stern leicht hin und her zieht. Hier können Größe und Masse des vermuteten Exoplaneten aber nur geschätzt werden, da man nicht messen kann, wie stark dessen Bahn gegenüber unserer Blickrichtung geneigt ist. Umläuft ein Planet seinen Stern auf einer Bahn, dessen Ebene senkrecht zu unserer Blickrichtung steht, dann sehen wir nämlich überhaupt keine Rot- oder Blauverschiebung, das Objekt bliebe für uns unentdeckt.

Raumcon:

• Radioteleskop LOFAR

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1010.2490v1. Vertont von Peter Rittinger.

Hyperschnellläufer sind extrem selten. Sie sind auf dem Weg, ihre Heimatgalaxie zu verlassen oder haben das bereits getan, so dass sie alleine durch das Universum fliegen. Um eine Galaxie verlassen zu können, müssen extrem hohe Geschwindigkeiten erreicht werden. Diese hängen von der Masse der jeweiligen Galaxie ab. Daher reichen in der Kleinen Magellanschen Wolke bereits geringere Geschwindigkeiten als in unserer Milchstraße aus, um als Hyperschnellläufer klassifiziert zu werden. Beschleunigt werden diese Sterne meistens dadurch, dass sie aus dicht gedrängten Gruppen von Sternen herausgeschleudert werden. Auch Supernovae in Mehrfachsystemen können einzelne Komponenten sehr stark beschleunigen.

Hyperschnellläufer lassen sich grundsätzlich auf drei Arten entdecken. Zunächst ist es möglich, die Positionsveränderung von Sternen direkt zu vermessen und aus der Veränderung dieser Position die Bewegungsgeschwindigkeit zu bestimmen. Dann kann man durch Spektralanalysen feststellen, wie stark das Spektrum durch den Doppler-Effekt verschoben ist. Durch den Vergleich mit den sonstigen Sternen in der jeweiligen Galaxie kann man feststellen, ob diese gemessene Geschwindigkeit ausreicht, um die Galaxie zu verlassen.

Neben dieser direkten Bestimmung der Geschwindigkeit kann man auch nach den von den Sternen verursachten Schockwellen suchen. Zwischen den Sternen einer Galaxie ist immer auch Gas. Dieses hat nur eine geringe Dichte und ist oft auch ionisiert, es hat aber eine definierte „Schallgeschwindigkeit“. Diese liegt typischerweise bei etwa 10 km/s. Wenn sich ein Objekt schneller durch dieses interstellare Medium bewegt, verursacht es eine Schockwelle. Durch die Verdichtung wird das Gas erwärmt und strahlt im infraroten Bereich.

Die Astronomen des Argelander-Instituts für Astronomie der Universität Bonn haben genau danach gesucht. Dazu wurden Infrarot-Aufnahmen des Spitzer-Weltraumteleskops verwendet. Auf den Aufnahmen hat man nach den Schockwellen gesucht, die im Infrarotbereich (insbesondere im 24-μm-Band) gut zu erkennen sind. Mit dieser Analyse konnten insgesamt zwölf Schockwellen nachgewiesen werden.

Bei allen gefundenen Sternen handelt es sich um sehr schwere Sterne mit kurzer Lebensdauer. Da an den Schockwellen auch die Bewegungsrichtung erkennbar ist und man weiß, dass Hyperschnellläufer meistens aus Clustern von Sternen stammen, kann man ebenfalls vermuten, woher diese Sterne kommen. Man nimmt hierbei an, dass der jeweils nächstgelegene Cluster junger Sterne in der richtigen Richtung die Heimat dieser Sterne sein muss. Weiter entfernte Cluster würden jeweils zu lange Reisedauern erfordern, als dass die Sterne noch existieren könnten.

Die gefundenen Sterne gehören alle unterschiedlichen Varianten der Spektralklassen O und B an. Diese blauen Riesensterne haben typischerweise Massen von einigen 10 Sonnenmassen, was einer Lebensdauer von einigen Millionen Jahren entspricht, also relativ kurz. Das Alter der gefundenen Sterne liegt daher auch zwischen 3 und 10 Millionen Jahren. In dieser Zeit konnten sie Abstände zwischen 195 und 945 Lichtjahre zu ihren Entstehungsregionen erreichen.

Raumcon:

• Hyperschnellläufer-Sterne

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Ein Beitrag von Timo Lange und Günther Glatzel. Quelle: Keck Observatory, California Planet Survey, NASA-UC Eta-Earth Survey. Vertont von Peter Rittinger.

Ein US-amerikanisches Team widmete sich speziell der Suche nach Planeten, die durch zukünftige, direkt abbildende Instrumente gut beobachtbar wären. Das heißt insbesondere: möglichst groß und möglichst weit vom Mutterstern entfernt. Bei ihrer Untersuchung von mehr als 500 Sternen mit dem HIRES-Spektrometer am Keck-Observatorium stießen sie auf insgesamt 7 neue massereiche Planeten um 7 verschiedene Sterne. Die bisherigen Erfolge bei der direkten Abbildung, bei HR 8799 und Fomalhaut könnten darauf hindeuten, dass sich Planeten mit sehr großen Abständen vom Stern eher um sonnenunähnliche Sterne vom Typ A bilden. Sowohl Fomalhaut als auch HR 8799 sind Hauptreihensterne, die dieser Klasse angehören. Nur etwa 3 Prozent der Sternpopulation der Milchstrasse gehört zu diesem Typ. Dies im Hinterkopf nahmen die Wissenschaftler vor allem Sterne in den Blick, die über mehr als das 1,5-fache der Sonnenmasse verfügen.

Die auf diese Weise entdeckten sieben Planeten sind allesamt mindestens 1,19 Astronomische Einheiten (AE) von ihrem Zentralgestirn entfernt und recht massereich. Der kleinste von ihnen hat eine minimale Masse von 1,2 und der schwerste von 3,3 Jupitermassen.

Drei weitere neue Exoplaneten wurden im Rahmen der California Planet Survey (CPS) ebenfalls am Keck-Obervatorium dingfest gemacht und bereits zum Teil am Hobby-Eberly Telescope (HET) bestätigt. Auch hierbei handelt es sich um Gasriesen mit langen Umlaufperioden. Die Massen der drei Planeten liegen zwischen 0,38 und 1,9 Jupitermassen, die Umlaufperioden bei 2,9 bis 11,5 Jahren und die großen Halbachsen zwischen 2,1 und 5,2 AE. Für einen vierten Planeten konnten die Bahneigenschaften genauer bestimmt werden.

Ein weiterer Planet, entdeckt im Rahmen der NASA-UC Eta-Earth Survey, fällt hier ein wenig aus der Reihe. Es handelt sich nämlich um eine Super-Erde mit einer Minimalmasse von 4,15 Erdmassen. Dieser Planet, HD156668b, umrundet seinen etwa 77 Lichtjahre entfernten Stern in nur 4,6 Tagen, wobei die Länge der großen Halbachse lediglich 0,05 AE, also etwa 7,5 Mio. km, beträgt.

Die Doppler-Methode zur Entdeckung von Exoplaneten beruht darauf, dass nicht nur der Planet durch die Schwerkraft seines Sterns auf eine Kreisbahn gezwungen wird, sondern auch der Stern durch den Planeten hin und her gezogen wird. Zeigt die Bahnebene des Planeten wenigstens teilweise in unsere Richtung, so werden die vom Stern ausgesandten Lichtwellen gestaucht und gestreckt. Vergleichbar ist dies mit dem unterschiedlich hohen Ton eines Automotors, je nachdem, ob das Fahrzeug sich auf uns zu bewegt oder von uns entfernt. Bekannte Linien eines Sternspektrums werden dagegen geringfügig nach Rot oder Blau verschoben. Diese Verschiebung lässt sich sehr präzise im Spektrum eines Sterns erkennen und daraus die Geschwindigkeit berechnen.

Liegt die Bahnebene des Planeten parallel zur Verbindungslinie zwischen dem Stern und unserem Sonnensystem, so ist der Doppler-Effekt maximal. Ansonsten kann man damit nur einen Mindestwert für die Planetenmasse berechnen. Beobachtet man einen vollen Zyklus dieser Kreisbewegung des Sterns, kennt man die Umlaufzeit des Planeten und kann damit auch berechnen, wie nah der Planet seinem Stern ist. Schließlich kann man aus Abweichungen von einer idealen, sinusförmigen Frequenz-Zeit-Kurve auch auf die Exzentrizität der Bahn Rückschlüsse ziehen.

Bei den entdeckten Gasriesen bewegen sich die gemessenen Geschwindigkeitsdifferenzen im Bereich von einigen Dutzend Metern pro Sekunde, bei der „Supererde“ hingegen betragen sie nur maximal 7 m/s auf uns zu bzw. von uns weg. Alle drei zugrundeliegenden wissenschaftlichen Abhandlungen wurden am 17. März 2010 veröffentlicht.

Raumcon:

• Exoplaneten-Thread (seit Juni 2006)

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

Die neuen Messungen haben es den Astronomen erlaubt, die Häufigkeit von Supernova Explosionen in der Milchstraße mit etwa zwei pro Jahrhundert zu bestimmen. Das entspricht der Häufigkeit, die in anderen Galaxien auftritt. Die Forscher kalkulierten zudem, dass jedes Jahr im Durchschnitt 7,5 Sterne in der Milchstraße entstehen.
Schwere Sterne und Supernova Explosionen produzieren ein radioaktives Isotop des Aluminiums, Aluminium-26. Der Verfall und damit die Umwandlung des Isotops in Magnesium erzeugen Gammastrahlen, die von Astronomen beobachtet werden können.

Das Team verwendete die ESA Raumsonde Integral, gestartet 2002, um die Verteilung der Gammastrahlen in der Scheibe der Milchstraße zu untersuchen. Die Astronomen konnten erkennen, dass die Gammastrahlen aus der zentralen Region der Galaxie kamen und nicht aus regionalen Herden näher an der Erde stammten.

Materie im Zentrum der Galaxie rotiert schneller um das Zentrum der Milchstraße als Materie weiter draußen und gleicht so die dort höhere Sogwirkung der Gravitation aus. Dadurch werden Gammastrahlen unterschiedlich vom Doppler Effekt beeinflusst, was von der Erde aus beobachtet werden kann: Gammastrahlen aus der Umgebung der Erde würden uns weniger verschoben erreichen.

Gammastrahlen durchdringen den Staub und das Gas, das viele der Sternentstehungsgebiete der Galaxie verdunkelt. „Die Beobachtung von Aluminium-26 liefert eine Momentaufnahme der Galaxie für uns,“ sagt Dieter Hartmann, Astronom an der Clemson University in South Carolina. „Wir haben ein genaues Bild, welches wir zuvor nicht hatten.“

Auf der Grundlage der Verteilung der Gammastrahlen haben Roland Diehl vom Max Planck Institut für extraterrestrische Physik Physik in Garching bei München und seine Kollegen ausgerechnet, dass die gesamte Masse von Aluminium-26 in unserer Galaxie etwa drei Sonnenmassen entspricht.

Aluminium-26 hat eine Halbwertzeit von 750 000 Jahren, womit es den Forschern eine Schätzung der Supernovae in der nahen Vergangenheit erlaubt. Sie leiteten daraus ab, dass etwa alle 50 Jahre eine Explosion nötig ist, um die beobachtete Menge an Aluminium-26 zu produzieren. Seit einiger Zeit ist keine Supernova mehr beobachtet worden, die nächste ist sozusagen überfällig. „Wir warten nun schon seit etwa 300 Jahren,“ sagte Hartmann.

„Unsere Galaxie ist nicht der größte Produzent von Sternen oder Supernovae im Universum, trotzdem herrscht eine Menge Aktivität,“ stellt Diehl fest. „Eine nachhaltige Sternentstehungsrate ist genau was eine Galaxie braucht, um die chemische und dynamische Evolution voranzutreiben, die zu Leben auf der Erde geführt hat.

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Ein Beitrag von Martin Ollrom. Quelle: UniverseToday.

Der Sonnenwind ist eine konstante, von der Sonne ausgestrahlte Strömung von Protonen, Alpha Partikeln, schweren Ionen und Elektronen. Dabei sah man bisher, dass dieser Sonnenwind in verschiedenen Orten auf der Sonne seinen Ursprung zu haben scheint. Nun haben Astronomen entdeckt, wo und unter welchen Bedingungen die Sonne diesen Partikelstrom ausstößt. Immer dort wo ein Magnetfeld eine Trichter-Form hat, wird das Material von der Sonnenoberfläche durch dieses Magnetfeldloch in den Weltraum gestoßen.
Eine Kooperation von chinesischen und deutschen Sonnenforschern kam zu diesen neuen Erkenntnissen über unseren Stern. Dabei wurden Daten über einen längeren Zeitraum, mit den Instrument Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation (SUMER) an Bord der NASA/ESA Sonde SOHO, gesammelt. Diese Raumsonde ist auf Sonnenwinduntersuchungen spezialisiert, doch noch nie konnte genau gesagt werden, warum jetzt genau an dieser Stelle der Sonnenwind den Weg ins All findet und an anderen Stellen nicht. Des Rätsels Lösung liegt am Sonnenmagnetfeld, soweit war man sich schon sicher. Nahe der Sonnenoberfläche spannt sich ein komplexes magnetisches Netzwerk über die gesamte Sonnenoberfläche. Überall dort, wo dieses Netz eine Trichter-Form besitzt, kann der Partikelstrom in den Weltraum gelangen. Man könnte es als eine Öffnung des Magnetfeldes nach außen verstehen.

Dies wiederum lässt darauf schließen, dass alleine das Magnetfeld weitere Dinge an der Sonnenoberfläche hält und nicht zulässt, dass es in den Weltraum gelangt. So kann man die magnetischen Eigenschaften der Sonne noch besser erforschen. So kann man vielleicht herausfinden ob sich längerfristig gesehen mehr von diesen Quellen bilden oder ob sie gleich bleiben, oder gar zurückgehen. Da der Sonnenwind relativ großen Einfluss auf die Weltraumumgebung der Erde hat und bei besonderen Ausbrüchen sogar auf die Erde selbst wäre ein „Vorwarnsystem“ von großen Nutzen. Viel Zeit hat man bei einem Ausbruch nicht, da sich der Wind mit 300 – 800 km/h nähert. Wenn dieser Wind die äußeren Teile der Atmosphäre trifft, werden die Wellenlängen der Ultravioletten Emissionen kürzer. Diesen Effekt nennen wir auch Doppler Effekt, den wir alle in der akustischen Variante kennen. In der „kosmischen“ Variante des Doppler Effekts läuft das Ganze etwas anders. Nachdem das Plasma an der Erde vorübergezogen ist, kann man es als blaue Schicht im Ultravioletten Spektrum gut beobachten, womit man sehr gut den Weg des Sonnenwindes zurückverfolgen kann. Genau für diese Messungen wurde das Gerät SUMER an Bord von SOHO gebaut.

Mit diesen Fund haben wir wieder einen bedeutenden Schritt weiter gemacht, was die Erforschung der Sonne betrifft. Nun können sich die Forscher auf das Magnetfeld-Netz auf der Sonnenoberfläche konzentrieren und herausfinden warum und ob das Magnetfeld nur bei diesen „Trichtern“ eine Öffnung hat.

Der Beitrag Sonnenwindquellen weiter erforscht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.