Quelle: ESA / Science & Exploration / Space Science / Webb, 25. März 2026

Durch Beobachtungen in sich ergänzenden Wellenlängen liefern Webb und Hubble den Wissenschaftlern ein umfassenderes und vielschichtigeres Verständnis der Atmosphäre des Gasriesen. Beide erfassen das von den gestreiften Wolken und dem Dunst des Saturn reflektierte Sonnenlicht, doch während Hubble subtile Farbunterschiede auf dem gesamten Planeten sichtbar macht, erfasst Webbs Infrarotbild Wolken und chemische Stoffe in vielen verschiedenen Tiefen der Atmosphäre – von den tiefen Wolken bis hin zur dünnen oberen Atmosphäre. Gemeinsam können Wissenschaftler die Atmosphäre des Saturn in verschiedenen Höhen effektiv „durchschneiden“, als würden sie die Schichten einer Zwiebel abziehen. Jedes Teleskop erzählt einen anderen Teil der Geschichte des Saturn, und die Beobachtungen zusammen helfen den Forschern zu verstehen, wie die Atmosphäre des Saturn als zusammenhängendes dreidimensionales System funktioniert.

Das hier gezeigte Hubble-Bild wurde im August 2024 im Rahmen eines mehr als zehn Jahre andauernden Beobachtungsprogramms namens OPAL (Outer Planet Atmospheres Legacy) aufgenommen, während das Webb-Bild einige Monate später im Rahmen der „Director’s Discretionary Time“ entstanden ist.

Die neu veröffentlichten Bilder zeigen Merkmale der turbulenten Atmosphäre des Saturn. Auf dem Webb-Bild schlängelt sich ein langlebiger Jetstream, bekannt als „Ribbon Wave“, über die nördlichen mittleren Breiten, beeinflusst von ansonsten nicht nachweisbaren atmosphärischen Wellen. Direkt darunter stellt ein kleiner Fleck einen verbleibenden Rest des „Great Springtime Storm“ von 2011 bis 2012 dar. Auch mehrere andere Stürme, die die südliche Hemisphäre des Saturn übersäen, sind auf Webbs Bild zu sehen. All diese Merkmale werden von starken Winden und Wellen unterhalb der sichtbaren Wolkendecke geformt, was den Saturn zu einem natürlichen Labor für die Erforschung der Strömungsdynamik unter extremen Bedingungen macht.

Auf beiden Bildern sind auch einige der spitzen Kanten des ikonischen, sechseckigen Jetstreams am Nordpol des Saturn, der 1981 von den Voyager-Sonden entdeckt wurde, schwach zu erkennen. Es bleibt eines der faszinierendsten Wetterphänomene des Sonnensystems. Seine Beständigkeit über Jahrzehnte hinweg unterstreicht die Stabilität bestimmter großräumiger atmosphärischer Prozesse auf Riesenplaneten. Dies sind wahrscheinlich die letzten hochauflösenden Aufnahmen, die wir von dem berühmten Sechseck bis in die 2040er Jahre sehen werden, da der Nordpol in den Winter eintritt und für 15 Jahre in Dunkelheit versinken wird.

In Webbs Infrarotaufnahmen erscheinen die Pole des Saturn deutlich graugrün, was auf Licht hinweist, das bei Wellenlängen um 4,3 Mikrometer emittiert wird. Dieses charakteristische Merkmal könnte von einer Schicht hochgelegener Aerosole in der Saturnatmosphäre stammen, die das Licht in diesen Breitengraden anders streut. Eine weitere mögliche Erklärung ist die Polarlichtaktivität, da geladene Moleküle, die mit dem Magnetfeld des Planeten interagieren, in der Nähe der Pole leuchtende Emissionen erzeugen können. Hubble und Webb haben bereits die Polarlichter des Saturn erforscht, Einblicke in die spektakulären Polarlichter des Jupiter geliefert, die auch mit Hubble zu sehen waren, die 2011 von Hubble erhaschten Polarlichter des Uranus bestätigt und mit Webb erstmals die Polarlichter des Neptun entdeckt.

Auf Webbs Infrarotaufnahme erscheinen die Ringe extrem hell, da sie aus stark reflektierendem Wassereis bestehen. Auf beiden Aufnahmen sehen wir die sonnenbeschienene Seite der Ringe, auf der Hubble-Aufnahme etwas weniger deutlich, weshalb darunter Schatten auf dem Planeten zu sehen sind. Es gibt auch subtile Ringmerkmale wie Speichen und Strukturen im B-Ring (dem dicken zentralen Bereich der Ringe), die bei den beiden Observatorien unterschiedlich erscheinen. Der F-Ring, der äußerste Ring, sieht auf dem Webb-Bild dünn und scharf aus, während er auf dem Hubble-Bild nur leicht leuchtet.

Die Umlaufbahn des Saturn um die Sonne bestimmt in Verbindung mit der Position der Erde auf ihrer jährlichen Umlaufbahn unseren sich verändernden Blickwinkel auf die Oberfläche und die Ringe des Saturn. Diese Beobachtungen aus dem Jahr 2024, die im Abstand von 14 Wochen aufgenommen wurden, zeigen, wie sich der Planet vom nördlichen Sommer in Richtung der Tagundnachtgleiche 2025 bewegt. Während Saturn in den südlichen Frühling und später in den südlichen Sommer der 2030er Jahre übergeht, werden Hubble und Webb zunehmend bessere Einblicke in diese Hemisphäre erhalten.

Hubbles jahrzehntelange Beobachtungen des Saturn haben eine Aufzeichnung seiner sich entwickelnden Atmosphäre geschaffen. Programme wie OPAL mit ihrer jährlichen Überwachung haben es Wissenschaftlern ermöglicht, Stürme, Streifenmuster und saisonale Veränderungen im Laufe der Zeit zu verfolgen. Webb ergänzt diese fortlaufende Aufzeichnung nun um leistungsstarke Infrarot-Fähigkeiten und erweitert damit die Möglichkeiten der Forscher, die atmosphärische Struktur und die dynamischen Prozesse des Saturn zu messen.

Weitere Informationen
Webb ist das größte und leistungsstärkste Teleskop, das jemals ins All gebracht wurde. Im Rahmen einer internationalen Kooperationsvereinbarung stellte die ESA den Startdienst für das Teleskop unter Einsatz der Trägerrakete Ariane 5 bereit. In Zusammenarbeit mit ihren Partnern war die ESA für die Entwicklung und Qualifizierung der Anpassungen der Ariane 5 für die Webb-Mission sowie für die Beschaffung des Startdienstes durch Arianespace verantwortlich. Die ESA stellte außerdem den Hauptspektrografen NIRSpec sowie 50 % des Mittelinfrarot-Instruments MIRI bereit, das von einem Konsortium staatlich finanzierter europäischer Institute (dem MIRI European Consortium) in Zusammenarbeit mit dem JPL und der University of Arizona entwickelt und gebaut wurde. Webb ist eine internationale Partnerschaft zwischen der NASA, der ESA und der Canadian Space Agency (CSA).

Das Hubble-Weltraumteleskop ist seit über drei Jahrzehnten in Betrieb und liefert weiterhin bahnbrechende Entdeckungen, die unser grundlegendes Verständnis des Universums prägen. Hubble ist ein Projekt der internationalen Zusammenarbeit zwischen der ESA und der NASA.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Planet Saturn

Der Beitrag Webb und Hubble liefern neue Aufnahmen von Saturn erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESA.

Cheops – kurz für Characterising Exoplanet Satellite – startete im Dezember 2019 und soll nahegelegene Sterne, von denen bekannt ist, dass Planeten zu ihnen gehören, beobachten. Durch die ultrapräzise Vermessung der Veränderungen der Lichtmengen, die von diesen Systemen ausgehen, während die Planeten ihre Sterne umkreisen, kann Cheops eine erste Charakterisierung dieser Planeten durchführen – und so unser Verständnis darüber, wie sie entstehen und sich entwickeln, verbessern.

Der neue Fund betrifft einen sogenannten „ultraheißen Jupiter“ mit dem Namen WASP-189 b. Heiße Jupiter sind, wie ihre Bezeichnung schon verrät, gigantische Gasplaneten, die dem Jupiter in unserem Sonnensystem ähneln. Allerdings umkreisen sie ihren jeweiligen Heimatstern in viel geringerer Entfernung, wodurch sie extreme Temperaturen aufweisen.

WASP-189 b umkreist seinen Stern 20 Mal näher als die Erde die Sonne. Für einen kompletten Umlauf benötigt er lediglich 2,7 Tage. Sein Heimatstern ist größer und über 2.000 Grad heißer als die Sonne, weshalb er scheinbar blau glüht. „Wir wissen nur von einer Handvoll Planeten, die um so heiße Sterne herum kreisen. Dazu ist dieses System mit Abstand das hellste uns bekannte“, sagt Monika Lendl von der Universität Genf in der Schweiz, Hauptautorin der neuen Studie. „Außerdem ist WASP-189 b der hellste heiße Jupiter, den wir beobachten können, während er sich vor oder hinter seinem Stern befindet. Das macht das gesamte System extrem faszinierend.“

Zuerst haben Lendl und ihre Kollegen Cheops genutzt, um WASP-189 b bei einer Okkultation, also dabei zu beobachten, wie der Planet hinter seinem Heimatstern vorbeizieht. „Da der Planet so hell ist, nimmt die Lichtmenge dieses Systems tatsächlich spürbar ab, wenn er kurz aus dem Blickfeld verschwindet“, erklärt Lendl. „Wir haben diese Beobachtung genutzt, um die Helligkeit des Planeten zu bestimmen und konnten seine Temperatur auf glühend heiße 3200 °C einschränken.“

Dies macht WASP-189 b zu einem der heißesten und extremsten Planeten, was ihn damit von sämtlichen Planeten des Sonnensystems unterscheidet. Bei so hohen Temperaturen schmelzen sogar Metalle wie Eisen und werden zu Gas. Damit ist der Planet zweifelsohne unbewohnbar.

Als Nächstes beobachtete Cheops WASP-189 b dabei, wie er vor seinem Stern vorbeizog, also einen sogenannten Transit. Transite können Aufschluss über die Größe, Form und die Umlaufbahn eines Planeten geben – so auch bei WASP-189 b, für den festgestellt wurde, dass er größer ist als erwartet. Sein Radius ist fast 1,6 Mal so groß wie der des Jupiters.

„Wir haben auch herausgefunden, dass der Stern selbst sehr interessant ist. Er hat keine vollkommen perfekte runde Form, sondern ist größer und gleichzeitig kälter am Äquator als an den Polen, wodurch die Pole des Sterns heller erscheinen“, fährt Lendl fort. „Er dreht sich so schnell um sich selbst, dass er am Äquator nach außen gezogen wird! Zu dieser Asymmetrie kommt hinzu, dass der Orbit von WASP-189 b geneigt ist – er umkreist den Stern nicht an dessen Äquator, sondern näher an den Polen.“

Solch eine geneigte Umlaufbahn fügt dem Rätsel um die Entstehung heißer Jupiter ein weiteres Fragezeichen hinzu. Damit die Umlaufbahn eines Planeten eine derartige Neigung aufweist, muss dieser weiter außerhalb entstanden und dann nach innen gedrückt worden sein. Man geht davon aus, dass solch ein Prozess entsteht, wenn mehrere Planeten innerhalb eines Systems um ihre Positionen rangeln oder wenn ein äußerer Einfluss, zum Beispiel ein anderer Stern, das System stört und die Gasgiganten so in Richtung ihres jeweiligen Sterns und auf sehr kurze, stark geneigte Orbits drückt. „Da wir mit Cheops eine solche Neigung gemessen haben, liegt es nahe, dass WASP-189 b in der Vergangenheit derartigen Interaktionen ausgesetzt war“, fügt Lendl hinzu.

Lendl und ihre Kollegen haben Cheops hochpräzise Beobachtungen und optischen Fähigkeiten genutzt, um die Geheimnisse von WASP-189 b zu lüften. Cheops hat im Januar dieses Jahres „seine Augen aufgeschlagen“ und im April den regulären wissenschaftlichen Betrieb aufgenommen. Seitdem trägt Cheops dazu bei, unser Wissen über Exoplaneten und den nahe gelegenen Kosmos zu verbessern.

„Die ersten Ergebnisse von Cheops sind wahnsinnig aufregend und beweisen eindeutig, dass die Mission hält, was wir uns von ihr in Sachen Präzision und Leistung versprochen haben“, sagt Kate Isaak, ESA-Projektwissenschaftlerin für Cheops.

In den vergangenen 25 Jahren wurden Tausende Exoplaneten entdeckt. Die allermeisten von ihnen haben keine jeweilige Entsprechung in unserem Sonnensystem. Derzeitige und zukünftige vom Boden durchgeführte Beobachtungen und Weltraummissionen werden diese Anzahl noch erheblich erhöhen.

„Cheops spielt eine einzigartige Rolle bei der genaueren Untersuchung von solchen Exoplaneten“, so Isaak weiter. „Das Weltraumteleskop wird nach Transiten von Planeten, die von der Erde aus entdeckt worden sind, suchen und, wo immer möglich, die Größen der Planeten genauer messen, von denen bereits bekannt ist, dass sie vor ihren Heimatsternen vorbeiziehen. Indem wir mit Cheops Exoplaneten in ihren Umlaufbahnen verfolgen, können wir eine erste Charakterisierung ihrer Atmosphären durchführen und das Vorhandensein etwaiger Wolken sowie ihrer Eigenschaften bestimmen.“

In den nächsten Jahren wird Cheops Hunderte bekannter Planeten auf ihren Orbits um ihre hellen Heimatsterne verfolgen und dafür auf die Erfahrung mit WASP-189 b aufbauen und sie erweitern. Die Mission ist die erste einer Serie von drei ESA-Wissenschaftsmissionen zum Auffinden und Charakterisieren von Exoplaneten. Darüber hinaus birgt sie ein erhebliches Potenzial für weitere Entdeckungen – vom Identifizieren von primären Zielen für zukünftige Missionen, die die Atmosphären von Exoplaneten untersuchen werden, bis hin zum Suchen nach neuen Planeten und extrasolaren Monden.

„Cheops wird nicht nur unser Wissen über Exoplaneten vertiefen“, sagt Isaak, „sondern auch das Wissen über unseren Heimatplaneten, unser Sonnensystem und die weitere kosmische Umgebung.“

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Weltraumteleskop Cheops – CHaracterising ExOPlanets Satellite
• Exoplaneten

Der Beitrag ESA: Cheops enthüllt fremdartige Welt mit WASP-189 b erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Star-Light.

Der Saturn ist der sechste Planet im Sonnensystem von der Sonne aus gesehen. Er gehört zu den äußeren Planeten, jenseits des Asteroidengürtels und ist ein Gasplanet. Saturn hat ein ausgeprägtes Ringsystem aus neun Ringen, dass schon Galilei 1610 mit seinem Teleskop entdeckte.

Den Planeten selbst kann man noch mit bloßem Auge beobachten, er ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet im Sonnensystem und der äußerste Planet, der sich noch ohne eine Teleskop beobachten lässt.

Saturn verfügt über 62 Monde von denen viele kleiner als 10 km sind. Als Gasplanet hat Saturn keine feste Oberfläche aber einen Gesteinskern, ähnlich der Erde aber mit mindestens dem 10-fachen Durchmesser.

Zu den weiteren Besonderheiten des Saturn gehört, dass er etwa die doppelte Menge Energie abgibt wie er von der Sonne erhält. Außerdem verfügt er über ein starkes Magnetfeld. Seine Atmosphäre hat Ähnlichkeit mit der des Jupiter, man kann ebenfalls Wolkenbänder beobachten, die aber nicht so stark ausgeprägt sind.

Die wohl interessantesten Monde des Saturn sind der Titan, mit einer nennenswerten Atmosphäre und Enceladus bei dem unter der gefrorenen Oberfläche ein Wasserozean vermutet wird und der aus Geysiren Fontänen aus Wassereis ausstößt. Insgesamt bietet das gesamte System noch viel Potential für Entdeckungen.

Zahlen Daten und Fakten zum Saturn hat die NASA in englischer Sprache im „Saturn Fact Sheet“ zusammengestellt.

Der Beitrag Lexikon: Planet Saturn erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, ESO.

Bei den „Braunen Zwergen“ handelt es sich um kosmische Objekte, welche eine Lücke zwischen den großen Gasplaneten wie zum Beispiel Jupiter und Saturn und lichtschwachen und zugleich relativ kühlen Sternen, den sogenannten „Roten Zwergen“, ausfüllen. Als Braune Zwerge werden alle Objekte eingestuft, deren Masse zwischen dem 13fachen und dem 75fachen der Masse des Planeten Jupiters liegt. Erst ab dieser Mindestmasse finden sich im Inneren eines kosmischen Objektes Druck- und Temperaturbedingungen, welche das Einsetzen einer Wasserstofffusion und somit die Entstehung eines Sterns ermöglichen.

Braune Zwerge verfügen somit nicht über genügend Masse, um in ihrem Zentralbereich die Kernfusion zu zünden und leuchten nur schwach im Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums. Der erste Braune Zwerg, dessen Fund zweifelsfrei bestätigt werden konnte, wurde erst vor zwanzig Jahren entdeckt. Bislang sind den Astronomen lediglich einige Hundert dieser schwer fassbaren und entsprechend wenig untersuchten Objekte bekannt.

Die beiden Braunen Zwerge, welche unserem Sonnensystem am nächsten liegen, bilden ein Paar namens Luhman 16AB, das lediglich knapp 6,5 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Vela (zu deutsch „Segel“) zu finden ist. Dieses Paar ist nach dem Mehrfachsternsystem Alpha Centauri und „Barnards Pfeilstern“ das drittnächste „Stern“-System zur Erde, wurde aber trotzdem erst Anfang des Jahres 2013 entdeckt (Raumfahrer.net berichtete).

Entdeckt wurden die beiden Objekte von dem US-amerikanischen Astronomen Kevin Luhman auf Aufnahmen des Infrarot-Weltraumteleskops WISE, was auch den offiziellen Namen „WISE J104915.57-531906.1“ erklärt. Zur Vereinfachung wird mittlerweile jedoch ein eingängigerer Name verwendet. Da Kevin Luhman zuvor bereits 15 andere Doppelsternsysteme entdeckt hatte, einigten sich die Astronomen auf den Namen „Luhman 16“. Den Konventionen zur Benennung von Doppelsternsystemen folgend wird der hellere Braune Zwerg dieses Doppelsystems Luhman 16A und der lichtschwächere Luhman 16B genannt. In seiner Gesamtheit wird das Paar als „Luhman 16AB“ bezeichnet.

Untersuchungen mit dem Very Large Telescope der ESO
Es war bereits bekannt, dass der lichtschwächere dieser beiden Braunen Zwerge während seiner Rotation alle paar Stunden seine Helligkeit verändert. Dies wurde als ein Hinweis darauf interpretiert, dass Luhman 16B eventuell deutliche Oberflächenstrukturen aufweist. Jetzt hat ein internationales Astronomenteam das in den chilenischen Anden befindliche Very Large Telescope (kurz „VLT“) der Europäischen Südsternwarte (ESO) für weiterführende Studien genutzt. Dabei konnten sie nicht nur den Braunen Zwerg abbilden, sondern zudem auch die verschiedenen hellen und dunklen Bereiche genau kartieren.

Durch die Kombination dieser Daten konnten die Astronomen erstmals eine Oberflächenkarte eines Braunen Zwergs erstellen und Messungen durchführen, welche die Atmosphäreneigenschaften in unterschiedlichen Höhenlagen erfassen. Die Ergebnisse, so die beteiligten Wissenschaftler, läuten eine neue Ära in der Erforschung der Braunen Zwerge ein, in der Astronomen ihre theoretischen Modelle für die Wolkenbildung auf diesen Gebilden – und später auch auf extrasolaren Gasplaneten – anhand von direkten Beobachtungen überprüfen können. Die Ergebnisse der Untersuchungen wurden kürzlich in zwei Artikeln in den Fachzeitschriften „Nature“ und „Astrophysical Journal Letters“ publiziert.

Die erste der beiden Studien, welche unter der Leitung von Ian Crossfield vom Heidelberger Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) durchgeführt wurde, präsentiert eine Oberflächenkarte von Luhman 16B. Hierfür nutzten die Astronomen im Mai 2013 das Instrument CRIRES (kurz für „Cryogenic high-resolution InfraRed Echelle Spectrograph“) – einem Spektrografen zur Aufnahme von hochaufgelösten Spektren im Wellenlängenbereich von einem bis fünf Mikrometern. Anhand der so gewonnenen Daten konnten die Wissenschaftler nicht nur die Helligkeitsänderungen während der Rotation von Luhman 16B erkennen, sondern auch die Bewegungsrichtung der hellen und dunklen Strukturen – zu dem Instrument hin oder von diesem weg – bestimmen.

Mit der gegenwärtig zur Verfügung stehenden Technik ist es unmöglich, Oberflächenkarten dieses Braunen Zwergs in der gleichen Weise zu erstellen, wie Astronomen zum Beispiel die Wolkenbänder des Jupiter kartieren würden – also mithilfe räumlich aufgelöster Bilder, auf denen sich die Details der Oberfläche unterscheiden lassen. Stattdessen kam eine indirekte Methode zum Einsatz. Das verwendete Verfahren wird – dem englischen Sprachgebrauch folgend – als „Doppler Imaging“ bezeichnet. Die Methode nutzt aus, dass die Frequenzen des Lichts eines Sterns in ganz bestimmter Weise verschoben werden, während dieser rotiert. Aus diesen systematischen Verschiebungen lässt sich eine ungefähre Karte der Sternoberfläche rekonstruieren.

Um ein ungefähres Verständnis dafür zu bekommen, wie dieses Verfahren funktioniert, stellen Sie sich bitte vor, dass Sie sich hoch über dem Äquator der Erde befinden und beobachten, wie die Erdoberfläche langsam unter Ihnen hinweg rotiert. Sobald eine spezielle Struktur, welche sich über dem Äquator befindet, gerade in Sicht kommt – also gerade erst über dem Horizont auftaucht – bewegt diese sich zunächst relativ schnell auf Sie zu. Sobald die Formation direkt unter Ihnen vorbeiläuft, ändert sich deren Abstand zu Ihnen zunächst nur noch unwesentlich. Rotiert das Objekt jedoch über den gegenüberliegenden Horizont wieder außer Sicht, dann ändert sich dessen Abstand zu Ihnen wieder deutlich schneller. Ein Objekt, welches sich in höheren nördlichen oder südlichen Breiten befindet, folgt dem gleichen Bewegungsmuster – nur, dass die Bewegungen auf den Beobachter zu oder von ihm weg nicht so ausgeprägt ausfallen wie für ein Objekt am Äquator. Für ein Objekt an einem der Pole bewirkt die Erdrotation dagegen keinerlei Abstandsänderungen relativ zum Beobachter.

Stellen Sie sich die gleiche Situation jetzt für den untersuchten Braunen Zwerg vor. Wenn ein hellerer Fleck auf der Oberfläche des Braunen Zwergs in Sicht rotiert, wird die Art und Weise, inwieweit sich dieser Fleck direkt auf Sie zu oder von Ihnen weg bewegt, davon abhängen, wo diese Struktur in Bezug auf den Äquator platziert ist und wie die Rotationsachse des Braunen Zwergs relativ zu dem Beobachter orientiert ist.

Im Fall von Luhman 16B konnten die Astronomen die Bewegung der Flecken zwar nicht direkt verfolgen, da sie nicht über ausreichend hoch aufgelöste Bilder verfügen. Aber die Bewegung in Richtung Beobachter oder von ihm weg lässt sich indirekt über den Dopplereffekt nachweisen. Wie der Schall so verändert auch das Licht seine Wellenlänge in systematischer Art und Weise, wenn sich die Lichtquelle auf den Beobachter zu oder aber von ihm weg bewegt. Das Ausmaß dieser Veränderung hängt davon ab, wie schnell und in welche Richtung die Bewegung erfolgt.

Für hellere Flecken auf der Oberfläche eines rotierenden Sterns ergibt sich auf diese Weise ein Muster von miteinander überlagerten Wellenlängenverschiebungen für das empfangene Licht. Die Details dieses Musters hängen von der Position der Flecken auf der Oberfläche ab, und deswegen lassen sich umgekehrt aus den Details des Musters Rückschlüsse darauf ziehen, wo auf der Oberfläche sich hellere Flecken befinden und auch darauf, wie hell diese ausfallen. Die Rekonstruktion der Oberfläche ist dabei nicht ganz eindeutig und mit einiger Unsicherheit behaftet. Die hier gezeigten Karten zeigen die Oberflächenstruktur, welche den beteiligten Wissenschaftlern als die wahrscheinlichste erscheint.

Ian Crossfield erklärt hierzu: „Frühere Beobachtungen haben bereits Hinweise darauf ergeben, dass Braune Zwerge eine gefleckte Oberfläche besitzen sollten. Jetzt können wir solch eine Oberfläche direkt kartieren. Bei dem, was wir sehen, dürfte es sich um eine unregelmäßige Wolkendecke handeln, nicht unähnlich der Oberfläche des Planeten Jupiter.“ Die Karten, welche Crossfield und seine Kollegen erstellt haben, sind so etwas wie die groben Versionen von Wetterkarten, wie wir sie von Satellitenaufnahmen unseres Heimatplaneten kennen.

„In Zukunft sollten wir dabei zusehen können, wie auf Luhman 16B Wolken neu entstehen, wie sie sich entwickeln und wieder verschwinden. Vielleicht sind wir dann irgendwann an einem Punkt angelangt, wo Exo-Meteorologen vorhersagen können, wann ein Besucher auf Luhman 16B klaren oder bewölkten Himmel erwarten könnte“, so Ian Crossfield weiter. Für menschliche Bedürfnisse dürfte die Wettervorhersage für Luhman 16B allerdings zu allen Zeiten „äußerst unangenehmes Wetter“ lauten, denn bei Temperaturen von mehr als 1.000 Grad Celsius handelt es sich bei diesen Wolken um Strukturen, welche aus winzigen Tröpfchen flüssigen Eisens und verschiedenen Mineralen bestehen, die in einer Wasserstoff-Atmosphäre schweben.

Die zweite Studie, welche von Beth A. Biller geleitet wurde (jetzt an der Universität Edinburgh tätig, während dieser Forschungen ebenfalls noch am MPIA beschäftigt), geht im wörtlichen Sinne weiter in die Tiefe. Wenn hellere und dunklere Wolken ins Blickfeld rotieren und anschließend wieder außer Sicht geraten, dann ändert sich auch die Gesamthelligkeit des Braunen Zwergs. Durch gleichzeitige Beobachtung der Helligkeitsveränderungen bei unterschiedlichen Wellenlängen konnten Beth Biller und ihre Kollegen rekonstruieren, was in unterschiedlichen Atmosphärenschichten sowohl von Luhman 16A als auch von Luhman 16B vor sich geht. Die entsprechenden Helligkeitsmessungen wurden im April 2013 mit der astronomischen Kamera GROND am 2,2-Meter-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO durchgeführt. GROND kann Aufnahmen einer Himmelsregion in sieben verschiedenen Wellenlängenbereichen simultan anfertigen.

Wieviel Licht ein Gas in diesen Wellenlängenbereichen jeweils aussendet, steht in einem direkten Zusammenhang mit der Temperatur dieses Gases, welche sich in unterschiedlichen Höhen in verschiedenen Atmosphärenschichten unterschiedlicher Temperatur in der Atmosphäre des Braunen Zwergs verändert. Beth Biller sagt zu der Bedeutung der gewonnenen Ergebnisse: „Unsere Daten zeigen, dass das Wettergeschehen auf diesen Braunen Zwergen durchaus komplex ist. Die Wolkenstruktur variiert, je nachdem wie tief man in die Atmosphäre blickt – wir haben es definitiv mit mehr als einer einzigen Wolkenschicht zu tun.“

In den Daten lassen sich unterschiedliche Wolkenregionen auseinanderhalten. Die Analyse der Helligkeitsvariationen zeigt, dass der Braune Zwerg über mehr als nur eine Atmosphärenschicht verfügen muss, welche zudem Wolken beherbergen und lokale Temperaturunterschiede aufweisen. Dies ist das erste Mal, dass solche komplexen Wetterverhältnisse auf einem Braunen Zwerg in dieser Weise nachgewiesen werden konnten. Jetzt sind zunächst wieder die Theoretiker am Zug, welche bessere und detailreichere Modelle für die Atmosphärenstruktur von Braunen Zwergen liefern müssen. Dies wird dann im Zusammenspiel mit zukünftigen Beobachtungsdaten dazu führen, dass die Astronomen die Braunen Zwerge deutlich besser verstehen werden als bisher möglich.

Bedeutung für die Exoplaneten-Forschung
Die Atmosphären von Braunen Zwergen weisen starke Ähnlichkeiten mit den Atmosphären heißer Gasriesen, den sogenannten „Hot Jupiters“, auf. Solche „Heiße Jupiter“ befinden sich allerdings sehr nah an ihren Muttersternen, welche wiederrum sehr viel heller sind als die sie umkreisenden Exoplaneten. Aus diesem Grund ist es nahezu unmöglich, das schwache Licht der dort befindlichen Planeten zu beobachten, welches durch das von dem Zentralstern ausgehende Licht überstrahlt wird. Im Fall von Braunen Zwergen gibt es jedoch keine Lichtquellen, welche das schwache Glühen dieser Objekte überstrahlen könnten, so dass man hier viel genauere Messungen durchführen kann. Durch Untersuchungen von relativ einfach zu beobachtenden Braunen Zwergen können Astronomen also zugleich mehr über die Atmosphären von jungen Gasriesen lernen.

Die Messungen sind allerdings noch in einem allgemeineren Zusammenhang von Interesse. Der Wunsch eines jeden „Exoplanetenjägers“ ist es vermutlich, bei seiner Suche eine „zweiten Erde“ zu entdecken – also einen außerhalb unseres Sonnensystems gelegenen Planeten, welcher theoretisch über die Umweltbedingungen verfügen könnte, welche die Entstehung und Weiterentwicklung von außerirdischen Lebensformen ermöglichen. Hierbei, so die Minimalanforderungen, müsste es sich um einen terrestrischen Planeten handeln, welcher seinen Zentralstern im Bereich von dessen habitablen Zone umläuft und der somit theoretisch Bedingungen aufweist, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen.

Aber auch andere Faktoren, wie zum Beispiel die Atmosphärenzusammensetzung, die Temperatur, die Wetterverhältnisse oder die Eigenschaften der Oberfläche müssen dabei „stimmen“. Es gibt zwar einige Ansätze dafür, wie sich die entsprechenden Eigenschaften von kleinen, kühlen, erdähnlichen Planeten um andere Sterne modellieren lassen. Aber die Beobachtungen, anhand derer solche Modelle getestet und die so vermuteten Eigenschaften direkt überprüft werden können, dürften aller Voraussicht nach noch einige Jahrzehnte auf sich warten lassen. Die jetzt veröffentlichte Karte eines Braunen Zwergs, die weiteren Informationen über dessen Atmosphäre sowie im Rahmen einer anderen Studie erst jüngst veröffentlichte, allerdings deutlich niedriger aufgelöste Karten einer Exoplaneten-Oberfläche, sind erste wichtige Schritte, um in der Zukunft die Eigenschaften von erdähnlichen Planeten zu charakterisieren.

Beth Biller ergänzt: „Besonders aufregend ist für uns, dass unsere Beobachtungen nur der Anfang sind. Mit der nächsten Generation von Teleskopen, insbesondere mit dem European Extremely Large Telescope mit seinem Spiegeldurchmesser von 39 Metern, sollten wir Oberflächenkarten für noch entferntere Braune Zwerge erstellen können – und irgendwann dann auch einmal für junge Gasplaneten anderer Sterne.“

Ian Crossfield schließt mit der folgenden Bemerkung ab: „Unsere Karte des Braunen Zwergs hilft dabei, uns einen Schritt näher zum Verständnis von Wettermustern in unserem Sonnensystem zu bringen. Von klein auf wurde mir beigebracht die Schönheit und den Nutzen von Karten wertzuschätzen. Da ist es wirklich aufregend zu sehen, dass wir nun angefangen haben sogar Objekte außerhalb unseres Sonnensystems zu kartieren!“

Verwandte Meldung bei Raumfahrer.net

• Wolkenkarte eines Exoplaneten (3. Oktober 2013)
• Neue Nachbarn: Ein Sternenpaar in nur 6,5 Lichtjahren (11. März 2013)
• Das VLT entdeckt einen belebten Planeten – die Erde (1. März 2012)
• Unser brauner Zwergstern-Nachbar (25. März 2006)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Braune Zwerge
• Aktuelle Diskussion zu Exoplaneten

Verwandte Seite bei Raumfahrer.net:

• Exoplaneten Newsarchiv

Fachartikel von Ian J. M. Crossfield et al.:

• A Global Cloud Map of the Nearest Known Brown Dwarf (PDF, engl.)

Fachartikel von Beth A. Biller et al.:

• Weather on the Nearest Brown Dwarfs: Resolved Simultaneous Multi-Wavelength Variability Monitioring… (PDF, engl.)

Der Beitrag Eine Wetterkarte von einem Braunen Zwerg erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bereits seit mehreren Jahren befinden sich Astronomen und Astrophysiker auf der ganzen Welt auf der Suche nach einem Sternensystem, welches von seinem Aufbau her unserem Sonnensystem ähnelt. Jetzt gelang einem von dem Astrophysiker Dr. Juan Cabrera vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof geleitetem Team einen großen Schritt in diese Richtung.

Der rund 2.500 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegene Stern KOI-351, so die Astronomen, wird von insgesamt sieben Planeten umkreist. Dr. Juan Cabrera und seine Kollegen betonen in einem Aufsatz in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ die Ähnlichkeit zwischen dem Sternsystem KOI-351 und unserem Sonnensystem: „Kein anderes Planetensystem zeigt eine solche Übereinstimmung mit der ‚Architektur‘ unserer kosmischen Heimat wie dieses System um KOI-351“, so Dr. Cabrera.

Drei der Exoplaneten bei KOI-351 wurden bereits während der letzten Jahren entdeckt. Sie umkreisen ihren Zentralstern mit Perioden von 331, 211 und 60 Tagen und verfügen somit über Umlaufzeiten, welche mit denen der Erde, der Venus und des Merkur vergleichbar sind. Die vier Planeten, welche erst kürzlich von Dr. Cabrera und seinem Team entdeckt wurden, befinden sich zum Teil noch näher an dem Stern und weisen Umlaufzeiten von sieben, neun, 92 und 125 Tagen auf. Der äußerste der sieben Planeten – KOI-351h – umkreist den Stern in einer Entfernung von etwa 150 Millionen Kilometern, was ziemlich genau der Distanz entspricht, in der sich die Erde von der Sonne befindet. Das gesamte Planetensystem von KOI-351 ist somit auf einem relativ engen Raum zusammengedrängt, weist von seinem Aufbau her jedoch sehr große Ähnlichkeiten mit unserem Sonnensystem auf.

Das Planetensystem von KOI-351
„Genau wie bei unserem Sonnensystem sind auf den inneren Bahnen Gesteinsplaneten in ähnlicher Größe wie die Erde zu finden, und auf den äußeren Bahnen Gasriesen ähnlich zu Jupiter und Saturn“, so Dr. Cabrera weiter.

Die beiden innersten Planeten – KOI-351b und KOI-351c – sind nur 31 Prozent beziehungsweise 19 Prozent größer als die Erde. Bei beiden Planeten dürfte es sich somit um sogenannte terrestrische Planeten handeln. Neben der Größe dieser Planeten ist bemerkenswert, dass sie sich in einer sogenannten „5:4 Resonanz“ befinden. In dem Zeitraum, in dem der Planet „b“ seinen Stern fünf mal umrundet, hat der Planet „c“ den Stern genau vier mal umkreist. Ähnliche Resonanzen treten in unserem Sonnensystem auch bei den inneren Monden des Jupiter auf.

Der Planet KOI-351d umkreist seinen Stern mit einer Periode von 60 Tagen. Der Durchmesser dieses Planeten ist 2,9-mal größer als der Durchmesser der Erde. Es handelt sich hierbei somit sehr wahrscheinlich um eine sogenannte „Super-Erde“ oder um einen „Mini-Neptun“. Da die Masse von KOI-351d nicht bekannt ist, ist es bisher nicht möglich zu bestimmen, welcher dieser beiden Kategorien dieser Planet angehört. Die beiden noch weiter außen gelegenen Planeten KOI-351e und KOI-351f sind in etwa so groß wie ihr innerer Nachbar KOI-351d. Das Phänomen, dass benachbarte Planeten in Planetensystemen über ähnliche Größen verfügen, ist den Astronomen bereits aus unserem Sonnensystem bekannt, nämlich von Neptun und Uranus beziehungsweise von der Venus und der Erde. Bei Sternsystemen, in denen sich mehrere Exoplaneten befinden, wurde dies jetzt allerdings erstmalig beobachtet. Auch dies unterstreicht die Ähnlichkeit des Systems KOI-351 zu unserem Sonnensystem.

Bei den beiden äußersten Planeten – KOI-351g und KOI-351h – handelt es sich dagegen um Gasriesen, welche in etwa über den 8-fachen beziehungsweise 11-fachen Durchmesser der Erde verfügen, und die ihren Stern auf langperiodischen Umlaufbahnen innerhalb von 211 beziehungsweise 331 Tagen umkreisen. Auch dies erinnert sehr an unser Sonnensystem, in dem außerhalb der Umlaufbahnen der vier inneren Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars zwei Gasriesen (Jupiter und Saturn) mit 10- beziehungsweise 8-fachem Erddurchmesser die Sonne umrunden.

„Wir können nicht genug betonen, wie wichtig diese Entdeckung ist. Es ist ein großer Schritt auf der Suche nach einem ‚Zwilling‘ zu unserem Sonnensystem und damit auch auf der Suche nach der zweiten Erde“, so Dr. Cabrera. Heike Rauer, die Leiterin der Abteilung „Extrasolare Planeten und Atmosphären“ am DLR-Institut für Planetenforschung und Professorin am Zentrum für Astronomie und Astrophysik an der TU Berlin fügt hinzu: „Die Entdeckung dieses komplexen Planetensystems hilft uns, die Prozesse, die solche Planetensysteme entstehen lassen, besser zu verstehen.“ Und Prof. Dr. Tilman Spohn, der Leiter des DLR-Instituts für Planetenforschung, betont: „Das DLR ist stolz, einen wesentlichen Beitrag zur Entdeckung von neuen Planetensystemen geleistet zu haben.“

Erst ein speziell entwickeltes Computerprogramm ermöglichte die Entdeckung
„KOI“ ist die Abkürzung für „Kepler Object of Interest“. Dies bedeutet, dass der Stern KOI-351 während der Mission des NASA-Weltraumteleskops Kepler – dieses war zwischen den Jahren 2008 und 2013 aktiv und diente in erster Linie der Suche nach extrasolaren Planeten – beobachtet und dabei als 351. Kandidat für die Existenz von Exoplaneten eingestuft wurde. Bei weiterführenden Beobachtungen konnten in diesem Sternsystem dann bereits vor mehreren Jahren drei Exoplaneten bestätigt werden. Bei weiterführenden Auswertungen der Kepler-Daten gelang dem Team um Dr. Cabrera schließlich der Nachweis von vier weiteren Planeten.

Alle Planeten bei KOI-351 wurden dabei mit der so genannten Transitmethode beobachtet. Als „Transit“ bezeichnen Astronomen ein minimal ausfallendes, periodisch auftretendes „Abdimmen“ des von einem Stern ausgehenden Lichts, welches durch das Vorbeiziehen eines Planeten vor der Sternenscheibe hervorgerufen wird. Diese Beobachtungsmethode hat allerdings den Nachteil, dass dabei nur der Durchmesser eines Planeten, nicht jedoch dessen Masse bestimmt werden kann.

Überhaupt war der Nachweis der „neuen“ Planeten erst nach der Entwicklung eines speziellen Computer-Algorithmus möglich. Erst durch die Verwendung dieses Algorithmus waren die Wissenschaftler in der Lage, die charakteristischen Lichtkurven der kleineren Planeten im System von KOI-351 nachzuweisen. Diese neue Technik, so die Wissenschaftler, dürfte wegweisend für die Suche nach ähnlichen Mehrfachsystemen in den großen Datensätzen zukünftiger Weltraumteleskope sein. Die Entdeckung des Teams um Dr. Cabrera wurde kurz darauf auch von einer amerikanischen Forschergruppe um Joseph R. Schmitt von der US-amerikanischen Yale-Universität durch visuelle Überprüfungen der vom Kepler-Weltraumteleskop aufgezeichneten Lichtkurven bestätigt.

Ungewöhnliche Resonanzen zwischen den einzelnen Planeten
„Die Resonanzen der Planetenbahnen sind ein weiteres interessantes Merkmal dieses Systems“, so Dr. Szilárd Csizmadia vom DLR und Mitglied des Teams um Dr. Cabrera. Von Resonanzen sprechen Astronomen, wenn zwei oder mehrere Himmelskörper auf ihren Umlaufbahnen in periodischen Zeitabständen so zueinander stehen, dass sie sich mit ihrer Schwerkraft gegenseitig beeinflussen. „Resonanzen spielen auch in unserem Sonnensystem eine wichtige Rolle, beispielsweise bei den Jupitermonden. Sie machen KOI-351 zu einer Art ‚Goldmine‘ für alle Forscher, die sich mit Planetenformation und der Stabilität von Mehrkörpersystemen beschäftigen“.

Diese Resonanzen bei KOI-351 erschwerten die Suche nach den dortigen Planeten allerdings erheblich. Durch die starke Wechselwirkung zwischen den Planeten waren die Signale, die Dr. Cabrera in den Kepler-Daten suchte, nicht mehr wie üblich streng periodisch, sondern wiesen starke Abweichungen in den Umlaufzeiten auf. Prof. Rudolf Dvorak von der Universität Wien hebt dabei den Planeten KOI-351g als besonders interessant hervor.
„Bei ihm dauerte der zuletzt beobachtete Umlauf überraschend einen Tag länger als der vorangegangene. Störungen dieser Art kannte man schon vorher, aber bisher nur mit maximalen Abweichungen von wenigen Minuten.“

Eine wegweisende Entdeckung für die Zukunft der Exoplanetenforschung
Die jetzt gelungene Entdeckung ist auch ein Signal für zukünftige Projekte zur Suche nach extrasolaren Planeten und deren Erforschung. Nachdem die beiden erfolgreichen Weltraumteleskope Kepler und CoRoT erst vor wenigen Monaten ihren Dienst einstellen mussten, schauen die „Exoplanetenjäger“ unter den Astronomen derzeit voller Hoffnung auf die zur Entscheidung anstehende PLATO-Mission. PLATO (kurz für „PLAnetary Transits and Oscillations of Stars“) soll auf den Erfahrungen von Kepler und CoRoT aufbauen und nach Planetensystemen um nahe gelegene und damit relativ helle Sterne suchen, bei denen die umfangreiche Nachbeobachtungen durch erdgestützte Großteleskope relativ einfach möglich sind.

Durch entsprechende Beobachtungsprogramme könnte man neben dem Durchmesser der dabei zu entdeckenden Planeten auch deren genaue Masse bestimmen. Entsprechende Daten würden einen ersten Blick auf die Zusammensetzung und den inneren Aufbau dieser Planeten erlauben. Außerdem wäre es bei solchen nahen Systemen sogar möglich, die Atmosphäre der dort befindlichen Planeten zu untersuchen, in denen sich dann ganz vielleicht sogar Hinweise auf die Aktivität von Lebewesen finden lassen könnten. Entsprechende Untersuchungen wären ein entscheidender Durchbruch auf der Suche nach der ‚zweiten Erde‘. Die Europäische Weltraumorganisation ESA wird Anfang des Jahres 2014 eine Entscheidung bezüglich der PLATO-Mission treffen.

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Aktuelle Diskussion zu Exoplaneten
• Kepler
• Planetensucher COROT

Fachartikel von Juan Cabrera et al.:

• The Planetary System to KIC 11442793: A Compact Analogue to the Solar System (engl.)

Der Beitrag Sieben Planeten bei dem Stern KOI-351 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1101.3800. Vertont von Peter Rittimger.

Hot Jupiters sind Exoplaneten, deren Masse im Bereich des Jupiters liegt. Es handelt sich also um Gasplaneten, die sehr nah ihren Stern umlaufen und somit stark aufgeheizt werden. Aus der Temperatur kann man nach der klassischen Theorie den Durchmesser bestimmen, allerdings zeigen die meisten Hot Jupiters, bei denen man die Größe messen kann, deutliche Abweichungen davon. Zur Messung ist man darauf angewiesen, dass die Planeten Transits durchführen, das heißt, aus unserer Sicht direkt vor dem Stern entlangziehen. Aus der Verdunkelung kann man bestimmen, wie groß der Planet ist, der den Stern verdeckt.

Lange war man nicht in der Lage zu erklären, warum viele Hot Jupiters von der theoretisch erwarteten Größe abweichen. Ein neuer Ansatz basiert auf der Heizwirkung elektrischer Ströme. Durch die hohe Temperatur der Hot Jupiters können in ihnen Atome ionisiert werden. Wenn diese Ionen durch den Planeten strömen, fließt dadurch elektrischer Strom, da Strom nichts anderes als die Bewegung von Ladungsträgern ist. Diese Ströme werden durch die planetaren Magnetfelder abgelenkt und erzeugen Reibung, die zu einer weiteren Aufheizung führt. Dadurch werden die Planeten heißer als nach der klassischen Theorie und somit auch größer.

Das Team um Konstantin Batygin hat einige Modelle dazu angefertigt, die zum einen die Entwicklung ausgewählter Planeten simuliert, die aber auch Obergrenzen für die Größe von Hot Jupiters bestimmt, die mit allen bislang bekannten vereinbar sind. Eine interessante Eigenschaft dieses Modells ist, dass es das „Verdampfen“ bestimmter Planeten vorhersagt. Wenn ein Planet bei einer bestimmten Masse eine zu große effektive Temperatur (also die Temperatur, die von der Sterneinstrahlung bestimmt wird) besitzt, gehen seine äußeren Schichten verloren, bis nur noch ein kleiner Kern zurückbleibt oder der Planet komplett zerstört wird. Es könnte sich bei einigen der kleinen Planeten, die in großer Sternnähe gefunden wurden, also um die Überreste von zerstörten Hot Jupiters handeln.

Raumcon

• Exoplaneten

Der Beitrag Werden Hot Jupiters durch Strom aufgeheizt? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von hanskemm. Quelle: spacedaily.com.

Das Sternsystem NN Serpentis (PG 1550+131), 1.700 Lichtjahre von der Erde entfernt, besteht aus einem heißen aber kleinen Weißen Zwerg und einem größeren und kälteren Stern. Sie haben 0,1 bzw. 0,5 Sonnenmassen und bewegen sich auf einer engen Umlaufbahn.

Beide werden von 2 jupiterähnlichen Gasplaneten umkreist. Der äußere Planet mit etwa 6 Jupitermassen befindet sich in einer Entfernung von 6 AE (Astronomischen Einheiten) und umrundet das Doppelsternsystem in 15,5 Jahren. Der innere Planet besitzt nur 1,6 Jupitermassen und braucht für einen Umlauf 7,75 Jahre.

Für Wissenschaftler ist NN Serpentis interessant, weil unklar ist, wie dieses System entstanden sein kann, denn es steht nicht fest, ob die Gasplaneten die Bildung des weißen Zwerges überlebt haben oder, ob sie erst durch den Vorablauf entstanden sind. Möglich ist, dass beide Planeten erst in der Phase des Sternentods gebildet wurden, als der Rote Riese große Mengen Materie bei der Nova an die Umgebung abgegeben hat. Diese könnte dann eine protoplanetarische Scheibe gebildet haben, aus der dann die jetzt sichtbaren Exoplanten entstanden sind. 

Falls die beiden Exoplaneten jedoch schon vorher vorhanden waren, dann muss das komplette System eine gewaltige Änderung des Gravitationverhältnisses durchgemacht haben, denn eigentlich hätten beide Gasriesen aus ihren Bahnen gestoßen werden müssen und wären somit nicht mehr Teil dieses Quartetts.
Astro-Wissenschaftler nehmen an, dass die Exoplaneten durch nicht stabile Bewegungsabläufe der Stern-Duopartner aus ihren Bahnen geraten. Bleibt dann die Frage ungeklärt, wie bzw. warum konnten sie in diesem System bleiben?

Da die wenigsten der bisher aufgefundenen Exoplaneten ihre Heimat in Doppelsternsysten haben, können die Astronomen auch nicht aus einem Erfahrungsschatz schöpfen.

Raumcon:

• Exoplaneten

Der Beitrag 2 Planeten in einem Doppelsternsystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: ESO.

Wissenschaftler glauben, dass der Planet ähnlich wie die Gasplaneten unseres Sonnensystems entstanden ist. Da Beta Pictoris sehr jung ist, kann der Planet als Beweis dafür gesehen werden, dass Planeten innerhalb weniger Millionen Jahre entstehen können. Beta Pictoris ist 12 Millionen Jahre alt und um 3/4 schwerer als unsere Sonne. Er ist 60 Lichtjahre entfernt und von einer dichten Gasscheibe umgeben.

Aufnahmen des Exoplaneten wurden in den Jahren 2003, 2008 und 2009 gemacht. 2003 wurde dabei der Exoplanet entdeckt, der bei neuerlichen Beobachtungen Ende 2008 und Anfang 2009 verschwunden war. Im Herbst 2009 erschien der Planet auf der gegenüberliegenden Seite des Sterns. Damit wurde der Beweis für die Existenz des Planeten gelegt. Außerdem konnten Orbit, Geschwindigkeit und einige andere Parameter bestimmt werden.

Beta Pictoris b ist einer von etwa zehn optisch aufgenommenen Exoplaneten. (Die Zahl ist nicht genau und wird teilweise angezweifelt.) Unter diesen nimmt er die Stellung desjenigen ein, der seinem Stern am nächsten ist. Die Entfernung beträgt zwischen 8 und 15 Astronomischen Einheiten (1,2-2,2 Milliarden km). Den Aufnahmen zwischen 2003 und 2009 kann entnommen werden, dass der Exoplanet nur 15-20 Jahre für einen Umlauf um seinen Stern benötigt.

Die Masse von Beta Pictoris b beträgt etwa neun Jupitermassen. Nach den Entdeckungen weiterer solch massereicher Planeten um Formalaut und HR8799 wird angenommen, dass massereiche Gasplaneten ein Nebenprodukt der Sternentstehung sind.

Raumcon:

• Direkt beobachtete Exoplaneten
• Planetenentstehung

Der Beitrag Exoplanet „Beta Pictoris b“ in Bewegung aufgenommen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Hofstätter. Quelle: NASA, ESA, B. McArthur (The University of Texas in Austin, McDonald Observatory).

Bis jetzt ist noch nicht geklärt, wieso die beiden Planeten so unterschiedlich um ihren Zentralstern Ypsilon Andromeda kreisen. Es wird aber davon ausgegangen, dass stärkere Kräfte dabei im Spiel sind. Die Entdeckung wurde durch Koordination des Hubble-Weltraumteleskops, des Hobby-Eberly-Teleskops und anderer irdischer Teleskope gemacht und gestern auf dem 216. Treffen der American Astronomical Society in Miami bekanntgegeben. In die Beobachtungen flossen auch Daten über die nähere Umgebung des Sterns und des Planetensystems ein. Ein wissenschaftlicher Artikel über die Entdeckung wird am 1. Juni im Astrophysical Journal veröffentlicht.

Eines ist jedenfalls jetzt schon sicher: In Zukunft wird die Erforschung von extrasolaren Planetensystemen nicht mehr so einfach sein wie jetzt. Bisher wurde ja davon ausgegangen, dass alle Planeten sich mehr oder weniger in einer Ebene um den Zentralstern bewegen. Aus diesem Grund ist die jetzige Entdeckung eine große Überraschung für die Wissenschaftler.

Ein Jahrzehnt lang waren die drei Gasplaneten, die mit Jupiter verglichen werden können und auch im gleichen Größenverhältnis mit Ypsilon Andromeda stehen, bekannt. Der Zentralstern ist etwas jünger, schwerer und heller als unsere Sonne. Im Zuge der Untersuchungen wurden die Massen der drei schon bekannten Planeten genauer bestimmt und es gibt Hinweise auf einen vierten Planeten, dessen Existenz aber noch nicht bewiesen werden konnte.

Bis auf die Endzeit des Planetenentstehungsprozesses war dieser vermutlich ähnlich mit dem unseres Systems. Normalerweise formen sich die Planeten in einer Gasscheibe und bleiben nach ihrer Entstehung in etwa in ihrem Orbit. Der Rest der protoplanetaren Scheibe stürzt auf den Zentralstern und wird von diesem absorbiert. Ein so großer Winkel zwischen den Umlaufbahnen der Planeten ist eher unüblich.

Erklären lässt sich die jetzt beobachtete Erscheinung durch Interaktionen der Planeten selbst. So wird zum Beispiel vermutet, dass Planeten des Systems nach innen gewandert sein könnten und dadurch die anderen von ihren Bahnen abgelenkt haben.

Verwandte Webseite:

• Hubble Release

Der Beitrag Hubble findet „zerstörtes&“ Planetensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Timo Lange. Quelle: Vogt et al. 2009, Jones et al. 2009, Rivera et al. 2009. Vertont von Peter Rittinger.

Bisher hatte man diese Klasse von Planeten, die potentiell eine feste Oberfläche haben können, nur im Orbit um sogenannte M-Zwergsterne ausmachen können. Diese M-Zwerge, auch Rote Zwerge genannt, leuchten etwa hundertmal so schwach wie die Sonne und verfügen dementsprechend über eine wesentlich geringere Masse. Eng umlaufende Planeten ziehen solche Sterne mit ihrer Schwerkraft während ihres Umlaufs daher viel deutlicher hin und her, als dies bei großen, schweren Sternen der Fall wäre. Die Entdeckung von massearmen Planeten bei im Vergleich schweren Sternen wie der Sonne blieb aus diesem Grund bisher aus.

Einer Forschungsgruppe gelang es aber nun unter kombiniertem Einsatz des Keck-Teleskops, seines High-Resolution-Echelle-Spektrometers (HIRES) und des Anglo-Australian Telescopes (AAT) nach fast fünfjähriger Beobachtungsdauer drei bisher unbekannte Exoplaneten um den bereits gut untersuchten und mit bloßem Auge sichtbaren Stern 61 Virginis im Sternbild der Jungfrau zu entdecken. 61 Virginis befindet sich nur etwa 27,8 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist mit der Spektralklasse G5V ein der Sonne sehr ähnlicher Stern. Er verfügt bei 95 Prozent der Sonnenmasse über einen Radius von 94 Prozent des Sonnenradius, ist mit rund 9 Mrd. Jahren allerdings deutlich älter.

Von den drei neu entdeckten Planeten verfügt lediglich der Innerste, 61 Vir b, über eine Mindestmasse, die ihm den Status einer „Supererde“ zusichert – nämlich 5,09 Erdmassen. Als Supererden werden gemeinhin solche Planeten bezeichnet, deren Masse größer ist als die der Erde, aber geringer als die des Uranus, dem leichtesten unter den Gasplaneten unseres Sonnensystems. Damit fallen alle Planeten mit Massen zwischen einer und etwa 14 Erdmassen in diese Kategorie. Eine Aussage über die Bewohnbarkeit oder die Oberflächenbeschaffenheit ist damit aber noch nicht getroffen. Die meisten bisher bekannten Supererden umkreisen ihren Stern so nah, dass die Temperaturen jegliches Leben dort ausschließen, auch wenn die habitable Zone bei den genannten M-Zwergen deutlich weiter innen liegt.

Auch 61 Vir b hat eine Umlaufperiode von nur 4,2 Tagen, woraus sich ein Abstand zum Stern von lediglich 0,05 Astronomischen Einheiten (AU) oder 7,5 Mio. Kilometern ergibt. Die beiden anderen Planeten liegen etwas weiter außen, bei 0,22 AU bzw. 0,48 AU und brauchen dementsprechend länger, um den Stern zu umlaufen. Zum Vergleich: Der dichteste Planet an der Sonne, Merkur, befindet sich in einem Abstand von 0,39 AU, also nur wenig dichter am Zentralgestirn als der äußerste Planet im System 61 Virginis. Die Massen der beiden äußeren Planeten betragen rund 18,2 Erdmassen für 61 Vir c und 22,9 Erdmassen für 61 Vir d, womit sie in das Masseregime des Neptuns fallen und wahrscheinlich ebenfalls kleine Gasplaneten sind.

Nach Ansicht der beteiligten Wissenschaftler ist die Anwesenheit weiterer massearmer Planeten weiter außen im System, u.a. in der habitablen Zone, nicht auszuschließen. Genauere Messungen wären notwendig, um diesen Verdacht zu bestätigen. Es bleibt also spannend im System 61 Virginis.

Eine zweite Supererde um sonnenähnlichen Stern
Am Tag der Bekanntgabe der Ergebnisse zum System 61 Virginis sorgte die Veröffentlichung der Entdeckung einer weiteren Supererde um einen ebenfalls sonnenähnlichen Stern für Aufregung. Die Beobachtungen, die zu dieser Entdeckung führten, wurden ebenfalls am Keck-Observatorium auf dem Gipfel des hawaiianischen Vulkans Mauna Kea mit dem genannten HIRES-Instrument durchgeführt. Diesmal war die Entdeckung nur nach einem insgesamt fast 13 Jahre dauernden Beobachtungsdurchlauf möglich. Unter die Lupe genommen wurde der rund 75 Lichtjahre entfernte Stern HD 1461. Als Angehöriger der Spektralklasse G0V verfügt er bei einem Alter von 6,3 Mrd. Jahren über 108 Prozent der Masse und 110 Prozent des Radius unserer Sonne.

Der planetare Begleiter HD 1461b hingegen fällt mit einer Mindestmasse vom 7,6-fachen der Erdmasse ebenfalls in die Kategorie „Supererde“, wobei die Umlaufzeit auch in diesem Fall lediglich 5,77 Tage beträgt. Zwar legen die Daten wie bei 61 Virginis auch bei HD 1461 die Anwesenheit von zwei weiteren, äußeren und massereicheren Planeten nahe. Doch reicht die Qualität der vorliegenden Radialgeschwindigkeitskurven nicht aus, um deren Anwesenheit mit hoher Sicherheit festzustellen. Diese noch hypothetischen Planeten hätten relativ lange Umlaufzeiten von 1,22 und 13,5 Jahren und wären im Bereich von 27,9 respektive 87,1 Erdmassen anzusiedeln. Mit einer Umlaufzeit von etwas mehr als einem Jahr hätte der zweite hypothetische Planet das Potential, in der habitablen Zone des Systems HD 1461 zu liegen. Aufgrund seiner hohen Masse hätte er allerdings keine feste Oberfläche. Mögliche große Monde um solch einen Planeten wären hingegen gute Kandidaten für belebte extrasolare Himmelskörper. Die Anwesenheit solcher Monde ließe sich nach derzeitigem Stand der Technik wenn überhaupt durch die Analyse von Transitereignissen bestimmen. Bei einem Transit verdeckt der Planet aus Perspektive der Erde für eine kurze Zeit einmal pro Umlauf den Stern.

Da die Wahrscheinlichkeit für die richtige Ausrichtung der Bahnebene zur Sichtlinie von der Erde aus steigt je dichter ein Planet seinen Stern umrundet, führten die beteiligten Wissenschaftler zusätzlich zu den Messungen der Radialgeschwindigkeit über 10 Jahre hinweg photometrische Beobachtungen durch, um mögliche Transitereignisse aufzuspüren. Dies gelang leider nicht, wobei die Wahrscheinlichkeit für die richtige Ausrichtung der Bahnebene bei 8 Prozent lag. Jedoch sind weitere Beobachtungen nötig, um die Möglichkeit von Transits endgültig auszuschließen oder zu bestätigen.

Insgesamt werfen die Entdeckungen gleich zweier Planeten der Klasse der Supererden um sonnenähnliche Sterne ein gutes Licht auf die Chancen der Weltraummissionen CoRoT und Kepler, eine Vielzahl von weiteren Exoplanten in der Größenordnung des Neptuns und darunter zu entdecken. Die Beobachtungen stützen die Schätzung, nach der etwa ein Drittel der sonnenähnlichen Sterne über Planeten mit niedriger Masse und kurzer Umlaufzeit verfügt. Auch zeigen die Ergebnisse, dass man zumindest aus technischer Hinsicht kurz davor steht, so präzise Radialgeschwindigkeitsmessungen vornehmen zu können, dass prinzipiell erdähnliche Planeten in der habitablen Zone um die angesprochenen Roten Zwergsterne detektierbar wären. Die habitable Zone ist jener Bereich um einen Stern, in dem begründet davon ausgegangen werden kann, dass dort auf einem Planeten Wasser in flüssigem Zustand an der Oberfläche dauerhaft existieren kann.

Noch ein weiterer Planet?
Mitglieder der gleichen Gruppe von Wissenschaftlern veröffentlichte darüber hinaus einen dritten Artikel, in dem die Existenz eines langperiodischen, eher dem Jupiter ähnlichen Planeten im System HD 134987 nahegelegt wird. Bereits seit fast 10 Jahren weiß man von dem Planeten HD 134987b mit etwa 1,64 Jupitermassen, der den Stern in 258 Tagen umrundet. Der neu entdeckte Planet hat dagegen einen mit dem des Jupiter vergleichbaren Orbit, für den er rund 5000 Tage benötigt. Die Masse liegt bei etwa 84 Prozent der Masse des Jupiters.

Die Gesamtzahl der bekannten Exoplaneten steigt mit den neuen Entdeckungen auf mindestens 412 von denen allerdings weniger als zwei Dutzend, Massen unter zehn Erdmassen aufweist.

Die aktuellen Ergebnisse zu 61 Virginis und HD 1461 werden demnächst in der Fachzeitschrift The Astrophysical Journal veröffentlicht.

Raumcon:

• Exoplaneten

Der Beitrag Erstmals Super-Erde um sonnenähnlichen Stern entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist, Welt der Physik, Sterne und Weltraum, NASA, Raumfahrer.net, Forschung aktuell.

David Minton und Renu Malhotra von der Universität Arizona wollten die Entstehung des Asteroidengürtels rechnerisch nachvollziehen, kamen mit den heutigen Bahnen der vier äußeren Planeten aber zu einem deutlich abweichenden Ergebnis. Insbesondere in den Außenbereichen des Ringes gab es zu viele Asteroiden. Also bezogen sie Planetenverschiebungen in ihre Modelle ein und erreichten eine gute Übereinstimmung, wenn sie annahmen, dass sich Jupiter vor etwa 4 Milliarden Jahren der Sonne um 30 Millionen Kilometer näherte und sich die Bahnradien von Saturn, Uranus und Neptun deutlich vergrößerten, bei Saturn etwa um 200 Millionen Kilometer.

Damit ließen sich auch die sogenannten Kirkwood-Lücken erklären. Diese von Asteroiden weitgehend freien Zonen entstehen durch die Schwerkrafteinflüsse der großen Planeten, vor allem Jupiter und Saturn. Stehen die Umlaufzeiten eines Asteroiden und eines Riesenplaneten in einem ganzzahligen Verhältnis, dann bekommt der Asteroid immer dann eine Zugkraft nach außen zu spüren, wenn er an bestimmten Punkten seiner Bahn ist. Dadurch wird die Bahn instabil, der Asteroid bricht aus und stabilisiert sich irgendwann in einer neuen Bahn. Gegenwärtig kennt man mehr als 400.000 Asteroiden im Gürtel zwischen Mars und Jupiter. Ihre Masse ist zusammengenommen deutlich kleiner als die unseres Mondes. Der größte Asteroid, Ceres, wurde 2006 zum Zwergplaneten „befördert“.

Bereits am 22. Januar berichteten wir kurz über eine Wanderungstheorie, welche die Gesteinsplaneten unseres Sonnensystems betrifft. Demnach könnten Mars und Merkur zwischen Venus und Erde in derselben Region entstanden sein. Schaut man sich die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars nach ihrem Abstand von der Sonne sortiert, nebeneinander an, so erkennt man eine gewisse Größensymmetrie, die Brad Hansen von der Universität Kalifornien in Los Angeles nicht für zufällig hält. Durch ein Computerprogramm, mit dem er die Planetenentstehung aus einem Gesteinsring um die Sonne im frühen Sonnensystem simulierte, fand er heraus, dass sich größere Planeten typischerweise am inneren und äußeren Rand des Ringes bildeten. Im Inneren des Ringes formten sich dagegen eher kleinere Körper.

Diese wurden später aber vielfach durch die Gravitation der großen Planeten durcheinandergewirbelt und aus dem Ring geschleudert. Wenn dabei Kollisionen vorkamen, gelangten diese kleineren Körper in einigen Fällen wieder auf stabile Umlaufbahnen um die Sonne. Damit wäre es möglich, dass der sonnenächste Planet Merkur und der vierte Planet Mars in derselben Region unseres Sonnensystems zwischen Venus und Erde entstanden sein könnten und erst später in die „Außenpositionen“ gelangten. Außerhalb des Gesteinsringes konnten sie aber keine weitere Materie aufsammeln und blieben daher vergleichsweise klein.

„Dies stimmt weitgehend mit einigen Eigenschaften von Merkur und Mars überein“, sagte Brad Hansen, der seine Ergebnisse auf einem Treffen der Amerikanischen Astronomischen Gesellschaft in Long Beach (USA) vorstellte. In einer seiner Simulationen prallte die Erde sogar mit einem größeren Himmelskörper zusammen. Einem solchen Ereignis schreibt man heute allgemein die Bildung unseres Mondes zu.

Steve Desch von der Universität Arizona in Tempe hat das Modell zur Entstehung unseres Sonnensystems derart überarbeitet, dass er für das Anfangsstadium deutlich mehr Masse in Form von Gas und Staub vorsah. Die beiden äußeren Planeten, Uranus und Neptun, enthalten jeder mehr Wasserstoff und Helium als die Gesamtmasse unseres Heimatplaneten umfasst. Um diese leichten und daher auch leicht flüchtigen Stoffe festhalten zu können, müssten Uranus und Neptun bereits in den ersten zehn Millionen Jahren der Entwicklungsgeschichte unseres Sonnensystems sehr viel Masse angesammelt haben. Dies konnten sie aber nur in deutlich geringerer Entfernung von der Sonne als heute. Bei ihrer späteren Wanderung ins äußere Sonnensystem haben sie dann große Gasmassen mit sich gerissen, die dort entweder von ihnen festgehalten wurden oder vom Strahlungsdruck umliegender Sterne aus dem Sonnensystem geblasen wurden.

Robin Canup und ihr Kollege William Ward vom Südwest-Forschungsinstitut in Boulder (USA) behaupten, die vier Galileischen Monde, Io, Kallisto, Ganymed und Europa sind letzte „Überlebende“ einer ganzen Kette bis zu zwanzig oder mehr früherer Monde, die im Laufe der Zeit auf den Planeten Jupiter gestürzt sind. Bisherige Computersimulationen zur Planetenentstehung aus einer scheibenartigen Materiezusammenballung ergaben, dass die nach der Planetenbildung übrig bleibende Restscheibe, aus der sich später die Monde formen einige Zehn Prozent der Gesamtmasse ausmachen. Die heutigen Monde haben aber nur einen Anteil von 2 Prozent. Ihre Erklärung dafür geht davon aus, dass Monde, die bereits entstanden, als Jupiter noch immer Material aus dem „freien Raum“ ansaugte, von diesem mit auf den Jupiter gerissen wurden. Dieser Fakt sollte in künftigen Simulationen berücksichtigt werden. Außerdem vermutet man auch Auswirkungen auf die Entstehung des Sonnensystems als Ganzes. Die Entwicklung von Gesteinsplaneten war auch nach zehn Millionen Jahren, also nach dem Ende der „staubigen Phase“ noch in vollem Gange. Sonst hätten ja auch diese in die Sonne gerissen werden können. Im Gegensatz dazu müssten sich die Gasgiganten relativ schnell gebildet haben.

Beruhigenderweise bestätigen sich die oben erwähnten Studien in verschiedenen Punkten. Die Gasplaneten entstehen schnell und wandern, bis auf Jupiter, im Sonnensystem nach außen. Gesteinsplaneten und auch Monde entwickeln sich auch dann noch, wenn das interplanetare Gas im wesentlichen verschwunden ist. Durch gravitative Einflüsse können aber auch diese, aus ihren Bahnen geworfen und damit von weiterem Wachstum abgeschnitten werden.

Verwandte Meldung:

• Neue 3D-Simulation hinterfragt Planetenbildungsmodell (1. Februar 2009)

Der Beitrag Neues zur Entstehung unseres Sonnensystems erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: Extrasolar Planets Encyclopaedia / ePrint-Service: arXiv.org.

Bereits nach eine Woche wurde die Existenz des ersten Exoplaneten für das Jahr 2009 bekannt gegeben: HAT-P-11 b

Die Masse des Exoplaneten liegt bei 0,081 Jupitermassen mit einer Entfernung von 0,053 Astronomischen Einheiten (AE) zum Zentralstern und einer num. Exzentrizität von 0,198. Die Umlaufzeit beträgt demnach 4,8878162 Tage. Der Radius des Exoplaneten liegt bei 0,422 Jupiterradien.

Dies bedeutet, dass HAT-P-11 b unter den Transit-Planeten den kleinsten Radius und die kleinste Masse besitzt. Seine Masse liegt nur ein wenig über der des bekannten Gasplaneten Neptun aus unserem Sonnensystem. Neptuns Masse liegt bei 17 Erdmassen; bei HAT-P-11 b wären es umgerechnet 26 Erdmassen. Der Planetenradius von Neptun liegt bei 3,8 Erdradien; der von HAT-P-11 b ist ca. 2,9 Erdradien. Da HAT-P-11 b dem Aufbau von Neptun ähnlich sein könnte und sich sehr nahe an seinen Zentralstern befindet, spricht man bei dieser Planetenkategorie von „Hot Neptuns„.

Sein Zentralstern, GSC 03561-02092, ist übrigens ein metallreicher K4-Zwergstern mit einer Masse von 0,81 Sonnenmassen und einem Radius von 0,75 Sonnenradien. Er ist 38 Parsec von der Sonne entfernt und befindet sich im Sternbild Schwan. Seine scheinbare visuelle Helligkeit beträgt 9,59 mag.

Das zugehörige Preprint: HAT-P-11b: A Super-Neptune Planet Transiting a Bright K Star in the Kepler Field

Raumcon:

• Exoplaneten-Thread (seit Juni 2006)

Der Beitrag HAT-P-11 b – der erste Exoplanet im Jahr 2009 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Gero Schmidt. Quelle: space.com.

Die Entdeckungen wurden von einem Team unter der Leitung von Geoff Marcy und Paul Butler, zwei der bekanntesten Planetenjäger, gemacht. Um die Planeten aufzuspüren, wurde die Doppler-Effekt-Methode angewandt. Dabei nutzt man den Umstand aus, dass ein umlaufender Planet seinen Heimatstern zum „Hin- und Herwackeln“ (to wobble) veranlasst, da beide, der Planet und der Stern, sich tatsächlich um einen gemeinsamen Bahnmittelpunkt bewegen, der innerhalb des Sterns liegt.
Einer der beiden neu entdeckten Planeten umkreist den Stern 55 Cancri in einem sehr geringen Abstand von nur 5,7 Millionen Kilometern. Zum Vergleich: Die mittlere Entfernung von der Erde zur Sonne beträgt knapp 150 Millionen Kilometer. Selbst Merkur, der innerste Planet in unserem Sonnensystem kommt dem Zentralgestirn nie näher als 46 Millionen Kilometer. Die Umlaufzeit des Exoplaneten beträgt gerade einmal 2,81 Erdentage. Er ist Teil eines ganzen Planetensystems, zu dem noch drei weitere, massereichere Planeten gehören, die in größerem Abstand umlaufen und deren Existenz schon länger bekannt ist. Der Planet hat wie gesagt die 18-fache Erdmasse, was ihn nur geringfügig massereicher als Neptun macht.

Der andere neu entdeckte Planet umläuft den Stern Gliese 436 in einem ebenfalls sehr kleinen Orbit in einem Zeitraum von nur 2,64 Erdtagen. Er ist 25 mal massereicher als die Erde.

Beide Sterne bzw. Planeten sind ca. 30 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt.

Die Zusammensetzung der beiden Planeten ist unklar: Es könnte sich um reine Gasplaneten handeln; möglich wäre aber auch, dass sie zum Teil oder auch vollständig aus Gestein und Eis bestehen. Ob im letzteren Fall eine Atmosphäre vorhanden wäre, ist ebenfalls nicht bekannt.

Es wird erwartet, dass es mit neuen Weltraumteleskopen wie Kepler und COROT innerhalb der nächsten Jahre möglich sein wird, Planeten mit erdähnlicher Masse aufzuspüren.

Der Beitrag Zwei weitere Exoplaneten entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Christian Ibetsberger. Quelle: Chandra.

Die bisherigen Theorien gingen von einer Röntgenquelle an den beiden Polen des Saturns aus, doch nun konnten genaue Untersuchungen dies wiederlegen. Mithilfe des Chandra X-Ray Observatory wurde im April des letzten Jahres, der Saturn zwanzig Stunden lang genau observiert, und man kam zu dem Schluss, dass die Hauptröntgensquelle vom äquatorialem Bereicht des Saturn ausgeht.

Die Art von Röntgenstrahlen die Saturn aussendet, sind denen der Sonne sehr ähnlich. Jan-Uwe Ness von der Universität Hamburg dazu: „Grund für diese Ähnlichkeiten, sind die Streuungen der Röntgenstrahlen an der Saturnatmosphäre. Der Saturn reflektiert fünfzig mal mehr Röntgenstrahlen von der Sonne, als die Mondoberfläche.“

Eine sehr hohe und unerwartet Menge von Röntgenstrahlen wurden bei den Abstrahlungen gemessen. Ganze neunzig Megawatt konnten gemessen werden. Bei früheren Röntgenuntersuchungen von Jupiter wurden ähnlich starke Messwerte gemessen, dies könnte ein weiteres Indiz sein, dass es zu den Eigenschaften von Gasplaneten gehört hohe Mengen an Röntgenstrahlung zu reflektieren. Für Jupiter sind weitere Untersuchungen geplant, um die neuen Messungen mit Saturn zu Vergleichen, um dieses Verhalten endgültig zu beweisen.

Doch die Polaktivitäten auf Saturn bergen weiterhin Geheimnisse. Noch sind sich Wissenschafter nicht darüber im klaren, woher die schwache Röntgenquelle stammt. Ein Grund dafür, könnten die starken Magnetfelder über den Polen sein. Eines konnten die Wissenschafter versichern, die Rinde des Saturns haben keine Röntgenaktivitäten. „Die Saturnringe haben nicht die Fähigkeit Röntgenstrahlung zu reflektieren, im Gegensatz zum Planeten.“ so Scott Wolk, vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Der Beitrag Röntgenstrahlung auf Saturn erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Thomas Seine. Quelle: CfA.

Von den ersten 100 gefundenen Sternensystemen, die Planeten beherbergen, besitzen mehr als 30 Sterne einen Jupiter ähnlichen Planeten, der sich in einem Orbit, kleiner als der Merkur- Orbit um die Sonne um den jeweiligen Stern bewegt. Diese Planeten brauchen für eine Umrundung um den Stern teilweise nur einige Tage (als Vergleich hierzu: Jupiter braucht ca. 12 Jahre für eine Umrundung). Solche nahen Umlaufbahnen resultieren aus der Anziehung zwischen einem neugeborenen Stern und einem werdenden Gas-Giganten.

Im Astrophsical Journal Letters – Heft vom 10. Oktober 2003 erklärten die CfA-Astronomen Myron Lecar und Dimitar Sasselov welche Auswirkungen diese Anziehung hat. Sie fanden heraus, dass die Bildung von Planeten- Formationen ein „Kampf“ ist, in dem ein entstehender Planet für seine Fortexistenz kämpfen muss, um nicht wieder von dem Stern verschlungen zu werden, der ihn anfangs genährt hat.
“Die Endphase ist ein Wettkampf zwischen dem Stern und seinem riesigen Gas- Planeten“, sagte Sasselov. “In einigen Systemen gewinnt der Planet und überlebt, in anderen Systemen wiederum verliert der Planet und wird vom Stern verschlungen.“

Obwohl Planeten in Jupiters Größe schon in einem sehr niedrigen Orbit zu ihrem Stern gefunden wurden, können diese Planeten nicht in ihrem derzeitigen Orbit geformt worden sein. Die extreme Hitze, des nahen Sterns und der Mangel an unverbrauchtem Material hätten jeden großen Planeten am “Verschmelzen“ gehindert. “Es ist eine schlechte Entfernung zu einem Stern, um einen Gas- Giganten zu bilden“, sagt Lecar. “Aber wir haben einige jupitergroße Planeten in solchen Nachbarschaften zu Sternen gefunden. Zu erklären wie sie dort hingekommen sind, ist eine Herausforderung.“

Theoretiker kalkulieren dass die so genannten “Hot Jupiters“ weiter außen in der Nähe von Gas und Staub, die den neuen Stern umgeben, entstehen und dann nach innen wandern. Jedoch ist noch nicht ganz klar wie Planeten vor dem Abdriften in den Stern gehindert werden. Die Wanderung eines Jupiterähnlichen Planeten ist abhängig von dem Material außerhalb seines Orbits. Die äußere protoplanetare Gas- und Staubscheibe drückt den Planeten unaufhaltsam nach innen, eben auch wenn der Planet das Material langsam aufnimmt.

Lecar und Sasselov zeigten, dass ein Planet den Kampf mit dem Stern gewinnen und seiner Zerstörung entgehen kann, indem er die komplette äußere Gas- und Staubscheibe aufnimmt, bevor der Stern den Planeten verschlingt.

Der Beitrag Planetarische Überlebensstrategie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.