Quelle: ESO / Blogpost von Alejandro Izquierdo López , 20. Februar 2026

Die bewohnbare oder „habitable“ Zone verstehen
Jedes Jahr entdecken wir neue Exoplaneten. Was vor 30 oder sogar 20 Jahren noch eine unglaubliche Leistung war, ist heute fast schon Routine. Wir haben über 6000 Planeten entdeckt, die andere Sterne als die Sonne umkreisen, mindestens 330 davon mit ESO-Teleskopen in den Observatorien La Silla und Paranal.

Was Astronomen und die Öffentlichkeit gleichermaßen davon träumen, auf einem dieser Planeten zu bestätigen, ist das, was als Schlüsselelement für Leben gilt: stabiles flüssiges Wasser an der Oberfläche des Planeten. Damit Oberflächenwasser in flüssigem Zustand vorliegt, darf ein Exoplanet weder zu weit entfernt (zu kalt) noch zu nah (zu heiß) an seinem Mutterstern liegen. Er muss in einer gemäßigten Zone umkreisen, die als „bewohnbare zirkumstellare Zone“ oder einfach „habitable Zone“ bezeichnet wird. Da Sterne unterschiedliche Typen, Größen und Massen haben, hat jeder Stern seine eigene bewohnbare Zone.
Teleskope auf der ganzen Welt haben etwa 70 Exoplaneten in der bewohnbaren Zone von Sternen gefunden, aber nur etwa 30 davon wären Gesteinsplaneten wie die Erde, auf denen Ozeane existieren könnten. Das bedeutet jedoch nicht, dass dort garantiert Leben zu finden ist. Beispielsweise umkreisen Planeten wie Venus oder Mars die Sonne innerhalb der Grenzen ihrer bewohnbaren Zone, aber dort Leben zu finden, erscheint sehr unwahrscheinlich. Was brauchen wir noch, damit ein Planet wirklich bewohnbar ist?

Das richtige Maß an Verzweiflung: Reicht die bewohnbare Zone aus?
Selbst wenn sich ein Planet in der bewohnbaren Zone befindet, ist seine Oberflächentemperatur möglicherweise nicht immer so „gemäßigt“, wie wir es uns wünschen würden. Der Planet HD 20794 d beispielsweise ist eine „Supererde“, die 20 Lichtjahre entfernt ist. Er wurde im Januar 2025 dank einer Kombination aus Instrumenten des Very Large Telescope der ESO und des 3,6-Meter-Teleskops der ESO entdeckt. Die Umlaufbahn dieses Planeten ist jedoch so elliptisch, dass er sich im Laufe seines Jahres aus der bewohnbaren Zone herausbewegt, was zu einem extrem langen „Winter” führt, der, gelinde gesagt, nicht sehr lebensfreundlich ist.

Aber selbst bei einer perfekten Umlaufbahn wäre die Temperatur möglicherweise nicht angenehm. Im Jahr 2013 entdeckten Astronomen mit dem 3,6-Meter-Teleskop der ESO drei Planeten im 22 Lichtjahre entfernten System Gliese 667C, die alle innerhalb der habitablen Zone liegen. Seitdem haben wir entdeckt, dass Gliese 667Cf gezeitengebunden ist: Obwohl er sich dreht, ist eine seiner Seiten immer dem Stern zugewandt, wodurch sie verbrannt ist, während die andere Seite permanent im Schatten liegt und kalt ist. Dort könnte Leben, wie wir es kennen, nur in einem Bereich zwischen der hellen und der dunklen Seite gedeihen oder wenn Windströmungen die Wärme gleichmäßig über den Planeten verteilen.

Wirklich bewohnbare Planeten sollten auch über ein Magnetfeld und eine Atmosphäre verfügen, die das Leben vor kosmischer Strahlung schützen, einschließlich der Strahlung, die vom Mutterstern ausgeht. Im Jahr 2016 entdeckten Astronomen mit dem TRAPPIST-Teleskop am La Silla-Observatorium der ESO drei Planeten in der bewohnbaren Zone des ultrakühlen Zwergsterns TRAPPIST 1. Seitdem haben wir erfahren, dass der Planet TRAPPIST1b nicht nur gezeitengebunden ist und starker Strahlung ausgesetzt ist, sondern auch keine Spur einer Atmosphäre aufweist – nicht gerade der beste Ort für Leben. Es ist nicht bekannt, ob die beiden anderen Planeten eine Atmosphäre haben, die die Strahlung ihres Sterns abhalten kann.

Strahlung ist auch eine der Gefahren für Planeten, die M-Sterne umkreisen, die häufigsten Sterne im Universum. M-Sterne haben bewohnbare Zonen, die sehr nahe an ihrer kühlen Oberfläche liegen, wodurch die Planeten den starken Sonneneruptionen ausgesetzt sind, die diese sehr aktiven Sterne häufig hervorbringen. Proxima Centauri b, unsere nächstgelegene potenzielle zweite Heimat außerhalb des Sonnensystems, umkreist einen solchen Stern. Dieser Exoplanet zieht aus unserer Sicht nicht vor seinem Mutterstern vorbei, sodass wir das Licht des Sterns nicht durch die Atmosphäre des Planeten hindurch sehen können, was uns daran hindert, seine Zusammensetzung leicht zu entschlüsseln.

Selbst wenn Planeten kreisförmige Umlaufbahnen in der bewohnbaren Zone und eine Atmosphäre haben, kann ein Exoplanet dennoch eine Höllenlandschaft sein – man denke nur an unseren Nachbarn Venus. Tatsächlich wäre Leben auf der Erde ohne viele Merkmale unseres Planeten nicht möglich gewesen: von der Plattentektonik, die Energie und Nährstoffe liefert, bis hin zum Alter unserer Sonne, die alt genug ist, damit ein Planet genügend Zeit hat, Leben zu entwickeln, aber nicht so alt, dass sich der Stern in einer stabilen Phase seines Lebens befindet, mit viel Zeit vor sich, in der Leben gedeihen kann. Manche fragen sich daher vielleicht, ob die Erde einfach etwas ganz Besonderes ist?

Ein Hoffnungsschimmer: uns neuen Möglichkeiten öffnen
Im Jahr 2007 entdeckte die ESO den habitablen Planeten Gliese 581c. Da es sich um einen der ersten habitablen Planeten handelte, der jemals gefunden wurde, und er nur 22 Lichtjahre von uns entfernt ist, waren die Astronomen voller Begeisterung. Spätere Messungen ergaben, dass sich der Exoplanet am innersten Rand seiner habitablen Zone befindet und daher wahrscheinlich sehr heiß ist. Gibt es noch Hoffnung für Gliese 581c?

Wenn uns die Erde etwas gelehrt hat, dann ist es, dass Leben extrem widerstandsfähig ist. Auf unserem Planeten wurde Leben an unvorstellbaren Orten gefunden: in den Tiefen der Ozeane, in kochend heißen Quellen, tief unter der Erde, in sauren Gewässern… Diese Organismen, meist Bakterien oder Archaeen, sind Extremophile, die sich auf Gliese 581c oder ähnlichen Planeten leicht zu Hause fühlen könnten. Tatsächlich sind viele Orte auf der Erde nicht gerade einfach zu bewohnen. In den eisigen Gebieten am Nord- oder Südpol gibt es keine einheimische Fauna oder Flora, und in den trockensten Teilen einiger Wüsten der Welt, wie der Atacama, kann das Leben ebenfalls nur schwer gedeihen. Das wirft die Frage auf: Könnte es etwas Besseres als die Erde geben? Einige Forscher glauben, dass ein bewohnbarer Planet mit kleineren Kontinenten, größeren Gebieten mit flachen Ozeanen und etwas wärmeren Temperaturen sogar noch bessere Bedingungen als die Erde bieten könnte, damit Leben gedeihen und sich entwickeln kann.

Wenn wir offen für Möglichkeiten sind, könnte Leben sogar außerhalb der bewohnbaren Zone gefunden werden. Die Schwerkraft des Jupiter beispielsweise ist so stark, dass sie seinen Mond Europa erwärmt, sodass dort sogar in dieser großen Entfernung von der Sonne Ozeane aus flüssigem Wasser existieren können, wenn auch unter der Eiskruste des Mondes und nicht an seiner Oberfläche. Wir könnten uns sogar Lebensformen vorstellen, die sich völlig von unseren unterscheiden, die in Ozeanen aus Ammoniak leben und aus Molekülen bestehen, die wir noch nie gesehen haben, und die in der Lage sind, an Orten zu leben, die sich stark von der Erde unterscheiden. Die Erde bleibt unser einziges Beispiel für einen bewohnbaren Planeten, daher müssen wir unsere Suche vorerst vielleicht auf vertraut aussehende Organismen und Exoplaneten beschränken.

Neue Bemühungen jenseits der habitablen Zone
Über die Suche nach Planeten in der bewohnbaren Zone hinaus konzentrieren sich Astronomen nun darauf, lebensbezogene Elemente nachzuweisen. Gase wie CO₂ und Methan können durch biologische Prozesse entstehen, müssen dies aber nicht unbedingt. Andere Gase wie Dimethylsulfid werden vermutlich ausschließlich von lebenden Organismen produziert – allerdings sind sich nicht alle einig, dass dies als zuverlässiges Biosignal angesehen werden kann. Dies ist ein zentrales Problem: Wie kann man mit Sicherheit nachweisen, dass eine bestimmte spektrale Signatur nicht durch nicht-biologische Prozesse verursacht wird?

Zukünftige Einrichtungen wie das geplante Extremely Large Telescope der ESO versprechen reichhaltigere Daten für die Exobiologieforschung. Es wird uns nicht nur helfen, mehr Planeten in der gemäßigten Zone ihrer Sterne zu finden, sondern auch dabei, die Merkmale aufzudecken, die uns sagen, ob sie wirklich bewohnbar sind. Bei der Interpretation der Daten müssen wir jedoch wachsam bleiben, da Bewohnbarkeit nicht garantiert, dass ein Planet tatsächlich Leben beherbergt.

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• Exoplaneten in habitabler Zone

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Quelle: Universität Duisburg-Essen (UDE), Dr. Alexandra Nießen 20. Juli 2022.

20. Juli 2022 – „Mich interessiert, wie das Klima von (frühen) Planeten-Atmosphären physikalisch entstehen konnte. Woraus bestanden sie chemisch? Und wie wechselwirken Jets mit ihrer Umgebung?“, skizziert Rolf Kuiper. Was haben Jets mit Planeten zu tun? „Nahezu gar nichts“, lacht der UDE-Professor. Sie bezeichnen in der Astronomie einen Gas-Strom und durchqueren das Universum über Lichtjahre.

An der UDE wird Rolf Kuiper unter anderem untersuchen, wie erdähnliche Gesteinsplaneten, Gasriesen und Schwarze Löcher entstanden sind. Dabei geht er bis in die frühen Zeiten unseres Universums zurück. „Wir modellieren physikalische Phänomene von der Wechselwirkung von Staubkörnern mit Winden und Strahlung bis hin zu an Masse zunehmenden astrophysikalischen Objekten. Darunter finden sich etwa Planeten, Sterne und Schwarze Löcher, die wir am Hochleistungsrechner modellieren“, so Kuiper. In der UDE-Physik kann er dazu mit dem Experimentellen Astrophysiker Prof. Dr. Gerhard Wurm und dem theoretischen Physiker und Heisenberg-Stipendiaten Dr. Eric Parteli kooperieren. Damit schärft er zugleich das UDE-Profil in diesem Bereich.

Rolf Kuiper studierte Physik von 2000 bis 2006 an der Universität Heidelberg. Dann forschte er bis 2010 am Max-Planck-Institut (MPI) für Astronomie, wo er 2009 promoviert wurde. Danach ging er in die USA ans Jet Propulsion Laboratory (Raketenantriebslabor) des California Institute of Technology (2011-2012); es baut und steuert für die NASA Raumsonden und Satelliten. Zurück in Deutschland arbeitete der Postdoktorand an den Universitäten Heidelberg (2012) und Tübingen (2013) sowie am MPI für Astronomie (2013/14). Von 2015 bis 2021 leitete er eine Emmy Noether Forschungsgruppe an der Uni Tübingen und von 2021-22 eine Heisenberg-Forschungsgruppe an der Uni Heidelberg.

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• Planetenentstehung

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Quelle: Eidgenössische Technische Hochschule Zürich (ETH Zürich), ETH-News Arian Bastani 8. Juli 2022.

Obwohl die Erde seit langem detailliert untersucht wird, sind einige grundlegende Fragen immer noch nicht beantwortet. Eine davon betrifft die Entstehung unseres Planeten, über dessen Anfänge sich die Forschenden immer noch im Unklaren sind. Nun schlägt ein internationales Forschungsteam unter der Leitung der ETH Zürich und des Nationalen Forschungsschwerpunkts PlanetS basierend auf Laborexperimenten und Computersimulationen eine neue Antwort auf diese Frage vor. Die Studie haben die Forschenden in der Fachzeitschrift Nature Astronomy publiziert.

Eine unerklärliche Diskrepanz
«Die vorherrschende Theorie in der Astrophysik und Kosmochemie besagt, dass die Erde aus sogenannten chondritischen Asteroiden entstanden ist. Das sind relativ kleine, einfache Blöcke aus Gestein und Metall, die sich früh im Sonnensystem gebildet haben», erklärt der Hauptautor der Studie, Paolo Sossi, Professor für experimentelle Planetologie an der ETH Zürich. «Das Problem an dieser Theorie ist, dass keine Mischung dieser Chondriten die exakte Zusammensetzung der Erde erklären kann. Diese ist wesentlich ärmer an leichten, flüchtigen Elementen wie Wasserstoff und Helium als man erwarten würde.»

Um diese Diskrepanz zu erklären, wurden im Laufe der Jahre verschiedene Hypothesen formuliert. So wurde beispielsweise postuliert, dass die Kollisionen der Objekte, aus denen sich später die Erde bildete, zu einer starken Erhitzung geführt haben. Dadurch seien die leichten Elemente verdampft, so dass am Ende eben ein Planet mit der heutigen Zusammensetzung der Erde zurückblieb.

Misst man jedoch die Isotopenzusammensetzung von verschiedenen Elementen auf der Erde, werden diese Theorien unplausibel, ist Sossi überzeugt: «Die Isotope eines chemischen Elements haben alle gleich viele Protonen, aber unterschiedlich viele Neutronen. Isotope mit weniger Neutronen sind leichter und sollten daher einfacher entweichen können. Wäre die Theorie der Verdampfung durch Erhitzung richtig, würde man heute auf der Erde weniger von diesen leichten Isotopen finden als in den ursprünglichen Chondriten. Doch genau das zeigen die Isotopenmessungen eben nicht.»

Ein kosmischer Schmelztiegel
Das Team um Sossi hat daher nach einer anderen Lösung gesucht. «Dynamische Modelle, mit denen wir die Entstehung von Planeten simulieren, zeigen, dass sich die Planeten in unserem Sonnensystem nach und nach gebildet haben. Anfänglich kleine Körner sind mit der Zeit zu kilometergroßen Planetesimalen herangewachsen, indem sie durch ihre Anziehungskraft immer mehr Material angesammelt haben», erklärt Sossi. Ähnlich wie Chondrite sind auch Planetesimale kleine Körper aus Gestein und Metall. Aber im Gegensatz zu Chondriten wurden sie ausreichend erhitzt, um sich in einen metallischen Kern und einen felsigen Mantel zu differenzieren. «Außerdem können Planetesimale, die sich in verschiedenen Gebieten um die junge Sonne oder zu verschiedenen Zeiten gebildet haben, eine sehr unterschiedliche chemische Zusammensetzung aufweisen», ergänzt Sossi. Die Frage ist nun: Könnte die zufällige Kombination verschiedener Planetesimale tatsächlich zu einer Zusammensetzung führen, die derjenigen der Erde entspricht?

Um dies herauszufinden, führte das Team Simulationen durch, bei denen Tausende von Planetesimalen im frühen Sonnensystem miteinander kollidierten. Dabei wurden die Modelle so ausgelegt, dass mit der Zeit Himmelkörper entstanden, welche den vier Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars entsprechen. Die Simulationen zeigen nun, dass eine Mischung vieler verschiedener Planetesimale tatsächlich zur effektiven Zusammensetzung der Erde führen könnte. Mehr noch: Die Zusammensetzung der Erde ist sogar das statistisch wahrscheinlichste Ergebnis dieser Simulationen.

Eine Blaupause für andere Planeten
«Auch wenn wir es vermutet hatten, war dieses Ergebnis für uns doch sehr bemerkenswert», erinnert sich Sossi. «Wir haben jetzt nicht nur einen Mechanismus, der die Entstehung der Erde besser erklärt, sondern auch eine Referenz, um die Entstehung der anderen Gesteinsplaneten zu erklären», meint der Forscher. Man könnte mit dem Mechanismus zum Beispiel vorhersagen, wie sich die Zusammensetzung des Merkurs von jener anderer Gesteinsplaneten unterscheidet. Oder wie felsige Exoplaneten anderer Sterne zusammengesetzt sein könnten.

«Unser Studie zeigt, wie wichtig es ist, sowohl die Dynamik als auch die Chemie zu berücksichtigen, wenn man die Entstehung von Planeten verstehen will», hält Sossi fest. «Ich hoffe, dass unsere Erkenntnisse zu einer engeren Zusammenarbeit zwischen Forschenden aus diesen beiden Bereichen führen.»

Publikation
Sossi P et.al. Stochastic accretion of the Earth. Nature Astronomy, 8. Juli 2022. DOI: 10.1038/s41550-​022-01702-2
https://www.nature.com/articles/s41550-022-01702-2

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Bern.

14. Oktober 2021 – Sterne und Planeten entstehen aus demselben kosmischen Gas und Staub. Im Verlauf des Entstehungsprozesses kondensiert ein Teil des Materials und bildet Gesteinsplaneten, der Rest wird entweder vom Stern angehäuft oder wird Teil von Gasplaneten. Die Annahme eines Zusammenhangs zwischen der Zusammensetzung von Sternen und ihrer Planeten ist daher naheliegend und wird etwa im Sonnensystem durch die meisten Gesteinsplaneten bestätigt (Merkur bildet hier die Ausnahme). Dennoch erweisen sich Annahmen, insbesondere in der Astrophysik, nicht immer als wahr. Eine Studie unter der Leitung des Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) in Portugal, an der auch Forschende des NFS PlanetS der Universität Bern und der Universität Zürich beteiligt sind, die heute in der Fachzeitschrift Science veröffentlicht wurde, liefert den ersten empirischen Beweis für diese Annahme – und widerspricht ihr teilweise zugleich.

Kondensierte Sterne gegen felsige Planeten
Um herauszufinden, ob die Zusammensetzung von Sternen und ihren Planeten zusammenhängt, verglich das Team sehr präzise Messungen von beiden. Bei den Sternen wurde ihr ausgestrahltes Licht gemessen, das den charakteristischen spektroskopischen Fingerabdruck ihrer Zusammensetzung trägt. Die Zusammensetzung der Gesteinsplaneten wurde indirekt bestimmt: Aus ihrer gemessenen Masse und Radius wurden ihre Dichte und Zusammensetzung abgeleitet. Erst in jüngster Zeit sind genügend Planeten so genau vermessen worden, dass aussagekräftige Untersuchungen dieser Art möglich sind.

«Doch da Sterne und Gesteinsplaneten sehr unterschiedlicher Natur sind, konnten wir ihre Zusammensetzung nicht direkt vergleichen», erklärt Christoph Mordasini, Mitautor der Studie, Dozent für Astrophysik an der Universität Bern und Mitglied des NFS PlanetS. «Stattdessen haben wir die Zusammensetzung der Planeten mit einer theoretischen, heruntergekühlten Version ihres Sterns verglichen. Während der größte Teil des Sternmaterials – vor allem Wasserstoff und Helium – bei der Abkühlung als Gas verbleibt, kondensiert ein kleiner Teil, der aus gesteinsbildendem Material wie Eisen und Silikat besteht», erklärt Mordasini.

An der Universität Bern wird seit 2003 das «Berner Modell der Entstehung und Entwicklung von Planeten» laufend weiterentwickelt. Christoph Mordasini sagt: «Wir kombinieren in unserem Modell Erkenntnisse zu den vielfältigen Prozessen, die bei der Entstehung und der Entwicklung von Planeten ablaufen.» Mithilfe dieses Berner Modells konnten die Forschenden die Zusammensetzung die Gesteinsmaterials des heruntergekühlten Sterns berechnen. «Das haben wir dann mit den Gesteinsplaneten verglichen», so Mordasini.

Hinweise auf Bewohnbarkeit von Planeten
«Unsere Ergebnisse zeigen, dass die Annahmen bezüglich der Zusammensetzung von Sternen und ihrer Planeten nicht grundlegend falsch waren: Die Zusammensetzung von Gesteinsplaneten ist tatsächlich eng mit jener ihres Wirtssterns verbunden. Allerdings ist die Beziehung nicht so simpel, wie angenommen», sagt der Hauptautor der Studie und Wissenschaftler am IA, Vardan Adibekyan.

Erwartet hatten die Forschenden, dass die Häufigkeit dieser Elemente im Stern die Obergrenze darstellt. «Doch bei einigen der Planeten ist etwa die Eisenhäufigkeit im Planeten sogar höher als im Stern», erklärt Caroline Dorn, Ambizione-Fellow an der Universität Zürich und Mitautorin der Studie. «Dies könnte auf gigantische Einschläge auf diesen Planeten zurückzuführen sein, bei denen ein Teil des äußeren, leichteren Materials abbricht, während der dichte Eisenkern zurückbleibt», so die Forscherin. Die Ergebnisse könnten den Forschenden daher Aufschluss über die Geschichte der Planeten geben.

«Die Ergebnisse dieser Studie sind auch sehr nützlich, um die Zusammensetzung von Planeten einzugrenzen, die auf der Grundlage der aus Masse- und Radiusmessungen berechneten Dichte angenommen wird», erklärt Christoph Mordasini. «Da mehr als eine Zusammensetzung zu einer bestimmten Dichte passen kann, sagen uns die Ergebnisse unserer Studie, dass wir die möglichen Zusammensetzungen mithilfe jener des Wirtssterns eingrenzen können», sagt Mordasini. Und da die genaue Zusammensetzung eines Planeten etwa darauf Einfluss hat, wie viel radioaktives Material er enthält oder wie stark sein Magnetfeld ist, kann sie darüber entscheiden ob der Planet lebensfreundlich ist oder nicht.

«Bern Model of Planet Formation and Evolution»
Mit dem «Bern Model of Planet Formation and Evolution» können Aussagen gemacht werden, wie ein Planet entstanden ist und wie er sich entwickelt hat. Seit 2003 wird das Berner Modell an der Universität Bern laufend weiterentwickelt. Ins Modell fließen Erkenntnisse ein zu den vielfältigen Prozessen, die bei der Entstehung und der Entwicklung von Planeten ablaufen. Dabei handelt es sich beispielsweise um Submodelle zur Akkretion (Wachstum des Kerns eines Planeten) oder dazu, wie Planeten gravitationsbedingt miteinander interagieren und sich gegenseitig beeinflussen sowie zu Prozessen in den protoplanetaren Scheiben, in denen Planeten entstehen. Mit dem Modell werden auch sogenannte Populationssynthesen erstellt, die aufzeigen, welche Planeten sich wie häufig unter bestimmten Rahmenbedingungen in einer protoplanetaren Scheibe entwickeln.

Angaben zur Publikation:
Vardan Adibekyan et al., A compositional link between rocky exoplanets and their host stars, 14.10.2021, Science
DOI: 10.1126/science.abg8794

Berner Weltraumforschung: Seit der ersten Mondlandung an der Weltspitze
Als am 21. Juli 1969 Buzz Aldrin als zweiter Mann aus der Mondlandefähre stieg, entrollte er als erstes das Berner Sonnenwindsegel und steckte es noch vor der amerikanischen Flagge in den Boden des Mondes. Dieses Solarwind Composition Experiment (SWC), welches von Prof. Dr. Johannes Geiss und seinem Team am Physikalischen Institut der Universität Bern geplant und ausgewertet wurde, war ein erster großer Höhepunkt in der Geschichte der Berner Weltraumforschung.
Die Berner Weltraumforschung ist seit damals an der Weltspitze mit dabei: Die Universität Bern nimmt regelmäßig an Weltraummissionen der großen Weltraumorganisationen wie ESA, NASA, ROSCOSMOS oder JAXA teil. Mit CHEOPS teilt sich die Universität Bern die Verantwortung mit der ESA für eine ganze Mission. Zudem sind die Berner Forschenden an der Weltspitze mit dabei, wenn es etwa um Modelle und Simulationen zur Entstehung und Entwicklung von Planeten geht.
Die erfolgreiche Arbeit der Abteilung Weltraumforschung und Planetologie (WP) des Physikalischen Instituts der Universität Bern wurde durch die Gründung eines universitären Kompetenzzentrums, dem Center for Space and Habitability (CSH), gestärkt. Der Schweizer Nationalsfonds sprach der Universität Bern zudem den Nationalen Forschungsschwerpunkt (NFS) PlanetS zu, den sie gemeinsam mit der Universität Genf leitet.

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Planetenentstehung

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Quelle: Universität Bern.

Gesteinsplaneten so gross wie die Erde sind für kosmische Massstäbe klein. Deshalb ist es ungemein schwierig, sie mit Teleskopen zu entdecken und zu charakterisieren. Was sind die optimalen Bedingungen, um so kleine Planeten draussen im All zu finden? «Ein Gesteinsplanet, der heiss und geschmolzen ist und womöglich eine ausgedehnte Gasatmosphäre besitzt, erfüllt die Kriterien», sagt Dan Bower, Astrophysiker am Center for Space and Habitability (CSH) der Universität Bern. Aufgrund der starken Abstrahlung könnten Teleskope einen solchen Planeten leichter aufspüren als ein festes Pendant. «Zugegeben, niemand möchte auf einem dieser Planeten Ferien machen», sagt der CSH- und SNF-Ambizione-Fellow: «Aber die Untersuchung dieser Objekte ist wichtig, da viele, wenn nicht sogar alle Gesteinsplaneten ihr Leben als geschmolzene Brocken beginnen. Einige davon könnten irgendwann bewohnbar werden wie die Erde.»

Gesteinsplaneten werden aus den Resten aller Resten gebildet. «Alles, was nicht in den Zentralstern oder einen Riesenplaneten gelangt, hat das Potenzial, einen viel kleineren, terrestrischen Planeten zu formen», sagt Bower: «Wir haben Grund zur Annahme, dass Prozesse während der Babyjahre eines Planeten für seinen späteren Lebensweg entscheidend sind.» Daher wollten Bower und ein Team von Post-Docs des Forschungsschwerpunkts PlanetS die beobachtbaren Charakteristiken eines solchen Planeten aufdecken. Ihre Studie ist nun in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erschienen. Sie zeigt, dass eine geschmolzene Erde einen um etwa 5% grösseren Radius hätte als eine feste Erde. Denn unter den extremen Bedingungen im Planeteninneren verhält sich geschmolzenes Material anders als festes. «Im Wesentlichen nimmt ein geschmolzenes Silikat mehr Volumen ein als der entsprechende Festkörper, und das macht den Planeten grösser», erklärt Bower.

Ein Unterschied, den CHEOPS erkennen kann
Bei der Charakterisierung von Exoplaneten ausserhalb unseres Sonnensystems und der Suche nach möglicherweise bewohnbaren Welten zählen die Forschenden der Universität Bern zur Weltspitze. Einen erdgrossen Gesteinsplaneten bei einem hellen, sonnenähnlichen Stern wird man allerdings nicht vor dem Start der Raumsonde PLATO im Jahr 2026 aufspüren. Doch inzwischen interessieren sich die Forschenden vor allem für Planeten, die kühlere, kleinere Sterne wie die Roten Zwerge Trappist-1 oder Proxima b umkreisen. Interessanterweise kann eine fünfprozentige Differenz bei den Planetenradien bereits mit aktuellen und künftigen Beobachtungsinstrumenten gemessen werden, insbesondere mit dem Weltraumteleskop CHEOPS, das in Bern entwickelt und zusammengebaut wurde und noch in diesem Jahr starten wird. Tatsächlich deuten die neuesten Daten darauf hin, dass geschmolzene Planeten mit kleiner Masse, deren Temperatur durch das intensive Licht vom Stern über lange Zeit hoch bleibt, im Katalog der Exoplaneten bereits vorhanden sind. Einige Exoplaneten könnten also ähnliche Bausteine wie die Erde haben, aber unterschiedliche Mengen an festem und geschmolzenem Gestein, was die beobachteten Abweichungen in der Planetengrösse erklären würde. «Sie müssen nicht unbedingt aus exotischen, leichten Materialien bestehen, um die Daten zu erklären», sagt Bower.

Aber selbst ein völlig geschmolzener Planet bietet möglicherweise keine Erklärung für die extremsten geringen Dichtewerte, die beobachtet wurden. Doch auch dafür hat das Forschungsteam einen Vorschlag: In ihrer frühen Entwicklung können geschmolzene Planeten durch Entgasung von Magma mächtige Atmosphären aus flüchtigen Bestandteilen bilden, die ursprünglich in der Schmelze gelöst waren. Dies könnte eine zusätzliche Abnahme der beobachteten Planetendichte erklären. Das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) sollte in der Lage sein, eine solche Atmosphäre auf einem Planeten um einen kühlen Roten Zwergstern zu erkennen, wenn diese vor allem Wasser oder Kohlendioxid enthält.

Neben den Konsequenzen für die Beobachtungen sieht Bower als Erdwissenschaftler seine Studie in einem breiteren Kontext: «Unsere eigene Erde können wir natürlich nicht beobachten, als sie heiss und geschmolzen war. Aber die Exoplaneten-Forschung eröffnet uns die Möglichkeit, Entsprechungen der jungen Erde und der jungen Venus aufzuspüren.» Das könnte für neue Erkenntnisse über die Erde und die anderen Planeten in unserem Sonnensystem sehr wichtig werden. Betrachtet man die Erde im Kontext von Exoplaneten und umgekehrt, bieten sich neue Möglichkeiten, die Planeten innerhalb und ausserhalb des Sonnensystems zu verstehen.

Angaben zur Publikation:

• Dan J. Bower et al: Linking the evolution of terrestrial interiors and an early outgassed atmosphere to astrophysical observations, Astronomy & Astrophysics. DOI:

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Autor: Star-Light, Quelle: NASA.

Von den ersten Astronomen, die ihren Blick zum Himmel richteten bis zu den Raumsonden, die andere Planeten erforschten war es ein weiter Weg. Der Mars hat seit jeher die Fantasie der Menschen beflügelt. Auch mit unserem heutigen Wissen durch die Raumfahrt bleiben noch viele Fragen offen. Ein Planetenportrait.

Von unserer  aus betrachtet ist der Mars der vierte Planet im Sonnensystem. Er ist der äußere Nachbar der Erde und bildet mit den Planeten Merkur, Venus und Erde das innere Sonnensystem aus Gesteinsplaneten. Nach außen folgt der Asteroidengürtel und die äußeren (Gas-) Planeten. Bereits den frühen Astronomen war der Mars bekannt. Das Wort Planet leitet sich aus dem griechischen ab und bedeutet so viel wie „umherwandern“.

Gemeinsam mit den anderen mit dem bloßen Auge beobachtbaren Planeten im Sonnensystem bewegt sich der Mars jede Nacht vor dem scheinbar still stehenden Firmament. Hinzu kommt seine außergewöhnliche Bahn und natürlich die rote Farbe, der er auch seinen Namen verdankt. Die Römer nannten den Planeten nach dem Kriegsgott „Mars“ und verbanden die Farbe mit dem im Krieg vergossenen Blut. Seine rote Farbe verdankt der Mars jedoch dem Eisenoxid (Rost) auf seiner Oberfläche. Aus der griechischen Mythologie stammen die Namen der beiden Marsmonde „Phobos“ und „Deimos“ (griech. Furcht und Schrecken), benannt nach den Söhnen und Begleitern des griechischen Kriegsgottes „Ares“. Die Entdeckung der Monde erfolgte 1877 durch den amerikanischen Astronomen Asaph Hall.

Der Mars in der Geschichte der Astronomie

Auch in der Geschichte der Astronomie spielte der Mars eine große Rolle. Der dänische Hofastronom Tycho Brahe (1546 – 1601) lieferte mit seinen sehr exakten Himmelsbeobachtungen die Datenbasis mit der Johannes Kepler (1571 – 1630) die Bahn des Mars exakt bestimmen und daraus die nach ihm benannten Gesetze ableiten konnte.

Mit der Erfindung und stetigen Verbesserung des Fernrohrs wurden dem Mars weitere Geheimnisse entlockt. So beobachtete der niederländische Astronom Christian Huygens (1629 – 1695) im Jahre 1659 eine dunkle Fläche auf dem Mars, die sich bewegte. Er schloss daraus, dass der Mars rotieren müsse und berechnete die Umlaufzeit mit 24 Stunden. Später sollte Jean-Dominique Cassini (1625 – 1712) den Wert mit 24 Stunden und 40 Minuten noch genauer bestimmen. Auch die Polkappen des Mars wurden in diesem Zeitraum erstmals beobachtet. Friedrich Wilhelm Herschel konnte mit seinen selbstgebauten Spiegelteleskopen die Polachsenneigung des Mars sehr genau bestimmen.

Für großes Aufsehen sorgte schließlich der Mailänder Astronom Giovanni Virginio Schiaparelli (1835 – 1910). Er glaubte auf der Oberfläche des Mars feine linienförmige Strukturen erkannt zu haben, die er „Canali“ (italienisch für „Rinnen“ oder „Gräben“) nannte. Daraus wurden schnell „Kanäle“ abgeleitet, die die Fantasie der Menschen beflügelten und zu Spekulationen über eine Zivilisation auf dem Mars führten. Diese wurden erst im Zeitalter der Raumfahrt endgültig widerlegt.

Das heutige Bild vom Mars

Bereits durch die Mariner Sonden war bekannt, dass der Mars eine hochinteressante, abwechslungsreiche Oberfläche besitzt, mit Strukturen wie wir sie auch von der Erde kennen. Er besitzt wie die Erde Polkappen am Nord- und Südpol. Das Eis besteht sowohl aus gefrorenem Kohlendioxid, als auch aus Wassereis. Da der Mars eine ähnliche Achsneigung wie die Erde hat gibt es auf dem Mars jahreszeitliche Veränderungen, die man unter anderem deutlich an der südlichen Polkappe erkennen kann.

Der Mars ist zweigeteilt in eine nördliche Tiefebene die weit weniger Einschlagkrater aufweist wie das südliche Hochland. Auf der südlichen Hemisphere befindet sich auf dem Tharsis-Rücken der 26,4 km hohe Vulkan Olympus Mons mit ca. 600 km Durchmesser. Auf dem Gipfel des erloschenen Vulkans befindet sich ein riesiger Vulkankrater in dem die gesamte Stadt Berlin Platz finden würde. Eine weitere sehr auffällige Struktur auf dem Mars sind die Valles Marineris (die Mariner-Täler), sie stellen mit 4000 km Länge und bis zu 700 km Breite bei einer Tiefe von bis zu 7 km den Grand Canyon der Erde weit in den Schatten. Der Mars ist halb so groß wie die Erde, hat aber nur 11% seiner Masse. Der Oberflächendruck der Marsatmosphäre beträgt mit 0,006 bar weniger als ein Hundertstel des Atmosphärendrucks auf der Erdoberfläche. Die Marsatmosphäre besteht zu über 95% aus Kohlendioxid, knapp 3% aus Stickstoff und nur 0,13% entfallen auf Sauerstoff. Für den Menschen ist sie damit nicht atembar.

Es sollte die amerikanische Raumsonde Mariner 4 sein, die im Juli 1965 die ersten 21 Nahaufnahmen des Mars zurück zur Erde sendete und uns damit erstmals das wahre Antlitz des Mars zeigte. Die weiteren Mariner Sonden lieferten ein erstes vollständiges Bild des Planeten aus einigen tausend Fotos. Die erste weiche Landung gelang der Sowjetunion im Jahre 1971 mit der Sonde Mars 3. Leider brach der Funkkontakt unmittelbar nach der Landung ab. Einen weiteren Meilenstein in der Marsforschung setzten die beiden Sonden Viking 1 und 2 mit ihren weichen Landungen am 20. Juli und 3. September 1976. Die Ergebnisse ihrer Experimente beschäftigen noch heute die Wissenschaft. Sind sie das Resultat chemischer Reaktionen, oder ein erster Hinweis auf organisches Leben, wie Gilbert Levin einer der Entwickler der Experimente der Sonden glaubt?

Der erste Rover auf dem Mars landete am 04. Juli 1997 auf dem dem Mars. Es handelte sich um die Pathfinder Mission mit dem Rover „Sojourner“. Neben zahlreichen Fotos und Wetterdaten konnte er erste Analysen von Boden und Gestein zur Erde funken.

Ihm folgten die Rover „Spirit“ (Landung 4. Januar 2004 im Krater Gusev) und Opportunity (Landung 25. Januar 2004 in der Tiefebene Meridiani Planum). Während der Kontakt zu „Spirit“ im März 2010 abbrach sammelt Opportunity noch immer fleißig Daten. Sie legen nahe, dass es auf dem Mars einmal flüssiges Wasser gab. Der derzeit letzte Rover landete am 26. November 2011. Es handelt sich um das Mars Science Laboratory (Curiosity) der NASA. Er soll weitere geologische Analysen des Marsbodens durchführen und ist ebenfalls noch aktiv.

Auch die Fernerkundung des Mars schritt mit den erfolgreichen Sonden wie dem Mars Global Surveyor (1997 – 2006) weiter voran. Die Sonde machte sehr hochauflösende Bilder des Mars. Auf den Bildern fanden die Wissenschaftler deutliche Beweise für einst flüssiges Wasser auf dem Mars in Form von ausgetrockneten Flüssen und Seen. Mars Odyssey (2001 – heute), die große Mengen Wassereis am Marssüdpol entdeckte, Mars Express der ESA (2003 – heute) entdeckte u.a. Spuren von Methan in der Atmosphäre. Der Mars Reconnaissance Orbiter kartografiert seit 2006 den Mars und soll unter anderem geeignete Landestellen für zukünftige Missionen finden. Außerdem dient er als Kommunikationsschnittstelle mit der Erde. Die Sonde Maven umkreist seit dem 22. September 2014 den Mars und untersucht seine Atmosphäre.

Sie und die Daten weiterer Sonden, wie dem ExoMars Trace Gas Orbiter werden uns noch viele Entdeckungen ermöglichen und unser Bild vom Mars auch in der Zukunft noch nachhaltig verändern.

Zahlen Daten und Fakten über den Planeten hat die NASA in englischer Sprache im NASA Mars Fact Sheet zusammengestellt

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• Der Planet Mars

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Auto: Star-Light, Quelle: ESA, NASA Earth Fact Sheet (englisch).

Nach heutigem Kenntnisstand ist die Erde, unsere Heimat, immer noch der einzige Ort im Universum von dem wir wissen, dass auf seiner Oberfläche Leben existiert. Unsere Heimat ist der größte der inneren Planeten und umkreist von der Sonne aus gesehen an dritter Stelle sein Zentralgestirn. Er entstand – wie alle Planeten im Sonnensystem – vor etwa 4,6 Milliarden Jahren und umkreist die Sonne in der sogenannten habitalen Zone. Dieser Tatsache ist es unter anderem zu Verdanken, dass auf der Erde Leben existiert. Die Erdoberfläche besteht zu etwa 70% aus Wasser- und zu 30% aus Landflächen. Ihr heutiges Erscheinungsbild ist nur das vorläufige Ergebnis der permanenten Veränderungen durch innere und äußere Kräfte.

Aufbau der Erde

Das innere der Erde bleibt uns bis heute weitgehend verborgen. Nur indirekte (seismische, thermische oder magnetische) Methoden erlauben uns einen Einblick. Die tiefsten Bohrungen erreichten bisher Tiefen von ca. 15 Kilometern.
Nach heutigem Stand der Wissenschaft besteht die Erde aus einem festen inneren Kern, der von einem flüssigen äußeren Kern umschlossen ist. Darüber folgt der Erdmantel aus Silikatgestein, der an einigen Stellen geschmolzen ist. Die Erdkruste ist schließlich die Außenhülle der Erde auf der wir leben.

Über der Erdoberfläche dehnt sich die Atmosphäre aus, ohne die kein Leben auf der Erde möglich wäre. Sie erstreckt sich bis zu einer Höhe von etwa 2400 km in den Weltraum.

Zahlen, Daten und Fakten zu unserem Heimatplaneten findet man im NASA Fact Sheet Earth in englischer Sprache.

Der Beitrag Lexikon: Planet Erde 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.

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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 Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, JPL, Science.

Seit der Entdeckung des ersten Exoplaneten im Jahr 1995 konnten Astronomen bis zum heutigen Tag 871 Exoplaneten nachweisen. Der Wunsch eines jeden „Exoplanetenjägers“ ist es vermutlich, bei seiner Suche eine „zweiten Erde“ zu entdecken – also eines außerhalb unseres Sonnensystems gelegenen Planeten, welcher theoretisch über die Umweltbedingungen verfügen könnte, um dort die Entstehung und Weiterentwicklung von außerirdischen Lebensformen zu ermöglichen.

Hierbei, so die Minimalanforderungen, müsste es sich um einen terrestrischen Planeten handeln, welcher seinen Zentralstern im Bereich von dessen habitabler Zone umläuft und der somit theoretisch Bedingungen aufweist, welche das dauerhafte Vorhandensein von Wasser im flüssigen Aggregatzustand ermöglichen. Nur unter dieser Voraussetzung, so die gegenwärtig allgemein anerkannte Meinung, besteht die Möglichkeit, dass sich Leben bilden kann.

Jetzt scheinen die Astronomen diesem Ziel einen großen Schritt näher gekommen zu sein: Am gestrigen Tag gab die US-amerikanische Weltraumbehörde NASA im Rahmen einer Pressekonferenz bekannt, dass mit dem auf die Exoplanetensuche spezialisierten Weltraumteleskop Kepler die Entdeckung von zwei Exoplaneten gelang, welche als „potentiell erdähnlich “ eingestuft werden und die ihren Zentralstern „Kepler-62“ zudem innerhalb von dessen habitabler Zone umkreisen.

Das System von Kepler-62
Der im Sternbild Leier (lateinischer Name „Lyra“) gelegene und etwa 1.200 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernte Stern Kepler-62 ist ein wenig kleiner und kühler als unsere Sonne ( Spektraltyp von Kepler-62: K2V; geschätzte Masse: 0,7 Sonnenmassen; geschätzter Radius: 0,63 Sonnenradien). Das Alter des Sterns wird auf etwa sieben Milliarden Jahre geschätzt. Zum Vergleich: Das Alter unserer Sonne beträgt etwa 4,6 Milliarden Jahre.

Im Orbit von Kepler-62 konnten die Astronomen jetzt mittels der sogenannten Transitmethode fünf Planeten nachweisen. Das Planetensystem ist so ausgerichtet, dass die Planeten aus der Sicht eines auf der Erde befindlichen Beobachters in regelmäßigen Abständen vor ihrem Mutterstern vorbeiziehen. Dabei nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns bei jedem „Transit“ eines Planeten um einen winzigen Bruchteil ab, da der den Stern bedeckende Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Je größer der beobachtete Exoplanet ist beziehungsweise je enger dessen Umlaufbahn um den Stern ausfällt, umso größer fällt dabei der Anteil der verdeckten Sternoberfläche aus und umso stärker nimmt dadurch auch die Helligkeit des bedeckten Sterns ab.

Auf diese Weise kann das Kepler-Weltraumteleskop, welches seit dem Jahr 2009 im Rahmen einer permanenten Himmelsbeobachtung im Bereich der Sternbilder Schwan und Leier einen Himmelsbereich mit einem Durchmesser von 12 Grad – dies entspricht in etwa dem 24-fachen Durchmesser des Vollmondes – abbildet und dabei extrem genaue Helligkeitsmessungen durchführt, Planeten um weit entfernte Sterne nachweisen. Die im Rahmen dieser Beobachtungen bei Kepler-62 nachgewiesenen Exoplaneten werden, den üblichen Konventionen folgend, als die Exoplaneten Kepler-62b bis Kepler-62f bezeichnet.

Zwei Planeten in der habitablen Zone
Ein wichtiger Aspekt der Erforschung von Exoplaneten ist die Suche nach Planeten, auf denen die richtigen Bedingungen für die Entstehung und Weiterentwicklung von Leben herrschen könnten. Die Entdeckung solcher Planeten wäre ein Schritt in Richtung auf das Ziel, solches „außerirdisches Leben“ dann tatsächlich auf fernen Planeten nachzuweisen. Gerade in dieser Hinsicht sind zwei der neu entdeckten Planeten – Kepler-62e und Kepler-62f – für die Astronomen und Exobiologen hochinteressant.

Dr. Lisa Kaltenegger vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Boston/USA ist eine Expertin für die Atmosphären insbesondere erdähnlicher Exoplaneten und war, obwohl sie kein Mitglied des Kepler-Teams ist, dafür verantwortlich, die potenzielle Lebensfreundlichkeit der Planeten des Kepler-62-Systems abzuschätzen.
„Ich habe von dieser spannenden Entdeckung erstmals von William Borucki [der Chefwissenschaftler der Kepler-Mission] gehört, der mich im Oktober 2012 auf einer Konferenz ansprach. Das Kepler-Team hat mich dann gebeten, zu untersuchen, ob Kepler-62e oder Kepler-62f in die lebensfreundliche ‚habitable Zone‘ ihres Heimatsterns fallen. Wie sich herausstellt, ist das der Fall – und diese Planeten sind etwas ganz Besonderes, weil sie die bislang kleinsten sind, die wir in der habitablen Zone eines Sterns gefunden haben“, so Dr. Lisa Kaltenegger.
Laut den bisherigen Analysen fällt der Radius von Kepler-62e etwa 1,61 Mal so groß wie jener der Erde aus, während Kepler-62f über einen 1,41 Mal so großen Radius verfügt. Der vorher kleinste bekannte Exoplanet, welcher sich in der habitablen Zone eines Sterns bewegt, war der Exoplanet Kepler-22b mit einem 2,4-fachen Erdradius.

„Bisher waren alle interessanten Planeten in habitablen Zonen solche, die mit der sogenannten Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen worden waren. Dieses Verfahren liefert aber naturgemäß nur eine Untergrenze für die Masse eines Planeten, und keine Information über seinen Radius. Allein aufgrund der Masse ist es aber schwierig zu beurteilen, ob es sich um einen erdartigen Planeten, also einen Planeten mit fester Oberfläche handelt. Ein Radius von weniger als dem Doppelten des Erdradius‘ ist dagegen ein deutliches Zeichen, das es sich um einen erdähnlichen Planeten handelt – es sei denn, wir betrachteten einen Planeten, der einen äußerst jungen Stern umkreist“, so Dr. Kaltenegger weiter.

Dass es sich bei den neu entdeckten Planeten tatsächlich um Felsplaneten mit einer soliden Oberfläche und nicht etwa um Gasplaneten wie zum Beispiel Jupiter oder Neptun handelt, ist ein Schlüsselaspekt der gestern bekannt gegebenen Entdeckung. Die interessantesten sicheren Kandidaten für „habitable Planeten“, welche zuvor bekannt waren – es handelt sich dabei um die Exoplaneten GJ 667Cc, Gl 581d, HD 85512b und Gl 163c – wurden durchweg mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen. Diese Methode lässt jedoch lediglich Rückschlüsse auf die Mindestmasse der auf diese Weise entdeckten Planeten zu.

Wahrscheinlichkeitsüberlegungen zeigen jedoch, dass die tatsächliche Masse der so entdeckten Planeten in den meisten Fällen zwischen dieser Mindestmasse und dem Doppelten der Mindestmasse liegt. Für die erwähnten Kandidaten würde dies bedeuten, dass es sich um Felsplaneten, aber durchaus auch um Miniaturversionen des Neptun – also um Gasplaneten – handeln könnte. Ein Beispiel hierfür ist der Exoplanet Kepler-11f. Hierbei handelt es sich um einen „Mini-Neptun“, welcher trotz eines 2,6fachen des Erdradius lediglich über eine Masse von etwa 2,3 Erdmassen verfügt.

Könnte dort „Leben“ existieren?
Ob ein Planet letztendlich jedoch wirklich lebensfreundlich ist oder nicht, hängt davon ab, ob auf seiner Oberfläche flüssiges Wasser existieren kann, denn dies ist eine der Grundvoraussetzungen für Leben, wie wir es kennen.

„Aussagen über die Lebensfreundlichkeit eines Planeten hängen immer von zusätzlichen Annahmen ab. Nehmen wir an, bei Kepler-62e und Kepler-62f handelt es sich in der Tat um Felsplaneten, wie ihre Radien nahelegen. Nehmen wir weiterhin an, dass es auf diesen Planeten Wasser gibt, und dass ihre Atmosphäre eine ähnliche Zusammensetzung hat wie jene der Erde, also vor allem Stickstoff, mit Anteilen von Wasser und Kohlenstoffdioxid. Unter diesen Voraussetzungen könnten beide Planeten flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche besitzen. Kepler-62f empfängt weniger Strahlungsenergie von seinem Stern als die Erde von der Sonne und würde dementsprechend mehr Treibhausgase benötigen als die Erde, etwa Kohlenstoffmonoxid, um nicht einzufrieren. Kepler-62e ist seinem Stern näher und benötigt eine hinreichend dichte Wolkendecke, mit der er Strahlungsanteile des Sterns reflektieren kann, damit flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche möglich ist“, so Dr. Kaltenegger.

Der Planet Kepler-62e benötigt für einen Umlauf um seinen Stern 122 Tage. Die Umlaufdauer des weiter außen gelegene Kepler-62f beträgt dagegen 267 Tage. Die weiter innen gelegenen Planeten Kepler-62b, Kepler-62c und Kepler-62d umkreisen ihren Zentralstern dagegen innerhalb von fünf, 12 und 18 Tagen. Die sich daraus ergebende Nähe zu dem Stern führt bei diesen drei Planeten zu sehr hohen Oberflächentemperaturen, welche die Existenz von Lebensformen definitiv ausschließen.

Eine „zweite Erde“?
Eine eventuell gegebene „Habitabilität“ eines Exoplaneten bedeutet jedoch nicht notwendigerweise, dass der betreffende Planet unserem Heimatplaneten bis ins letzte Detail gleicht. Vielmehr würde es sich bei Planeten, welche über einen hinreichend größerem Radius als die Erde verfügen – und dies ist bei Kepler-62e und Kepler-62f offenbar der Fall – bei gleicher chemischer Zusammensetzung höchstwahrscheinlich um Wasserwelten handeln, deren Oberfläche von einem tiefen, globalen Ozean bedeckt ist.

Das Ergebnis einer Habitabilitäts-Analyse zeigt somit nicht zwingend, dass der betreffende Planet tatsächlich habitabel ist, sondern lediglich, dass er es – die richtigen Atmosphärenbedingungen vorausgesetzt – sein könnte. Eine detaillierte Untersuchung der Atmosphären von Exoplaneten ist mit den gegenwärtig zur Verfügung stehenden Teleskopen allerdings noch nicht möglich. Erst die nächste Generation von Teleskopen wird in der Lage sein, die hierfür erforderlichen spektroskopischen Analysen mit der erforderlichen Präzision durchzuführen, wobei dann auch eine Art „chemischen Fingerabdruck“ des zu untersuchenden Planeten gewonnen werden kann.
Ein wichtiger Teilbereich der Arbeit von Dr. Kaltenegger und ihren Kollegen besteht deshalb gegenwärtig darin, diverse Modelle anzufertigen, welche zeigen, wie die chemischen Fingerabdrücke bestimmter Planeten, eben beispielsweise auch von Kepler-62e und Kepler-62f, aussehen könnten. Letztlich, so das Ziel der Wissenschaftler, könnten zukünftigen Beobachtungen eventuell sogar die chemischen Spuren von Leben auf einem fremden Planeten zutage fördern.

Bis es jedoch soweit ist müssen sich die Astronomen damit begnügen, die potentielle Habitabilität neu entdeckter Planeten unter der Einbeziehung aller derzeit verfügbaren Daten abzuschätzen. Und die Bewertung von Dr. Lisa Kaltenegger führt zu dem Ergebnis, dass die beiden Exoplaneten Kepler-62e und Kepler-62f die derzeit aussichtsreichsten Kandidaten sind, von denen die Astronomen bislang wissen.

Dr Kaltenegger: „Was Kepler-62e und Kepler-62f so spannend macht, ist zweierlei: Zum einen kennen wir ihren Radius, und der weist daraufhin, dass es sich in der Tat um erdähnliche Planeten handelt. Außerdem liegen diese Planeten in der habitablen Zone ihres Sterns. Das macht sie zu den besten Kandidaten für habitable Planeten, die wir kennen. Und es war sehr aufregend für mich, bei dieser bahnbrechenden Entdeckung der Kepler-Mission dabei gewesen zu sein.“
Die Entdeckung der Exoplaneten im Bereich des Sternsystems Kepler-62 wurde am gestrigen Tag in der Fachzeitschrift „Science“ unter dem Titel „Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth-radii in the Habitable Zone“ publiziert.

Ein weiterer Planet in der habitablen Zone

Neben der Entdeckung der fünf Planeten im System von Kepler-62 wurden im Rahmen der gestrigen Pressekonferenz auch zwei weitere neu entdeckte Exoplaneten vorgestellt, welche den Stern Kepler-69 umrunden. Der Stern Kepler-69 gleicht in etwa unserer Sonne. Er verfügt über die gleiche Spektralklasse (Typ „G“) und weist in etwa 93 Prozent des Sonnen-Durchmessers auf. Kepler-69 befindet sich rund 2.700 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt im Sternbild Schwan (lateinisch „Cygnus“).

Einer der beiden im Bereich dieses Sterns entdeckten Planeten, Kepler-69c, verfügt über einen etwa 70 Prozent größeren Durchmesser als die Erde und umkreist seinen Zentralstern ebenfalls in der habitablen Zone. Für einen Umlauf um seinen Stern benötigt dieser Planet 242 Tage, was in etwa der Umlaufdauer der Venus um unsere Sonne entspricht. Ob es sich bei Kepler-69c ebenfalls um einen Gesteinsplaneten handelt, können die Astronomen zum jetzigen Zeitpunkt allerdings noch nicht mit Sicherheit sagen. Eine Publikation über das System Kepler-69 wird demnächst in der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal“ veröffentlicht.

Durch die Verwendung der Transit-Methode konnte das Weltraumteleskop Kepler bisher 2.740 Exoplaneten-Kandidaten ausmachen. Im Rahmen weiterführender Beobachtungen konnten 122 dieser Objekte als tatsächlich vorhandene Planeten bestätigt werden.

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• Aktuelle Diskussion zu Exoplaneten
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Fachartikel von William J. Borucki et al.:

• Kepler-62: A five-planet system with planets of 1.4 and 1.6 Earth-radii in the Habitable Zone (engl.)

Der Beitrag Exoplaneten in der habitalen Zone fremder Sterne 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 Günther Glatzel. Quelle: New Scientist.

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. Ist diese zufällig? Das fragte sich Brad Hansen von der Universität Kalifornien in Los Angeles. Daraufhin erstellte er ein Computerprogramm, mit dem er die Planetenentstehung aus einem Gesteinsring um die Sonne im frühen Sonnensystem simulierte. Dabei 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 aber 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.

Der Beitrag Entstanden Merkur und Mars in derselben Region? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: New Scientist.

Der Marsrover Opportunity ist bei seinen Fahrten auf dem Roten Planeten vor einiger Zeit auf ein an der Oberfläche liegendes Stück eines Eisenmeteoriten gestoßen. Da die dünne Atmosphäre keinen Sauerstoff besitzt und die meisten Gegenden eher trocken sind, liegt das Eisen dort noch in seiner elementaren Form vor.
Künftige Marskolonisten könnten daher einen der häufigsten Baustoffe, nämlich Stahl, relativ einfach gewinnen. Dies spart bereits in der Anfangsphase Masse bei den von der Erde mitzubringenden Materialien. Auf der Erde liegt Eisen stets in oxydierter Form in verschiedenen Mineralien vor. Um dem Eisenoxid den Sauerstoff zu entziehen, ist ein energieaufwändiger Verhüttungsprozess erforderlich.

Der Beitrag Metallgewinnung auf dem Mars erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Maria Steinrück. Quelle: NASA.

Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop untersuchten der Astronom Michael Meyer und seine Kollegen von der University of Arizona die Entstehung von Gesteinsplaneten um sonnenähnliche Sterne. Dadurch wollten sie sowohl herausfinden, wie oft Planetensysteme, die ähnlich wie unseres Gesteinsplaneten beherbergen, vorkommen als auch die Beobachtungen mit den Theorien, wie unser Sonnensystem entstanden ist, vergleichen.
In der Studie wurden Sterne beobachtet, deren Massen im Bereich unserer Sonne liegen und die in sechs verschiedene, vom Alter abhängige Gruppen eingeteilt wurden. Doch direkt lassen sich terrestrische Planeten kaum aufspüren. Also greifen die Astronomen zu einem anderen Mittel: In einem entstehenden Planetensystem kollidieren ständig Gesteinsbrocken. Dabei entsteht Staub, der Strahlung im Infrarotbereich emittiert: Dieser kann vom Spitzer-Teleskop beobachtet werden. Heißer Staub verursacht die kürzesten Wellenlängen, ungefähr 3,6 bis 8 Mikrometer, während die Wellenlängen von kühlem Staub zwischen 70 und 160 Mikrometern liegen. Zwischen diesen Werten liegt warmer Staub, der Infrarotstrahlung mit einer Wellenlänge von 24 Mikrometern aussendet. Solchen Staub vermuten die Forscher in Umlaufbahnen mit einem Radius zwischen dem Erdbahnradius und dem der Jupiterbahn.
„Wir fanden heraus, dass in jeder der vier jüngsten Altersgruppen ungefähr 10 bis 20 Prozent der Sterne eine 24 Mikrometer-Emission durch Staub zeigen. Aber wir sehen nicht so oft Staub um Sterne älter als 300 Millionen Jahre. Die Häufigkeit geht dort zurück“, erklärte Meyer. „Das ist vergleichbar mit der vermuteten Zeitspanne der Entstehung unseres eigenen Sonnensystems. Theoretische Modelle und Daten von Meteoriten lassen darauf schließen, dass sich die Erde innerhalb von 10 bis 50 Millionen Jahren durch Kollisionen zwischen kleineren Körpern gebildet hat.“ Auch eine anderen Studie, durchgeführt von Thayne Currie und Scott Kenyon vom Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Massachusetts, kommt zu einem ähnlichen Ergebnis.

Scott Kenyon und Ben Bromley von der University of Utah, Salt Lake City, haben ein theoretisches Modell zur Planetenentstehung entwickelt, das vorhersagt, dass durch kleine Gesteinskörper, die bei diesem Prozess kollidieren und verschmelzen, Infrarotstrahlung mit einer Wellenlänge von 24 Mikrometern emittieren – genau das, was von Meyers Team beobachtet wurde.

Doch die Frage, um wie viel Prozent der sonnenähnlichen Sterne erdähnliche Planeten kreisen, ist damit noch nicht eindeutig geklärt. Man kann die Daten nämlich auf zwei Arten interpretieren: Um 20 Prozent der Sterne, die zwischen drei und zehn Millionen Jahre alt sich, wurde Staub gefunden. Also könnte es sein, dass in dieser Zeit die Kollisionen stattfinden und der Staub, der die 10 bis 30 Millionen Jahre alten Sterne umkreist, noch von diesen Kollisionen stammt. Dann würde um jeden fünften sonnenähnlichen Stern ein Planetensystem entstehen.

Es wäre aber auch möglich, dass bei größeren, massiveren Akkretionsscheiben die Planetenentstehung schneller abläuft als bei kleineren Scheiben. In solchen Scheiben beginnt der Kollisionsprozess früh und verläuft heftig aber kurz, während in kleineren Scheiben diese Phase später beginnt und nicht so stark ausfällt, weil es weniger Körper gibt, die zusammenstoßen können. Wenn das stimmt, kommt man auf einen Anteil der Sterne mit Planetensystemen von bis zu 62 Prozent. Der tatsächliche Anteil liegt aber wahrscheinlich irgendwo zwischen beiden Werten.

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