Quelle: AIP 28. März 2023.

28. März 2023 – Die Ergebnisse verbessern erheblich das Verständnis massereicher Sterne und ihre Rolle als Vorläufer von Supernovaexplosionen.

Blaue, sogenannte O-Typ-Sterne gehören zu den massereichsten Sternen in unserem Universum mit einer Masse von mehr als dem 18-fachen unserer Sonne. Zwar sind sie selten, aber so heiß und leuchtstark, dass vier der 90 hellsten von der Erde aus sichtbaren Sterne zu dieser Kategorie gehören. Sie sind von außerordentlicher Bedeutung, weil sie energiereiche physikalische Prozesse in Gang setzen, die die Struktur ganzer Galaxien beeinflussen und die Regionen zwischen den Sternen chemisch anreichern. In diesen Bereichen mit aktiver Sternentstehung, wie den Spiralarmen einer Galaxie, oder in Galaxien, die gerade kollidieren oder verschmelzen, findet man normalerweise O-Typ-Sterne. Solche massereichen Sterne sind für magnetische Studien von besonderem Interesse, da sie ihre Entwicklung explosionsartig als Supernova beenden und ein kompaktes Objekt wie einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch als Überrest hinterlassen.

Doppelsterne sind Systeme aus zwei Sternen, die durch die Schwerkraft aneinander gebunden sind und sich gegenseitig umkreisen. Wenn beide Komponenten Sterne vom Typ O sind, kann das Doppelsternsystem zu einem kompakten Objekt werden. Am Ende ihres Lebens erzeugen sehr massereiche Sterne ein Schwarzes Loch, während die weniger massereichen Sterne vom Typ O als Neutronensterne enden, wenn sie als Supernova „sterben“. Aus den Doppelsternen können also zwei Neutronensterne, ein Neutronenstern und ein Schwarzes Loch oder zwei Schwarze Löcher entstehen. Die Umlaufbahnen dieser Objekte verringern sich durch die Emission von Gravitationswellen und können von Gravitationswellendetektoren beobachtet werden.

Wie die Sonne haben auch massereiche Sterne stellare Winde – einen energiereichen Strom von geladenen Teilchen. Dieses Plasma reagiert auf das Magnetfeld des Sterns. Dadurch entsteht eine Struktur, eine Magnetosphäre, die alle Sterne und Planeten mit Magnetfeldern besitzen, einschließlich der Erde, die dadurch vor energiereicher kosmischer Strahlung geschützt ist. Das Plasma, das sich mit Tausenden von Kilometern pro Sekunde bewegen kann, ist dabei extremen Zentrifugalkräften ausgesetzt. Eine wissenschaftliche Theorie ist, dass dieser magnetische Mechanismus die eng gebündelte Explosion massereicher Sterne verursacht, und damit für langanhaltende Gammastrahlenausbrüche, Röntgenblitze und andere Phänomene in Zusammenhang mit Supernovae von Bedeutung ist.

Eine theoretische Erklärung für den Einfluss von Magnetfeldern auf Supernovae oder lang andauernde Gammastrahlenausbrüche wurde zwar schon vor Jahrzehnten vorgeschlagen, aber seither wurde nur von elf Sternen vom Typ O berichtet, die Magnetfelder aufweisen. Mit Ausnahme eines Sterns handelte es sich bei allen um Einzelsterne oder weite Doppelsterne. Diese Tatsache war sehr rätselhaft, da frühere Studien gezeigt hatten, dass über 90 % der Sterne vom Typ O in Mehrfachsystemen mit zwei oder mehr Sternen entstehen. In der Tat waren viele Astronominnen und Astronomen über die relativ geringe Anzahl von Magnetfeldnachweisen bei massereichen Sternen verwirrt, da sie einige der beobachteten physikalischen Eigenschaften von Mehrfachsystemen nicht interpretieren konnten, ohne die Wirkung eines Magnetfeldes zu berücksichtigen.

Um diese Diskrepanz zu beheben, führten die Autorinnen und Autoren der neuen Studie eine magnetische Untersuchung durch, bei der sie archivierte spektropolarimetrische Beobachtungen von Sternsystemen mit mindestens einer Komponente vom Typ O verwendeten. Die Spektropolarimetrie misst die Polarisation des Lichts, die Aufschluss über das Vorhandensein eines Magnetfelds in einem Stern gibt. Sie verwendeten Daten der hochauflösenden Spektropolarimeter HARPS, das am 3,6-Meter-Teleskop der ESO auf La Silla/Chile installiert ist, und ESPaDOnS am Canada-France-Hawaii-Teleskop auf Mauna Kea. Um die Daten zu analysieren, entwickelten sie ein spezielles, ausgeklügeltes Verfahren zur Messung des Magnetfeldes.

„Zu unserer Überraschung zeigten die Ergebnisse eine sehr hohe Häufigkeit des Magnetismus in diesen Mehrfachsystemen. In 22 der 36 untersuchten Systeme wurden definitiv Magnetfelder nachgewiesen, während nur drei Systeme keinerlei Anzeichen eines Magnetfeldes aufwiesen“, erklärt Dr. Silva Järvinen, Wissenschaftlerin in der Abteilung Sternphysik und Exoplaneten am AIP. „Die große Anzahl von Systemen mit magnetischen Komponenten gibt Rätsel auf, deutet aber wahrscheinlich darauf hin, dass die Tatsache, dass diese Sterne sich als Doppelsternsysteme entwickelt haben, eine entscheidende Rolle bei der Erzeugung von Magnetfeldern in massereichen Sternen spielt, und zwar durch Wechselwirkungen zwischen den Systemkomponenten, wie z. B. Massentransfer zwischen den Sternen oder sogar durch eine Verschmelzung zweier Sterne. Diese Arbeit ist auch die erste Beobachtungsbestätigung für das zuvor vorgeschlagene theoretische Szenario, wie das Magnetfeld eines Sterns seinen Tod beeinflusst und eine schnellere und heftigere Supernovaexplosion verursacht“, fährt Dr. Swetlana Hubrig fort.

Über das AIP
Das Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP) widmet sich astrophysikalischen Fragen, die von der Untersuchung unserer Sonne bis zur Entwicklung des Kosmos reichen. Forschungsschwerpunkte sind dabei kosmische Magnetfelder und extragalaktische Astrophysik sowie die Entwicklung von Forschungstechnologien in den Bereichen Spektroskopie, robotische Teleskope und E-Science. Seinen Forschungsauftrag führt das AIP im Rahmen zahlreicher nationaler, europäischer und internationaler Kooperationen aus. Das Institut ist Nachfolger der 1700 gegründeten Berliner Sternwarte und des 1874 gegründeten Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, das sich als erstes Institut weltweit ausdrücklich der Astrophysik widmete. Seit 1992 ist das AIP Mitglied der Leibniz-Gemeinschaft.

Originalveröffentlichung
S Hubrig, S P Järvinen, I Ilyin, M Schöller, R Jayaraman, Are magnetic fields universal in O-type multiple systems?, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2023.
DOI: doi.org/10.1093/mnras/stad730
https://academic.oup.com/mnras/article/521/4/6228/7085749

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• Sternentwicklung

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Quelle: Universität Bern.

28. Januar 2022 – Die Atmosphäre der Erde ist keine einheitliche Hülle, sondern besteht aus verschiedenen Schichten, die jeweils charakteristische Eigenschaften haben. Die unterste Schicht, die sich vom Meeresspiegel bis zu den höchsten Berggipfeln erstreckt – die Troposphäre – enthält etwa den meisten Wasserdampf und ist somit die Schicht, in der die meisten Wetterphänomene auftreten. Die darüber liegende Schicht – die Stratosphäre – enthält die berühmte Ozonschicht, die uns vor der schädlichen ultravioletten Strahlung der Sonne schützt.

In einer neuen Studie, die soeben in der Fachzeitschrift Nature Astronomy erschienen ist, zeigt ein internationales Forschungsteam unter der Leitung der Universität Lund erstmals, dass auch die Atmosphäre eines der extremsten bekannten Planeten ähnlich ausgeprägte Schichten aufweisen könnte – wenn auch mit sehr unterschiedlichen Eigenschaften.

Ein exotischer Cocktail als Atmosphäre
WASP-189b ist ein Planet außerhalb unseres eigenen Sonnensystems, der 322 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Umfangreiche Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop CHEOPS im Jahr 2020 ergaben unter anderem, dass der Planet 20-mal näher an seinem Wirtsstern ist als die Erde an der Sonne und eine Tagestemperatur von 3.200 Grad Celsius aufweist. Neuere Untersuchungen mit dem HARPS-Spektrographen am La Silla-Observatorium in Chile ermöglichten den Forschenden nun erstmals einen genaueren Blick auf die Atmosphäre des jupiterähnlichen Planeten.

«Wir haben das die Atmosphäre des Planeten durchdringende Licht des Wirtssterns gemessen. Dabei absorbieren Gase in seiner Atmosphäre einen Teil des Sternenlichts, ähnlich wie Ozon einen Teil des Sonnenlichts in der Erdatmosphäre absorbiert, und hinterlassen so ihren charakteristischen ‘Fingerabdruck’. Mit Hilfe von HARPS konnten wir die entsprechenden Stoffe der Atmosphäre identifizieren», erklärt die Hauptautorin der Studie und Doktorandin an der Universität Lund, Bibiana Prinoth. Die Gase, die ihren Fingerabdruck in der Atmosphäre von WASP-189b hinterlassen haben, enthielten nach Angaben der Forschenden unter anderem Eisen, Chrom, Vanadium, Magnesium und Mangan.

Eine «Ozonschicht» auf einem glühend heißen Planeten?
Eine besonders interessante Substanz, die das Team fand, ist ein titanhaltiges Gas: Titanoxid. Während Titanoxid auf der Erde sehr selten ist, könnte es in der Atmosphäre von WASP-189b eine wichtige Rolle spielen – ähnlich derjenigen von Ozon in der Erdatmosphäre. «Titanoxid absorbiert kurzwellige Strahlung, wie etwa ultraviolette Strahlung. Seine Entdeckung könnte daher auf eine Schicht in der Atmosphäre von WASP-189b hinweisen, die ähnlich wie die Ozonschicht auf der Erde mit der Sterneneinstrahlung interagiert», erklärt Studien-Koautor Kevin Heng, Professor für Astrophysik an der Universität Bern und Mitglied des NFS PlanetS.

Tatsächlich fanden die Forschenden Hinweise auf eine solche und andere Schichten auf dem ultraheißen, jupiterähnlichen Planeten. «In unserer Analyse sahen wir, dass die ‘Fingerabdrücke’ der verschiedenen Gase im Vergleich zu unserer Erwartung leicht verändert waren. Wir glauben, dass starke Winde und andere Prozesse diese Veränderungen hervorrufen könnten. Und da die Fingerabdrücke der verschiedenen Gase auf unterschiedliche Weise verändert wurden, deutet dies unserer Meinung nach darauf hin, dass sie in verschiedenen Schichten vorkommen – ähnlich wie die Fingerabdrücke von Wasserdampf und Ozon auf der Erde aus der Ferne unterschiedlich verändert erscheinen würden, weil sie meist in verschiedenen atmosphärischen Schichten vorkommen», erklärt Prinoth. Diese Ergebnisse könnten die Art und Weise verändern, wie Exoplaneten erforscht werden.

Eine andere Art, Exoplaneten zu betrachten
«In der Vergangenheit sind Astronominnen und Astronomen oft davon ausgegangen, dass die Atmosphären von Exoplaneten als eine einheitliche Schicht existieren und haben versucht, sie als solche zu verstehen. Unsere Ergebnisse zeigen aber, dass auch die Atmosphären von intensiv bestrahlten Gasriesenplaneten komplexe dreidimensionale Strukturen aufweisen», betont der Mitautor der Studie und Dozent an der Universität Lund Jens Hoeijmakers.

«Wir sind davon überzeugt, dass wir die dreidimensionale Beschaffenheit der Atmosphären berücksichtigen müssen, um diese und andere Planetentypen – auch solche, die der Erde ähnlicher sind – vollständig verstehen zu können. Dies erfordert Innovationen bei den Datenanalysetechniken, der Computermodellierung und der grundlegenden Atmosphärentheorie“, so Kevin Heng abschließend.

Angaben zur Publikation:
Titanium oxide and chemical inhomogeneity in the atmosphere of the exoplanet WASP-189 by B. Prinoth et al. (2022), Nature Astronomy. DOI : 10.1038/s41550-021-01581-z https://www.nature.com/articles/s41550-021-01581-z

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• Weltraumteleskop Cheops – CHaracterising ExOPlanets Satellite

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Quelle: ESON.

5. August 2021 – Zu den Entdeckungen gehört ein Planet mit der halben Masse der Venus – der leichteste Exoplanet, der je mit der Radialgeschwindigkeitsmethode gemessen wurde. Zusätzlich befindet sich in dem Planetensystem eine Wasserwelt und ein weiterer möglicher Planet in der sogenannten habitablen Zone.

„Der Planet in der bewohnbaren Zone könnte eine Atmosphäre haben, die Leben schützen und ermöglichen könnte“, sagt María Rosa Zapatero Osorio, Astronomin am Zentrum für Astrobiologie in Madrid, Spanien, und eine der Autorinnen der heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlichten Studie.

Die Ergebnisse sind ein wichtiger Schritt auf der Suche nach Leben auf erdgroßen Planeten außerhalb des Sonnensystems. Die Entdeckung von Biosignaturen auf einem Exoplaneten hängt von der Fähigkeit ab, seine Atmosphäre zu untersuchen, aber die derzeitigen Teleskope sind nicht groß genug, um die für kleine Gesteinsplaneten erforderliche Auflösung zu erreichen. Das neu untersuchte Planetensystem, das nach seinem Stern L 98-59 benannt ist, ist ein attraktives Ziel für zukünftige Beobachtungen von Exoplanetenatmosphären. Es umkreist einen nur 35 Lichtjahre entfernten Stern und beherbergt nach bisherigen Erkenntnissen Gesteinsplaneten wie die Erde oder die Venus, die dem Stern nahe genug sind, um warm zu sein.

Mit Hilfe des VLT der ESO gelang es dem Team herauszufinden, dass drei der Planeten möglicherweise Wasser in ihrem Inneren oder in ihrer Atmosphäre enthalten. Die beiden Planeten im System L 98-59, die dem Stern am nächsten sind, sind wahrscheinlich trocken, könnten aber kleine Mengen Wasser enthalten, während der dritte Planet bis zu 30 % aus Wasser bestehen könnte und damit eine Wasserwelt wäre.

Darüber hinaus entdeckte das Team „versteckte“ Exoplaneten, die zuvor in diesem Planetensystem noch nicht gesichtet worden waren. Sie fanden einen vierten Planeten und vermuten, dass es einen fünften gibt, der sich in einer Zone befindet, die den richtigen Abstand zum Stern hat, damit auf seiner Oberfläche flüssiges Wasser existieren kann. „Wir haben Hinweise auf die Anwesenheit eines erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone dieses Systems“, erklärt Olivier Demangeon, Forscher am Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço der Universität Porto in Portugal und Hauptautor der neuen Studie.

Die Studie stellt einen technischen Durchbruch dar, da die Astronomen mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode feststellen konnten, dass der innerste Planet des Systems nur die Hälfte der Masse der Venus hat. Damit ist er der leichteste Exoplanet, der jemals mit dieser Technik gemessen wurde, die das Wackeln des Sterns ermittelt, das durch die winzige Gravitationskraft der ihn umkreisenden Planeten verursacht wird.

Zur Untersuchung von L 98-59 verwendete das Team den Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations (ESPRESSO) am VLT der ESO. „Ohne die Präzision und Stabilität von ESPRESSO wäre diese Messung nicht möglich gewesen“, sagt Zapatero Osorio. „Dies ist ein Schritt nach vorn bei der Bestimmung der Massen von kleinen Planeten außerhalb des Sonnensystems.“

Die Astronomen entdeckten drei der Planeten von L 98-59 erstmals im Jahr 2019 mit Hilfe des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA. Dieser Satellit stützt sich auf eine Technik, die Transitmethode genannt wird. Dabei wird die durch einen vorbeiziehenden Planeten verursachte Lichtschwächung des Sterns genutzt, um die Planeten zu finden und ihre Eigenschaften wie ihre Größe zu bestimmen. Doch erst durch die Hinzunahme von Radialgeschwindigkeitsmessungen, die mit ESPRESSO und seinem Vorgänger, dem High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) am 3,6-Meter-Teleskop der ESO auf La Silla, durchgeführt wurden, fanden Demangeon und sein Team weitere Planeten und konnten die Massen und Radien der ersten drei messen. „Wenn wir wissen wollen, woraus ein Planet besteht, brauchen wir mindestens seine Masse und seinen Radius“, erklärt Demangeon.

Das Team hofft, das System mit dem kommenden James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) der NASA/ESA/CSA weiter untersuchen zu können, während das Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das derzeit in der chilenischen Atacama-Wüste gebaut wird und 2027 mit den Beobachtungen beginnen soll, ebenfalls ideal für die Untersuchung dieser Planeten sein wird. „Das HIRES-Instrument am ELT könnte möglicherweise die Atmosphären einiger Planeten des Systems L 98-59 untersuchen und damit das JWST vom Boden aus ergänzen“, sagt Zapatero Osorio.

„Dieses System ist ein Vorbote dessen, was noch kommen wird“, fügt Demangeon hinzu. „Die Menschheit ist seit der Geburt der Astronomie auf der Jagd nach terrestrischen Planeten. Jetzt kommen wir endlich der Entdeckung eines solchen Planeten, der sich in der bewohnbaren Zone seines Sterns befindet und dessen Atmosphäre wir untersuchen können, immer näher.“

Weitere Informationen

Diese Forschungsergebnisse wurden in einem Artikel mit dem Titel „A warm terrestrial planet with half the mass of Venus transiting a nearby star“ (Ein warmer terrestrischer Planet mit der halben Masse der Venus, der einen nahen Stern umkreist) vorgestellt, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint (DOI: 10.1051/0004-6361/202140728).

Das Team besteht aus Olivier D. S. Demangeon (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto, Portugal [IA/UPorto], Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Portugal [CAUP] und Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto, Portugal [FCUP]), M. R. Zapatero Osorio (Centro de Astrobiología, Madrid, Spanien [CSIC-INTA]), Y. Alibert (Physikalisches Institut, Universität Bern, Schweiz [Bern]), S. C. C. Barros (IA/UPorto, CAUP und FCUP), V. Adibekyan (IA/UPorto, CAUP und FCUP), H. M. Tabernero (IA/UPorto und CAUP), A. Antoniadis-Karnavas (IA/UPorto & FCUP), J. D. Camacho (IA/UPorto & FCUP), A. Suárez Mascareño (Instituto de Astrofísica de Canarias, Tenerife, Spanien [IAC] und Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, Tenerife, Spanien [ULL]), M. Oshagh (IAC/ULL), G. Micela (INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo, Palermo, Italien), S. G. Sousa (IA/UPortol & CAUP), C. Lovis (Observatoire de Genève, Université de Genève, Genf, Schweiz [UNIGE]), F. A. Pepe (UNIGE), R. Rebolo (IAC/ULL & Consejo Superior de Investigaciones Científicas, Spanien), S. Cristiani (INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste, Italien [INAF Trieste]), N. C. Santos (IA/UPorto, CAUP und FCUP), R. Allart (Department of Physics and Institute for Research on Exoplanets, Université de Montréal, Kanada und UNIGE), C. Allende Prieto (IAC/ULL), D. Bossini (IA/UPorto), F. Bouchy (UNIGE), A. Cabral (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa, Portugal [IA/FCUL] und Departamento de Física da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa, Portugal), M. Damasso (INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino, Italien [INAF Torino]), P. Di Marcantonio (INAF Trieste), V. D’Odorico (INAF Trieste & Institute for Fundamental Physics of the Universe, Trieste, Italien [IFPU]), D. Ehrenreich (UNIGE), J. Faria (IA/UPorto, CAUP und FCUP), P. Figueira (Europäische Südsternwarte, Santiago de Chile, Chile [ESO-Chile] und IA/UPorto), R. Génova Santos (IAC/ULL), J. Haldemann (Bern), J. I. González Hernández (IAC/ULL), B. Lavie (UNIGE), J. Lillo-Box (CSIC-INTA), G. Lo Curto (Europäische Südsternwarte, Garching bei München, Deutschland [ESO]), C. J. A. P. Martins (IA/UPorto und CAUP), D. Mégevand (UNIGE), A. Mehner (ESO-Chile), P. Molaro (INAF Trieste und IFPU), N. J. Nunes (IA/FCUL), E. Pallé (IAC/ULL), L. Pasquini (ESO), E. Poretti (Fundación G. Galilei – INAF Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Spanien und INAF – Osservatorio Astronomico di Brera, Italien), A. Sozzetti (INAF Torino), und S. Udry (UNIGE).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 16 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Irland, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist außerdem einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das European Extremely Large Telescope (E-ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

Wissenschaftlicher Artikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2112/eso2112a.pdf

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• Exoplaneten

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Quelle: Universität Bern.

WASP-121b ist ein Exoplanet, der sich 850 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet und seinen Stern in weniger als zwei Tagen umkreist – ein Prozess, für den die Erde ein Jahr benötigt. WASP-121b liegt sehr nahe an seinem Stern – etwa 40 Mal näher als die Erde an der Sonne. Die unmittelbare Nähe ist auch der Hauptgrund für seine immens hohe Temperatur von etwa 2.500 bis 3.000 Grad Celsius. Das macht ihn zu einem idealen Studienobjekt, um mehr über ultra-heiße Welten zu erfahren.

Forschende um Jens Hoeijmakers, Erstautor der Studie und Postdoktorand am Nationalen Forschungsschwerpunkt PlanetS an den Universitäten Bern und Genf, untersuchten Daten, die der hochauflösende HARPS-Spektrograph gesammelt hatte. Sie konnten nachweisen, dass in der Atmosphäre von WASP-121b insgesamt sieben gasförmige Metalle vorkommen. Die Ergebnisse wurden kürzlich vom Journal Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.

Unerwartet viel los in der Atmosphäre des Exoplaneten WASP-121b
WASP-121b wurde seit seiner Entdeckung bereits ausführlich untersucht. «Die früheren Studien zeigten, dass in seiner Atmosphäre viel los ist», erklärt Jens Hoeijmakers. Und dies obwohl Astronominnen und Astronomen davon ausgegangen waren, dass ultra-heiße Planeten eher simple Atmosphären haben, weil sich bei solch glühender Hitze nicht viele komplexe chemische Verbindungen bilden können. Wie kommt es auf WASP-121b also zu dieser unerwarteten Komplexität?

«Frühere Studien versuchten, diese komplexen Beobachtungen mit Theorien zu erklären, die mir nicht plausibel erschienen», sagt Hoeijmakers. Die Studien hatten nämlich Moleküle, die das relativ seltene Metall Vanadium enthalten, als Hauptursache für die komplexe Atmosphäre bei WASP-121b vermutet. Nach Hoeijmakers’ Ansicht wäre dies jedoch nur möglich, wenn ein häufiger vorkommendes Metall, nämlich Titan, in der Atmosphäre fehlen würde. Also machten sich Hoeijmakers und seine Kollegeinnen und Kollegen auf die Suche nach einer anderen Erklärung. «Aber es stellte sich heraus, dass sie Recht gehabt hatten», gibt Hoeijmakers unumwunden zu. «Zu meiner Überraschung fanden wir in den Beobachtungen tatsächlich starke Signaturen von Vanadium.» Gleichzeitig fehlte aber Titan. Dies wiederum bestätigte Hoeijmakers Annahme.

Verdampfte Metalle
Doch das Team machte weitere, unerwartete Entdeckungen. Sie fanden neben Vanadium sechs weitere Metalle in der Atmosphäre von WASP-121b, die bislang unentdeckt geblieben waren: Eisen, Chrom, Kalzium, Natrium, Magnesium und Nickel. «Sämtliche Metalle verdampften infolge der hohen Temperaturen, die auf WASP-121b herrschen», erklärt Hoeijmakers, «und sorgen so dafür, dass die Luft auf dem Exoplaneten unter anderem aus verdampften Metallen besteht».

Eine neue Ära in der Exoplanetenforschung
Solche detaillierten Ergebnisse erlauben es den Forschenden beispielsweise auf die chemischen Prozesse zu schließen, die auf solchen Planeten ablaufen. Eine entscheidende Fähigkeit für die nicht allzu ferne Zukunft, wenn größere, empfindlichere Teleskope und Spektrographen entwickelt werden. Diese werden es den Astronomen erlauben, die Eigenschaften kleinerer, kühlerer Gesteinsplaneten, die der Erde ähnlich sind, zu erörtern. «Mit den gleichen Techniken, die wir heute nutzen, werden wir statt nur Signaturen von gasförmigem Eisen oder Vanadium zu detektieren, in der Lage sein, uns auf Biosignaturen zu fokussieren, also auf Anzeichen für Leben wie die Signaturen von Wasser, Sauerstoff und Methan», so Hoeijmakers.

Die umfangreichen Erkenntnisse zur Atmosphäre von WASP- 121b bestätigen nicht nur den ultra-heißen Charakter des Exoplaneten, sondern unterstreichen auch die Tatsache, dass dieses Forschungsgebiet in eine neue Ära eintritt, wie Hoeijmakers es ausdrückt: «Nachdem wir jahrelang katalogisiert haben, was es da draußen gibt, nehmen wir nun nicht mehr nur Messungen vor», erklärt der Forscher, «sondern wir beginnen wirklich zu verstehen, was die Daten der Instrumente uns zeigen. Wie Planeten einander ähneln und sich voneinander unterscheiden. Ähnlich vielleicht, wie Charles Darwin nach der Charakterisierung unzähliger Tierarten begann, die Evolutionstheorie zu entwickeln, beginnen wir mehr darüber zu verstehen, wie diese Exoplaneten entstanden sind und wie sie funktionieren».

Angaben zur Publikation:
H. J. Hoeijmakers et al.: Hot Exoplanet Atmospheres Resolved with Transit Spectroscopy (HEARTS) – IV. A spectral inventory of atoms and molecules in the high-resolution transmission spectrum of WASP-121 b, Astronomy & Astrophysics, 18.09.2020 DOI https://doi.org/10.1051/0004-6361/202038365

Exoplanetenforschrung mit dem HARPS-Spektrographen
Der HARPS-Spektorgraph ist in der Lage, das schwache Licht, das von fernen Planeten kommt, mit erstaunlicher Präzision zu erfassen. Jens Hoeijmakers erklärt: «Die Atome in der Atmosphäre des Exoplaneten absorbieren jeweils einen Teil des Lichts des Sterns. Jedes Atom hat so quasi einen einzigartigen Fingerabdruck der Farben, die es absorbiert.» Diese Fingerabdrücke können mit einem empfindlichen Spektrografen wie HARPS gemessen und daraus die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre von Exoplaneten abgeleitet werden, auch wenn sie viele Lichtjahre entfernt sind.

Der HARPS-Spektorgraph wurde unter der Leitung des Genfer Observatoriums von einem Konsortium entwickelt, dem auch das Observatoire de Haute-Provence, das Physikalische Institut der Universität Bern und der Service d’Aéronomie, Paris, angehörten.

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• Exoplaneten

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Quelle: Universität Bern.

Der neu entdeckte Exoplanet TOI 849 b bietet die einzigartige Gelegenheit, in das Innere eines Planeten zu blicken und etwas über seine Zusammensetzung zu erfahren. Er kreist um einen etwa 730 Lichtjahre entfernten Stern, der unserer Sonne sehr ähnlich ist. Der freigelegte Kern hat die gleiche Größe wie Neptun in unserem Sonnensystem. Die Forschenden nehmen an, dass es sich um einen Gasriesen handelt, der entweder seiner Gasatmosphäre beraubt wurde oder wegen eines außergewöhnlichen Vorkommnis keine massive Gasatmosphäre bilden konnte wie normalerweise. Die Studie des Teams unter der Leitung von Dr. David Armstrong vom Department of Physics der University of Warwick erscheint heute in der Zeitschrift Nature. PD Dr. Christoph Mordasini vom Physikalischen Institut der Universität Bern war federführend an der theoretischen Interpretation der Entdeckung beteiligt.

Ein Jahr, das nur 18 Stunden dauert
Bei TOI 849 b handelt sich um einen äußerst ungewöhnlichen Planeten in der sogenannten «Neptunwüste» – ein in der Astronomie verwendeter Begriff für eine Region in der Nähe von Sternen, in der es selten Planeten mit der Masse von Neptun gibt. Der Hauptautor der Studie, Dr. David Armstrong von der University of Warwick, sagt: «Der Planet befindet sich seltsam nah an seinem Stern, wenn man seine Masse betrachtet. Anders gesagt: es sind keine Planeten mit dieser Masse bekannt, die eine so kurze Umlaufzeit um ihren Stern haben.» TOI 849 b kreist so nahe an seinem Wirtsstern, dass ein Jahr nur 18 Stunden dauert und seine Oberflächentemperatur etwa 1.500 °C beträgt.

Christoph Mordasini erklärt: «Wir haben die Masse und den Radius des Planeten bestimmt. TOI-849b ist etwa 40mal so schwer wie die Erde, sein Radius beträgt aber nur 3,4 Erdradien.» Der Planet habe also eine hohe Dichte und müsse somit primär aus Eisen, Gestein und Wasser bestehen, aber aus nur sehr wenig Wasserstoff und Helium. «Für einen so massereichen Planeten ist eine so hohe Dichte, respektive ein so kleiner Anteil an Wasserstoff und Helium sehr erstaunlich. Bei einer solchen Masse würde man nämlich erwarten, dass der Planet während seiner Entstehung in der protoplanetaren Scheibe viel Wasserstoff und Helium angezogen hat.»

David Armstrong ergänzt: «Die Tatsache, dass diese Gase nicht vorhanden sind, lässt darauf schließen, dass es sich bei TOI 849 b um einen exponierten Planetenkern handelt.» Es ist das erste Mal, dass ein intakter, freiliegender Kern eines Gasriesen um einen Stern entdeckt wurde.

Weltweit gefragte Berner Expertise
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.» Dank dem weltweit renommierten Berner Modell können Entdeckungen wie die des Exoplaneten TOI 849 b theoretisch interpretiert werden.

Auf Basis des Berner Modells können zwei Theorien formuliert werden, die erklären, warum es sich bei TOI 849 b nicht um einen typischen Gasriesen handle, sondern um einen freiliegenden Planetenkern. «Die erste ist, dass der Exoplanet einst dem Jupiter ähnlich war, aber durch verschiedene Einflüsse fast das gesamte äußere Gas ‘verloren’ hat», so Christoph Mordasini. Dies könnte aufgrund von Gezeiten passiert sein, bei denen die Hülle des Planeten auseinandergerissen wird, weil der Planet extrem nahe an seinem Stern kreist, oder sogar wegen einer Kollision mit einem anderen Planeten. Die großflächige Verdampfung der Atmosphäre könnte ebenfalls eine Rolle spielen, kann aber nicht alleine für das gesamte «verlorene» Gas verantwortlich gemacht werden.

Alternativ könnte es sich bei TOI 849 b um einen «gescheiterten» Gasriesen handeln. «Nachdem sich der Kern einmal gebildet hatte, könnte etwas gänzlich anders gelaufen sein als normalerweise, und der Kern hat nie eine massive Atmosphäre gebildet wie sonst. Dies hätte geschehen können, wenn sich in der protoplanetaren Scheibe, aus der sich der Planet bildete, eine Lücke im Gas gebildet hätte wegen der gravitativen Interaktion mit dem Planeten, oder wenn das Material in der Scheibe gerade zu dem Zeitpunkt ausgegangen wäre, wo normalerweise die Gasakkretion folgt», so Mordasini.

David Armstrong sagt: «Unsere Entdeckung beweist, dass solche Planeten existieren und wir sie aufspüren können. Wir haben nun die Möglichkeit, den Kern eines Planeten auf eine Weise zu betrachten, die wir in unserem eigenen Sonnensystem nicht tun können.»

Wie TOI 849 b entdeckt und analysiert wurde
TOI 849 b wurde mit Hilfe des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA gefunden, wobei die sogenannte Transitmethode verwendet wurde: Der Satellit misst die Helligkeit eines Sterns. Ein Abfall in den Messungen der Helligkeit zeigt an, dass ein Planet vor ihm vorbeigezogen ist.

Anschließend wurde TOI 849 b am La Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile mit dem unter Schweizer Führung gebauten HARPS-Instrument analysiert. Dabei wird der Doppler-Effekt genutzt, um die Masse zu bestimmen. Dies geschieht indem das «Wackeln» des Muttersterns des Exoplaneten gemessen wird – kleine Bewegungen auf uns zu und von uns weg, die als winzige Verschiebungen im Lichtspektrum des Sterns registriert werden.

Mehr Informationen zu TESS bei der NASA
Mehr Informationen zu HARPS bei der ESO

«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 Planten 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. Das weltweit renommierte Berner Modell wird ebenfalls herangezogen zur theoretischen Interpretation von Entdeckungen wie derjenigen des Exoplaneten TOI 849 b.

Angaben zur Publikation:
‚A remnant planetary core in the hot-Neptune desert‚, David Armstrong et al.,01.07.2020, Nature.

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• Exoplaneten

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Quelle: Georg-August-Universität Göttingen.

Die uns am nächsten gelegenen Exoplaneten bieten die besten Möglichkeiten, um nach Beweisen für Leben außerhalb des Sonnensystems zu suchen. Forscherinnen und Forscher unter Leitung der Universität Göttingen haben ein System von Super-Erde-Planeten entdeckt, die den nahen Stern Gliese 887, den hellsten roten Zwergstern am Himmel, umkreisen. Super-Erden sind Planeten mit einer Masse, die höher ist als die der Erde, aber wesentlich geringer als die der Eisriesen Uranus und Neptun. Die neu entdeckten Super-Erden liegen nahe der bewohnbaren Zone des Roten Zwergs, wo Wasser in flüssiger Form existieren kann, und könnten Felswelten sein. Die Ergebnisse sind in der Zeitschrift Science erschienen.

Die Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler des RedDots-Astronomenteams beobachteten den Roten Zwerg mit Hilfe des HARPS-Spektrografen an der Europäischen Südsternwarte in Chile. Sie verwendeten eine als „Doppler-Wobble“ bekannte Technik, mit der sie die winzigen Bewegungen des Sterns messen konnten, die durch die Gravitationskraft der Planeten verursacht werden. Die regelmäßigen Signale entsprechen Umlaufbahnen von nur 9,3 und 21,8 Tagen, was auf zwei Super-Erden – Gliese 887b und Gliese 887c – hinweist. Diese sind größer als die Erde, bewegen sich dennoch sehr schnell, viel schneller sogar als der Merkur. Wissenschaftler schätzen die Temperatur von Gliese 887c auf etwa 70 Grad Celsius.

Gliese 887 ist einer der sonnennächsten Sterne, der etwa elf Lichtjahre von der Sonne entfernt ist. Er ist viel dunkler und etwa halb so groß wie unsere Sonne. Das bedeutet, dass die bewohnbare Zone näher an Gliese 887 liegt als die Entfernung der Erde von der Sonne. Die Forscherinnen und Forscher entdeckten zwei weitere interessante Fakten über Gliese 887: Zum einen hat der Rote Zwerg im Gegensatz zu unserer Sonne nur sehr wenige Sternflecken.

Wäre Gliese 887 so aktiv wie unsere Sonne, würde wahrscheinlich ein starker Sternwind – ausströmendes Material, das die Atmosphäre eines Planeten erodieren kann – die Atmosphäre der neu entdeckten Super-Erden einfach hinwegfegen. Das bedeutet, dass die Planeten ihre Atmosphäre behalten oder eine dickere Atmosphäre als die Erde haben und möglicherweise Leben beherbergen könnten. Zum anderen ist die Helligkeit von Gliese 887 nahezu konstant. Daher wird es relativ einfach sein, die Atmosphären des Super-Erden-Systems zu erkennen, was es zu einem Hauptziel für das James Webb Space-Teleskop, einem Nachfolger des Hubble-Teleskops, macht.

Dr. Sandra Jeffers von der Universität Göttingen, Hauptautorin der Studie, sagt: „Diese Planeten werden die besten Möglichkeiten für detailliertere Studien bieten, einschließlich der Suche nach Leben außerhalb unseres Sonnensystems.“

2016 fand das RedDots-Astronomieteam den der Sonne nächstgelegenen Exoplaneten, der ungefähr der Erdmasse entspricht und Proxima Centauri umkreist. Darauf folgte 2018 die Ankündigung eines super-erdnahen Sterns, der Barnards Stern umkreist, den zweitnächsten Stern zur Sonne. Ein System von drei Planeten, die den Roten Zwergstern GJ 1061 umkreisen, der nur etwas weiter von uns entfernt ist als GJ 887, wurde ebenfalls 2019 vom Team angekündigt.

Originalveröffentlichung:
Jeffers et al. (2020), A multiplanet system of super-Earths orbiting the brightest red dwarf star GJ 887. Science.

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• Exoplaneten in habitabler Zone

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Quelle: MPS.

Vor wahrscheinlich etwa 11,5 Milliarden Jahren ist die Zwerggalaxie Gaia-Enceladus mit der Milchstraße kollidiert. Zu diesem Ergebnis kommt ein Forscherteam, zu dem Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen gehören, und legt damit eine völlig neue Art der zeitlichen Einordnung des Ereignisses vor. Erstmals nutzten die Forscherinnen und Forscher unter Leitung der Universität Birmingham für die Datierung einen einzelnen Stern, der von der Kollision betroffen war, als Hinweisgeber. Mit Hilfe von Messdaten bodengebundener Observatorien und von Weltraumteleskopen konnten sie das Alter des Sterns und die Rolle, die er bei der Kollision spielte, bestimmen. Die Forschergruppe berichtet von ihren Ergebnissen heute in der Fachzeitschrift Nature Astronomy. 

Dass Galaxien miteinander kollidieren und dann verschmelzen, ist auf kosmischen Zeitskalen gesehen keine Seltenheit. Selbst wenn beide „Unfallbeteiligten“ von sehr unterschiedlicher Größe sind, hinterlässt ein solcher Zusammenstoß deutliche Spuren in der größeren Galaxie. So trägt die kleinere Galaxie beispielsweise Sterne mit anderer chemischer Zusammensetzung ein, die Wechselwirkung der Galaxien verändert die Bewegung der Sterne und haufenweise neue Sterne entstehen.

Auch die Milchstraße ist in ihrer 13,5 Milliarden-jährigen Geschichte mehrfach anderen Galaxien begegnet. Eine davon ist die Zwerggalaxie Gaia-Enceladus. Um zu verstehen, wie sich dieses Ereignis auf unsere Heimatgalaxie ausgewirkt und sie nachhaltig verändert hat, ist es wichtig, die Kollision verlässlich zu datieren. Zu diesem Zweck richteten die Forscherinnen und Forscher um Prof. Dr. Bill Chaplin von der Universität Birmingham ihr Augenmerk auf einen einzelnen Stern: ν Indi findet sich im Sternbild Indus; mit einer scheinbaren Helligkeit vergleichbar mit der des Uranus ist er ein dankbares Beobachtungsobjekt.

„Das Weltraumteleskop TESS hat bereits im ersten Monat seines wissenschaftlichen Betriebs detaillierte Messdaten von ν Indi gesammelt“, so Dr. Saskia Hekker, Leiterin der Forschergruppe „Das Alter von Sternen und galaktische Entwicklung“ am MPS und Koautorin der neuen Studie. Das Weltraumteleskop startete 2018 ins All mit dem Ziel, den gesamten Himmel zu durchmustern und möglichst viele Sterne detailliert zu charakterisieren. „Die Daten von TESS erlauben es uns, das Alter des Sterns sehr genau zu bestimmen“, fügt die Wissenschaftlerin hinzu.

Zudem entpuppte sich ν Indi als eine Art stellares Gedächtnis der Kollision mit der Zwerggalaxie Gaia-Enceladus. Um seine Rolle bei dem Zusammenstoß zu rekonstruieren, wertete die Forschergruppe zahlreiche Datensätze zu ν Indi aus, die mit Hilfe der Spektrographen HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) und FEROS (Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph) der Europäischen Südsternwarte, des Galaxy Evolution Experiments des Apache Point Observatoriums in New Mexiko und des Weltraumteleskops Gaia gewonnen wurden. So konnten sie sowohl die chemische Zusammensetzung des Sterns als auch seine Bewegung innerhalb der Galaxie genau bestimmen.

Die kosmische Detektivarbeit ergab ein klares Bild: ν Indi gehört seit Urzeiten zum Halo, dem äußeren Bereich der Milchstraße, doch der Zusammenstoß veränderte seine Flugbahn. „Da die Bewegung von ν Indi von der Kollision beeinflusst wurde, muss sie stattgefunden haben, als der Stern bereits entstanden war“, erklärt Chaplin die Argumentationskette der neuen Veröffentlichung. Das Alter des Sterns ist deshalb eine obere Grenze für den Zeitpunkt der Kollision.

Zur Altersbestimmung eines Sterns nutzen Forscherinnen und Forscher seine natürlichen Schwingungen, die sich an der Sternoberfläche als Helligkeitsschwankungen zeigen. „Ähnlich wie Erdbebenwellen Rückschlüsse auf das Erdinnere zulassen, kann man aus den stellaren Schwingungen auf die innere Struktur und den Aufbau des Sterns und damit auf sein Alter schließen“, erklärt MPS-Wissenschaftlerin und Koautorin Dr. Nathalie Themessl.

Die Auswertungen der MPS-Forscherinnen und -Forscher und weiterer Forschergruppen ergab, dass der Galaxien-Crash mit einer Wahrscheinlichkeit von 95 Prozent vor 13,2 Milliarden Jahren stattgefunden hat. Mit 68-prozentiger Wahrscheinlichkeit liegt der Zusammenstoß nur etwa 11,5 Milliarden Jahre zurück. „Diese zeitliche Einordnung hilft uns zu verstehen, wie dauerhaft der Zusammenstoß unsere Galaxie verändert hat“, so Hekker. „So können wir auch bei anderen Galaxien den Einfluss von Zusammenstößen und Verschmelzungen besser einschätzen und ihre Entwicklung verstehen.“

Originalveröffentlichung

William J. Chaplin et al.:

Age dating of an early Milky Way merger via asteroseismology of the naked-eye star ν Indi

Nature Astronomy, 13. Januar 2020

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• Die Milchstraße

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Quelle: Universität Bern.

Exoplaneten sind Planeten, die ausserhalb unseres Sonnensystems um andere Sterne als die Sonne kreisen. Seit der ersten Entdeckung Mitte der 90er-Jahre wurden weit über 3’000 Exoplaneten aufgespürt. Viele dieser Exoplaneten sind im Vergleich zu den Planeten in unserem Sonnensystem extrem: Es handelt sich um Gasriesen, die sehr nah um ihren Wirtssternen kreisen, manchmal innerhalb von wenigen Tagen. Solche Planeten gibt es in unserem Sonnensystem nicht, und ihre Existenz hat Vorhersagen darüber, wie und warum Planeten entstehen, widerlegt. In den letzten 20 Jahren haben Astronominnen und Astronomen aus der ganzen Welt Exoplaneten erforscht, um zu verstehen, wie diese entstanden sind, aus welchem Material sie zusammengesetzt sind und wie ihr Klima ist.

Ein extremer Gasriese
KELT-9 ist ein Stern, der sich 650 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Cygnus (Schwan) befindet. Sein Exoplanet KELT-9b ist der bislang extremste dieser sogenannten «heissen Jupiter», weil er sehr eng um seinen Stern kreist, der fast doppelt so heiss ist wie die Sonne. Seine Atmosphäre erreicht dadurch eine Temperatur von etwa 4’000 °C. Bei dieser Hitze werden alle Elemente fast vollständig verdampft und Moleküle werden in ihre Atome zerlegt. Das bedeutet, dass die Atmosphäre von KELT-9b keine Wolken oder Aerosole enthält, der Himmel klar und meist durchlässig für das Licht seines Sterns ist.

Die Atome in der Atmosphäre des Exoplaneten absorbieren jeweils einen Teil des Lichts des Sterns. Jedes Atom hat so einen einzigartigen «Fingerabdruck» der Farben, die es absorbiert. Diese Fingerabdrücke können mit einem empfindlichen Spektrographen gemessen werden, der auf einem grossen Teleskop montiert ist. Daraus können Astronominnen und Astromnomen die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre von Exoplaneten ableiten, auch wenn sie viele Lichtjahre entfernt sind.

Fundgrube Exoplanet

Bereits im August 2018 machte ein Team von Forschenden des Nationalen Forschungsschwerpunkts PlanetS der Universitäten Bern und Genf mit dieser Technik eine interessante Entdeckung: «Wir benutzten den HARPS-North Spektrografen auf dem italienischen Telescopio Nazionale Galileo auf der Insel La Palma. Damals fanden wir Eisen- und Titanatome in der heissen Atmosphäre von KELT-9 b», erklärt Kevin Heng, Direktor und Professor am Center for Space and Habitabilty (CSH) an der Universität Bern und Mitglied des Nationalen Forschungsschwerpunkts PlanetS. Das Team beobachtete das KELT-9-System ein zweites Mal, mit dem Ziel, die bisherigen Erkenntnisse zu bestätigen, aber auch um nach zusätzlichen Elementen zu suchen. Die Forschenden untersuchten die Daten nach 73 Atomen, darunter auch seltene Erden. Diese Metalle kommen auf der Erde nur selten vor und werden in modernen Materialien und Geräten eingesetzt. Jens Hoeijmakers, Erstautor der nun im Journal Astronomy & Astrophysics publizierten Studie und Postdoc am CSH sowie am Astronomy Department der Universität Genf, sagt: «Wir gingen davon aus, dass das Spektrum dieses Planeten eine Fundgrube sein könnte. Wir hofften, Elemente zu finden, die bisher noch nie in der Atmosphäre eines Exoplaneten beobachtet worden waren.»

Tatsächlich fanden die Forschenden starke Signale von verdampftem Natrium, Magnesium, Chrom und der seltenen Erden Scandium und Yttrium im Spektrum des Planeten – wobei die letzten drei noch nie zuvor in der Atmosphäre eines Exoplaneten nachgewiesen worden sind. «Wir können aufgrund unserer Analysen nun auch abschätzen, in welcher Höhe in der Atmosphäre des Planeten die Atome das Licht absorbieren», sagt Jens Hoeijmakers. Zudem wisse man nun mehr über die Winde hoch in der Atmosphäre, die Atome von einer Hemisphäre zur anderen blasen.

«Wir möchten mit dieser Technik noch viel mehr über die Atmosphäre dieses Exoplaneten aber auch anderer Planeten erfahren, die ähnlich hohe Temperaturen aufweisen wie KELT-9 b», so Jens Hoeijmakers. Kevin Heng ergänzt: «Die Chancen stehen gut, dass wir mit derselben Technik dereinst sogenannte Biosignaturen, also Anzeichen für Leben, auf einem Exoplaneten finden werden. Letztendlich wollen wir mit unserer Forschung die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems sowie den Ursprung des Lebens ergründen.»

Publikationsdetails:

• H. J. Hoeijmakers, D. Ehrenreich, D. Kitzmann et al.: A spectral survey of an ultra-hot Jupiter. Detection of metals in the transmission spectrum of KELT-9 b. Astronomy & Astrophysics, preprint available on arXiv.org.

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Ein Beitrag von Roman van Genabith. Quelle: ESO.

Der Stern HIP 11815, der eine große Ähnlichkeit zu unserer Sonne aufweist, könnte einen Trabanten haben, der etwa unserem Jupiter entspricht. Zu diesem Schluss kommt ein internationales Astronomenteam nach Beobachtungen mit dem 3,6-Meter-Teleskop der ESO.

Bislang werden zumeist Exoplaneten detektiert, die deutlich größer als unsere Erde sind und ihre Zentralgestirne in geringen Distanzen umlaufen. Das hat mit den verfügbaren Messmethoden zu tun, die zunächst hauptsächlich auf Planeten weit jenseits der Jupitergröße ansprachen. Noch immer ist der Nachweis von Planeten in größeren Sonnendistanzen schwierig. Inzwischen können auch Gesteinsplaneten angemessen werden, jedoch handelt es sich hier bislang fast immer um sogenannte Supererden mit einem mehrfachen Erddurchmesser.

Zwar sind inzwischen zahllose jupiterähnliche Planeten in verschiedensten Entfernungen zu ihrem Mutterstern bekannt, die nun entdeckte Konstellation bei HIP 11815 weist allerdings die bisher größte Ähnlichkeit zu unserem System auf. Hierbei wurde die Existenz des vermuteten Gasriesen durch das leichte Zittern des Zentralsterns entdeckt. Da die Inklination der Planetenbahn nicht bekannt ist, lässt sich lediglich sein Mindestdurchmesser bestimmen.

Die Anwesenheit von Planeten in der Größe und Entfernung zur Sonne, wie sie der Jupiter aufweist, könnte nach aktuellen Theorien eine bedeutsame Rolle für die Begünstigung der Entstehung lebensfreundlicher Umgebungen in einem System spielen. So stabilisierte womöglich Jupiter während und nach der Entstehung unseres Sonnensystems den Asteroidengürtel und verhindert durch seine Schwerkraft ein Asteroidenbombardement der inneren Planeten.

Diese Annahme leitete das unter brasilianischer Führung arbeitende Forscherteam bei ihrer Beobachtung sonnenähnlicher Sterne mit dem HARPS-Instrument (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) am 3,6-Meter-Teleskop der ESO, das zum La-Silla-Observatorium der ESO in rund 2.400 Metern Höhe in den chilenischen Anden gehört.

Auch der Zentralstern des Systems weist Parallelen zu unserer Sonne auf. Er hat eine vergleichbare Masse, ungefähr das selbe Alter und eine ähnliche chemische Zusammensetzung. Letztere könnte auf die Existenz weiterer Gesteinsplaneten im inneren System hinweisen.

Jorge Melendez von der Universidade de Sao Paulo in Brasilien, Leiter des internationalen Forscherteams, zeigt sich begeistert sowohl über die Entdeckung, als auch die Möglichkeiten des ESO. „Die Suche nach einer Erde 2.0 und nach einem kompletten Sonnensystem 2.0 ist eine der aufregendsten Ziele der Astronomie. Wir sind begeistert, mit den Beobachtungseinrichtungen der ESO hier brandaktuelle Forschung betreiben zu können.“

Vollen Zugang zu den Einrichtungen der ESO, deren erste Installationen bereits 1977 in Betrieb gingen, hat Brasilien erst seit der Unterzeichnung der Beitrittserklärung zur ESO im Jahre 2010. Megan Bedell von der University of Chicago merkt abschließend an: „Nach zwei Jahrzehnten Jagd auf Exoplaneten können wir dank der Langzeitstabilität von Planetensuchern wie HARPS nun endlich langperiodische Gasriesen ähnlich denen in unserem eigenen Sonnensystem beobachten. Diese Entdeckung ist in jeder Hinsicht ein aufregender Hinweis darauf, dass andere Sonnensysteme da draußen darauf warten, von uns entdeckt zu werden.“

Aufgrund der methodisch bedingten verbliebenen Unsicherheiten sind noch Folgebeobachtungen erforderlich, um die Resultate der Forscher zu bestätigen.

Der Beitrag Ein Jupiterähnlicher Exoplanet bei HIP 11815 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Am 5. Oktober 1995 gaben die Schweizer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz auf einer Fachtagung die Entdeckung des ersten Exoplaneten bekannt, welcher einen sonnenähnlichen Stern umkreist. Der vermutlich etwa vier Milliarden Jahre alte ‚Heimatstern‘ dieses Planeten trägt den Namen 51 Pegasi, verfügt über die Spektralklasse G 2 IV und befindet sich in einer Entfernung von etwa 50 Lichtjahren zu unserem Sonnensystem im Sternbild Pegasus.

51 Pegasi b – so der offizielle Name des hier beheimateten Exoplaneten – ist zugleich der erste nachgewiesene Vertreter aus der Klasse der Hot Jupiter. Hierbei handelt es sich um eine bisher relativ häufig nachgewiesene Art von Exoplaneten, welche dem Planeten Jupiter in unserem Sonnensystem bezüglich der Größe und Masse zwar ähneln, die ihre Zentralsterne jedoch – im Gegensatz zu den Gasplaneten unseres Sonnensystems – in Entfernungen von nur wenigen Millionen Kilometern umkreisen. Der Planet 51 Pegasi b verfügt zum Beispiel über etwa 0,46 Jupitermassen und umkreist seinen Zentralstern innerhalb von 4,23 Tagen in einer Entfernung von lediglich etwa 7,8 Millionen Kilometern.

Seit der Entdeckung dieses ersten Exoplaneten konnten Astronomen bis zum heutigen Tag weitere 1.914 Planeten außerhalb unseres Sonnensystems nachweisen, welche sich auf 1.210 Sternsysteme verteilen. Mehrere Tausend ‚Exoplaneten-Kandidaten‘ warten dagegen derzeit noch auf eine Bestätigung durch weitere Observationen.

Genau 20 Jahre nach seiner Entdeckung rückte jetzt jedoch erneut 51 Pegasi b in das Rampenlicht. Einem internationalen Astronomen-Team unter der Leitung von Jorge Martins vom Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço und der Universidade do Porto in Portugal ist es gelungen, das Spektrum, welches von diesem Planeten reflektiert wird, im sichtbaren Bereich des Lichts nachzuweisen und zu analysieren.

Für ihre Untersuchungen verwendeten die beteiligten Astronomen das Instrument HARPS am 3,6-Meter-Teleskop des La-Silla-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden. Der Échelle-Spektrograf HARPS – so die Kurzform für den „High Accuracy Radial velocity Planet Searcher“ – dient der hochpräzisen Messung der Radialgeschwindigkeit von Sternen und kann somit auch für die Suche nach Exoplaneten eingesetzt werden, welche diese Sterne eventuell umkreisen.

Die Untersuchung von Exoplaneten
Die Untersuchung von Exoplaneten, welche sich relativ nahe an einem hellen und zudem viele Lichtjahre entfernt gelegenen Stern befinden, gestaltet sich als sehr kompliziert. Bei einer der dabei angewandten Techniken handelt es sich um die Beobachtung von Planetentransits. Sobald ein Exoplanet von der Erde aus gesehen direkt vor seinem Mutterstern vorbeizieht, nimmt die Helligkeit des beobachteten Sterns um einen winzigen Bruchteil ab, da der Planet einen Teil des von seinem Zentralgestirn ausgehenden Lichts abschirmt. Durch wiederholte Beobachtungen dieser periodisch auftretenden Helligkeitsveränderungen kann unter anderem die Dauer der Umlaufzeit des Planeten bestimmt werden.

Die derzeit am weitesten verbreitete Methode zur Untersuchung der Atmosphäre eines Exoplaneten beruht auf der Beobachtung des Spektrums des Muttersterns während des Vorübergangs dieses Planeten vor dem Stern. Dabei durchläuft ein kleiner Teil des Sternlichts auch die Atmosphäre des Planeten und wird dabei von dieser ‚gefiltert‘. Diese Technik wird als Absorptionsspektroskopie bezeichnet. Eine alternative Vorgehensweise stellt die Beobachtung der beiden Körper während der Bedeckung des Planeten durch den Stern dar. Hierbei können in erster Linie Informationen über die Temperatur des Exoplaneten gewonnen werden.

Bei diesen Analysen ist es jedoch zwingend notwendig, dass sich die Umlaufbahn des zu untersuchenden Planeten auf einer Bahnebene befindet, welche von der Erde aus betrachtet einen Planetentransit ermöglicht. Und derartige Bedingungen sind nur bei verhältnismäßig wenig Exoplaneten gegeben. Auch der Planet 51 Pegasi b kann nicht auf diese Art untersucht werden.

Eine neue Methode
Die jetzt bei der Untersuchung von 51 Pegasi b von Jorge Martins und seinen Kollegen angewandte Methode ist dagegen von derartigen Transits unabhängig und erlaubt damit die Erforschung von deutlich mehr Exoplaneten als bisher. Sie ermöglicht die direkte Untersuchung des Spektrums eines Planeten im Bereich des sichtbaren Lichts, was zugleich bedeutet, dass daraus zudem verschiedene weitere Eigenschaften des Planeten abgeleitet werden können, welche mit anderen Methoden nicht nachweisbar sind.

Hierbei wird das Lichtspektrum des Zentralsterns als Vorlage für die Suche nach einer ‚abgeschwächten‘ Version des Spektrums verwendet, welches zwar von dem Stern stammt, das aber in Wirklichkeit von dem den Stern umkreisenden Planeten reflektiert wird. Aufgrund der Bewegung des Planeten auf seiner Umlaufbahn um den Stern verschieben sich dabei die spektralen Signaturen des reflektierten Lichts relativ zu dem Stern. Die Messung dieses Effekts ist eine eine äußerst anspruchsvolle Aufgabe, da die Planeten im Vergleich zu ihren gleißend hellen Muttersternen sehr lichtschwach sind. Der Planet 51 Pegasi b erreicht im sichtbaren Licht zum Beispiel nur lediglich etwa ein 50.000stel der Helligkeit seines Muttersterns.

Zusätzlich erschwerend wird das Licht eines zu untersuchenden Exoplaneten durch weitere Effekte und ‚Rauschquellen‘ überlagert und verzerrt. Angesichts dieser immensen Hürden ist die jetzt erfolgte erfolgreiche Beobachtung dieses Effekts durch den HARPS-Spektrografen ein hervorragender Beweis dafür, dass diese Methode nicht nur in der Theorie besteht, sondern tatsächlich auch in der Praxis wissenschaftlich sinnvoll anwendbar ist.

„Diese Art des Nachweises ist von großer wissenschaftlicher Bedeutung, da sie es möglich macht, die reale Masse des Planeten und die Neigung seiner Umlaufbahn zu bestimmen, was für das tiefere Verständnis des Systems unerlässlich ist. Es ermöglicht uns auch den Reflektionsgrad, die sogenannte Albedo, des Planeten abzuschätzen, woraus man wiederum die Zusammensetzung sowohl der Planetenoberfläche als auch der Atmosphäre ableiten kann“, so Jorge Martins.

Wie sich bei den Untersuchungen herausstellte, verfügt 51 Pegasi b über eine Masse von etwa der Hälfte der Masse des Planeten Jupiter und – in Bezug auf unseren Heimatplaneten – über eine Bahnneigung von etwa neun Grad. Die Bahn des Exoplaneten liegt von der Erde aus gesehen also fast ‚auf der Seite‘ – es finden jedoch keine gegenseitigen Bedeckungen zwischen Planet und Zentralstern statt.

Außerdem scheint der Planet trotz seiner geringeren Masse vom Durchmesser her etwa doppelt so groß auszufallen wie der Jupiter. Diese Diskrepanz zwischen Masse und Durchmesser erklärt sich durch die starke Aufheizung und die dadurch bedingte Ausdehnung der Planetenatmosphäre, welche durch die extreme Nähe zum Zentralstern verursacht wird. Des weiteren scheint 51 Pegasi b über eine hohe Reflektanz zu verfügen. Dies sind typische Eigenschaften für einen ‚Heißen Jupiter‘, welcher sich sehr nahe bei seinem Mutterstern befindet und somit viel Sternlicht ausgesetzt ist.

Glänzende Aussichten für die Zukunft
Diese Analysen – und die Tatsache, dass dieses Ergebnis mit dem vergleichsweise ‚kleinen‘ 3,6-Meter-Teleskop der ESO gewonnen wurde, welches bei dieser Technik nur einen beschränkten Anwendungsbereich bietet – eröffnen den Astronomen zugleich glänzende Aussichten für die nähere Zukunft. Die an diesem Teleskop zur Zeit existierenden Instrumentenkonfigurationen werden bereits in Kürze von deutlich leistungsfähigeren Instrumenten an größeren Teleskopen, wie zum Beispiel dem Very Large Telescope (kurz VLT) der ESO oder dem zukünftigen European Extremely Large Telescope (E-ELT) übertroffen werden, welches voraussichtlich im Jahr 2022 in Betrieb gehen wird (Raumfahrer.net berichtete).

„Wir erwarten jetzt sehnlichst erstes Licht des ESPRESSO-Spektrografen am VLT, so dass wir genauere Untersuchungen von diesem und anderen Planetensystemen anstellen können“, so Nuno Santos von der Universidade do Porto, einer der an der Untersuchung beteiligten Astronomen. Der voraussichtlich ab dem Jahr 2016 am VLT zum Einsatz kommende Spektrograf ESPRESSO (kurz für „Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations“) und später nochmals leistungsfähigere Instrumente an deutlich größeren Teleskopen wie dem E-ELT werden bei gesteigerter Lichtsammelleistung mit noch deutlich mehr Präzision sowohl die Entdeckung kleinerer Exoplaneten vereinfachen als auch mehr Details über Planeten wie 51 Pegasi b liefern können.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Arbeit von Jorge Martins et al. wurden am 22. April 2015 unter dem Titel „Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Peg b“ in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert.

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Fachartikel von Jorge Martins et al.:

• Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Peg b (Arxiv, Volltext, engl.)

Der Beitrag Erstes Spektrum eines Exoplaneten im sichtbaren Licht erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Das System des rund 63 Lichtjahre von der Erde entfernt gelegenen und etwa 20 Millionen Jahre alten Sterns Beta Pictoris wird von den Astronomen als ein ursprüngliches, noch in der Entstehungsphase befindliches Planetensystem angesehen. Bereits im Jahr 1983 konnte mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Staubscheibe entdeckt werden, welche diesen Stern umgibt und die über einen Durchmesser von bis zu 1.000 Astronomischen Einheiten verfügt. Eine Astronomische Einheit – kurz AE – beschreibt den mittleren Abstand zwischen der Erde und der Sonne und beträgt rund 150 Millionen Kilometer. Der im Sternbild Maler (lat. „Pictor“) gelegene Stern Beta Pictoris war einer der ersten Sterne, bei denen eine solche Scheibe nachgewiesen werden konnte.

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

Exokometen
Noch vor der Entdeckung dieses Exoplaneten stießen die Astronomen jedoch auf Hinweise darauf, dass sich innerhalb der den Stern Beta Pictoris umgebenden Staubscheibe auch Kometen befinden. Den Grund für diese Annahme lieferte die fast 30 Jahre andauernde Untersuchung des von diesem Stern ausgehenden Lichts, welches minimale Veränderungen aufweist.

Kometen sind kleine, lediglich wenige Kilometer durchmessende Objekte aus Eis, Staub und gefrorenen Gasen. Sobald sich ein Komet seinem Stern nähert sublimieren die leichtflüchtigen Bestandteile des Kometenkerns – in erster Linie handelt es sich dabei um gefrorenes Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Ammoniak – aufgrund der steigenden Temperaturen und entweichen mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen hundert Metern in der Sekunde in das umgebende Weltall. Dabei reißen diese freigesetzten Gase regelrechte Fontänen aus Staub mit sich.

Obwohl Kometen deutlich kleiner als Planeten sind können diese bei fremden Sternen durch spektroskopische Untersuchungen des Sternenlichts doch relativ einfach nachgewiesen werden.

Sobald sich ein solcher Exokomet auf seiner Umlaufbahn genau zwischen seinen Stern und der Erde bewegt, weist das von dem Stern ausgehende Licht eine minimale Veränderung auf. Zum einen absorbieren die Kometenschweife dieser auch als „Falling Evaporating Bodies“ (kurz „FEB“) bezeichneten Objekte einen Teil des Sternlichts. Zum anderen treten – bedingt durch die Gase des Kometenschweifs und der darin enthaltenen Staubpartikel – zusätzliche Absorptionslinien auf.

Diese zusätzlichen Absorptionslinien sind typischerweise zu längeren Wellenlängen hin verschoben. Aus dieser Dopplerverschiebung lassen sich Rückschlüsse auf die Geschwindigkeiten der Objekte und deren Bewegungsrichtung ziehen. Das schwache Leuchten der Exokometen selber wird dagegen von dem gleißend hellen Licht des Sterns überstrahlt, weshalb sie von der Erde aus nicht direkt beobachtet werden können.

Kometen in der Staubscheibe von Beta Pictoris
Um die Exokometen von Beta Pictoris zu studieren, hat ein Team von Astronomen unter der Leitung von Flavien Kiefer 1.106 Spektren dieses Sterns analysiert, welche in den Jahren 2003 bis 2011 mit dem HARPS-Instrument am 3,6-Meter-Telskop des La-Silla-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte in den nordchilenischen Anden angefertigt wurden.

In den Datensätzen entdeckten die Astronomen Hinweise auf zahlreiche Kometentransits, welche sich 493 verschiedenen Exokometen zuordnen ließen. Einige Kometen wurden mehrfach und über Zeiträume von mehreren Stunden beobachtet. Eine gründliche Auswertung der Daten lieferte dabei Angaben über die Bewegungsrichtungen und -geschwindigkeiten der Kometen sowie über die Ausdehnungen der Gaswolken, welche diese Kometen umgeben. Außerdem konnten verschiedene weitere Eigenschaften der Umlaufbahnen wie zum Beispiel die Form und die Orientierung der Umlaufbahn oder die Entfernung zu dem Stern Beta Pictoris abgeleitet werden.

Dies ist das erste Mal, dass gleich mehrere hundert Exokometen in einem einzigen Sternsystem untersucht wurden. Dabei stellte sich heraus, dass in dem Sternsystem von Beta Pictoris zwei unterschiedlichen ‚Familien‘ von Exokometen existieren. Auch in unserem Sonnensystem sind den Astronomen unterschiedliche Kometengruppen bekannt.

Die der ersten Kometenfamilie bei Beta Pictoris angehörenden Exokometen zeigen eine eher schwache Aktivität mit niedrigen Freisetzungsraten von Gas und Staub. Dies deutet darauf hin, dass diese Kometen ihre Vorräte an gefrorenem Material durch ihre mehrmaligen nahen Vorbeiflüge an dem Stern Beta Pictoris bereits verbraucht haben. Zudem stimmen die Bahnparameter der Umlaufbahnen dieser Kometen genau mit den Parametern überein, welche für Objekte vorhergesagt werden, die sich in einer Bahnresonanz mit einem massereichen Planeten befinden. Dieser Planet sollte sich in einer Entfernung von etwa 700 Millionen Kilometern zu dem Stern Beta Pictoris befinden.

Die Exokometen der zweiten Familie sind dagegen deutlich aktiver und befinden sich außerdem auf nahezu identischen Umlaufbahnen was darauf hinweist, dass die Mitglieder dieser Familie alle denselben Ursprung haben. Vermutlich entstanden sie erst kürzlich durch den Zerfall eines oder mehrerer größere Objekte. Diese Fragmente bewegen sich jetzt auf Umlaufbahnen, welche sie sehr nahe an den Stern Beta Pictoris heranführt. Damit weisen die Mitglieder dieser Kometengruppe eine gewisse Ähnlichkeit mit den Kometen der Kreutz-Gruppe in unserem Sonnensystem auf.

„Beta Pictoris ist ein sehr spannendes Beobachtungsziel! Die genaue Beobachtung seiner Exokometen gibt uns Hinweise darauf, welche Prozesse in dieser Art von jungen Planetensystemen auftreten. Wir haben [hier] zum ersten Mal überhaupt mit einer statistischen Untersuchung die physikalischen Prozesse und die Umlaufbahnen einer großen Zahl von Exokometen bestimmt. Diese Arbeit liefert einen bemerkenswerten Einblick in die Mechanismen, die in unserem Sonnensystem kurz nach seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren am Werk waren“, so Flavien Kiefer.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 23. Oktober 2014 unter dem Titel „Two families of exocomets in the Beta Pictoris system“ in der Fachzeitschrift Nature publiziert.

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Fachartikel von F. Kiefer et al.:

• Two families of exocomets in the Beta Pictoris system (engl.)

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Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: ESO.

Diese Tatsache steht den Erkenntnissen der Astronomen zur Sternentstehung entgegen. Denn man weiß, dass die weitaus meisten Sterne gruppenweise entstehen und sich erst nach ihrer Entstehung aufgrund verschiedener Bewegungsrichtungen voneinander entfernen. Wenn nun also allein stehende Sterne in schöner Regelmäßigkeit Exoplaneten haben, warum sind sie dann nicht dort festzustellen, wo diese Sterne entstehen?

Die Untersuchung des Sternhaufens M 67 hatte genau die Klärung dieser Frage zum Ziel. Dass die Wahl auf eben diesen Sternhaufen fiel, verwundert nicht, da dessen Sterne in etwa das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung haben wie unsere Sonne. M 67 im Sternbild Krebs (Cancer) ist mit einem Alter von etwa 4 Mrd. Jahren ein sehr alter Sternhaufen, der über eine langen Zeitraum seinen Haufencharakter erhalten hat. Im Laufe der letzten Jahre ist er gründlich untersucht worden.

Mit dem Fund von drei Exoplaneten in einer Stichprobe von 88 Sternen ist die Häufigkeit von Exoplaneten im Durchschnitt ähnlich hoch wie bei Sternen, die nicht Teil eines Sternhaufens sind. Das deutet darauf hin, dass zumindest die Sterne in offenen Sternhaufen genau so viele Exoplaneten haben können, wie isolierte Sterne. Man hat sie einfach noch nicht in so großer Anzahl entdeckt, weil sie schwerer zu identifizieren sind.

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Das Forscherteam mit Beteiligung der Universitäten in Göttingen und Dresden verwendete für seine Analysen Doppler-Spektren vom sehr erfolgreichen und bekannten Planetensucher HARPS in La Silla/Chile sowie von weiteren Spektrografen am VLT in Paranal/Chile, am Keck-Teleskop auf Hawaii und am Magellan-Teleskop, ebenfalls in Chile. Das Messprinzip dabei ist, dass an der durch den Dopplereffekt verursachten Verschiebung der Spektrallinien die Radialgeschwindigkeit des Sterns erkennbar wird. Planeten sorgen bei ihren Umkreisungen des Sterns dafür, dass die gemessene Radialgeschwindigkeit sich minimal verändert. Daher kann man aus dem Verlauf der Geschwindigkeitsmessungen auf die Masse und Umlaufbahn der Planeten eines Sterns schließen.

Je länger der Zeitraum ist, in dem solche Beobachtungen durchgeführt werden, umso mehr Daten werden also gewonnen und um so mehr Planeten, vor allem mit längeren Perioden können entdeckt werden. So wurden jetzt bei Gliese 667C, einem kleinen Stern mit etwa einem Viertel der Sonnenmasse mindestens vier bislang unbekannte Planeten entdeckt. Diese tragen die systematischen Bezeichnungen Gliese 667Ce bis Gliese 667Cg (667Cb bis Cd waren bereits früher bekannt).

Zusätzlich gibt es Hinweise auf einen siebten Planeten in diesem System. Ob dieser allerdings tatsächlich existiert, hängt von den Umlaufbahnen der anderen Planeten ab. Das gemessene Signal kann zum einen durch einen Planeten erklärt werden, wenn alle Planeten des Systems kreisförmige Umlaufbahnen haben, wenn diese Umlaufbahnen aber elliptisch sein sollten, wäre kein siebter Planet als Erklärung nötig. Um das sicher zu bestimmen werden weitere Messungen nötig sein. Derzeit lässt sich der Status von Gliese 667Ch nicht sicher bestimmen.

Alle Planeten von Gliese 667C sind sogenannte Super-Erden, ihre gemessenen Minimalmassen liegen zwischen 2,6 und 5,6 Erdmassen. Da die Neigung des Systems gegenüber unserer Blicklinie unbekannt ist, lässt sich die exakte Masse nicht bestimmen. Dynamische Analysen des Systems zeigen allerdings, dass die Planetenmassen maximal etwa doppelt so groß sein können, da das System sonst instabil wäre. Insgesamt handelt es sich hierbei um ein dicht gepacktes Planetensystem – wenn der siebte Planet existiert, wären alle stabilen Umlaufbahnen besetzt, lediglich weiter außen wäre noch Platz für weitere Planeten. Das alles in einem Bereich, der nur wenig über die Umlaufbahn des Merkur hinausragen würde.

Besonders interessant sind dabei die Planeten c, e und f. Sie liegen definitiv in der habitablen Zone des Sterns, dass heißt, dass sie flüssiges Wasser beherbergen könnten und damit Leben, wie wir es kennen. Wegen der Ungenauigkeit der Orbitbestimmung des äußeren Planeten d ist bei diesem nicht sicher, ob er vielleicht mit großem Treibhauseffekt auch noch in diese Kategorie fallen könnte. Auf jeden Fall ist aber die Entdeckung von drei Planeten in der habitablen Zone eines Sterns eine absolute Premiere.

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• Exoplaneten in der habitablen Zone

Der Beitrag Gliese 667C: Ein Stern – 3 habitable Planeten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO. Vertont von Peter Rittinger.

Gerade einmal 4,34 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet sich das Doppelsternsystem Alpha Centauri. Um seine kleinere Komponente Alpha Centauri B , die etwas kleiner als unsere Sonne ist, wurde der neue Planet entdeckt. Diese Welt ist in etwa so schwer wie die Erde, allerdings ist die Umlaufbahn sogar enger als die von Merkur und beträgt nur 0,04 Astronomische Einheiten (1 Astronomische Einheit entspricht dem Abstand Erde – Sonne). Das bedeutet, dass der Planet eine Jahreslänge von nur 3,236 Erdtagen hat, also in dieser Zeit um seinen Zentralstern kreist. Entsprechend heiß ist es daher auf Alpha Centauri Bb, jegliches Leben wie wir es kennen ist dort auszuschließen.

Dieser Planet wurde mittels Radialgeschwindigkeitsmessungen entdeckt. Dabei nutzt man aus, dass Stern und Planet um ein gemeinsames Zentrum kreisen, wodurch der Stern sich zwar nur leicht bewegt, aber messbar. Um diesen Effekt zu vermessen wird der Dopplereffekt ausgenutzt – je nach Relativgeschwindigkeit zu uns ändert sich die Wellenlänge des ausgesandten Lichts. HARPS ist ein hochgenauer Spektrograph und kann daher sehr geringe Geschwindigkeitsänderungen erfassen. In diesem Fall gelang es, eine Radialgeschwindigkeitsänderung von 51 cm/s zu messen, die Alpha Centauri Bb auslöst. Zum Vergleich kommt der 1995 als erster mit dieser Methode entdeckte Planet 51 Pegasi b auf 50 m/s, also das Hundertfache der jetzt erreichten Genauigkeit. Bis zum Nachweis einer wirklichen zweiten Erde wird es jedoch noch weitere Entwicklungen der Technik erfordern, die Erde verursacht bei unserer Sonne eine Bewegung um 9 cm/s. Dies wird eine Aufgabe für die nächste Generation werden.

Mit einer Masse von 1,13 Erdmassen handelt es sich bei Alpha Centauri Bb um den leichtesten Planeten überhaupt, der bislang mit dieser Methode entdeckt werden konnte. Es sind zwar bereits etwas kleinere Exoplaneten bekannt, allerdings wurden diese von Kepler mittels Transitbeobachtungen entdeckt. HARPS hat damit wieder den Status untermauert, das präziseste Instrument seiner Art zu sein. Die Umlaufbahn des Planeten ist wahrscheinlich kaum exzentrisch, also quasi kreisförmig. Offenbar spielt der weiter außen kreisende Stern Alpha Centauri A also kaum eine Rolle als störendes Element.

HARPS ist am 3,6-m-Teleskop in La Silla montiert. Über Jahre war dieses Instrument führend in der Entdeckung von Exoplaneten. In letzter Zeit hat jedoch das Weltraumteleskop Kepler deutlich mehr Planetenkandidaten gefunden. Dennoch beweist HARPS mit der jetzigen Entdeckung, dass es immer noch zu faszinierenden Entdeckungen fähig ist. Die aktuelle Entdeckung wurde im Rahmen eines Projekts gemacht bei dem 10 der hellsten und nächsten Sterne des Südhimmels beobachtet wurden. Alpha Centauri ist das vierte dieser Sternsysteme, bei dem zumindest ein Planet nachgewiesen werden konnte.

Theoretisch denkbar ist immer noch ein Planet in der bewohnbaren Zone von Alpha Centauri B. Die beiden Sterne des Systems umkreisen sich zwar vergleichsweise eng, etwa mit dem Abstand Saturn – Sonne, aber dennoch könnte eine solche Umlaufbahn für einen relativ kleinen Planeten stabil sein. Ein Nachweis eines solchen Objektes ist jedoch derzeit nicht möglich. Astronomen hoffen jetzt, dass diese Entdeckung die Entwicklung der Teleskope der nächsten Generation weiter motivieren kann.

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• Exoplaneten

Der Beitrag Spektakulärer Fund: Ein Planet bei Alpha Centauri erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Raumcon:

• Exoplaneten in habitabler Zone

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