Quelle: DLR 18. September 2024.

18. September 2024 – Astrophysiker haben die größten Plasmastrahlen eines schwarzen Lochs entdeckt, die jemals im Weltraum gesehen wurden. Schwarze Löcher sind dafür bekannt, dass sie Materie in ihrer unmittelbaren Umgebung verschlucken. Sie können aber auch große Mengen an Energie ausspucken, in Form von Strahlung oder Plasmastrahlen, den sogenannten „Jets“. Das internationale Forschungsteam mit Beteiligung von Dr. Gabriela Calistro Rivera vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) hat nun ein Jetpaar mit einer Gesamtlänge von 23 Millionen Lichtjahren entdeckt. Das entspricht der Größe von 140 Milchstraßen-Galaxien in einer Reihe. Die Plasmastrahlen schießen oberhalb und unterhalb eines supermassiven Schwarzen Lochs heraus, mit einer Leistung von mehreren Billionen Sonnen. Die Forschungsarbeit wurde am 18. September 2024 in der Fachzeitschrift „Nature“ veröffentlicht, unter der Leitung des California Institute of Technology (Caltech).

Die Jets mit dem Spitznamen „Porphyrion“ – benannt nach einem Riesen aus der griechischen Mythologie – entspringen einem Schwarzen Loch, das sich im Herzen einer weit entfernten Galaxie befindet. Zwar war es bekannt, dass Jets über die Grenzen ihrer Galaxie herausragen können. Überraschend war für die Fachwelt nun jedoch, dass Porphyrion bis in die Leerräume des Universums reicht. Zur Einordnung: Sterne sind in Galaxien zusammengefasst, Galaxien wiederum in Galaxiengruppen und Galaxienhaufen, zwischen denen sich große Leerräume befinden. Die Galaxien sind dabei wie durch ein kosmisches Spinnennetz verbunden.

Einfluss auf die Entstehung von Galaxien
„Energiereiche Strahlung und Jets von Schwarzen Löchern können das Wachstum und die Entwicklung ihrer Galaxien drastisch beeinflussen. Porphyrion zeigt, dass diese Auswirkungen ungeahnte Ausmaße annehmen und die Struktur unseres Universums beeinflussen können“, sagt Calistro Rivera.

Die neueste Entdeckung deutet darauf hin, dass die riesigen Jets im jungen Universum einen größeren Einfluss auf die Entstehung von Galaxien gehabt haben könnten als bisher angenommen. Die beiden Jets sind 7,5 Milliarden Lichtjahre von der Erde entfernt und stammen damit aus einer Zeit als das Universum halb so alt war wie heute. Porphyrion existierte damit bereits in einer frühen Epoche, als das Universum noch weniger ausgedehnt war und die dünnen Fäden des kosmischen Netzes enger zusammen lagen. Die Megaströme erstreckten sich damit über entsprechend größere Teile des Universums mit ihrem Einfluss.

Entdeckt wurde das Jetpaar mit Hilfe des LOFAR (LOw Frequency ARray) Radioteleskops in Europa. Das Team nutzte auch das Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) in Indien, zusammen mit zusätzlichen Daten aus dem Projekt DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) sowie das W. M. Keck Observatory in Hawai’i. Dies half den Forschenden, die richtige Wirtsgalaxie des supermassiven Schwarzen Lochs zu bestimmen, das die Jets erzeugte. Außerdem kombinierte DLR-Wissenschaftlerin Calistro Rivera diese Beobachtungsdaten und erstellte ein Modell, das die physikalischen Eigenschaften von Galaxien und Schwarzen Löchern bestimmen kann. Dank des physikalischen Modells erfuhren sie auch wie alt, wie hell und wie massiv die Galaxie ist, also wie viele Sterne sie vereint. Für das Schwarze Loch zeigte sich, dass es supermassiv und sehr aktiv ist.

Neue Erkenntnisse zu Schwarzen Löchern
Wenn supermassereiche Schwarze Löcher aktiv werden, zerrt und heizt ihre immense Schwerkraft an der umgebenden Materie. Dabei werden große Mengen an Energie freigesetzt, entweder in Form von Jets (Radiomodus) oder Strahlung im sichtbaren oder ultravioletten Bereich (Strahlungsmodus). Schwarze Löcher im Strahlungsmodus waren im jungen oder fernen Universum häufiger anzutreffen, während Schwarze Löcher mit Jets im heutigen Universum häufiger vorkommen.

„Indem wir die Beobachtungsdaten aus den verschiedenen Bereichen des elektromagnetischen Spektrum mit theoretischen Modellen verglichen haben, konnten wir mehr über die Physik in dem Schwarzen Loch und seiner Galaxie erfahren. Hier konnten wir lernen, dass die riesigen Jets in Porphyrion aus einem aktiven Schwarzen Loch im Strahlungsmodus stammen“, erklärt Calistro Rivera. Die Tatsache, dass Porphyrion von einem Schwarzen Loch im Strahlungsmodus stammt, ist eine Überraschung. Denn bisher war nicht bekannt, dass dieser Modus so große und starke Jets erzeugen kann.

Da Porphyrion in einem fernen Universum liegt, in dem Schwarze Löcher im Strahlungsmodus zahlreich vorhanden sind, deutet die Entdeckung außerdem darauf hin, dass es noch viele weitere gigantische Jets geben könnte. „Wir sehen vielleicht nur die Spitze des Eisbergs“, sagt Hauptautor der Nature-Studie Dr. Martijn Oei vom Caltech. „Unsere LOFAR-Untersuchung deckte nur 15 Prozent des Himmels ab. Und die meisten dieser gigantischen Jets sind wahrscheinlich schwer zu entdecken, daher glauben wir, dass es noch viel mehr dieser Giganten da draußen gibt.“

In einem nächsten Schritt möchte das Team besser verstehen, wie diese Megastrukturen ihre Umgebung beeinflussen, wenn sie kosmische Strahlung, Hitze, schwere Atome und Magnetfelder im Raum zwischen den Galaxien verbreiten.

Über die Studie
Die Nature-Studie „Black hole jets on the scale of the cosmic web” wurde vom Dutch Research Council, dem European Research Council, dem UK Science and Technology Facilities Council, dem UK Research and Innovation Future Leaders Fellowship und der Europäischen Union finanziert. Hauptautor ist Martijn Oei von der Universität Leiden und dem California Institute of Technology (Caltech), weitere Autoren sind Martin Hardcastle von der University of Hertfordshire, Roland Timmerman von der Durham University; Aivin R.D.J.G.I.B. Gast von der Universität Oxford; Andrea Botteon und Francesco de Gasperin vom Institut für Radioastronomie des Nationalen Instituts für Astrophysik in Italien; Antonio Rodriguez und S. G. Djorgovski vom Caltech; Daniel Stern vom Jet Propulsion Laboratory, das vom Caltech für die NASA geleitet wird; Gabriela Calistro Rivera vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) sowie Reinout J. van Weeren, Huub J.A. Röttgering und Huib T. Intema von der Universität Leiden.

Publikation
Black hole jets on the scale of the cosmic web
https://www.nature.com/articles/s41586-024-07879-y

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Schwarze Löcher

Der Beitrag DLR: Gigantische Plasmastrahlen eines schwarzen Lochs überraschen Fachwelt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESON 19. Oktober 2023.

19. Oktober 2023 – Die Quelle wurde mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in einer Galaxie lokalisiert, die so weit entfernt ist, dass ihr Licht acht Milliarden Jahre gebraucht hat, um uns zu erreichen. Der Radioblitz ist auch einer der energiereichsten, die je beobachtet wurden; in einem winzigen Bruchteil einer Sekunde gab er die äquivalente Energiemenge von 30 Jahren der Gesamtemission unserer Sonne frei.

Die Entdeckung des Ausbruchs, genannt FRB 20220610A, wurde im Juni des letzten Jahres vom ASKAP-Radioteleskop in Australien gemacht [1] und übertraf den bisherigen Distanzrekord des Teams um 50 Prozent.

„Mit dem ASKAP-Antennenfeld konnten wir genau bestimmen, woher der Ausbruch kam“, erläutert Stuart Ryder, Astronom von der Macquarie University in Australien und einer der Hauptautoren der heute in der Fachzeitschrift Science veröffentlichten Studie. „Dann haben wir [mit dem VLT der ESO] in Chile nach der Quellgalaxie gesucht [2] und haben festgestellt, dass sie älter und weiter entfernt ist als jede andere bisher gefundene Radioblitz-Quelle und wahrscheinlich innerhalb einer kleinen Gruppe verschmelzender Galaxien liegt.“

Die Entdeckung bestätigt, dass schnelle Radioblitze dazu verwendet werden können, die „fehlende“ Materie zwischen Galaxien zu messen und somit eine neue Möglichkeit bieten, das Universum zu „wiegen“.

Aktuelle Methoden zur Schätzung der Masse des Universums liefern widersprüchliche Antworten und stellen das Standardmodell der Kosmologie infrage. „Wenn wir die Menge an normaler Materie im Universum zählen – den Atomen, aus denen wir alle bestehen – stellen wir fest, dass mehr als die Hälfte von dem, was heute vorhanden sein sollte, fehlt“, sagt Ryan Shannon, Professor an der Swinburne University of Technology in Australien, der die Studie ebenfalls leitete. „Wir vermuten, dass sich die fehlende Materie im Raum zwischen den Galaxien verbirgt, aber sie ist vielleicht so heiß und diffus, dass sie mit üblichen Techniken nicht sichtbar ist.“

„Schnelle Radioblitze erkennen dieses ionisierte Material. Selbst in einem nahezu perfekt leeren Raum können sie alle Elektronen sehen, und das ermöglicht es uns, zu messen, wie viel Materie zwischen den Galaxien ist“, erklärt Shannon.

Das Auffinden entfernter schneller Radioblitze ist entscheidend für die genaue Messung der fehlenden Materie des Universums, wie der verstorbene australische Astronom Jean-Pierre (J-P) Macquart 2020 nachgewiesen hat. „J-P hat gezeigt, dass je weiter ein schneller Radioblitz entfernt ist, desto mehr diffuse Gase er zwischen den Galaxien nachweisen kann. Dies wird jetzt als Macquart-Beziehung bezeichnet. Einige kürzlich aufgetretene schnelle Radioblitze schienen diese Beziehung zu brechen. Unsere Messungen bestätigen, dass die Macquart-Beziehung bis über die Hälfte des bekannten Universums hinausreicht“, erläutert Ryder.

„Während wir immer noch nicht wissen, was diese massiven Ausbrüche von Energie verursacht, bestätigt die Studie, dass schnelle Radioblitze häufige Ereignisse im Kosmos sind und dass wir sie verwenden können, um Materie zwischen Galaxien zu erkennen und die Struktur des Universums besser zu verstehen“, ergänzt Shannon.

Das Ergebnis stellt die Grenze dessen dar, was heute mit Teleskopen erreicht werden kann, obwohl Astronomen in Kürze über Mittel verfügen werden, um noch ältere und fernere Ausbrüche zu erkennen, ihre Quellgalaxien zu bestimmen und die fehlende Materie des Universums zu messen. Das internationale Square Kilometre Array Observatory baut derzeit zwei Radioteleskope in Südafrika und Australien, die Tausende von schnellen Radioblitzen auspüren können, einschließlich sehr entfernter, für die aktuelle Einrichtungen blind sind. Das Extremely Large Telescope der ESO, ein 39-Meter-Teleskop im Bau in der chilenischen Atacama-Wüste, wird eines der wenigen Teleskope sein, das in der Lage ist, die Quellgalaxien von Ausbrüchen noch weiter entfernt als FRB 20220610A zu studieren.

Endnoten
[1] Das ASKAP-Teleskop gehört der CSIRO, der nationalen Wissenschaftsagentur Australiens, und wird von ihr auf dem Land der Wajarri Yamaji in Westaustralien betrieben.

[2] Das Team verwendete Daten, die mit den Instrumenten FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 (FORS2), X-shooter und High Acuity Wide-field K-band Imager (HAWK-I) am VLT der ESO gewonnen wurden. Daten vom Keck-Observatorium in Hawai’i, USA, wurden ebenfalls in der Studie verwendet.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in einem Artikel mit dem Titel „A luminous fast radio burst that probes the Universe at redshift 1“ vorgestellt, der in Science erscheinen wird.

Das Team besteht aus S. D. Ryder (Fakultät für Mathematik und Naturwissenschaften, Macquarie University, Australien [SMPS]; Forschungszentrum für Astrophysik und Raumtechnologien, Macquarie University, Sydney, Australien [ASTRC]), K. W. Bannister (Nationale Einrichtung für Teleskope in Australien, Organisation für Wissenschaft und Industrieforschung, Weltraum und Astronomie, Australien [CSIRO]), S. Bhandari (Niederländisches Institut für Radioteleskopie, Niederlande; Gemeinsames Institut für Very Long Baseline Interferometry in Europa, Niederlande), A. T. Deller (Zentrum für Astrophysik und Supercomputing, Swinburne University of Technology, Australien [CAS]), R. D. Ekers (CSIRO; Internationales Zentrum für Radioastronomie-Forschung, Curtin Institute of Radio Astronomy, Curtin University, Australien [ICRAR]), M. Glowacki (ICRAR), A. C. Gordon (Zentrum für interdisziplinäre Erforschung und Astrophysik, Northwestern University, USA [CIERA]), K. Gourdji (CAS), C. W. James (ICRAR), C. D. Kilpatrick (CIERA; Abteilung für Physik und Astronomie, Northwestern University, USA), W. Lu (Abteilung für Astronomie, University of California, Berkeley, USA; Theoretical Astrophysics Center, University of California, Berkeley, USA), L. Marnoch (SMPS; ASTRC; CSIRO; Australisches Forschungsrat-Zentrum für allumfassende Astrophysik in 3 Dimensionen, Australien), V. A. Moss (CSIRO), J. X. Prochaska (Abteilung für Astronomie und Astrophysik, University of California, Santa Cruz, USA [Santa Cruz]; Kavli-Institut für Physik und Mathematik des Universums, Japan), H. Qiu (SKA Observatory, Jodrell Bank, Vereinigtes Königreich), E. M. Sadler (Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney, Australien; CSIRO), S. Simha (Santa Cruz), M. W. Sammons (ICRAR), D. R. Scott (ICRAR), N. Tejos (Institut für Physik, Pontificia Universidad Católica de Valparaíso, Chile) und R. M. Shannon (CAS).

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftler*innen weltweit, die Geheimnisse des Universums zum Nutzen aller zu entdecken. Wir entwerfen, bauen und betreiben Observatorien von Weltrang, die Astronominnen und Astronomen nutzen, um spannende Fragen zu beantworten und die Faszination der Astronomie zu wecken, und wir fördern die internationale Zusammenarbeit in der Astronomie. Die ESO wurde 1962 als zwischenstaatliche Organisation gegründet und wird heute von 16 Mitgliedstaaten (Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Finnland, Irland, Italien, den Niederlanden, Österreich, Polen, Portugal, Schweden, der Schweiz, Spanien, der Tschechischen Republik und dem Vereinigten Königreich) sowie dem Gastland Chile und Australien als strategischem Partner unterstützt.

Der Hauptsitz der ESO und ihr Besucherzentrum und Planetarium, die ESO Supernova, befinden sich in der Nähe von München in Deutschland, während die chilenische Atacama-Wüste, ein wunderbarer Ort mit einzigartigen Bedingungen für die Himmelsbeobachtung, unsere Teleskope beherbergt. Die ESO betreibt drei Beobachtungsstandorte: La Silla, Paranal und Chajnantor. Am Standort Paranal betreibt die ESO das Very Large Telescope und das dazugehörige Very Large Telescope Interferometer sowie Durchmusterungsteleskope wie z. B. VISTA. Ebenfalls am Paranal wird die ESO das Cherenkov Telescope Array South betreiben, das größte und empfindlichste Gammastrahlen-Observatorium der Welt. Zusammen mit internationalen Partnern betreibt die ESO auf Chajnantor APEX und ALMA, zwei Einrichtungen zur Beobachtung des Himmels im Millimeter- und Submillimeterbereich. Auf dem Cerro Armazones in der Nähe von Paranal bauen wir „das größte Auge der Welt am Himmel“ – das Extremely Large Telescope der ESO. Von unseren Büros in Santiago, Chile, aus unterstützen wir unsere Aktivitäten im Land und arbeiten mit chilenischen Partnern und der Gesellschaft zusammen.

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.

Fachartikel
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2317a.pdf

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• ESO

Der Beitrag Astronom*innen weisen bisher fernsten schnellen Radioblitz nach erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: Max-Planck-Institut für Astrophysik.

28. Januar 2022 – Im Juli 2020, kurz nach dem Start seiner zweiten Himmelsdurchmusterung, entdeckte das eROSITA-Röntgenteleskop an Bord des Weltraumobservatoriums SRG eine neue Quelle an einer Position, an der bisher keine Röntgenstrahlen nachgewiesen wurden. Als die Astrophysiker daraufhin die Datenbank der optischen Veränderlichen überprüften, stellte sich heraus, dass etwa vierzig Tage zuvor die „Zwicky Transient Facility“ (ZTF) und das „Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System“ (ATLAS) an derselben Stelle eine scheinbar gewöhnliche, optische Veränderliche mit der Bezeichnung AT2020mrf registriert hatten. Diese wurde zunächst als Supernova vom Typ II eingestuft, also als massereicher Stern, der am Ende seines Lebens kollabiert. Diese ursprüngliche Klassifizierung änderte sich jedoch grundlegend durch die eROSITA-Entdeckung der Röntgenemission und die Form der optischen Lichtkurve der Quelle. Es wurde klar, dass die Astrophysiker auf ein noch interessanteres Objekt gestoßen waren.

Es gibt eine Klasse optischer Veränderlicher, die mit Supernova-Explosionen in Verbindung gebracht werden und die sich durch schnelle Lichtkurven und zu viel Blau in ihren Spektren auszeichnen, die so genannten „Fast Blue Optical Transients“ (FBOTs). Da ihre Helligkeit schnell abfällt, kann man sie nur schwer untersuchen. Allerdings gibt es darunter eine geheimnisvolle und seltene Unterklasse, die sogenannten AT2018cow-ähnlichen Objekte. Die Namen der von der ATLAS-Anlage entdeckten optischen Transienten (daher die Buchstaben „AT“ im Namen) werden nach dem Jahr der Entdeckung (in diesem Fall 2018) benannt, gefolgt von einer Kombination aus mehreren Buchstaben, die von einem Computer generiert werden. In diesem Fall bildeten die Buchstaben zufällig das englische Wort „cow“ – daher nennen die Astronomen diese Klasse nun „Kuh“-ähnliche Objekte. Vor der Entdeckung von SRGe J154754.2+443907 waren nur vier solcher Objekte bekannt; die SRG/eROSITA-Quelle war Nummer fünf.

„Kühe“ zeichnen sich durch eine rekordverdächtige Leuchtkraft aus (bis zu10⁴³ erg/s in der Spitze), die etwa 1000-mal heller ist als eine gewöhnliche Supernova vom Typ II. Eine solche Leuchtkraft kann nicht durch den Zerfall von radioaktivem Nickel-56 erklärt werden und erfordert eine alternative Energiequelle.

SRGe J154754.2+443907 wurde vom eROSITA-Team bei der Suche nach Ereignissen entdeckt, bei denen ein Stern durch die Gezeitenkräfte eines supermassereichen Schwarzen Lochs zerstört wird. Bald wurde jedoch klar, dass die Forscher es mit etwas Anderem zu tun hatten. Sie lösten daraufhin eine Beobachtungskampagne mit Teleskopen vom Radio- bis zum Röntgenbereich aus, um die neue Quelle bei weiteren Wellenlängen zu untersuchen. Dies bestätigte, dass SRGe J154754.2+443907 das fünfte „Kuh“-artige Objekt ist. An den Multiwellenlängenbeobachtungen waren das 10-Meter-Keck-Teleskop, die Radioteleskope VLA und GMRT sowie die Röntgen-Weltraumobservatorien Chandra, XMM-Newton und Swift beteiligt. Das Programm wurde von einem Doktoranden des Caltech, Yuhan Yao, koordiniert.

Das eROSITA-Teleskop beobachtete dieses Objekt kurz nach dem Höhepunkt der Lichtkurve. Diese Beobachtungen haben gezeigt, dass AT2020mrf/SRGe J154754.2+443907 die hellste bekannte „Kuh“ ist, mit einer Leuchtkraft von über ~2 x 10⁴³ erg/s. Eine solche Leuchtkraft könnte von einem jungen, schnell rotierenden Neutronenstern (mit einer Periode von etwa 10 Millisekunden) mit einem Magnetfeld in der Größenordnung von 10¹⁴ Gauß stammen – einem so genannten Magnetar – oder auch von einem neu entstandenen Schwarzen Loch erzeugt werden, das Material des Vorgängersterns im superkritischen Bereich akkretiert. In jedem Fall haben die Wissenschaftler die Geburt eines relativistischen, kompakten Objekts durch die Explosion eines massereichen Sterns beobachtet.

Die neue „Kuh“ ist bereits verblasst, während viele Fragen noch unbeantwortet bleiben. Um die Natur dieser Quellen zu klären und die physikalischen Mechanismen zu verstehen, die ihr Verhalten bestimmen, müssen die Wissenschaftler weitere Objekte dieser Klasse finden und im Detail untersuchen. Die laufende SRG/eROSITA-Durchmusterung des gesamten Himmels wird einen wichtigen Beitrag zu dieser Arbeit leisten.

Originalveröffentlichung
Yuhan Yao, Anna Y. Q. Ho, Pavel Medvedev, Nayana A. J., Daniel A. Perley, S. R. Kulkarni, Poonam Chandra, Sergey Sazonov, Marat Gilfanov, Georgii Khorunzhev, David K. Khatami, Rashid Sunyaev
The X-ray and Radio Loud Fast Blue Optical Transient AT2020mrf: Implications for an Emerging Class of Engine-Driven Massive Star Explosions
submitted to ApJ
https://arxiv.org/abs/2112.00751
pdf: https://arxiv.org/pdf/2112.00751

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Röntgenteleskope ART-XC und eRosita auf Spektr-RG (SRG)

Der Beitrag Leuchtende „Kuh“: SRG/eROSITA entdeckt die Röntgenemission erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

Bei einem Quasar handelt es sich um den extrem intensiv leuchtenden Kernbereich einer entfernt gelegenen aktiven Galaxie, welcher gewaltige Mengen an Energie abstrahlt. Für diese Leuchtkraft, so die gängige Theorie, ist ein im Zentrum dieser Galaxie gelegenes supermassereiches Schwarzes Loch verantwortlich, welches über eine Masse verfügt, die einigen Millionen bis Milliarden Sonnenmassen entspricht.

Obwohl Schwarze Löcher in erster Linie dafür bekannt sind, die sie umgebende Materie anzuziehen, welche sich dann in einer schnell rotierenden Akkretionsscheibe in der unmittelbarer Umgebung des Schwarzen Lochs sammelt, stoßen Quasare einen Teil des sie umgebenden Materials auch wieder ab. Dieses Material wird dabei in Form von langgezogenen Strahlen – sogenannten Jets – mit hohen Geschwindigkeiten entlang der Rotationsachsen der Quasare von diesen weggeschleudert. Die Materie in der rotierenden Scheibe kann dabei Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeiten und Temperaturen von bis zu mehreren Millionen Grad erreichen und sendet gewaltige Mengen an Licht aus. Diese Materieflüsse nehmen letztendlich eine entscheidende Rolle bei der weiteren Entwicklung der jeweiligen Galaxien ein.

Quasare – Selten auftretende ‚kosmische Leuchtfeuer‘
Quasare treten allerdings nur in einer vergleichsweise kurze Phase der Galaxienentwicklung auf. Während dieser Phase gehört der Galaxienkern zu den hellsten Objekten im Universum überhaupt. Er sendet dabei mehr als hundert Mal mehr Licht aus als der gesamte Rest der Galaxie mit seinen immerhin mehreren Hunderten von Milliarden von Sternen. Die von ihnen erzeugte immense Helligkeit macht Quasare somit praktisch zu ‚kosmischen Leuchtfeuern‘, deren nähere Untersuchung es den Astronomen und Astrophysikern ermöglicht, die Anfänge der Entstehungsgeschichte unseres Universums und die Entstehung der ersten Sterne und Galaxien näher zu analysieren und zu interpretieren.

In der Gegenwart finden Astronomen zwar im Zentrum aller massereichen Galaxien supermassereiche Schwarze Löcher. Diese sind allerdings, abgesehen von verhältnismäßig wenigen Ausnahmen, inaktiv. Es strömen also keine nennenswerten Mengen an Gas oder anderer Materie in diese Schwarzen Löcher. In der Vergangenheit muss sich diese Situation jedoch anders gestaltet haben. Den derzeitigen Wachstumsmodellen von supermassereichen Schwarzen Löchern zufolge fand ein beträchtlicher Anteil des Massenzuwachses dieser Objekte während der Quasar-Phase der Galaxie statt. Diese ‚Blütezeit‘ der Quasar-Aktivitäten in Galaxien fand allerdings vermutlich bereits zu einer Zeit statt, als das Universum nur rund ein Fünftel so alt war wie heute.

Alle supermassereichen Schwarzen Löcher in massereichen Galaxien sollten laut den aktuellen Modellen in einem bestimmten Entwicklungsstadium zu Quasaren geworden sein. Allerdings hält die Quasar-Aktivität nur etwa zehn Millionen Jahre lang an. Verglichen mit den Alter von rund zehn Milliarden Jahren, über das typische Galaxien verfügen, ist dies ein nur sehr kurzer Zeitraum. Die physikalischen Prozesse und Voraussetzungen, unter denen sich ein supermassereiches Schwarzes Loch zu einem Quasar entwickelt, sind allerdings immer noch nicht vollständig verstanden. Von hoher Bedeutung dürften dabei jedoch die Bedingungen in den Zentren der jeweiligen Galaxien sein. Um eine ‚Quasar-Phase‘ auszulösen, muss sich eine große Menge von Materie in der Kernregionen der Galaxie befinden und dabei zudem hinreichend nahe an das Schwarze Loch gelangen, um von dessen Gravitationskraft angezogen zu werden.

Beobachten die Astronomen einen Quasar, dann beobachten sie damit auch eine Galaxie in einem zeitlich sehr begrenzten Abschnitt ihres Daseins. Dies erklärt auch, warum man bei Himmelsbeobachtungen nur sehr selten auf diese Art von Objekt trifft. Und weil Quasare so selten sind, liegen die bisher bekannten Exemplare zudem weit voneinander entfernt. Typischerweise betragen deren Abständen zueinander einige hundert Millionen Lichtjahren. Entsprechend selten tritt der Fall ein, dass sich zwei Quasare in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander befinden. Unter den mehr als 500.000 Quasaren, welche die Astronomen bislang identifiziert haben, finden sich nur etwa 100 solcher ‚Doppelquasare‘.

Entsprechend groß war die Überraschung, als ein Team aus US-amerikanischen und Schweizer Astronomen im Jahr 2007 die Entdeckung des ersten ‚Tripel-Quasars‘ (katalogisiert als LBQS 1429-008) bekannt gab – dreier sich in unmittelbarer Nachbarschaft zueinander befindlicher Quasare. Die Wahrscheinlichkeit, einen ‚Vierfachquasar‘ zu entdecken, wurde von den Astronomen dagegen auf der Basis des heutigen Verständnisses von Quasarhäufigkeiten und der großräumigen Verteilung von Materie im Universum auf einen Wert von lediglich eins zu zehn Millionen geschätzt. Doch genau dieser Fall, der von der Wahrscheinlichkeit her fast mit einem „Sechser im Lotto“ zu vergleichen ist, ist jetzt eingetreten.

Erstmals entdeckt: Ein Quasar-Quartett
Einem internationalen Astronomenteam unter der Leitung von Dr. Joseph F. Hennawi vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg ist es jetzt erstmals gelungen, einen solchen ‚Vierfachquasar‘ aufzuspüren. Die vier Quasare befinden sich in einem Bereich des Weltalls, welcher über einen Durchmesser von lediglich einer Million Lichtjahren verfügt. Ihre Entdeckung gelang den Wissenschaftlern mit dem W.-M.-Keck-Observatorium auf dem Vulkan Mauna Kea auf Hawaii.

Dr. Hennawi und seine Kollegen waren dabei ursprünglich auf der Suche nach sogenannten Lyman-Alpha-Nebeln. Hierbei handelt es sich um gigantische, aus kühlen und vergleichsweise dichten Wasserstoff bestehende Gaskonzentrationen im Weltall. Ist ein Quasar von einem solchen Reservoir aus kühlem Wasserstoffgas umgeben, so kann die intensive Quasar-Strahlung wie eine Art kosmischer Flutlichtscheinwerfer wirken, wobei das umgebende Gas letztendlich zum Leuchten angeregt wird und so seine Struktur offenbart.

Um bisher unbekannte Lyman-Alpha-Nebel zu entdecken, hatten die Astronomen zunächst die Spektren von 29 vielversprechenden Quasaren analysiert und darin nach den Spuren einer diffusen, großräumigen Strahlung Ausschau gehalten, wie sie ein zum Leuchten angeregtes Gas aussendet. Einer der so untersuchten Quasare – er trägt die Katalognummer SDSSJ0841+3921 – zeigte in der Tat vielversprechende Anzeichen solcher Spuren. Dieser Quasar wurde anschließend mit der Spektrograf-Kamera-Kombination LRIS (kurz für „Low Resolution Imaging Spectrometer“) des Keck-Observatoriums genauer untersucht. Hierzu wurde das besagte Objekt bereits im November 2012 über einen Zeitraum von drei Stunden beobachtet. Dabei kam ein ‚maßgeschneiderter‘ engbandiger Lyman-Alpha-Filter zum Einsatz, welcher lediglich für das charakteristische Licht des kühlen Wasserstoffgases durchlässig ist.

Diese Beobachtungen zeigten, dass die Astronomen einen der größten und hellsten Lyman-Alpha-Nebel, der anschließend von Dr. Hennawi und seinen Kollegen mit dem treffenden Namen „Jackpot-Nebel“ belegt wurde, entdeckt hatten, welcher bis dahin bekannt war. Der etwa 10,5 Milliarden Lichtjahre entfernt gelegene Nebel (kosmologische Rotverschiebung z=2,0412) verfügt über einen Durchmesser von rund einer Million Lichtjahren. Bei der Auswertung der Keck/LRIS-Aufnahmen stellten die Astronomen zudem zu ihrer Überaschung fest, dass sie es nicht etwa mit nur einem einzigen Quasar zu tun hatten, sondern vielmehr mit gleich vier Quasaren, welche offenbar alle in dieselbe riesige Wolke aus Wasserstoffgas eingebettet waren.

Eine nachfolgende Untersuchung der Spektren dieser vier Quasare bestätigte, dass es sich hier in der Tat um vier unterschiedliche Quasare – und damit insbesondere nicht um eine sogenannte Gravitationslinse, bei der die Ablenkung von Licht durch die Gravitation einer großen stellaren Masse Mehrfachbilder von ein und desselben Quasar erzeugen kann – handelte.

Doch wie kam es trotz der geringen Wahrscheinlichkeit, dass sich gleich vier Quasare sozusagen auf in kosmischen Größenordnungen betrachtet engsten Raum befinden, zu dieser Entdeckung? Und sollte es sich hierbei nicht ’nur‘ um einen Zufallsfund handeln – welche Prozesse können für die Existenz dieses ‚Quasar-Quartetts‘ verantwortlich sein?

Erklärungsversuche
Hierbei dürften die besonderen Eigenschaften der Raumregion, in der die vier Quasare aufgespürt wurden, eine entscheidende Rolle spielen. Entdeckt wurden die Quasare – wie bereits erwähnt – im Inneren eines Lyman-Alpha-Nebels, in den diese Objekte eingebettet sind. Außerdem beherbergt die betreffende Raumregion besonders viel Materie. J. Xavier Prochaska von der University of California in Santa Cruz, der Hauptantragsteller für die entsprechenden Beobachtungszeiten mit dem Keck-Teleskop, sagt hierzu: „Diese Raumregion enthält mehrere hundert Mal so viele Galaxien, wie man in dieser Distanz erwarten würde.“

Mit der hier zu beobachtenden ungewöhnlich hohen Zahl an Galaxien ähnelt diese Region des Weltalls den Galaxienhaufen, in denen im heutigen Universum auf einem Raum von einigen Millionen Lichtjahren Durchmesser bis zu mehrere tausend Galaxien gravitativ aneinander gebunden sein können. Allerdings ist die betreffende Raumregion soweit von uns entfernt, dass das von dort ausgehende Licht etwa 10,5 Milliarden Jahre benötigt hat, um unseren Heimatplaneten zu erreichen. Die Aufnahmen des Keck-Teleskops zeigen uns diese Region daher so, wie sie sich vor mehr als zehn Milliarden Jahren – und somit weniger als vier Milliarden Jahre nach dem Urknall – präsentierte. Es handelt sich hier um einen Proto-Galaxienhaufen – den Vorläufer eines der massereichsten Galaxienhaufen im heutigen Universum.

Die Astronomen vermuten, dass physikalische Prozesse existieren, welche die Bildung von Quasaren unter bestimmten kosmischen Umweltbedingungen stark begünstigen könnten. Zahlreiche theoretische Modelle sagen so zum Beispiel voraus, dass eine Quasar-Aktivität ausgelöst werden sollte, wenn Galaxien zusammenstoßen und miteinander verschmelzen. Derartig gewaltsame Wechselwirkungen, so die Argumentation, könnten besonders effektiv Gas in die Umgebung eines zentralen Schwarzen Lochs umlenken. Solche ‚kosmischen Kollisionen‘ sollten in einem dicht mit Galaxien gefüllten Protohaufen deutlich wahrscheinlicher sein als in Regionen des Weltalls, in denen sich nur vergleichsweise wenig Galaxien befinden.

„Auch der gigantische Emissionsnebel dürfte ein wichtiger Puzzlestein sein, denn er zeigt, dass es dort eine gewaltige Mengen an dichtem, kühlen Gas gibt“, so Fabrizio Arrigoni-Battaia, ein Doktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie, der ebenfalls an der Entdeckung beteiligt war. Supermassereiche Schwarze Löcher entwickeln sich nur dann zu Quasaren, wenn hinreichend viel Gas auf das Schwarze Loch zuströmt. Und dafür wiederum könnte eine Umgebung, die zumindest auf kosmischen Größenskalen reich an dem nötigen Gas ist, entsprechend günstige Bedingungen bieten.

Andererseits erwarten die Astronomen nach dem heutigen Verständnis über die Bildung von großflächigen Strukturen im Universum jedoch eigentlich nicht, dass ein Protohaufen zugleich auch als Lyman-Alpha-Nebel in Erscheinung tritt. Sebastiano Cantalupo von der ETH Zürich, ein weiterer der an dieser Forschungsarbeit beteiligten Wissenschaftler, sagt hierzu: „Unsere heutigen Modelle der kosmischen Strukturbildung sagen aufgrund von Supercomputer-Simulationen vorher, dass massereiche Strukturen im frühen Universum mit extrem dünnen Gas gefüllt sein sollten, mit Temperaturen von rund zehn Millionen Grad. Das Gas im Jackpot-Nebel ist im Vergleich dazu tausend Mal dichter und tausend Mal kühler.“

Entweder haben die Astronomen mit der Entdeckung dieses Quasar-Quartett einfach nur ‚Glück gehabt‘ oder aber sie haben etwas durchaus Ungewöhnlichem entdeckt: Ein Phänomen, das nach der Erklärung verlangt, wie und in welcher Umgebung solche Mehrfachquasare entstehen können. Die Quasar-Umgebung selbst – sowohl der Protohaufen als auch der Lyman-Alpha-Nebel – deutet jedenfalls auf bisher nicht entschlüsselte Widersprüche bei dem gegenwärtig geltenden Verständnis der Galaxienentstehung hin.

„Wenn man etwas entdeckt, das dem heutigen Wissensstand nach extrem unwahrscheinlich ist, gibt es zwei Möglichkeiten: Entweder man hatte einfach nur gewaltiges Glück, oder es ist Zeit, die gängigen Theorien noch einmal genau unter die Lupe zu nehmen“, so Dr. Hennawi. „Extrem seltene Ereignisse haben die Macht, langgediente Theorien auf den Kopf zu stellen.“ In diesem Sinne könnte auch die kürzlich erfolgte Entdeckung des ersten Quasar-Quartetts im Universum die Kosmologen dazu zwingen, das bisher geltende Bild von der Entstehung von Quasaren und der massereichsten Strukturen im Universum neu zu überdenken.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 15. Mai 2015 von Dr. Joseph F. Hennawi et al. unter dem Titel „Quasar Quartet Embedded in Giant Nebulae Reveals Rare Massive Structure in Distant Universe“ in der Fachzeitschrift Science publiziert. Die hierfür genutzten Daten wurden mit dem W.-M.-Keck-Observatorium gewonnen, welches als wissenschaftliches Kooperationsprojekt des California Institute of Technology (CIT), der University of California und der NASA betrieben wird. Das Observatorium verdankt seine Existenz der großzügigen finanziellen Unterstützung der W.M.-Keck-Stiftung.

Die Autoren möchten in diesem Zusammenhang zudem auf die wichtige kulturelle und spirituelle Rolle hinweisen, welche der Gipfel des Mauna Kea, wo sich dieses Teleskop befindet, für die Nachfahren der ursprünglichen Hawaiianer spielt. Leider haben verschiedene Interessenkonflikte erst kürzlich dazu geführt, dass der Bau des für eine ursprünglich für das Jahr 2022 vogesehene Inbetriebnahme des Thirty-Meter-Teleskops, welches derzeit ebenfalls auf dem Mauna Kea erreichtet wird, unterbrochen werden musste. Die Astronomen schätzen sich glücklich, von diesem Berg aus beobachten zu dürfen.

Verwandte Meldungen bei Raumfahrer.net:

• Quasare im kosmischen Netz (23. November 2014)
• Stärkster Materiefluss eines Schwarzen Lochs entdeckt (28. November 2012)
• Entferntester Quasar entdeckt (30. Juni 2011)
• Eisenhaltiger Quasar irritiert Astrophysiker (11. Juli 2002)

Diskutieren Sie mit im Raumcon-Forum:

• Aktive Galaktische Kerne – Quasare – supermassive Schwarze Löcher
• Galaxien – Entstehung und Entwicklung

Fachartikel von Dr. Joseph F. Hennawi et al.:

• Quasar Quartet Embedded in Giant Nebulae Reveals Rare Massive Structure in Distant Universe (Abstract, engl.)

Der Beitrag Astronomen entdecken das erste Quasar-Quartett erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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

In der Gegenwart präsentiert sich der Mars – der äußere Nachbarplanet der Erde – als eine lebensfeindliche und ‚knochentrockene‘ Welt, welche über eine viel zu kalte und vor allem viel zu dünne Atmosphäre verfügt, um das Vorhandensein von flüssigen Wasser auf dessen Oberfläche zu ermöglichen. Selbst in gefrorener Form ist das Wasser auf dem Mars eher eine Seltenheit und tritt dort lediglich im Bereich der Polarkappen in größeren Mengen auf. Wie viel gefrorenes Wasser im Untergrund der wüstenartigen Landschaften vorkommt, ist dagegen bislang unklar.

Diese lebensfeindlichen Bedingungen bestanden jedoch nicht immer. Aufgrund der in den letzten Jahrzehnten von den verschiedenen Orbiter-, Lander- und Rovermissionen gesammelten Daten gilt es heute als gesichert, dass der Mars in seiner Frühzeit über eine dichtere Atmosphäre verfügt haben muss, welche in Kombination mit höheren Temperaturen das Vorhandensein von flüssigen Wasser auch über einen längeren Zeitraum hinweg ermöglicht hat. Auf den Bildern der Orbiter erkennen wir gewaltige Ausflusstäler, Talnetzwerke und Flussdeltas, deren Entstehung sich am besten durch die direkte Einwirkung von Oberflächenwasser erklären lässt. Die Analysen der Lander und Rover haben zudem das Vorkommen verschiedener Mineralien nachgewiesen, welche sich nur in Verbindung mit flüssigem Wasser bilden können.

Nach der Ansicht der meisten Planetenforscher muss der Mars somit einstmals über oberflächennahe Grundwasservorkommen, hydrothermale Quellen, Flüsse und Seen verfügt haben. Selbst die ehemalige Existenz eines großen Ozeans wird für denkbar gehalten. Aber wann und über welchen Zeitraum war dies einstmals der Fall? Und wie viel Wasser war auf dem Mars genau vorhanden?

Der Wasserdampf in der Marsatmosphäre liefert Antworten
Diesen Fragen ging ein internationales Wissenschaftler-Team unter der Leitung von Geronimo L. Villanueva vom Goddard Space Flight Center der US-amerikanischen Weltraumbehörde NASA nach. Für ihre urzeitliche Wasser-Bestandsaufnahme des Mars setzten die Wissenschaftler eine ungewöhnliche Methode ein. Statt wie viele ihrer Kollegen im Untergrund des Mars nach Hinweisen auf Wasser zu suchen, blicken sie vielmehr auf dessen Atmosphäre. Diese enthält zwar mit einem Anteil von lediglich 210 ppm deutlich weniger als ein Prozent Wasserdampf, doch die genaue Zusammensetzung dieses atmosphärischen Wassers ist für die Wissenschaftler sehr aufschlussreich.

„Wir können daraus rekonstruieren, wie sich der Wasserhaushalt des Planeten im Laufe der Jahrmillionen entwickelte und wie viel Wasser ins All entweichen konnte“, so Dr. Paul Hartogh vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen, einer der an der Studie beteiligten Wissenschaftler. Unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung werden die Wassermoleküle in den oberen Schichten der Marsatmosphäre in ihre einzelnen, leichteren Bausteine aufgespalten, welche dann zum Teil das Schwerefeld des Planeten verlassen können und in das Weltall entweichen.

Doch Wasser ist nicht gleich Wasser. Vielmehr unterscheiden sich einzelne Wassermoleküle – bestehend aus jeweils zwei Wasserstoffatomen und einem Sauerstoffatom – durch die jeweilige Isotopenzusammensetzung des darin enthaltenen Wasserstoffs. Es existieren drei Isotope des Wasserstoffs, welche sich durch die Anzahl der in den Wasserstoffatomen enthaltenen Neutronen unterscheiden. „Normaler“ Wasserstoff enthält kein Neutron. „Schwerer“ Wasserstoff – auch als Deuterium bekannt – enthält in seinem Atomkern ein Neutron und ein Proton. Der „überschwere“ Wasserstoff – Tritium genannt – verfügt in seinem Kern sogar über zwei Neutronen. Hierdurch ergeben sich verschiedene Arten von Wasser wie etwa das als halbschweres Wasser bezeichnete Hydrodeuteriumoxid (chemische Formel HDO).

Da Deuterium schwerer als normales Wasser ist, geht es weniger leicht in den Weltraum verloren. Je mehr Wasser der Mars also im Laufe der Jahrmilliarden aus seiner Atmosphäre in den Weltraum abgibt, desto mehr verändert sich auch das Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff (kurz als „D/H-Verhältnis“ bezeichnet). Indem sie das D/H-Verhältnis ermitteln, können die Wissenschaftler den HDO-Anteil bestimmen und berechnen, um wie viel sich der Anteil von Deuterium auf dem Mars im Laufe der Zeit erhöht hat. Hierdurch kann zugleich ermittelt werden, wie viel Wasser im Laufe der Zeit in den Weltraum verloren ging. Das wiederum erlaubt Schätzungen über die Menge an Wasser, welche einstmals auf dem Mars vorhanden war.

Um das aktuelle Verhältnis von halbschwerem zu normalem Wasserdampf in der Marsatmosphäre genau zu ermitteln, bestimmten die Wissenschaftler nicht – wie sonst üblich – einen globalen Mittelwert, sondern schauten sich den Planeten vielmehr Stück für Stück an. Sie erhielten so erstmals eine zweidimensionale Karte des Verhältnisses beider Stoffe, welche über eine räumliche Auflösung von nur 500 Kilometern verfügt. Der Schlüssel für die Erstellung dieser ‚Wasserkarte‘ waren nicht nur leistungsstarke Teleskope, welche die typischen Fingerabdrücke von halbschwerem und normalem Wasser in der Infrarotstrahlung des Mars aufspüren und unterscheiden konnten, sondern in erster Linie sorgfältig ausgewählte Beobachtungszeiträume.

Die Erdatmosphäre komplizierte die Beobachtungen
Kompliziert wurden die Beobachtungen nämlich durch die Atmosphäre unseres Heimatplaneten, welche ebenfalls Wasserdampf enthält. Um die Infrarotstrahlung des irdischen Wassers von jener des Mars-Wassers zu trennen, blickten die an der Studie beteiligten Wissenschaftler mit dem Very Large Telescope (kurz „VLT“) am Pananal-Observatorium der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den nordchilenischen Anden sowie dem W.-M.-Keck-Observatorium und der Infrared Telescope Facility – beide Teleskope befinden sich auf dem Vulkan Mauna Kea auf Hawaii – immer nur dann in Richtung Mars, wenn dieser der Erde besonders nahe war.

Die Erde umrundet die Sonne deutlich schneller als der weiter außen liegende Mars. Dadurch bedingt ‚überrundet‘ unser Heimatplanet den Mars in regelmäßigen zeitlichen Abständen und holt ihn dabei auf der Innenbahn ‚von hinten kommend‘ ein.

„In dieser Situation ist der relative Geschwindigkeitsunterschied zwischen beiden Planeten in Beobachtungsrichtung am größten“, so Dr. Hartogh. Die Wellenlängen der Strahlung, welche von dem Mars-Wasser herrührt, sind dann gegenüber denen Wellenlängen des irdischen Wasserdampfs besonders stark verschoben. Dieser sogenannte Doppler-Effekt ist zum Beispiel auch bei vorbei fahrenden Rettungswagen oder Polizeifahrzeugen zu beobachten. Die Frequenz des Martinshorns ist gegenüber dem eines stehenden Einsatzfahrzeuges verändert. Dabei war die Studie, welche vom März 2008 bis zum Januar 2014 durchgeführt wurde, für die beteiligten Wissenschaftler in erster Linie auch eine Geduldsprobe. Nur etwa alle zwei Jahre ergeben sich für einen Zeitraum von jeweils nur einigen Monaten die für die Untersuchung der Isotopenverhältnisse des Wasserdampfs in der Marsatmosphäre notwendigen Beobachtungsbedingungen.

Der Grund für den Einsatz von Teleskopen für diese planetenweite Beobachtung liegt in der dabei gegebenen Möglichkeit, den gesamten Planeten ‚auf einen Schlag‘ zu beobachten. Obwohl direkt auf der Marsoberfläche aktive Rover oder Lander beziehungsweise im Marsorbit befindliche Raumsonden detaillierte ‚in situ‘-Messungen liefern können, sind sie nicht dafür geeignet, die Eigenschaften der gesamten Marsatmosphäre im Rahmen einer einzigen Beobachtungskampagne zu ermitteln. Dies lässt sich am effektivsten mittels Infrarotspektrographen an großen Teleskopen bewerkstelligen, welche sich auf unserem Heimatplaneten befinden.

Sublimation von Eis
Das Team hat sich bei seinen sechs Jahre andauernden Studien besonders auf die Polarregionen des Mars konzentriert6, da die polaren Eiskappen des Mars das größte bekannte Wasserreservoir unseres Nachbarplaneten bilden. Die dort abgelagerten Eismassen sollten – so die Vermutung der Wissenschaftler – die ‚Evolution des Wassers‘ auf dem Mars über einen Zeitraum gespeichert haben, welcher von der Noachischen Periode – dem frühesten geologischen Zeitalter des Mars – bis in die Gegenwart reicht.

Auf seiner sehr exzentrischen Umlaufbahn um die Sonne – der Wert der Exzentrizität der Marsbahn beträgt 0,0935 und weist nach der Umlaufbahn des Planeten Merkur die größte aus dem Sonnensystem bekannte Abweichung einer Planetenbahn von der idealen Kreisbahn auf – durchlebt der Mars eine regelmäßig erfolgende Veränderung in der Intensität der einfallenden Sonnenstrahlung. Speziell in den äquatornahen Regionen wird es dabei in den Sommermonaten relativ warm.

„Gefrorenes halbschweres Wasser geht erst bei einer etwas höheren Temperatur als normales Wasser in den gasförmigen Zustand über“, erklärt Dr. Hartogh. Wenn sich in den kühlen Permafrostregionen des Mars während des einsetzenden Frühlings der Boden erwärmt, sublimiert somit zuerst das dort im Untergrund abgelagerte ’normales‘ Wassereis. Eis mit einem erhöhten Deuteriumanteil bleibt dagegen zunächst erhalten. Bei den in Äquatornähe auftretenden Oberflächentemperaturen sublimiert allerdings nicht nur das ’normale‘ sondern auch das ‚halbschwere‘ Wasser und wird dabei in der Atmosphäre freigesetzt.

„Das Eis in den Polkappen hingegen verdampft nie vollständig. Im Verlauf eines Jahres reichert sich dort deshalb Deuterium an“, so Dr. Hartogh weiter.

Einstmals 20 Millionen Kubikkilometer Wasser
„Unsere Untersuchungen liefern eine zuverlässige Schätzung, wie viel Wasser einst auf dem Mars vorhanden war, und zwar indem wir bestimmt haben, wie viel Wasser in den Weltraum verloren ging“, erläutert Geronimo L. Villanueva, der Leiter des Teams. „Mit dieser Arbeit können wir die Geschichte des Wassers auf dem Mars besser verstehen.“

Die neuen Ergebnisse zeigen, dass das Niederschlagswasser in der Nähe der Polarregionen des Mars im Vergleich zum Meerwasser auf der Erde um den Faktor Sieben mit Deuterium angereichert war. Um solch ein hohes Anreicherungslevel zu ereichen, muss der Mars in den vergangenen vier Milliarden Jahren ein Wasservolumen verloren haben, welches etwa 6,5 mal größer ausfällt als das momentane Volumen der dort befindlichen Polkappen. Den für die Ermittlung dieses Wertes erforderlichen ‚urzeitlichen‘ Vergleichswert entnahmen die Wissenschaftler aus verschiedenen auf der Erde aufgefundenen Mars-Meteoriten, welche sich bereits vor Milliarden von Jahren von ihrem Mutterplaneten lösten und anschließend auf die Erde stürzten. In dem in diesen Meteoriten enthaltenen Wasser sind die ursprünglichen Isotopenverhältnisse auf dem Roten Planeten konserviert. Das Gesamtvolumen des einstmals auf dem Mars befindlichen Wassers muss demzufolge einen Wert von mindestens 20 Millionen Kubikkilometern erreicht haben.

Laut dieser Studie hätte der frühzeitliche Mars demzufolge vor vier Milliarden Jahren über genügend Wasser verfügt, um die komplette Oberfläche mit einer 140 Meter in die Tiefe reichende Schicht aus Wasser zu bedecken. Allerdings ist es deutlich wahrscheinlicher, dass sich diese Wassermengen in einem einzigen Bereich zu einem Ozean vereinte, welcher – angesichts der Topografie der heutigen Marsoberfläche – mehr als die Hälfte der nördliche Hemisphäre des Mars bedeckte und der dabei in manchen Regionen eine Tiefe von mehr als 1,6 Kilometern erreichte. Ein frühzeitlicher Mars-Ozean an dieser Stelle hätte dabei rund 19 Prozent der Planetenoberfläche bedeckt. Zum Vergleich: der Atlantische Ozean nimmt dagegen ’nur‘ etwa 17 Prozent der Oberfläche der Erde ein.

Dieses ehemalige Vorhandensein eines Ozeans im Bereich der heutigen, den Nordpol umfassenden Tiefebene Vastitas Borealis und der angrenzenden Regionen Arcadia Planitia, Acidalia Planitia und Utopia Planitia wurde bereits früher vorgeschlagen – konnte aber bisher nicht definitiv nachgewiesen werden. Allerdings deuten diverse Untersuchungen darauf hin, dass sich dort offenbar signifikante Mengen an Wassereis im Untergrund konzentrieren.

Der Mars – eventuell noch länger ‚lebensfreundlich‘ als bisher gedacht?
Erst im Frühjahr 2013 führten die Untersuchungen des von der NASA betriebenen Marsrovers Curiosity zu dem Schluss, dass auf unserem Nachbarplaneten einstmals Bedingungen vorherrschten, welche prinzipiell die Entstehung von primitiven biologischen Lebensformen begünstigt haben könnten (Raumfahrer.net berichtete). Eine dieser Voraussetzungen beinhaltet das langfristige Vorhandensein von flüssigem Wasser auf dessen Oberfläche.

„Wenn der Mars so viel Wasser verloren hat, dann gab es höchstwahrscheinlich länger Wasser auf der Oberfläche, als bisher angenommen wurde, was darauf hindeutet, dass er auch länger bewohnbar war“, ergänzt Dr. Michael Mumma, ein ebenfalls an dieser Studie beteiligten Wissenschaftler. Möglicherweise verfügte der Mars einstmals sogar über noch mehr Wasser, von dem sich in der Zwischenzeit ein nicht unwesentlicher Teil unter der Planetenoberfläche abgelagert haben könnte. In der fortdauernden Suche nach diesen bisher unentdeckten ‚Untergrundwasser‘-Reservoirs könnten sich die von dem Team um Geronimo L. Villanueva erstellten Karten zukünftig als sehr nützlich erweisen, da sie neben den Daten über das aktuelle D/H-Verhältnis auch Informationen über Mikroklimata und im Laufe der Zeit erfolgte Veränderungen im Gehalt des Niederschlagswassers aufzeigen.

Ulli Käufl von der europäischen Südsternwarte, welcher für den Bau eines der bei dieser Studie verwendeten Instrumente verantwortlich war, fügt hinzu: „Ich bin abermals überwältigt, welche Leistungsfähigkeit astronomische Teleskope in Bezug auf die Möglichkeit der Untersuchung anderer Planeten von der Erde aus haben: Wir haben einen ehemaligen Ozean in einer Entfernung von 100 Millionen Kilometern gefunden!“

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse von Geronimo L. Villanueva et al. wurden am 5. März 2015 unter dem Titel „Strong water isotopic anomalies in the Martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs“ in der Fachzeitschrift Science veröffentlicht.

Verwandte Meldungen:

• Curiosity: Wasser formte den Gale-Krater auf dem Mars (13. Dezember 2014)
• Die Verteilung von Wasserstoff im Gale-Krater (12. September 2013)
• Die Marsatmosphäre: Vom Sonnenwind verweht (11. März 2012)
• Neue Indizien für einen früheren Ozean auf dem Mars (7. Februar 2012)
• Wasserdampfüberschuss in der Marsatmosphäre (5. Oktober 2011)
• Mars Express und das Flussdelta im Eberswalde-Krater (6. September 2011)
• Die feuchte Phase des Mars war global (27. Juni 2010)

Diskutieren Sie mit in Raumcon-Forum:

• Planet Mars

Fachartikel von Geronimo L. Villanueva et al.:

• Strong water isotopic anomalies in the Martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs (Abstract, engl.)

Der Beitrag Mars – Der einstmals Blaue Planet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Gertrud Felber und Günther Glatzel. Quelle: University Hawaii, DLF.

Auf der Basis von Daten des Kepler-Weltraumteleskops der NASA haben Schweizer Astronomen der Universität Genf um Dr. Francesco Pepe am Roque de los Muchachos Observatorium auf La Palma und US-Kollegen um Dr. Andrew Howard vom Institut für Astronomie der Universität Hawaii mit dem Zehn-Meter-Keck-I-Teleskop unabhängig voneinander herausgefunden, dass der Planet Kepler-78b in Größe, Masse und Zusammensetzung erdähnlich sein muss.
Dazu verwendeten beide Teams die Radialgeschwindigkeitsmethode. Bei dieser wird das vom Stern kommende Licht spektometrisch analysiert. Ein einen Stern umlaufender Planet verursacht eine kleine Kreisbewegung des Sterns durch die Schwerkraft des Planeten. Dabei nähert sich uns der Stern geringfügig, wenn sich der Planet auf unserer Seite des Sterns befindet. Andernfalls wird der Stern ein wenig von uns weg gezogen. Wie bei einem Fahrzeug das Motorgeräusch, verändern sich dabei die Frequenzen des ausgesandten Lichts. Die Frequenzen sind etwas höher, wenn der Stern auf uns zu kommt, entsprechend tiefer, wenn er sich von uns entfernt. Dieses Phänomen nennt man auch Doppler-Effekt.

Normalerweise kann man mit dieser Methode nur eine Untergrenze für die Masse angeben. Nur dann, wenn der Planet genau zwischen uns und seinem Stern hindurch fliegt, weist die Kraft, mit der der Planet zieht, präzise in unsere Richtung und wir sehen im Spektrum die maximalen Auswirkungen. Dies ist aber hier der Fall, da der Planet zuvor mit Hilfe der Transitmethode aus Daten des Weltraumteleskops Kepler entdeckt wurde. Kepler misst, wie stark das Licht eines Sterns durch einen vorbeiziehenden Planeten verdunkelt wird. Daraus lässt sich der Durchmesser des Planeten ermitteln. Die Umlaufzeit ergibt sich aus der Periode, in der sich die Bedeckungsereignisse wiederholen. Aus der Masse des Sterns, die sich aus der Spektralklasse, der Scheinbaren Helligkeit und der Entfernung ergibt, kann man den Bahnradius ermitteln. Die Masse des Planeten ist mit der Transitmethode aber nicht berechenbar.

Kepler 78b umläuft seinen Stern auf einer sehr engen Bahn alle 8,5 Stunden und ist damit viel zu heiß, um Leben zu unterstützen. Das Team um Dr. Andrew Howard konnte mit dem Zehn-Meter-Teleskop auf Hawaii in dem der High-Resolution Echelle Spectrometer (HIRES) eingebaut ist, das minimale Taumeln des Stern beim Umlauf des Planeten messen. Nach den Aussagen der Forscher kann man aus der Größe und Masse eines Objektes die Dichte berechnen und auf die Zusammensetzung schließen. Der Exoplanet Kepler 78b verfügt über den 1,2-fachen Radius die 1,7-fache Masse der Erde. Damit gleicht sie der der Erde, was darauf hin deutet, dass Kepler 78b auch felsartiges Material um einen Eisenkern besitzt. Der sonnenähnliche G-Stern von Kepler 78b ist etwas kleiner und weniger massiv als unsere Sonne, befindet sich im Sternbild Schwan und ist etwa 400 Lichtjahre von der Erde entfernt. Die zweite Studie von Dr. Francesco Pepe verwendete die gleichen Daten des Weltraumteleskops Kepler und kam unabhängig zu einem ähnlichen Ergebnis: der Platen beitzt die 1,86-fache Masse der Erde.

Kepler 78b ist der erste Vertreter einer neuen Klasse von Planeten, die ihren Stern in einer ultrakurzen Zeit, weniger als 12 Stunden, umlaufen. Und er ist der erste Planet dieser neuen Klasse, dessen Masse gemessen wurde. Bisher ist es den Wissenschaftlern ein Rätsel, wie sich ein derartiger Planet gebildet haben könnte und wodurch er sich so dicht an seinem Stern befindet, nur etwa 1 Prozent des Abstandes der Erde zur Sonne. Es wird angenommen, dass der Planet in größerer Entfernung vom Stern entstand und durch die Wirkung der Gravitation herangezogen wurde. Nun herrschen an der Oberfläche Temperaturen über 2.000°C. Der Stern selbst hat eine Rotationsdauer von 12,5 Tagen, wie bei dem Messungen durch das Vorbeiziehen von Sonnenflecken ermittelt werden konnte.

Diskutieren Sie mit:

• Thema Exoplaneten ab 31. Oktober 2013

Der Beitrag Erdgroßer Exoplanet mit Höllentemperatur erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

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.

Diskutieren Sie mit:

• Exoplaneten in der habitablen Zone

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

Ein Beitrag von Günther Glatzel und Gertrud Felber. Quelle: American Museum of Natural History, CalTech.

US-Astronomen haben mit einem neuen abbildenden Infrarot-Sensor am 5-Meter-Hale-Teleskop des Palomar-Observatoriums in Kalifornien Spektren der vier im Jahre 2008 entdeckten Planeten um den Stern HR 8799 gewonnen. Dabei zeigte sich, dass die Planetenatmosphären recht unterschiedliche und ungewöhnliche Zusammensetzungen besitzen. Normalerweise würde man bei derart großen und warmen Planeten, die Temperaturen liegen um 1.000 K, eine bestimmte Mischung von Ammoniak und Methan erwarten. Die Planeten von HR 8799 zeigten hingegen nur Spektrallinien des einen oder des anderen Stoffes. Zusätzlich fand man neben Kohlendioxid auch Hinweise auf Azetylen.

Ein weiterer erstaunlicher Fakt war, dass die Planeten „röter“ als angenommen waren, das heißt, die reflektierte Strahlung war langwelliger als erwartet. Man erklärt dies durch eine unvollständige Bewölkung in den Atmosphären. Auf jeden Fall ist die Luft auf allen Planeten zu giftig und zu heiß, um Leben nach unseren Vorstellungen zu ermöglichen.

Auch der Stern HR 8799 ist ungewöhnlich. Er besitzt die 1,6-fache Masse unserer Sonne, ist fünfmal heller, strahlt etwa 1.000-mal mehr UV-Strahlung ab und seine Helligkeit kann im Verlaufe von 2 Tagen um 8% variieren. HR 8799 befindet sich im Sternbild Pegasus. (HR steht für Harvard Revisited Photometry Catalogue, dessen Nachfolger der aktuelle Bright Star Cataloge ist. Im Nachhinein hat man übrigens die Planeten des Systems auf Aufnahmen des Hubble Space Telescope gefunden, die bereits im Jahre 1998 angefertigt wurden.)

Das Project 1640 wird von Ben E. Oppenheimer geleitet und vereint Bemühungen und Ressourcen von Forschern des California Institute of Technology (CalTech, USA), des Jet Propulsion Laboratory (JPL, USA) der NASA, der Universitäten Cambridge (Großbritannien) und New York (USA), des Space Telescope Science Institute (STScI) sowie des Amerikanischen Museums für Naturgeschichte der USA. Der neue Messkomplex ist ein Integralfeld-Spektrograph, der dem 5-Meter-Spiegel, einer präzisen adaptiven Optik mit Korrekturbewegungen im Mikrosekundenbereich, einer weiteren Korrekturoptik sowie einem besonders genauen Koronographen nachgeschaltet ist und über eine auf 77 K gekühlte Quecksilber-Cadmium-Tellur-Detektormatrix mit 4 Megapixeln verfügt, in der Infrarot-Spektren parallel in 30 Bändern im Bereich von 1,06 bis 1,78 µm Wellenlänge aufgenommen werden können. Zum System gehört auch eine spezielle Software, welche die Korrekturoptik steuert, die Daten speichert und die Spektren auswertet.

Das Licht des zentralen Sterns wird durch eine Lochblende ausgeblendet, während das Licht der Umgebung des Sterns in die hochkomplizierte Apparatur reflektiert wird. Hier erfolgt nicht nur die spektrale Zerlegung sondern auch ein Ausgleich atmosphärischer Disperion sowie eine weitere Korrektur der Luftbewegungen. Das Licht des Sterns wird außerhalb der Apparatur auf einen Wellenfrontdetektor geleitet. Damit lässt sich mit einer Präszision von etwa 10 nm übrig bleibendes direktes Sternlicht aus den Spektren der beobachteten Planeten herausrechnen. Der Koronograph lässt die Beobachtung von Objekten in der Nähe von Sternen zu, die 1 bis 10 Millionen Mal schwächer leuchten als diese.

Geplant ist eine dreijährige Studie am Palomar-Observatorium, die im Juni 2012 begann und während der etwa 200 Sterne unter die Lupe genommen werden sollen, die sich innerhalb von ca. 150 Lichtjahren um unser Sonnensystem befinden.

Diskutieren Sie mit:

• Direkt beobachtete Exoplaneten

Der Beitrag Erste spektrale Fernerkundung eines Planetensystems erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: NASA, Caltech, JPL.

Schon seit einigen Jahren ist bekannt, dass sich unter dem Jupitermond Europa ein Ozean verbergen könnte. Die Oberfläche des Mondes mit ihren Strukturen erinnert an die Eisfelder der irdischen Polargebiete. Schätzungen zufolge könnte sich unter der 10 bis 15 Kilometer dicken Eisdecke ein Ozean bis in eine Tiefe von 100 Kilometern erstrecken, der dann mehr Wasser enthalten würde als alle irdischen Ozeane zusammen.

Nun haben zwei amerikanische Wissenschaftler (Mike Brown vom Californian Institute of Technology und Kevin Hand vom JPL) eine Untersuchung vorgestellt, nach der Wasser dieses in der Tiefe vermuteten Ozeans bis an die Oberfläche hervordringen kann. Sie vermuten einen Austausch zwischen der Oberfläche und dem Meer unter dem Eis. Dies würde nach den Worten Browns bedeuten, dass Energie von außen zum Ozean gelange, was bedeutsam sei für die Möglichkeit von Leben sei, und andererseits eine Untersuchung der Oberfläche Rückschlüsse auf die Zusammensetzung des Ozeans zuließe.

Für ihre Untersuchungen nutzten die beiden Wissenschaftler das Keck-II-Teleskop auf dem Mauna Kea auf Hawaii mit seinem OSIRIS-Spektrometer. Sie kartierten die Vorkommen von reinem Wassereis auf der Mondoberfläche und stießen dabei auf bisher unbekannte spektroskopische Signaturen. Weitere Analysen im Labor zeigten, dass es sich dabei nur um Magnesiumsulfat handeln konnte. Das könnte, so vermuten die Autoren der Studie, sich unter anderem aus Stoffen gebildet haben, die aus dem Ozean Europas stammen. Weiterhin schätzen die beiden Wissenschaftler die chemische Zusammensetzung des Ozeans so ein wie die der Ozeane auf der Erde.

Europa ist damit weiter in den Fokus gerückt, wenn es um die Möglichkeit von Leben im Sonnensystem außerhalb der Erde geht. Denn wenn der Ozean Europas eine Zusammensetzung aufweist, die ähnlich der der irdischen Meere ist, dann könnte dort ebenfalls Leben existieren.

Zum Aufsatz von Brown/Hand:

• Salts and radiation products on the surface of Europa

Diskutieren Sie mit:

• Jupitermond Europa

Der Beitrag Neue Spuren von Europas Ozean erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: California Institute of Technology.

Die Wissenschaftler um Jonathan Swift vom Caltech bedienten sich bei ihrer Studie des Weltraumteleskops Kepler und des Keck-Observatoriums auf dem Mauna Kea auf Hawaii.

Das Team kam zu dieser Schlussfolgerung nach der genauen Untersuchung eines Sterns namens Kepler-32. In diesem System, welches durch das Weltraum-Teleskop Kepler entdeckt worden war, kreisen fünf Planeten um einen roten Zwergstern. Rote Zwerge des M- (bzw. K-) Typs gelten als die am häufigsten vorkommende Sternenklasse in der Milchstraße. Das besondere an Kepler-32 ist, dass die Umlaufbahnen der fünf Planeten von uns aus direkt von der Kante beobachtet werden können. Dadurch lassen sich mit Hilfe der Transitmethode genaue Rückschlüsse ziehen, was die Umlaufzeiten, die Massen der Planeten und andere Parameter betrifft. Bei der Transitmethode wird der Lichtabfall des Zentralsterns gemessen, wenn ein Planet zwischen ihm und einem Beobachter herzieht. Gerade die Orientierung des Systems Kepler-32 hat es den Astronomen ermöglicht, besonders detailreiche Untersuchungen vorzunehmen.

Als Basis der Annahme kalkulierten die Wissenschaftler die Wahrscheinlichkeit des Vorkommens solcher Sternsysteme mit Zwergen der M-Klasse, die wir von der Seite sehen. Dann kombinierten sie das Ergebnis mit der Anzahl der Systeme, die das Weltraumteleskop Kepler entdecken kann. So kamen sie zu dem Ergebnis, dass es im Durchschnitt einen Planeten pro Stern in unserer Milchstraße gibt. Allerdings halten sie ihre Schätzung selber für konservativ. Jonathan Swift sagt dazu, eine weitere Berechnung, für die man auch Ergebnisse anderer Analysen heranziehe, führe zu einer Schätzung von zwei Planeten pro Stern.

Planetensysteme wie Kepler-32 unterscheiden sich stark von unserem Sonnensystem: Die Sterne sind kleiner und kühler als die Sonne. Im Durchschnitt beträgt die Masse eines roten Zwergsternes etwa 10% der Masse unserer Sonne und seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin (Sonne: 5.500 Kelvin). Das System Kepler-32 ist auch als Ganzes sehr klein: Es würde – auf unser Sonnensystem übertragen – noch in die Merkurbahn passen. Da, wie oben schon angeklungen, wahrscheinlich bis zu 70% aller Sterne in unserer Galaxis Rote Zwergsterne sind, kann man diesen Befund nach Aussagen des beteiligten Wissenschaftlers John Johnson als Hinweis darauf werten, dass unser Sonnensystem eine Ausnahme darstellt.

Die Planeten bei Kepler-32 liegen also sehr nah an ihrem Heimatstern. Trotzdem könnten sie Leben tragen. Denn wegen der viel niedrigeren Temperaturen liegen die sogenannten habitablen Zonen, also die Bereiche um die Sterne, in denen flüssiges Wasser vorkommen kann, bei Roten Zwergen viel weiter innen als in unserem Sonnensystem. Allerdings kommt dann ein weiteres Problem hinzu: Die erforderliche große Nähe zum Heimatstern würde dazu führen, dass ein umkreisender Planet gravitativ gebunden wäre, d.h. eine Seite des Planeten wäre immer dem Stern zu- und die andere immer abgewandt. Die daraus resultierenden extremen Temperaturunterschiede würden zu starken Turbulenzen und immensen Ausgleichsströmungen in einer eventuell vorkommenden Atmosphäre führen.

Weiterhin bleibt die Frage nach der Entstehung derartiger Planetensysteme. Laut den Analysen der Wissenschaftler am Caltech muss zum Zeitpunkt der Entstehung des Sterns die Masse der protoplanetaren Scheibe innerhalb eines kleinen Radius um den entstehenden Stern bei etwa drei Jupitermassen gelegen haben. Allerdings kann nach den Erkenntnissen der Astronomen eine solche Masse nicht in einen derartig kleinen Radius um einen Stern zusammengepresst werden. Daher gehen die Astronomen davon aus, dass die Planeten weiter außerhalb des Systems entstanden und dann nach innen gewandert sind.

Diskutieren Sie mit:

• Exoplaneten
• Exoplaneten in habitabler Zone
• Direkt beobachtete Exoplaneten

Der Beitrag 100 Milliarden Planeten erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans Lammersen. Quelle: University of Wisconsin, Madison.

Die nun vorgelegten Aufnahmen sind wesentlich detailreicher als zum Beispiel die Voyager-Aufnahmen von 1986 und auch besser als alle anderen, die jemals von diesem Planeten gemacht worden sind. Das jedenfalls meint Lawrence Smorovsky von der Universität von Wisconsin in Madison, der die Gruppe der Wissenschaftler leitet.

Bisher war bekannt, dass in der aus Wasserstoff, Helium und Methan bestehenden Atmosphäre des Planeten Winde mit einer Geschwindigkeit von bis zu 700 km/h wehen. Dies ist für die Wissenschaftler überraschend, weil für so starke Ausgleichsströmungen eigentlich die Energie fehlt – ist die Sonne doch im Durchschnitt 2,9 Milliarden Kilometer entfernt.

Schon im Jahre 2004 gewann man am Keck-Teleskop Aufnahmen, auf denen man in der Nördlichen Hemisphäre großformatige Wolkenstrukturen entdeckte und in der südlichen Hemisphäre einen großen, sich um mehrere Breitengrade bewegenden Sturm.

Die Gründe für das Verhalten dieser Systeme wollen die Wissenschaftler nun mit ihren Bildern erhellen. Die Gruppe nutzte dafür das Keck-II-Teleskop und gewann die Infrarotbilder über zwei Nächte hinweg durch unterschiedliche Filter. Die Ergebnisse zeigen weitere Wolkenbänder südlich des Äquators und Konvektionsströmungen in der nordpolaren Region. Insgesamt deuten die bisherigen Forschungen auf eine sehr asymmetrische Situation in den beiden Hemisphären des Planeten hin. Eine mögliche Erklärung hierfür wäre es laut Smorovsky, dass das Methan durch eine Art atmosphärisches Fließband in Richtung Nordpol bewegt werde, wo es aufsteige und so die Anzeichen der Konvektionströmungen zeige, die die Wissenschaftler auf den Bildern erkannt haben.

Diskutieren Sie mit:

• Planet Uranus

Der Beitrag Neue Bilder vom Uranus erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: keckobservatory.

Ein Astronomenteam fotografierte 2008 mit den auf der Erde stationierten Teleskopen Keck und Gemini North ein Planetensystem aus drei Exoplaneten in rund 130 Lichtjahren Entfernung zur Erde, die den Stern HR 8799 im Sternbild Pegasus umkreisen. Diese drei Planeten mit der sieben-, zehn- und fast zehnfachen Jupitermasse, die ihren Zentralstern im Abstand von 24, 38 und 68 astronomischen Einheiten (AE) linksdrehend umrunden, haben jetzt einen weiteren Partner bekommen. Die ausgewerteten Aufnahmen zeigen, dass sich HR 8799e mit einer Entfernung von rund 14,5 AE näher an seinem Mutterstern befindet, als die anderen drei Planeten. Er umrundet sein Zentralgestirn einmal in rund 50 Jahren und hat die Mindestmasse des Zehnfachen vom Jupiter.

Neben den jetzt vier bekannten Gasriesen beinhaltet das System noch zwei Trümmergürtel, die aus kleinen Fels- und Eispartikeln und einer Menge kleinster Staubpartikel bestehen, ähnlich dem Asteroidengürtel und dem Kuiper-Gürtel. Somit könnte es sich hier um ein System handeln, dass dem Sonnensystem grundsätzlich sehr ähnlich ist. Es handelt sich sozusagen um eine Maxiversion, aber das bringt die Astronomen in einen Erklärungsnotstand, denn die Masse im HR 8799-System ist deutlich größer als im Sonnensystem. Alleine die zusammengenommene Masse der vier Gasriesen liegt wahrscheinlich um das Zwanzigfache höher als die der entsprechenden Planeten des Sonnensystems. Dies steht aber im Widerspruch zur Theorie der Planetenentstehung und des Aufbaus von Planetenatmosphären. Es entsteht somit die Frage, ob es sich bei dieser Konfiguration um ein Sonnensystem handelt oder um ein Mehrfachsystem mit einem Hauptreihenstern und Braunen Zwergen.

Die jetzige Örtlichkeit der vier Planeten und der beiden Staubgürtel lässt sich mit keinem der üblichen Entstehungsszenarien in Einklang bringen. Einerseits kreist der jetzt neu aufgefundene Planet viel zu weit innen. Dort wäre die Gasscheibe um den sich bildenden Stern nicht kühl genug und ihre Rotation zu schnell, um die Bildung von Planetesimalen zu erlauben. Andererseits sind die drei anderen Planeten zu weit vom Zentrum der protoplanetaren Scheibe entfernt – ihre Entstehung müsste länger dauern als die Lebensdauer des Sterns. Auch ist es kaum möglich, dass alle vier Planeten weiter innen oder weiter außen entstanden und dann erst an ihre heutigen Orte gewandert sind. Sie sind nämlich viel zu massereich, um einen Ortswechsel in der Kürze der Zeit vornehmen zu können.

Der Stern HR 8799 ist ein Spektraltyp A, damit deutlich heißer als unsere Sonne und auch etwas schwerer. Außerdem ist er viel jünger – wahrscheinlich nur einige Millionen Jahre alt. Da sein exaktes Alter nicht bekannt ist, verkompliziert dies die ganze Sache noch.

Wenn man nicht weiß, wie alt der Stern ist, kann man die Masse seiner Begleiter nur schwer bestimmen. Um dies heraus zu bekommen, müssten die Wissenschaftler einige Jahrzehnte warten. In dieser Zeit haben die Exos ihren Zentralstern einmal umkreist und somit könnte ihre Masse mit den keplerschen Gesetzen berechnet werden. Da die Astronomen solange nicht warten wollen nehmen sie ein Alter von HR 8799 von 30 bis 160 Millionen Jahren an, was bedeutet, dass die Massen der Begleiter gerade noch im planetaren Bereich liegen und keine Braunen Zwerge sind.

Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass sich die Objekte um HR 8799 in einer resonanten Konfiguration befinden, was bedeutet, dass ihre Umlaufzeiten in einem ganzzahligen Verhältnis stehen. Dies setzt voraus, dass die Planeten nicht zu schwer sind; die jeweilige Masse darf 13 Jupitermassen nicht überschreiten, damit die Resonanz nicht zusammenbricht. Des Weiteren gilt, dass das gesamte System, einschließlich der beiden Trümmergürtel, mindestens 160 Millionen Jahre lang stabil sein muss.

Es ist jetzt die Aufgabe der Astronomen, entweder das genaue Alter dieses Systemes zu ermitteln oder aber die exakte Masse der Begleiter zu bestimmen. Erst dann kann gesagt werden, ob es sich tatsächlich um Planeten handelt. Wenn es sich dann tatsächlich um Planeten handelt, dann wäre auch die Frage zu klären, ob sie aus dem System stammen oder aber zugewandert sind.

Verwandte Webseiten:

• keckobservatory

Der Beitrag Das Planetensystem um HR 8799Teles erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1011.4068v1.

Das Team um Stefano Meschiari hat das HiRES (High Resolution Echelle Spectrometer) des 10m-Keck I Teleskops verwendet, um bei 5 Sternen Messungen der Radialgeschwindigkeit vorzunehmen. Dadurch kann man das „Wackeln“ eines Sterns feststellen, dass durch einen umkreisenden Planeten verursacht wird. Planeten zerren durch ihre Gravitation an ihren Sternen, wodurch diese sich bewegen. Durch den Dopplereffekt verschieben sich die Spektrallinien, die mit HiRES vermessen werden können.

Alle fünf beobachteten Sterne sind relativ sonnenähnlich mit Massen von 83 % bis 147 % der Sonnenmasse. Ihre Spektralklassen sind alle F, K oder G. Sie sind zwischen 59 und 210 Lichtjahre von uns entfernt, es handelt sich also um relativ nahe Sterne. Bei drei der über Jahre beobachteten Sterne – HD 177830, HD 99492 und HD 74156 – waren bereits zuvor Planeten bekannt, deren Status man überprüfen oder deren Orbit man präzisieren wollte. Bei den beiden anderen Sternen, HD 31253 und HD 218566, kannte man noch keine Planeten, da sie aber über ähnliche Eigenschaften verfügen, eignen sie sich gut als Beobachtungsobjekte. Alle diese Sterne haben eine relativ geringe Aktivität, so dass gemessene Bewegungen fast ausschließlich von Außen, aber nicht vom Stern selbst verursacht werden.

Der neu entdeckte Planet HD 31253b umkreist seinen Heimatstern in 466 Tagen. Der Orbit hat eine mittelgroße Exzentrizität, also Abweichung von einer Kreisbahn, von 0,3. Dieser Wert ist allerdings nur ungenau bestimmbar, er könnte ebenso bei 0,1 oder 0,5 liegen. Die Minimalmasse dieses Planeten liegt bei 0,5 Jupitermassen. Man gibt bei Entdeckungen über die Radialgeschwindigkeitsmethode immer die Minimalmasse an, da der Winkel der Bahn zur Sichtachse einen Einfluss auf die Stärke der sichtbaren Sternbewegung hat. Wenn die Kante des Orbits zu uns schaut, ist der sichtbare Einfluss maximal, wenn man genau auf die Ebene schaut gibt es überhaupt keinen sichtbaren Einfluss. Daher ist die Masse des Planeten nicht genau bestimmbar, je mehr die Bahn geneigt ist, umso größer ist die Masse. HD 31253b umkreist seinen Heimatstern in einer Entfernung von 1,26 AE (Astronomische Einheit, der mittlere Abstand Sonne-Erde). Da der Stern HD 31253 aber mit 1,23 Sonnenmassen größer als die Sonne und somit auch sehr viel leuchtstärker ist, ist es auf HD 31253b ziemlich heiß. Aufgrund der Masse dürfte es sich um einen Gasriesen wie Jupiter handeln. Um diesen Planeten zu finden, hat man mit HiRES insgesamt 39 Messungen durchgeführt.

Etwas kleiner ist das ganze System von HD 218566. Dieser Stern hat eine Masse von 85 % der Sonne. Ihn umkreist der Planet HD 218566b. Hierbei handelt es sich um einen kleinen Gasplaneten mit einer Minimalmasse von 21 % des Jupiters. Seine Umlaufbahn liegt in einer Entfernung von 0,6873 AE zum Stern. Für einen Umlauf braucht HD 218566b etwa 226 Tage. Die Exzentrizität dieser Umlaufbahn liegt ebenfalls bei 0,3. Diesen Stern hat man 56 mal mit HiRES beobachtet, um den etwa saturngroßen Planeten zu entdecken.

Bei HD 177830 kannte man bereits vorher einen Planeten. Dieser Planet von etwa 1,49 Jupitermassen umkreist HD 177830 innerhalb von 407 Tagen in einem Abstand von 1,2218 AE in einer fast kreisförmigen Bahn. Innerhalb dieser Umlaufbahn konnte man durch die genaueren Messungen von HiRES jetzt einen weiteren, deutlich kleineren Planeten, HD 177830c, aufspüren. Mit 15 % der Jupitermasse ist er der leichteste der jetzt entdeckten Planeten. Er umkreist HD 177830 in einem Abstand von 0,5137 AE innerhalb von 111 Tagen. Die Exzentrizität beträgt dabei 0,3495. Diesen Stern hat HiRES 88 mal ins Visier genommen.

Im System von HD 99492 gelang es ebenfalls, einen zweiten Planeten zu entdecken. Nachdem HD 99492b schon bekannt war, fand man nun weiter außen HD 99492c. HD 99492b hat eine sehr kurze Umlaufzeit von nur 17 Tagen. Entsprechend beträgt die große Halbachse der Bahn nur 0,12186 AE mit einer Exzentrizität von 0,128. Die Masse dieses Planeten beträgt 0,087 Jupitermassen, damit handelt es sich hierbei um einen sogenannten „Hot Neptune“, also einen neptungroßen Planeten in unmittelbarer Nähe seines Heimatsterns, sodass er sehr heiß wird. Hierbei fand man jetzt durch 93 Messungen den sehr weit außen kreisenden HD 99492c. Er hat eine Umlaufzeit von 4970 Tagen und eine große Halbachse von 5,4 AE bei einer Exzentrizität von 0,106. Die Minimalmasse beträgt hier 0,36 Jupitermassen.

Außerdem hat man sich um das System HD 74156 gekümmert. Hier kannte man zwei Exoplaneten sicher. Aufgrund der Hypothese des „Packed Planetary Systems“ wurde ein dritter Planet angenommen. Diese PPS-Theorie geht davon aus, dass jeder mögliche stabile Orbit auch von einem Planeten besetzt wird. Man hat bei einigen Systemen Hinweise auf die Gültigkeit dieser Theorie gefunden, auch bei HD 74156 haben frühere Beobachtungen die scheinbare Existenz von HD 74156d gezeigt. Allerdings gab es dabei unterschiedliche Ergebnisse, so dass jetzt das Keck-Observatorium die Situation klären wollte. Nach den Daten von HiRES können die beiden Planeten HD 74156b und HD 74156c bestätigt werden, HD 74156d existiert jedoch nicht.

HD 74156b umkreist HD 74156 in 2520 Tagen auf einer Bahn von 3,9 AE mit einer Exzentrizität von 0,38. Die Minimalmasse dieses Planeten liegt bei 8,22 Jupitermassen. Da man ab 13 Jupitermassen nicht mehr von Planeten, sondern von braunen Zwergen (also „verhinderten Sternen“) spricht, ist es nicht sicher, ob dies überhaupt ein Planet ist. Bei HD 74156c kann man aber davon ausgehen, dieser umkreist den Stern in nur 52 Tagen in einem Abstand von 0,29 AE. Die Exzentrizität dieses Orbits ist mit 0,63 sehr hoch. Die Minimalmasse von 1,8 Jupitermassen zeigt, dass es sich auch hier um einen relativ großen Exoplaneten handeln muss. HiRES hat hier 29 Beobachtungen durchgeführt, insgesamt liegen 198 Messungen verschiedener Gruppen vor.

Raumcon:

• Exoplaneten

Der Beitrag Jubiläum: 500. Exoplanet entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Timo Lange und Klaus Donath. Quelle: W. M. Keck Observatory. Vertont von Peter Rittinger.

Trotz über 500 bisher gefundener Planeten ist dies einer von nur sechs, welcher direkt abgelichtet werden konnte. Das System um den mit nur 60 Millionen Jahren noch sehr jungen Hauptreihenstern HR 8799, auch bekannt als V342 Pegasi (da im Sternbild Pegasus gelegen), besteht aus insgesamt drei bekannten Planeten. Die drei Planeten wurden vor weniger als anderthalb Jahren ebenfalls am Keck-Observatorium entdeckt. Nun konnte erstmals das Spektrum eines der Planeten aufgenommen werden.

HR 8799 b ist mit etwa sieben Jupitermassen der leichteste der drei Planeten, die ihren Stern allesamt recht weitläufig in einem Abstand von 24, 38 und 68 Astronomischen Einheiten (AE) umlaufen. HR 8799 b ist mit 68 AE mehr als doppelt so weit von seiner Sonne entfernt wie der äußerste Planet unseres Sonnensystems, Neptun.

Aus dem Spektrum eines Planeten lassen sich sehr viel mehr Informationen lesen, als aus einem einzigen Bild: Es lassen sich Rückschlüsse auf Temperatur, chemische Zusammensetzung und Wolkeneigenschaften ziehen. „Wir sind nun an einem Punkt, an dem wir nicht nur Planeten um andere Sterne direkt abbilden, sondern auch die Eigenschaften ihrer Atmosphären im Detail untersuchen können. Direkte Spektroskopie ist die Zukunft dieses Forschungsfeldes“, sagt Brendan Bowler, Erstautor der Studie, welche in der nächsten Ausgabe des Astrophysical Journal erscheinen wird.

Im Fall von HR 8799 b sind die Astronomen auf Temperaturwerte gestoßen, welche sich mit herkömmlichen theoretischen Modellen von Gasriesen nicht gut erklären lassen. Die Temperatur lässt sich vor dem Hintergrund einiger theoretischer Annahmen gut anhand der chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre ablesen. Bei HR 8799 b wurde so gut wie kein atmosphärisches Methan nachgewiesen, was ein Zeichen für eher hohe Temperaturen ist. So wird die geringst mögliche Temperatur auf 1.200 Kelvin (etwa 930 °C) geschätzt. Bisherige Modelle gingen jedoch von einer um 400 Kelvin geringeren Temperatur für einen Planeten dieses Alters und bei der abgestrahlten Energiemenge aus.

Das Forschungsteam vermutet, dass die höheren Temperaturen durch wesentlich mehr Staub und Wolken als erwartet in der Atmosphäre zustandekommen. „Die direkte Untersuchung von extrasolaren Planeten steckt noch in den Kinderschuhen“, kommentiert Michael Liu, Coautor der Studie. Aber sogar in dieser frühen Phase sehen wir, dass wir es mit gänzlich anderen Objekten als den bisher bekannten zu tun haben.“

Möglich wurde die Beobachtung durch die Hochkontrast-Adaptive Optik des Teleskops in Verbindung mit OSIRIS, einem speziellen Spektrographen. OSIRIS steht für OH-Suppressing Infra-Red Integral-field Spectrograph. „OH-Suppressing“ bedeutet, dass die Emissionslinien von Hydroxilmolekülen herausgefiltert werden, bevor das eingefangene Licht den Spektrographen erreicht. Auf diese Weise erscheint der Nachthimmel im Infrarot, dem Beobachtungsbereich von OSIRIS, um einige Magnituden dunkler. Hydroxilmoleküle in den oberen Schichten der Erdatmosphäre stören bodengestützte Beobachtungen im Infrarotbereich, was auf diese Weise umgangen werden kann. OSIRIS kann Spektra an bis zu 3.000 Punkten gleichzeitig aufnehmen und somit gewissermaßen „Spektral-Bilder“ erzeugen, wie hier in Abbildung 1 erkennbar.
Weitere Untersuchungen und insbesondere der Vergleich mit den noch unbekannten Spektra der Nachbarplaneten werden die genauere Natur dieser neuen Klasse von jungen Gasriesen Stück für Stück enthüllen.

Direkte Studien an extrasolaren Planeten befinden noch in ihren Anfängen. Dennoch ist es bemerkenswert, wie viele Informationen bereits über weit entfernte Planeten gesammelt werden können. Das Licht des Planeten ist etwa 100.000 Mal schwächer als das seines Zentralgestirns und konnte nur mit adaptiver Optik fokussiert werden.

Raumcon-Diskussionsforum:

• Direkt beobachtete Exoplaneten
• Exoplaneten

Quellen:

• Vorveröffentlichung der Studie
• Veröffentlichung des W.M. Keck Observatoriums

Der Beitrag Exoplaneten-Spektrum zeigt Überraschendes erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: Keck-Observatorium.

3 neue Exoplaneten bei HR 8799
Das neue extrasolare Planetensystem befindet sich um den jungen Stern HR 8799. Dieser Stern ist ca. 130 Lichtjahre (= 39 Parsec) von der Sonne entfernt und ungefähr 1,5 Sonnenmassen schwer. Mit einer Helligkeit von 6,0 mag befindet es sich im Sternbild Pegasus (RA = 23h 07m 28.7s; Dec = 21° 07` 03.3„; J2000). Sein Spektraltyp ist A5V mit einer effektiven Oberflächentemperatur von ca. 7.400 Kelvin. Sein Alter wird auf nur 60 Millionen Jahre geschätzt.

Die 3 neuentdeckten Exoplaneten sind jeweils 10, 9 und 6 Mal schwerer als Jupiter (beginnend mit den innersten Planeten dieses Systems). Ihre Entfernungen zum Zentralstern liegen bei 27, 34 und 67 Astronomische Einheiten. Die Größe und Masse der Planeten sinkt dabei mit abnehmender Entfernung vom Zentralstern. Genau dies ist auch in unserem Sonnensystem beobachtbar: Jupiter, der schwerste Planet, kommt an erster Stelle und danach sinken die Masse und Größe der weiteren Gasplaneten Saturn, Uranus und Neptun.

Und dort könnte es noch weitere Planeten geben, die die Wissenschaftler noch nicht entdeckt haben. “Jeder extrasolare Planet wurde bisher mit der Radialgeschwindigkeitsmessung entdeckt. Die neue Entdeckung ist nun das erste Bild eines ähnlichen Systems,” erläuterte Bruce Macintosh, ein Astrophysiker am Lawrence Livermore National Laboratory und ein Autors der zugehörigen Publikation vom 13. November (siehe Quellen). “Wir haben bisher 8 Jahre lang erfolgslos versucht, Planeten abzubilden und nun haben wir Bilder von drei Planeten auf einmal. […] Dies ist ein Meilenstein in der Suche und der Charakterisierung von Planetensystem um fremde Sterne.”

Die neuen Planeten wurden ausgiebig mit beiden Teleskopen Keck und Gemini unter dem wichtigen Einsatz der Adaptiven Optik untersucht. Adaptive Optik bietet den Astronomen eine sehr gute Möglichkeit, atmosphärische Störungen wie Temperaturschwankungen oder Luftunruhen zu minimieren. Diese würde sonst die Auflösung und die Detailtiefe von astronomischen Aufnahmen stark beeinträchtigen.

Verwendete und weiterführende Quellen:
– Keck-Observatorium: Astronomers Capture First Images of Newly-Discovered Solar System
– Gemini-Observatorium: Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary „First Family“
– Jean Schneider`s Extrasolar Planets Encyclopaedia: Notes about HR 8799
– Preprint: Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 – Preprint von S. Marley: Seeing is Believing

1 neuer Exoplanet bei Fomalhaut
Neben der Aufnahme durch die beiden Teleskope des Keck-Observatoriums hat nun auch zeitgleich NASA`s Hubble Space Telescope einen Schnappschuss eines weiteren extrasolaren Planeten um einen fremden Stern machen können.

Die Masse des fotografierten Planeten wird auf nicht mehr als 3 Jupitermassen geschätzt. Anhand der gemachten Aufnahmen wird eine Entfernung von ca. 115 AE geschätzt. Dies entspricht einer Umlaufzeit von 872 Jahren. Diese Umlaufzeit stellt im Verhältnis zur Planetenmasse einen neuen Rekord dar. Es wurden zwar schon einige wenige Objekte entdeckt, die eine noch größere Umlaufzeit aufweisen. Leider ist ihre Objektmasse aber derart hoch, dass sie vermutlich nicht mehr als Planeten, sondern als Braune Zwerge gelten.

Der Planet umrundet den bekannten Stern Fomalhaut. Er ist der Hauptstern des Sternbilds „Südlicher Fisch“ (latein: Piscis Australis; RA = 22h 57m 39s, -29° 37` 20„, J2000). Fomalhaut ist ca. 25 Lichjahre (= 7,7 Parsec) von der Sonne entfernt. Mit 1,16 mag kann er problemlos mit bloßem Auge beobachtet werden. Der Stern ist dabei doppelt so schwer und so groß wie die Sonne und mit 0,2 Milliarden Jahre ein sehr junger Stern.

Fomalhaut ist ein exzellenter Kandidat für die Jagd nach fernen Planeten. In den frühen 80er Jahren hatte NASA`s Infrared Astronomy Satellite, IRAS, einen Infrarot-Überschuss entdeckt, der auf eine Staubscheibe hinwies, wie man später feststellte.
Im Jahr 2004 konnte der Koronagraph der High Resolution Camera von Hubble`s Advanced Camera for Surveys eine hochauflösende Aufnahme der Staubscheibe machen, die alle anderen Aufnahmen von Fomalhaut übertraf. Sie zeigte klar und deutlich die inneren Regionen der Staubscheibe. Die Scheibe verhielt sich eher wie ein Ring – deswegen sprechen auch einige Quellen von einem so genannten Staubring. Diese große Staubscheibe kann dabei mit dem Kuiper-Gürtel unseres Sonnensystem verglichen werden, welcher das Sonnensystem eingrenzt und eisige Kleinplaneten enthält.

Hubble-Astronom Paul Kalas und seine Teamkollegen von der University of California vermuteten schon im Jahr 2005, dass der Staubring von Fomalhaut durch einen möglichen Planeten gravitativ gestört wird. Paul Kalas und sein Team führten auch die Aufnahmen am Hubble Space Telescope bereits im Jahr 2004 aus. Zu dieser Zeit vermerkten sie einige helle Lichtquellen in der Staubscheibe als mögliche Planetenkandidaten. Eine spätere Untersuchung im Jahr 2006 zeigte schließlich, dass eine der Lichtquellen seit 2004 ihre Position relativ zu Fomalhaut und innerhalb der Staubscheibe geändert hat. Anhand des Anteils der Ortsveränderung konnte mit Hilfe der Keplerschen Gesetze ein 872 Jahre langen Orbit zurückgerechnet werden.

Während der letzten 10 Jahre ist die Erforschung von fernen Planeten zu einem bedeutenden Zweig geworden. Es sind nun mehr als 320 ferne Planeten bekannt. Die meisten wurden mit der Radialgeschwindigkeitsmessung entdeckt. Obwohl diese Suchmethode sehr erfolgreich ist, hält sie die Entdeckung doch einem gewissen Rahmen: Nur Gasplaneten mit einem sehr nahen Abstand zum Stern können entdeckt werden. Mit den neuen Entdeckungen der Exoplaneten um HR 8799 und Fomalhaut zeigt sich aber ganz deutlich, dass es auch anders gehen kann: Gasplaneten mit einem sehr weiten Orbit.

Verwendete und weiterführende Quellen:
– Presse-Veröffentlichung auf HubbleSite: Hubble Directly Observes Planet Orbiting Fomalhaut
– Jean Schneider`s Extrasolar Planets Encyclopaedia: Notes about Fomalhaut
– Preprint: Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth – Preprint von S. Marley: Seeing is Believing

Raumcon:

• Exoplaneten-Thread ab 13. November
• Direkt beobachtete Exoplaneten

Der Beitrag Erstmals Direktaufnahmen von Exoplaneten gelungen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.