Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, Large Binocular Telescope Observatory.

Als Exoplaneten werden in der Astronomie Planeten bezeichnet, welche nicht dem Planetensystem der Sonne angehören, sondern die vielmehr fremde Sterne umkreisen. Mittlerweile gelang den Astronomen der Nachweis von 1.919 Exoplaneten. Allerdings konnte der Großteil dieser Planeten dabei nur durch verschiedene indirekte Methoden nachgewiesen werden.

Die direkte Abbildung von Exoplaneten stellt dagegen eine große Herausforderung dar, da sich diese Planeten zum einen sehr nahe an ihrem viele Lichtjahre entfernt gelegenen Mutterstern befinden und zum anderen auch noch sehr viel lichtschwächer als der jeweilige Zentralstern sind. In einer normalen Aufnahme überstrahlt das Licht eines Zentralsterns deshalb das schwache Leuchten eines den Stern umkreisenden Planeten selbst unter den optimalsten Beobachtungsbedingungen. Nicht zuletzt aus diesem Grund konnten bisher auch lediglich 54 Exoplaneten in 50 verschiedenen Sternsystemen durch direkte Abbildungen nachgewiesen werden.

Jetzt ist es jedoch einem internationalen Team von Astronomen, dem auch sechs Mitarbeiter des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg angehören, gelungen, mit einer neuen Aufnahme gleich ein komplettes Exoplanetensystem abzubilden. Für ihre Studie nutzten die daran beteiligten Astronomen das Large Binocular Telescope (abgekürzt „LBT“) auf dem Mount Graham im US-Bundesstaat Arizona. Das LBT besteht aus zwei Hauptspiegeln mit einer Öffnung von jeweils 8,4 Metern, welche auf einer gemeinsamen Montierung befestigt sind. Kombiniert erreichen die beiden Optiken die gleiche Lichtsammelleistung wie ein einzelnes Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 11,8 Metern. Zudem erreicht es in dieser Konfiguration die optische Auflösung eines 22,8-Meter-Spiegels.

Das Sternsystem HR 8799
Bei den von den Astronomen beobachteten Planeten handelt es sich um vier jupiterähnliche Gasriesen, welche den etwa 130 Lichtjahre von unserem Sonnensystem im Sternbild Pegasus gelegenen Stern HR 8799 – auch bekannt unter der Bezeichnung V342 Pegasi – umkreisen. Diese Exoplaneten wurden bereits in den Jahren 2008 (Raumfahrer.net berichtete) und 2010 durch fotografische Abbildungen entdeckt. Ebenfalls im Jahr 2010 gelang es den Astronomen dabei sogar, das Spektrum von einem dieser Planeten – dem Exoplaneten HR 8799 b – zu analysieren (Raumfahrer.net berichtete ebenfalls).

Die bereits im Oktober 2013 mit dem LBT durchgeführten, aber erst kürzlich vollständig ausgewerteten Beobachtungen erfolgten im Wellenlängenbereich des infraroten Lichts. In diesem Bereich des Lichtspektrums erscheinen die beobachteten Exoplaneten relativ zu ihrem Zentralstern vergleichsweise hell. Durch die dabei angefertigten Aufnahmen konnte die gegenwärtige Position der vier Planeten ermittelt werden. In Kombination mit früheren Beobachtungsdaten gelang es so, die Umlaufbahnen dieser Planeten über einen längeren Zeitraum hinweg zu verfolgen.

Die Bahn des innersten und zuletzt entdeckten Planeten HR 8799 e konnte so über einen Zeitraum von vier Jahren verfolgt werden. Bei den drei äußeren Planeten war dies sogar über einen noch deutlich längeren Zeitraum möglich, da diese Exoplaneten sich nachträglich in Aufnahmen nachweisen ließen, welche bereits im Jahr 1998 mit dem Weltraumteleskop Hubble angefertigt wurden.

Die Auswertung dieser Beobachtungsdaten bestätigte die bereits vorher bestehende Annahme, dass im Fall des den Stern HR 8799 umgebenden Planetensystems sogenannte Bahnresonanzen vorliegen. Während eines vollständigen, etwa 164.250 Tage andauernden Umlaufs des äußersten Planeten um sein Zentralgestirn vollenden die näher an diesem Stern umkreisenden Planeten laut dieser Studie jeweils zwei, vier beziehungsweise acht komplette Umläufe.

Frühere theoretische Modelle über die Bahnmechaniken im Bereich des Planetensystems von HR 8799 sagten die Existenz eines weiteren Planeten voraus, welcher sich zwischen dem Stern und dem innersten dieser vier Planeten bewegt und der den Stern dabei entweder 16 oder 24 mal so häufig umläuft wie der äußerste Planet. Die Existenz dieses hypothetischen Planeten konnte jedoch durch die Beobachtungen mit dem Large Binocular Telescope, welches auch Bilddaten aus der unmittelbaren Umgebung des Sterns lieferte, nicht bestätigt werden.

Die hier kurz vorgestellten Ergebnisse der Arbeit von A.-L. Maire et al. wurden bereits am 20. April 2015 unter dem Titel „The LEECH Exoplanet Imaging Survey. Further constraints on the planet architecture of the HR 8799 system“ in der Fachzeitschrift Astronomy & Astrophysics publiziert.

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Fachartikel von A.-L. Maire et al.:

• The LEECH Exoplanet Imaging Survey. Further constraints on the planet architecture of the HR 8799 system (Volltext, engl.)

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Ein Beitrag von Thomas Weyrauch. Quelle: JPL, NASA, UCLA.

Seit vielen Jahren tragen Wissenschaftler bestimmte Meteoriten von unterschiedlichsten Fundstellen zusammen. Ihre Reflektionsspektren verraten: Sie haben dieselbe Herkunft. Man vermutet, dass die Steinmeteorite der sogenannten HED-Gruppe von einem sehr großen Asteroiden, nämlich von Vesta, stammen. Wenn ein solcher Meteorit in die Erdatmosphäre eindringt, kann unter günstigen Bedingungen ein Feuerschweif beobachtet werden. Wird nicht alles Material beim feurigen Sturz durch die Atmosphäre aufgezehrt, erreicht es die Erdoberfläche. Überreste mutmaßlichen Vesta-Materials fand man zuletzt in der Nähe des Dorfes Bilanga Yanga im westafrikanischen Burkina-Faso im Oktober 1999 und außerhalb des australischen Millbillillie im Oktober 1960.

Chris Russell, leitender Wissenschaftler der Dawn-Mission von der University of California Los Angeles (UCLA) glaubt, dass die Meteoriten von Vesta entstanden, als bei der Bildung eines riesigen Berges auf Vesta Material aus einem enormen Einschlagkrater herausgeschleudert wurde. Der Berg ist vermutlich Ergebnis von neu formiertem, aufgetürmten Material, das bewegt wurde als ein anderer, kleinerer Himmelskörper mit Vesta zusammenprallte. Die heftige Kollision könnte außerdem einen Teil des Materials in den Raum hinausgeschleudert haben, wo es letztlich auf Erdkurs geriet.

In Labors und Museen auf der Erde existieren Meteoriten, die möglicherweise aus dem gleichen Material bestehen wie der auffällige Berg auf Vesta. Untersuchungen von Alter und chemischer Zusammensetzung sollen jetzt beweisen, dass die Meteoriten von Vesta kamen.

Vesta entstand in der Frühzeit unseres Sonnensystems. Seine kraterübersäte Oberfläche ist Ergebnis eines Milliarden Jahre langen Bombardements.

Kameras an Bord von Dawn, die vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung Katlenburg-Lindau mit Unterstützung des Instituts für Planetenforschung des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt und des Instituts für Datentechnik und Kommunikationsnetze der Technischen Universität Braunschweig entwickelt und gebaut wurden, nahmen Bilder auf, die erkennen lassen, dass die Oberfläche in der Umgebung des Berges auf Vesta bezeichnenderweise vergleichsweise eben ist. Das spricht für eine bezogen auf Vestas Geschichte recht späte Oberflächenmodellierung durch einen großen Einschlag, bei dem ältere, narbigere Oberflächenstrukturen verschwanden.

Anhand der Zahl von Kratern auf einer bestimmten Fläche können Forscher das Alter der Oberflächenstruktur in einer konkreten Region bestimmen. So will man auch auf das Alter der Oberfläche des Berges auf Vesta schließen. Ein Verfahren, das die radioaktive Strahlung im untersuchten Meteoritenmaterial verwendet, soll Aufschluss darüber geben, wann das Material Vesta verließ.

Weitere Bestätigung könnte ein Vergleich der chemischen Zusammensetzung von Material im Berg und in den auf der Erde gut analysierbaren Meteoriten bringen. Die Sensoren an Bord von Dawn sind in der Lage, feinste Farbvariationen in den Mineralien auf der Oberfläche von Vesta zu erfassen. Aus den gewonnenen Daten können Karten erstellt werden, aus denen hervorgeht, welche Mineralien und welchen chemischen Elemente wo auf Vestas Oberfläche vorkommen.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: JPL, DLR, MPS.

Die amerikanische Weltraumbehörde NASA hat am vergangenen Sonntag Vormittag nach der Auswertung von Telemetriedaten, welche die Raumsonde nur wenige Stunden zuvor an das Kontrollzentrum übermittelt hatte, bestätigt, dass sich die Asteroidensonde DAWN wie vorgesehen in einem Orbit um den Asteroiden (4) Vesta befindet. Laut der Berechnungen der für die Kontrolle der Raumsonde verantwortlichen Mitarbeiter des Jet Propulsion Laboratory (JPL) der NASA in Pasadena/Kalifornien erfolgte der Orbiteintritt am 16. Juli gegen 7:00 Uhr MESZ. Der exakte Eintrittszeitpunkt kann bisher noch nicht genannt werden, da für dessen Bestimmung nähere Daten über die Masse und die Gravitationsverhältnisse von Vesta vorliegen müssen. Entsprechende Daten werden jedoch erst im Verlauf der kommenden Wochen während der wissenschaftlichen Untersuchung des Asteroiden gewonnen werden.

„Mit derselben Zuverlässigkeit, die DAWN auch schon beim interplanetaren Flug der vergangenen Jahre demonstriert hat, ist die Sonde nun auch in die Umlaufbahn eingeschwenkt“, so Dr. Marc Raymond, Chefingenieur und Projektleiter der DAWN-Mission am JPL. „Es ist sehr aufregend, dass wir nun erste, detaillierte Bilder von einer der letzten unerforschten Welten im inneren Sonnensystem sehen werden.“
Obwohl das eigentliche Einschwenkmanöver der Raumsonde somit abgeschlossen ist, wird die Anflugphase noch über einen Zeitraum von weiteren drei Wochen andauern. Durch den anhaltenden Betrieb der Ionentriebwerke der Raumsonde soll deren Orbit dabei stabilisiert und langsam noch weiter abgesenkt werden. Während dieser Zeit wird das DAWN-Team weitere Navigationsbilder aufnehmen, eine erste Untersuchung der physikalischen Eigenschaften des Asteroiden durchführen und zusätzliche Daten zur Kalibrierung der wissenschaftlichen Instrumente der Raumsonde sammeln.

Bereits im August soll DAWN den Asteroiden Vesta schließlich in einer Entfernung von nur noch 2.770 bis 2.720 Kilometern umrunden und die eigentliche Primärmission beginnen. Anschließend wird sich die Raumsonde im Laufe der dann folgenden 11 Monate bis auf eine Orbithöhe von etwas weniger als 200 Kilometer Höhe hinunterschrauben. Die an der Mission beteiligten Wissenschaftler bereiten sich gegenwärtig intensiv auf die wissenschaftlichen Aktivitäten der kommenden Wochen und Monate vor. Unter anderem soll dabei die Oberfläche des bisher noch nicht näher erforschten Asteroiden ausführlich kartografiert und ein dreidimensionales Geländemodell von Vesta berechnet werden.

Während der letzten Tage berechneten die Wissenschaftler des DLR-Instituts für Planetenforschung in Berlin-Adlershof und des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau unter anderem erste Anaglyphenbilder, bei deren Betrachtung der Asteroid mit einer speziellen Rot-Grün-Brille plastisch zu erkennen ist, und projizierten die bisher durch die Framing Camera gewonnenen Fotoaufnahmen auf eine Kugelform. Dadurch wird den Wissenschaftlern eine erste Orientierung auf Vesta ermöglicht. Des Weiteren wurden erste Falschfarben-Aufnahmen der Asteroiden-Oberfläche erstellt.

Solche Bilder sind bei der Bestimmung der mineralogischen Zusammensetzung der Oberfläche hilfreich. Das Licht, welches von der Asteroidenoberfläche ins All reflektiert wird, enthält einen großen Anteil an infraroten Lichtwellen. Diese elektromagnetische Strahlung ist zwar für das menschliche Auge unsichtbar, das Kamerasystem der Framing Camera kann sie aber dennoch erkennen. Um diese Informationen und die dazugehörigen mineralogischen Unterschiede auf der Oberfläche für das menschliche Auge sichtbar zu machen, werden die aufgenommenen Frequenzen in den sichtbaren Bereich verschoben, so dass ein Falschfarben-Bild, eine sogenannte „False Color“-Aufnahme, entsteht.

Die so gewonnenen Aufnahmen vermitteln einen ersten Eindruck von der Oberfläche des Asteroiden, welche sich seit mehr als vier Milliarden Jahren kaum noch verändert haben dürfte. Ein dominanter Berg am Südpol des Asteroiden, diverse Impaktkrater mit unterschiedlichen Durchmessern, dazu Regionen mit Furchen und Aufwölbungen – bereits aus den ersten Oberflächenaufnahmen und Stereobildern ergibt sich eine relativ gute Vorstellung von der Oberfläche des Asteroiden. Noch sind die Daten, welche DAWN aus einer Höhe von rund 16.000 Kilometern aufzeichnete, nicht für hochpräzise Höhenmodelle ausreichend. Sie dienen vielmehr nach wie vor in erster Linie dazu, die Bearbeitungsprozesse der gewonnenen Daten zu testen: „Wir erhalten aber einen ersten Eindruck und wissen nun, worauf wir achten müssen, wenn die Kamera den Asteroiden aus niedrigeren Umlaufbahnen vermisst“, so Prof. Ralf Jaumann vom DLR-Institut für Planetenforschung in Berlin-Adlershof.

Trotzdem können bereits jetzt erste Erkenntnisse über die Entstehungsgeschichte der Oberfläche bestätigt werden. Bei den zuvor erstellten Abbildungen von Vesta mit verschiedenen erdgestützten Teleskopen oder dem Weltraumteleskop Hubble konnten die Wissenschaftler am Südpol des Asteroiden eine große, nahezu kreisförmige Einsenkung mit einem Durchmesser von etwa 460 Kilometern entdecken. Dieser riesige Krater ist vermutlich vor Jahrmilliarden durch die Kollision mit einem anderen Asteroiden entstanden. Durch die jüngsten Aufnahmen der Raumsonde, welche bereits seit mehreren Wochen eine bessere Auflösung als das Hubble Space Telescope erreichen, konnte die Ausdehnung dieses Kraters auf ein Ausmaß von rund 430 bis 460 Kilometern präzisiert werden. Er erreicht somit mehr als 80 Prozent des Gesamtdurchmessers von Vesta. Wäre der auf der Vesta-Oberfläche eingeschlagene Körper nur ein wenig massereicher oder etwas schneller gewesen, so hätte sein Aufprall Vesta vermutlich vollständig zertrümmert. Im Zentrum dieser Struktur konnte ein Zentralberg ausgemacht werden, welcher sich bei dem zugrunde liegenden Impakt gebildet hat.

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Verwandte Internetseite:

• Missionsseite des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung

Technische Beschreibung der Framing Camera:

• MPS (engl.)

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Ein Beitrag von Julian Schlund. Quelle: centauri-dreams.

Die Entdeckung des Objekts 2003 UB313 im Oktober gehörte zu den Höhepunkten des vergangenen Astronomie-Jahres und entfachte nicht zuletzt aufgrund der Tatsache, dass der eisige Kleinplanet, auch unter dem Namen Xena bekannt, dem Edgeworth-Kuiper-Belt entstammt, eine heftige Debatte über dessen etwaigen Planetenstatus sowie der Definition eines Planeten an sich. Die bald darauf folgende Meldung, dass er einen Mond besitzt, sorgte nur zur einer weiteren Erhitzung des Streits und schließlich zu der Entscheidung, zur Klärung die IAU (International Association of Universities) einzuschalten. Es sind zwar einige Vorschläge gemacht worden, aber eine endgültige Entscheidung wurde nicht getroffen und somit bleiben vorerst unsere neun Planeten. Die neuentdeckten Objekte tragen den Titel Transneptune.

Neu 2006: Streitfrage über die genaue Größe Xenas
Die Größe von 2003 UB313 ist ebenfalls elementarer Bestandteil der immer noch andauerenden Debatte. Die Gruppe um Michael Brown vom California Institute of Technology hatte den Kleinplaneten damals anhand seiner Helligkeit im sichtbaren Licht (Laser Guide Star Adaptive Optics System) auf etwa 2700 Kilometer Durchmesser geschätzt und damit größer als den neunten Planeten unseres Sonnensystems, Pluto, mit 2300 Kilometern.
Aktuell befindet sich die Gruppe um Michael Brown im Streit mit Altenhoff und seinen Kollegen vom Max-Planck-Institut. Beide berechneten die Größe Xenas kürzlich neu. Der springende Punkt: sie kamen zu völlig unterschiedlichen Ergebnissen.
Hubble-Aufnahme:
Auf der Website des Magazins Science ist zu lesen, dass die Astronomen vom CIT das Reflektionsvermögen anhand einer neuen Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble auf 92 Prozent schätzten. Der Kleinplanet wäre demnach kaum größer als Pluto. Allerdings ging man dabei an die Grenzen der optischen Auflösung von Hubble.

Das Team um Frank Altenhoff nutzte die genauere, so genannte Bolometer-Messung:
„Die Geschwindigkeit, mit der sich ein Kleinplanet am Himmel bewegt, verrät uns seine Entfernung“, erklärt Dr. Frank Bertoldi, „und damit können wir die durch Sonnenstrahlung erzeugte Oberflächentemperatur des Objekts berechnen. Die von uns gemessene Stärke der Wärmestrahlung, die von der Oberflächentemperatur und der Größe des Kleinplaneten abhängt, zeigt uns dann, wie groß der Kleinplanet tatsächlich ist. Hingegen erlaubt uns die optische Helligkeit, also die Reflektion des Sonnenlicht, keinen genauen Aufschluss über die Größe des Objekts, weil wir das recht niedrige Reflektionsvermögen der Oberfläche vorab nicht kennen.“

Anhand des Werts der abgestrahlten Wärmeleistung sowie einer geschätzten Oberflächentemperatur von etwa 24 Kelvin (-249 °C) kam das Team auf einen 300 Kilometer größeren Durchmesser, also ganze 3000 Kilometer. Dies entspräche wiederum einer Reflektion von 60 Prozent.

Fest steht, dass das deutsche Team genauere Messmethoden angewandt hat. Welche Messung sich letztendlich als die genauere herausstellen wird, bleibt natürlich dennoch abzuwarten. Genauso verhält es sich bei der Frage, inwieweit die Debatte um „Xena – Planet JA oder Planet NEIN“ dadurch wieder aufgewärmt wird.

UPADATE!
Michael Brown ist mittlerweile zurückgerudert und sagt, seine Werte wären eine Vorab-Einschätzung gewesen, die sich als extrem ungenau herausgestellt habe. Die Messungen des Max-Planck-Teams sind also höchstwahrscheinlich die richtigen. Nicht wenige Astronomen meinen nun, dass 2003 UB313 entweder auch der Planetenstatus anerkannt werden oder aber Pluto der Titel aberkannt werden sollte. Allein aus historischen Gründen ist letzteres Szenario allerdings mehr als fragwürdig…

Wir halten Sie auf dem Laufenden!

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Ein Beitrag von Ingo Froeschmann. Quelle: ESA.

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

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

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

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

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

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

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

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