Quelle: Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung 2. August 2024.

2. August 2024 – Ringförmige Störungen in Scheiben aus Gas und Staub, die um noch junge Sterne kreisen, können den Anstoß geben, dass sich gleich mehrere Gasriesen bilden. Zu diesem Ergebnis kommen Forschende des Exzellenzclusters ORIGINS, der Ludwig-Maximilians-Universität und des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung (MPS) in Göttingen. Das Team hat ein Modell entwickelt, dass erstmals alle notwendigen physikalischen Prozesse, die bei der Planetenentstehung eine Rolle spielen, vereint. Demnach können Riesenplaneten effizienter und schneller entstehen als bisher angenommen. Diese Ergebnisse stimmen mit jüngsten Beobachtungen überein.

Unser Sonnensystem ist unsere unmittelbare kosmische Nachbarschaft. Wir kennen es gut: die Sonne im Zentrum, dann die Gesteinsplaneten Merkur, Venus, Erde und Mars, dann der Asteroidengürtel gefolgt von den Gasriesen Jupiter und Saturn, den Eisriesen Uranus und Neptun, und schließlich der Kuipergürtel mit seinen Kometen. Doch wie gut kennen wir unsere Heimat wirklich? Bisherige Theorien gehen davon aus, dass Riesenplaneten durch Kollisionen und Ansammlungen asteroidenartiger Himmelskörper, so genannter Planetesimale, und anschließender Aufnahme von Gas im Laufe von Jahrmillionen entstehen. Diese Modelle erklären jedoch weder die Existenz von Gasriesen, die weit von ihren Sternen entfernt sind, noch die Entstehung von Uranus und Neptun.

Vom Staubkorn zum Riesenplaneten
In ihrem neuen Modell berücksichtigen die Astrophysiker*innen des ORIGINS Clusters, der LMU und des MPS erstmals alle Prozesse, die für die Planetenentstehung maßgeblich sind. „Dies ist das erste Mal, dass eine Simulation das Wachstum von Feinstaub bis hin zu Riesenplaneten verfolgt“, sagt Tommy Chi Ho Lau, Erstautor der Studie und Doktorand an der LMU.

Mit ihrem Modell zeigen die Forschenden, wie sich millimetergroße Staubteilchen aerodynamisch in der turbulenten Gasscheibe anhäufen, und wie diese anfängliche Störung in der Scheibe Staub einfängt und daran hindert, in Richtung des Sterns zu verschwinden. Diese Anhäufung macht das Wachstum von Planeten sehr effizient, da plötzlich viel „Baumaterial“ auf kleinem Raum zur Verfügung steht und die richtigen Bedingungen für Planetenentstehungen gegeben sind. „Wenn ein Planet groß genug ist, um selbst die Gasscheibe zu beeinflussen, führt dies zu einer erneuten Staubanreicherung weiter außen in der Scheibe. Dabei treibt der Planet den Staub, ähnlich wie ein Hirtenhund seine Herde, in den Bereich außerhalb seiner eigenen Umlaufbahn“, erklärt ORIGINS-Wissenschaftler Professor Til Birnstiel von der LMU. Der Prozess beginnt von neuem, von innen nach außen und ein weiterer Riesenplanet kann entstehen.

Vielfalt von Gasriesen in unserem und anderen Sternensystemen
In unserem Sonnensystem sind die Gasriesen in einer Entfernung von etwa 5 Astronomischen Einheiten (AE) (im Fall des Jupiters) bis zu einer Entfernung von etwa 30 AE (Neptun) von der Sonne angeordnet. Zum Vergleich: Unsere Erde ist 1 AE von der Sonne entfernt. „In anderen Planetensystemen könnte eine Störung in der protoplanetaren Scheibe den Prozess der Planetenentstehung in deutlich größerer Entfernung anstoßen“, so Dr. Joanna Drążkowska vom MPS.

Solche Systeme wurden in den vergangenen Jahren häufig mit dem Radioobservatorium ALMA beobachtet, das Gasriesen in jungen Scheiben in Entfernungen von mehr als 200 AE gefunden hat. Zudem erklärt das Modell, warum unser Sonnensystem mit Neptun scheinbar aufgehört hat, weitere Planeten zu bilden: Das Baumaterial war nach der Bildung des Neptuns aufgebraucht.

Die Ergebnisse der Studie stimmen mit aktuellen Beobachtungen von jungen Sternsystemen überein, die ausgeprägte Substrukturen in ihren Scheiben aufweisen. Diese Substrukturen spielen eine entscheidende Rolle bei der Planetenbildung. Die Studie deutet darauf hin, dass die Bildung von Riesenplaneten und Gasriesen effizienter und schneller abläuft als bisher angenommen. Diese neuen Erkenntnisse könnten unser Verständnis der Entstehung und Entwicklung der Riesenplaneten unseres Sonnensystems verfeinern und die Vielfalt der beobachteten Planetensysteme erklären.

Originalveröffentlichung
Tommy Chi Ho Lau, Til Birnstiel, Joanna Dra̧żkowska, Sebastian Stammler:
Sequential giant planet formation initiated by disc substructure,
Astronomy & Astrophysics, Volume 668, A22 (2024)
https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2024/08/aa50464-24/aa50464-24.html
pdf: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2024/08/aa50464-24.pdf

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• Planetenentstehung

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Quelle: ESON 5. März 2024.

5. März 2024 – Die beeindruckenden Bilder, die mit dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile aufgenommen wurden, stellen eine der größten jemals durchgeführten Durchmusterungen von planetenbildenden Scheiben dar. Die Untersuchung vereint Beobachtungen von mehr als 80 jungen Sternen, um die sich möglicherweise Planeten gebildet haben, und liefert der astronomischen Fachwelt eine Fülle von Daten und einzigartige Einblicke in die Entstehung von Planeten in verschiedenen Regionen unserer Galaxie.

„Wir erleben hier wirklich einen Wandel in unserem Forschungsgebiet“, sagt Christian Ginski, Dozent an der Universität Galway, Irland, und Hauptautor einer der drei neuen Arbeiten, die heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurden. „Von der detaillierten Untersuchung einzelner Sternsysteme sind wir zu diesem riesigen Überblick über ganze Sternentstehungsgebiete übergegangen.“

Bislang wurden mehr als 5000 Planeten entdeckt, die andere Sterne als die Sonne umkreisen, oft in Systemen, die sich deutlich von unserem eigenen Sonnensystem unterscheiden. Um zu verstehen, wo und wie diese Vielfalt entsteht, müssen die Astronominnen und Astronomen die staub- und gasreichen Scheiben beobachten, die junge Sterne umhüllen – die eigentlichen Wiegen der Planetenbildung. Diese sind am besten in riesigen Gaswolken zu finden, in denen die Sterne selbst gerade entstehen.

Ähnlich wie bei entwickelten Planetensystemen zeigen die neuen Bilder die außergewöhnliche Vielfalt der planetenbildenden Scheiben. „Einige dieser Scheiben zeigen riesige Spiralarme, die vermutlich durch das komplizierte Ballett der sie umkreisenden Planeten angetrieben werden“, sagt Ginski. „Andere zeigen Ringe und große Hohlräume, die von den sich bildenden Planeten geschaffen wurden, während wieder andere inmitten all dieser Betriebsamkeit unscheinbar und fast schlafend erscheinen“, fügt Antonio Garufi hinzu. Er ist Astronom am Astrophysikalischen Observatorium Arcetri des Italienischen Nationalen Instituts für Astrophysik (INAF) und Hauptautor einer der Arbeiten.

Das Team untersuchte insgesamt 86 Sterne in drei verschiedenen Sternentstehungsgebieten unserer Galaxie: Taurus und Chamäleon I, beide etwa 600 Lichtjahre von der Erde entfernt, und Orion, eine gasreiche Wolke etwa 1600 Lichtjahre von uns entfernt. Es ist bekannt, dass dort mehrere Sterne entstehen, die massereicher als die Sonne sind. Die Beobachtungen wurden von einem großen internationalen Team, bestehend aus Wissenschaftlern aus mehr als zehn Ländern, durchgeführt.

Das Team konnte mehrere wichtige Erkenntnisse aus dem Datensatz gewinnen. So wurde beispielsweise im Orion festgestellt, dass Sterne in Gruppen von zwei oder mehr Sternen mit geringerer Wahrscheinlichkeit große planetenbildende Scheiben haben. Ein wichtiges Ergebnis, wenn man bedenkt, dass die meisten Sterne in unserer Galaxie, anders als unsere Sonne, Begleiter haben. Weiterhin deutet das ungleichmäßige Aussehen der Scheiben in dieser Region auf eingebettete, massereiche Planeten hin, die zu einer Verformung und Schieflage der Scheiben führen können.

Obwohl sich die planetenbildenden Scheiben über Entfernungen erstrecken können, die Hunderte Male größer sind als die Entfernung zwischen der Erde und der Sonne, erscheinen sie aufgrund ihrer Lage mehrere Hundert Lichtjahre von uns entfernt wie winzige Nadelstiche am Nachthimmel. Zur Beobachtung der Scheiben setzte das Team das hochmoderne Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch Instrument (SPHERE) ein, das am VLT der ESO montiert ist. Das innovative extreme Adaptive-Optik-System von SPHERE korrigiert die turbulenten Effekte der Erdatmosphäre und liefert so scharfe Bilder der Scheiben. Dadurch konnte das Team Scheiben um Sterne mit Massen von nur der Hälfte der Sonnenmasse abbilden, die für die meisten anderen heute verfügbaren Instrumente zu lichtschwach sind. Zusätzliche Daten für die Durchmusterung wurden mit dem X-Shooter-Instrument des VLT gewonnen, mit dem die Forschenden feststellen konnten, wie jung und massereich die Sterne sind. Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an dem die ESO als Partner beteiligt ist, half dem Team hingegen, mehr über die Staubmenge zu erfahren, die einige der Sterne umgibt.

Im Zuge des technologischen Fortschritts hofft das Team, noch tiefer in die Herzen der planetenbildenden Systeme eindringen zu können. Der große 39-Meter-Spiegel des künftigen Extremely Large Telescope (ELT) der ESO wird es dem Team beispielsweise ermöglichen, die innersten Regionen um junge Sterne zu untersuchen, in denen sich möglicherweise Gesteinsplaneten wie unser eigener bilden.

Bis dahin bieten diese spektakulären Bilder den Forschern eine Fundgrube an Daten, die helfen, die Geheimnisse der Planetenentstehung zu entschlüsseln. „Es ist fast schon poetisch, dass die Prozesse, die den Beginn der Reise zur Ausbildung von Planeten und schließlich von Leben in unserem eigenen Sonnensystem markieren, so schön sein sollen“, folgert Per-Gunnar Valegård. Er ist Doktorand an der Universität Amsterdam, Niederlande und leitete die Orion-Studie. Valegård, der auch Teilzeitlehrer an der Internationalen Schule Hilversum in den Niederlanden ist, hofft, dass die Bilder seine Schülerinnen und Schüler dazu inspirieren werden, in Zukunft den Beruf des Wissenschaftlers zu ergreifen.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in drei Artikeln vorgestellt, die in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheinen. Die vorgestellten Daten wurden im Rahmen des SPHERE-Konsortiums und des ESO-Großprogramms DESTINYS (Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars) gesammelt.

„The SPHERE view of the Chamaeleon I star-forming region: The full census of planet-forming disks with GTO and DESTINYS programs“ (https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202244005)
Das Team besteht aus C. Ginski ( Universität Galway, Irland; Sternwarte Leiden, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]; Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Niederlande [API]), R. Tazaki (API), M. Benisty (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Frankreich [Grenoble]), A. Garufi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), C. Dominik (API), Á. Ribas (Europäische Südsternwarte, Chile [ESO Chile]), N. Engler (ETH Zürich, Institut für Teilchenphysik und Astrophysik, Schweiz), J. Hagelberg (Observatorium Genf, Universität Genf, Schweiz), R. G. van Holstein (ESO Chile), T. Muto (Division of Liberal Arts, Kogakuin University, Japan), P. Pinilla (Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland [MPIA]; Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK), K. Kanagawa (Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Japan), S. Kim (Department of Astronomy, Tsinghua University, China), N. Kurtovic (MPIA), M. Langlois (Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, CNRS, UCBL, Frankreich), J. Milli (Grenoble), M. Momose (College of Science, Ibaraki University, Japan [Ibaraki]), R. Orihara (Ibaraki), N. Pawellek (Institut für Astrophysik, Universität Wien, Österreich), T. O. B. Schmidt (Hamburger Sternwarte, Deutschland), F. Snik (Leiden), und Z. Wahhaj (ESO Chile).

„The SPHERE view of the Taurus star-forming region: The full census of planet-forming disks with GTO and DESTINYS programs“ (https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202347586)
Das Team besteht aus A. Garufi (INAF, Astrophysikalisches Observatorium von Arcetri, Italien [INAF Arcetri]), C. Ginski (Universität Galway, Irland), R. G. van Holstein (Europäische Südsternwarte, Chile [ESO Chile]), M. Benisty (Laboratoire Lagrange, Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Frankreich; Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Frankreich [Grenoble]), C. F. Manara (Europäische Südsternwarte, Deutschland), S. Pérez (Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons [YEMS]; Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile, Chile [Santiago]), P. Pinilla (Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK), A. Ribas (Astronomisches Institut, Universität Cambridge, UK), P. Weber (YEMS, Santiago), J. Williams (Astronomisches Institut, Universität Hawai’i, USA), L. Cieza (Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile [Diego Portales]; YEMS), C. Dominik (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Niederlande [API]), S. Facchini (Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano, Italien), J. Huang (Department of Astronomy, Columbia University, USA), A. Zurlo (Diego Portales; YEMS), J. Bae (Department of Astronomy, University of Florida, USA), J. Hagelberg (Observatorium Genf, Universität Genf, Schweiz), Th. Henning (Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland [MPIA]), M. R. Hogerheijde (Sternwarte Leiden, Universität Leiden, Niederlande; API), M. Janson (Abteilung für Astronomie, Universität Stockholm, Schweden), F. Ménard (Grenoble), S. Messina (INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania, Italien), M. R. Meyer (Abteilung für Astronomie, Universität Michigan, USA), C. Pinte (School of Physics and Astronomy, Monash University, Australien; Grenoble), S. Quanz (ETH Zürich, Department of Physics, Schweiz [Zürich]), E. Rigliaco (Osservatorio Astronomico di Padova, Italien [Padova]), V. Roccatagliata (INAF Arcetri), H. M. Schmid (Zürich), J. Szulágyi (Zürich), R. van Boekel (MPIA), Z. Wahhaj (ESO Chile), J. Antichi (INAF Arcetri), A. Baruffolo (Padova), und T. Moulin (Grenoble).

„Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): The SPHERE view of the Orion star-forming region“ (https://www.aanda.org/component/article?access=doi&doi=10.1051/0004-6361/202347452)
Das Team besteht aus P.-G. Valegård (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universität Amsterdam, Niederlande [API]), C. Ginski ( Universität Galway, Irland), A. Derkink (API), A. Garufi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), C. Dominik (API), Á. Ribas (Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK), J. P. Williams (Institute for Astronomy, University of Hawai’i, USA), M. Benisty (University of Grenoble Alps, CNRS, IPAG, Frankreich), T. Birnstiel (Universitätssternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Deutschland [LMU]; Exzellenzcluster ORIGINS, Deutschland), S. Facchini (Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano, Italien), G. Columba (Fachbereich Physik und Astronomie „Galileo Galilei“ – Universität Padua, Italien; INAF – Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), M. Hogerheijde (API; Observatorium Leiden, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]), R. G. van Holstein (European Southern Observatory, Chile), J. Huang (Department of Astronomy, Columbia University, USA), M. Kenworthy (Leiden), C. F. Manara (European Southern Observatory, Deutschland), P. Pinilla (Mullard Space Science Laboratory, University College London, UK), Ch. Rab (LMU; Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Deutschland), R. Sulaiman (Department of Physics, American University of Beirut, Libanon), A. Zurlo (Instituto de Estudios Astrofísicos, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile; Escuela de Ingeniería Industrial, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile; Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons).

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.

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Über das ESON
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.

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• Planetenentstehung

Der Beitrag ESO: Geheimnisse der Planetenentstehung um Dutzende von Sternen gelüftet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: ESON 29. Februar 2024.

29. Februar 2024 – Bisher konnten wir jedoch die Verteilung von Wasser in einer stabilen, kühlen Scheibe nicht bestimmen – der Art von Scheibe, die die günstigsten Bedingungen für die Bildung von Planeten um Sterne bietet. Ermöglicht wurden die neuen Erkenntnisse durch das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an dem die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist.

„Ich hätte nie gedacht, dass wir ein Bild von Ozeanen aus Wasserdampf in der gleichen Region aufnehmen können, in der sich wahrscheinlich ein Planet bildet“, sagt Stefano Facchini. Er ist Astronom an der Universität Mailand, Italien und leitete die heute in Nature Astronomy veröffentlichte Studie. Die Beobachtungen zeigen, dass in der inneren Scheibe des jungen sonnenähnlichen Sterns HL Tauri, der sich 450 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Stier befindet, mindestens dreimal so viel Wasser wie in allen Ozeanen der Erde vorhanden ist.

„Es ist wirklich bemerkenswert, dass wir Wasserdampf in einer Entfernung von 450 Lichtjahren nicht nur nachweisen, sondern auch detailliert abbilden und räumlich auflösen können“, fügt Mitautor Leonardo Testi, Astronom an der Universität von Bologna, Italien, hinzu. Die „räumlich aufgelösten“ Beobachtungen mit ALMA ermöglichen es den Astronominnen und Astronomen, die Verteilung von Wasser in verschiedenen Regionen der Scheibe zu bestimmen. „An einer so wichtigen Entdeckung in der beispielhaften HL-Tauri-Scheibe mitzuwirken, übertraf meine Erwartungen an meine erste Forschungserfahrung in der Astronomie“, fügt Mathieu Vander Donckt von der Universität Lüttich, Belgien, hinzu, der als Masterstudent an der Studie beteiligt war.

In der Gegend der bekannten Lücke in der HL-Tauri-Scheibe wurde eine beträchtliche Menge an Wasser gefunden. Ring-ähnliche Lücken werden in gas- und staubreichen Scheiben von jungen, planetenähnlichen Körpern geschaffen, die auf ihrer Umlaufbahn Material ansammeln und wachsen. „Unsere jüngsten Bilder zeigen eine beträchtliche Menge an Wasserdampf in einer Reihe von Entfernungen vom Stern, die eine Lücke einschließen, in der sich möglicherweise gerade ein Planet bildet“, sagt Facchini. Dies legt nahe, dass dieser Wasserdampf die chemische Zusammensetzung von Planeten beeinflussen könnte, die sich in diesen Regionen bilden.

Die Beobachtung von Wasser mit einem bodengebundenen Teleskop ist keine leichte Aufgabe, da der reichlich vorhandene Wasserdampf in der Erdatmosphäre die astronomischen Signale abschwächt. ALMA, das von der ESO zusammen mit ihren internationalen Partnern betrieben wird, ist eine Anordnung von Teleskopen in der chilenischen Atacama-Wüste auf etwa 5000 Metern Höhe. Sie wurde speziell in einer hohen und trockenen Umgebung gebaut, um diese Beeinträchtigung zu minimieren und außergewöhnliche Beobachtungsbedingungen zu schaffen. „Bislang ist ALMA die einzige Einrichtung, die Wasser in einer kühlen Planetenscheibe räumlich auflösen kann“, sagt Mitautor Wouter Vlemmings, Professor an der Chalmers University of Technology in Schweden [1].

„Es ist wirklich aufregend, in einem Bild direkt zu beobachten, wie Wassermoleküle aus eisigen Staubpartikeln freigesetzt werden“, sagt Elizabeth Humphreys, Astronomin bei der ESO, die ebenfalls an der Studie beteiligt war. Diese Staubkörner, aus denen sich eine Scheibe zusammensetzt, sind die Keimzelle für die Entstehung von Planeten. Während sie den Stern umkreisen, kollidieren und verklumpen sie zu immer größeren Körpern. Astronomen und Astronominnen zufolge ist es dort kalt genug, damit Wasser auf den Staubpartikeln gefrieren kann, so dass die Partikel besser zusammenkleben – ein idealer Ort für die Planetenbildung. „Unsere Ergebnisse zeigen, wie die Anwesenheit von Wasser die Entwicklung eines Planetensystems beeinflussen kann, so wie es vor etwa 4,5 Milliarden Jahren in unserem eigenen Sonnensystem der Fall war“, fügt Facchini hinzu.

Mit dem Ausbau von ALMA und dem Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, die in den nächsten zehn Jahren verfügbar sein werden, werden die Planetenentstehung und die Rolle, die Wasser dabei spielt, genauer denn je untersucht werden können. Insbesondere METIS, der Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph, wird den Astronomen einen unvergleichlichen Blick auf die inneren Regionen der Planeten bildenden Scheiben ermöglichen, wo Planeten wie die Erde entstehen.

Endnoten
[1] Für die neuen Beobachtungen wurden ALMAs Band-5- und Band-7-Empfänger verwendet. Band 5 und 7 sind europäische Entwicklungen von Chalmers und NOVA (Niederländisches Forschungskolleg für Astronomie) einerseits, und von IRAM (Institut für Radioastronomie bei MIllimeterwellenlängen) andererseits, unter Beteiligung der ESO. Band 5 erweitert ALMA um einen neuen Frequenzbereich, der speziell für die Erkennung und Abbildung von Wasser im lokalen Universum geeignet ist. In dieser Studie beobachtete das Team drei Spektrallinien von Wasser über die beiden Frequenzbereiche des Empfängers, um Gas bei verschiedenen Temperaturen innerhalb der Scheibe abzubilden.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in einer Veröffentlichung mit dem Titel “Resolved ALMA observations of water in the inner astronomical units of the HL Tau disk” vorgestellt, die in Nature Astronomy (doi:10.1038/s41550-024-02207-w) erscheint.

Das Team besteht aus S. Facchini (Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano, Italien), L. Testi (Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna, Italien), E. Humphreys (Europäische Südsternwarte, Deutschland, Joint ALMA Observatory, Chile; Europäische Südsternwarte Vitacura, Chile), M. Vander Donckt (Space sciences, Technologies & Astrophysics Research (STAR) Institute, Universität von Lüttich, Belgien), A. Isella ( Department of Physics and Astronomy, Rice University, USA [Rice]), R. Wrzosek (Rice), A. Baudry (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. de Bordeaux, CNRS, Frankreich), M. D. Gray (National Astronomical Research Institute of Thailand, Thailand), A. M. S. Richards (JBCA, University of Manchester, UK), W. Vlemmings (Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Schweden).

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

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.

Forschungsartikel (Vorabversion mit vorläufigem Titel):
pdf: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2404/eso2404a.pdf

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• Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 8. Januar 2024.

8. Januar 2024 – Ein Forscherteam, dem auch Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) angehören, hat im Zentralbereich einer planetenbildenden Scheibe eines jungen Sterns eine Struktur mit drei Ringen entdeckt. Sie deutet an, dass sich zwischen den Ringen zwei Planeten mit Jupitermasse bilden. Weiterhin wird die Staubzusammensetzung offenbar durch reichlich feste Eisenkörner ergänzt. Folglich enthält die Scheibe Metalle und Mineralien, die denen der terrestrischen Planeten des Sonnensystems ähneln. Sie bietet somit einen Einblick in Bedingungen vergleichbar derer des frühen Sonnensystems vor mehr als vier Milliarden Jahren, als Gesteinsplaneten wie Merkur, Venus und die Erde entstanden.

Die Entstehungsgeschichte der Erde und des Sonnensystems fasziniert die Wissenschaft und die Öffentlichkeit gleichermaßen. Durch die Erforschung der heutigen Eigenschaften unseres Heimatplaneten und anderer Objekte im Sonnensystem haben Forscherinnen und Forscher eine umfassende Vorstellung von den Bedingungen entwickelt, unter denen sie sich aus einer Scheibe aus Staub und Gas entwickelt haben, die die junge Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren umgab.

Drei Ringe, die auf zwei Planeten hindeuten
Mit den atemberaubenden Fortschritten in der Erforschung der Stern- und Planetenentstehung, die sich mit weit entfernten Himmelsobjekten befasst, können wir nun die Bedingungen in der Umgebung junger Sterne untersuchen und sie mit denen vergleichen, die für das frühe Sonnensystem ermittelt wurden. Mit Hilfe des Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der Europäischen Südsternwarte (ESO) hat ein internationales Forscherteam unter der Leitung von József Varga vom Konkoly-Observatorium in Budapest, Ungarn, genau das getan. Sie beobachteten die planetenbildende Scheibe des jungen Sterns HD 144432 in etwa 500 Lichtjahren Entfernung.

Bei der Untersuchung der Staubverteilung in der innersten Region der Scheibe entdeckten wir zum ersten Mal eine komplexe Struktur, bei der sich der Staub in einer solchen Umgebung in drei konzentrischen Ringen anhäuft“, sagt Roy van Boekel. Er ist Wissenschaftler am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg und Mitautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, der in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics erscheint. „Diese Region entspricht der Zone, in der sich die Gesteinsplaneten im Sonnensystem gebildet haben“, fügt van Boekel hinzu. Im Vergleich zum Sonnensystem liegt der erste Ring um HD 144432 innerhalb der Umlaufbahn des Merkurs und der zweite in der Nähe der Marsbahn. Weiterhin befindet sich der dritte Ring ungefähr auf der Umlaufbahn des Jupiters.

Bisher haben Astronominnen und Astronomen solche Anordnungen vorrangig über größere Bereiche hinweg gefunden, die der Zone jenseits der Umlaufbahn des Saturn um die Sonne entsprechen. Ringsysteme in den Scheiben um junge Sterne deuten im Allgemeinen darauf hin, dass sich in den Lücken Planeten bilden, die auf ihrem Weg Staub und Gas aufnehmen. HD 144432 ist jedoch das erste Beispiel für ein solch komplexes Ringsystem nahe an seinem Wirtsstern. Es kommt in einer Zone mit einem hohen Staubanteil vor, dem Baustein von Gesteinsplaneten wie der Erde. Die Forschenden gehen davon aus, dass die Ringe auf das Vorhandensein von zwei Planeten hindeuten, die sich in den Lücken gebildet haben, und schätzen, dass ihre Masse in etwa der des Jupiters entspricht.

Die Bedingungen könnten dem frühen Sonnensystem ähnlich sein
Das Forschungsteam bestimmte die Staubzusammensetzung in der Scheibe bis zu einer Entfernung vom Zentralstern, die dem Abstand des Jupiters von der Sonne entspricht. Was sie dabei gefunden haben, ist den Wissenschaftlern, die die Erde und die Gesteinsplaneten im Sonnensystem untersuchen, sehr vertraut: verschiedene Silikate (Metall-Silizium-Sauerstoff-Verbindungen) und andere Mineralien, die in der Erdkruste und im Erdmantel vorkommen, sowie möglicherweise metallisches Eisen, wie es im Kern des Merkurs und der Erde vorhanden ist. Sollte sich dies bestätigen, wäre diese Studie die erste, die Eisen in einer planetenbildenden Scheibe entdeckt hat.

„Astronomen haben die Beobachtungen von staubigen Scheiben bisher mit einer Mischung aus Kohlenstoff- und Silikatstaub erklärt, Materialien, die wir fast überall im Universum sehen“, erläutert van Boekel. Aus chemischer Sicht ist jedoch eine Mischung aus Eisen und Silikat für die heißen, inneren Scheibenregionen plausibler. Und in der Tat liefert das chemische Modell, das Varga, der Hauptautor des zugrunde liegenden Forschungsartikels, auf die Daten angewandt hat, in diesem Fall bessere Ergebnisse, wenn Eisen anstelle von Kohlenstoff berücksichtigt wird.

Außerdem kann der in der Scheibe von HD 144432 beobachtete Staub am inneren Rand bis zu 1800 Kelvin (ca. 1500 Grad Celsius) heiß sein und weiter draußen bis zu moderaten 300 Kelvin (ca. 25 Grad Celsius). In den heißen Regionen in der Nähe des Sterns schmelzen Mineralien und Eisen und kondensieren erneut zu festen Verbindungen, oft als Kristalle. Die Kohlenstoffkörner wiederum würden die Hitze nicht überleben und stattdessen als Kohlenmonoxid- oder Kohlendioxidgas vorliegen. Dennoch könnte Kohlenstoff ein bedeutender Bestandteil der festen Partikel in der kalten äußeren Scheibe sein, die mit den Beobachtungen im Rahmen dieser Studie nicht aufgespürt werden können.

Eisenreicher und kohlenstoffarmer Staub würde auch gut zu den Bedingungen im Sonnensystem passen. Merkur und die Erde sind eisenreiche Planeten, während die Erde relativ wenig Kohlenstoff enthält. „Wir denken, dass die Scheibe von HD 144432 dem frühen Sonnensystem sehr ähnlich sein könnte, das die heutigen Gesteinsplaneten mit viel Eisen versorgt hat“, sagt van Boekel. „Wir vermuten, dass unsere Studie ein weiteres Beispiel dafür ist, dass die Zusammensetzung unseres Sonnensystems recht typisch zu sein scheint.“

Interferometrie löst winzige Details auf
Diese Ergebnisse waren nur mit außergewöhnlich hochauflösenden Beobachtungen möglich, wie sie das VLTI liefert. Durch die Kombination der vier 8,2-Meter-Teleskope des VLT am Paranal-Observatorium der ESO können sie Details so auflösen, als ob die Astronominnen und Astronomen ein Teleskop mit einem Hauptspiegel von 200 Metern Durchmesser einsetzen würden. Varga, van Boekel und ihre Mitarbeiter sammelten Daten mit drei Instrumenten, um eine breite Wellenlängenabdeckung von 1,6 bis 13 Mikrometern zu erreichen, was infrarotes Licht darstellt.

Das MPIA lieferte wichtige technische Komponenten für zwei Geräte, GRAVITY und das Multi AperTure mid-Infrared SpectroScopic Experiment (MATISSE). Eines der Hauptziele von MATISSE ist die Erforschung der Zonen von Scheiben um junge Sterne, in denen sich Gesteinsplaneten entwickeln können. „Indem wir die inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um Sterne untersuchen, wollen wir den Ursprung der verschiedenen in der Scheibe enthaltenen Mineralien erforschen – Mineralien, die später die festen Bestandteile von Planeten wie der Erde bilden werden“, sagt Thomas Henning, Direktor des MPIA und einer der Projektleiter des MATISSE-Instruments.

Die Erstellung von Bildern mit einem Interferometer, wie wir sie von Einzelteleskopen gewohnt sind, ist jedoch nicht gerade einfach und sehr zeitaufwendig. Eine effizientere Nutzung der kostbaren Beobachtungszeit zur Entschlüsselung der Objektstruktur besteht darin, die kargen Daten mit Modellen von möglichen Konfigurationen zu vergleichen. Im Fall der Scheibe von HD 144432 gibt eine Form aus drei Ringen die Daten am besten wieder.

Wie häufig sind strukturreiche, eisenhaltige, planetenbildende Scheiben?
Neben dem Sonnensystem scheint HD 144432 ein weiteres Beispiel für die Entstehung von Planeten in einer eisenreichen Umgebung zu sein. Die Astronominnen und Astronomen werden sich jedoch nicht darauf beschränken. „Wir haben noch ein paar vielversprechende Kandidaten, die darauf warten, dass das VLTI sie genauer unter die Lupe nimmt“, erklärt van Boekel. Bei früheren Beobachtungen entdeckte das Team eine Reihe von Scheiben um junge Sterne, die auf Konfigurationen hindeuten, die es wert sind, genauer betrachtet zu werden. Mit den neuesten VLTI-Instrumenten werden sie schließlich deren detaillierte Struktur und chemische Zusammensetzung präzise ergründen. Letztendlich können die Forschenden vielleicht sogar klären, ob sich Planeten regelmäßig in eisenreichen Staubscheiben in der Nähe ihrer Muttersterne bilden.

Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell, Ágnes Kóspál (auch HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly-Observatorium, Budapest, Ungarn [Konkoly]; CSFK, MTA Centre of Excellence, Budapest, Ungarn [CSFK]; ELTE Eötvös Loránd Universität, Budapest, Ungarn [ELTE]), Alessio Caratti o Garatti (auch Astronomisches Observatorium der INAF von Capodimonte, Neapel, Italien).

Weitere Autoren sind: J. Varga (Konkoly; CSFK; Sternwarte Leiden, Niederlande [Leiden]), L. B. F. M. Waters (Universität Radboud, Nijmegen, Niederlande; SRON, Leiden, Niederlande), M. Hogerheijde (Leiden; Universität Amsterdam, Niederlande [UVA]), A. Matter (Observatorium Côte d’Azur/CNRS, Nizza, Frankreich [OCA]), B. Lopez (OCA), K. Perraut (Univ. Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Frankreich [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Universität Kiel, Deutschland [UK]), C. Dominik (UVA), P. Abraham (Konkoly; CSFK; ELTE), J.- C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Universität Toulouse, Frankreich), W. C. Danchi (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hofmann (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (UK), E. Kokoulina (Universität Lüttich, Belgien; OCA), L. Labadie (Universität zu Köln, Deutschland), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universität Lissabon und Universität Porto, Portugal), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Frankreich), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez (Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland), P. Woitke (Institut für Weltraumforschung, Österreichische Akademie der Wissenschaften, Graz, Österreich), MATISSE und GRAVITY Collaborations

Originalveröffentlichung
J. Varga, L. B. F. M. Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel et al.
Mid-infrared evidence for iron-rich dust in the multi-ringed inner disk of HD 144432
Astronomy & Astrophysics, 681, A47 (2024)
DOI: dx.doi.org/10.1051/0004-6361/202347535
https://arxiv.org/abs/2401.03437
pdf: https://arxiv.org/pdf/2401.03437

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• Planetenentstehung

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Quelle: ESON 25. Juli 2023.

25. Juli 2023 – Mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO und dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) haben Forschende große Staubklumpen in der Nähe eines jungen Sterns entdeckt, die kollabieren und Riesenplaneten entstehen lassen könnten.

„Diese Entdeckung ist wirklich spannend, denn es ist der erste Nachweis von Materialklumpen um einen jungen Stern, die das Potenzial haben, Riesenplaneten zu beherbergen“, sagt Alice Zurlo, eine an den Beobachtungen beteiligte Forscherin an der Universidad Diego Portales in Chile.

Die Arbeit basiert auf einem faszinierenden Bild, das mit dem Instrument Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (SPHERE) am VLT der ESO aufgenommen wurde und faszinierende Details des Materials um den Stern V960 Mon zeigt. Dieser junge Stern befindet sich in über 5000 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Einhorn und zog die Aufmerksamkeit der Astronomen auf sich, als er im Jahr 2014 plötzlich seine Helligkeit um mehr als das Zwanzigfache erhöhte. SPHERE-Beobachtungen kurz nach dem Beginn dieses Helligkeitsausbruchs zeigten, dass sich das Material, das V960 Mon umkreist. Es sammelt sich in einer Reihe von verschlungenen Spiralarmen, die sich über Entfernungen erstrecken, die größer sind als das gesamte Sonnensystem.

Diese Erkenntnis motivierte Astronominnen und Astronomen, Archivbeobachtungen desselben Systems auszuwerten, die mit ALMA gemacht wurden, an dem die ESO als Partner beteiligt ist. Die VLT-Beobachtungen untersuchen die Oberfläche des staubigen Materials um den Stern, während ALMA tiefer in seine Struktur blicken kann. „Mit ALMA wurde deutlich, dass die Spiralarme auseinanderbrechen, was zur Bildung von Klumpen mit planetenähnlichen Massen führt“, sagt Zurlo.

Astronominnen und Astronomen vermuten, dass Riesenplaneten entweder durch sogenannte „Kernakkretion“ entstehen, wenn Staubkörner zusammentreffen, oder durch „gravitative Instabilität“, wenn sich große Fragmente des Materials um einen Stern zusammenziehen und in sich zusammenfallen. Während Forscher bereits Beweise für das erste dieser beiden Szenarien gefunden haben, gab es für das zweite nur wenige Belege.

„Niemand hat jemals eine echte Beobachtung der Gravitationsinstabilität auf planetarer Ebene gesehen – bis jetzt“, sagt Philipp Weber, ein Forscher an der Universität von Santiago, Chile, der die heute in The Astrophysical Journal Letters veröffentlichte Studie leitete.

„Unsere Gruppe sucht seit über zehn Jahren nach Anzeichen für die Entstehung von Planeten, und wir könnten nicht begeisterter über diese unglaubliche Entdeckung sein“, sagt Sebastián Pérez von der Universität Santiago de Chile.

Die Instrumente der ESO werden den Astronomen dabei helfen, weitere Details dieses fesselnden Planetensystems zu enthüllen, wobei das Extremely Large Telescope (ELT) der ESO eine Schlüsselrolle spielen wird. Das ELT, das derzeit in der chilenischen Atacama-Wüste gebaut wird, wird das System detaillierter als je zuvor beobachten und entscheidende Informationen darüber sammeln können. „Das ELT schafft die Voraussetzungen für die Erforschung der chemischen Vielfalt, die diese Klumpen umgibt, und hilft uns, mehr über die Zusammensetzung des Materials herauszufinden, aus dem sich potenzielle Planeten bilden“, schließt Weber.

Weitere Informationen
Das Team, das sich hinter dieser Arbeit verbirgt, besteht aus jungen Forscherinnen und Forschern von verschiedenen chilenischen Universitäten und Instituten im Rahmen des Forschungszentrums Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS). Es wird von der chilenischen Nationalen Agentur für Forschung und Entwicklung (ANID) und ihrem Millennium Science Initiative Program finanziert. Die beiden verwendeten Anlagen, ALMA und VLT, befinden sich in der chilenischen Atacamawüste.

Die Forschungsergebnisse werden in einem Artikel vorgestellt, der in der Zeitschrift The Astrophysical Journal Letters erscheint (doi: 10.3847/2041-8213/ace186).

Das Team besteht aus P. Weber (Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile, Chile [USACH]; Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons, Chile [YEMS]; Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration, Universidad de Santiago de Chile, Chile [CIRAS]), S. Pérez (USACH; YEMS; CIRAS), A. Zurlo (YEMS; Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales Chile [UDP]; Escuela de Ingeniería Industrial, Universidad Diego Portales, Chile), J. Miley (Joint ALMA Observatory, Chile; National Astronomical Observatory of Japan, Chile), A. Hales (National Radio Astronomy Observatory, USA), L. Cieza (YEMS; UDP), D. Principe (MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, USA), M. Cárcamo (YEMS; CIRAS; USACH, Faculty of Engineering, Computer Engineering Department, Chile), A. Garufi (INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), Á. Kóspál (Konkoly Observatorium, Forschungszentrum für Astronomie und Geowissenschaften, Eötvös Loránd Research Network (ELKH), Ungarn; CSFK, MTA Centre of Excellence, Ungarn; ELTE Eötvös Loránd Universität, Institut für Physik, Ungarn; Max-Planck-Institut für Astronomie, Deutschland), M. Takami (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica, Taiwan, ROC), J. Kastner (School of Physics & Astronomy, Rochester Institute of Technology, USA), Z. Zhu (Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, USA; Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, USA), und J. Williams (Institute for Astronomy, University of Hawai’i at Manoa, USA).

Über ALMA
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ist eine internationale astronomische Einrichtung, die gemeinsam von der ESO, der US-amerikanischen National Science Foundation (NSF) der USA und den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Republik Chile betrieben wird. Getragen wird ALMA von der ESO im Namen ihrer Mitgliedsländer, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC), dem National Science and Technology Council (NSTC) und NINS in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan sowie dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI). Bei Entwicklung, Aufbau und Betrieb ist die ESO federführend für den europäischen Beitrag, das National Radio Astronomy Observatory (NRAO), das seinerseits von Associated Universities, Inc. (AUI) betrieben wird, für den nordamerikanischen Beitrag und das National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) für den ostasiatischen Beitrag. Dem Joint ALMA Observatory (JAO) obliegt die übergreifende Projektleitung für den Aufbau, die Inbetriebnahme und den Beobachtungsbetrieb von ALMA.

Über die ESO
Die Europäische Südsternwarte (ESO) befähigt Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler 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.

Forschungsartikel
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2312/eso2312a.pdf

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Wien 24. Juli 2023.

Wien, 24. Juli 2023 – Die internationale MINDS-Forschungsgruppe hat mit dem Weltraumteleskop James Webb Wasser in der inneren Region einer Scheibe aus Gas und Staub um einen jungen Stern entdeckt. Gewöhnlich bilden sich in dieser Zone erdähnliche Planeten. Erstmals wurde in einer Scheibe dieser Art, die bereits mindestens zwei Planeten beherbergt, auch Wasser entdeckt. Etwaige Gesteinsplaneten, die in der inneren Scheibe entstehen, würden unmittelbar von einem beträchtlichen Wasserreservoir profitieren, was die Chancen auf eine spätere Lebensfreundlichkeit verbessern würde. In der kürzlich in Nature erschienen Studie berichten die Astronom*innen von ihrer Entdeckung, ein Hinweis auf einen Mechanismus, der potenziell lebensfreundliche Planeten während ihrer Entstehung mit Wasser versorgt. Auch Astrophysiker Manuel Güdel von der Universität Wien ist Mitglied der MINDS-Gruppe.

Wasser ist für das Leben auf der Erde unerlässlich. Wie genau das Wasser auf die Erde oder erdähnliche Exoplaneten gelangt ist, wird jedoch unter Astronom*innen noch diskutiert. Die bisher am weitesten verbreitete Erklärung dafür: Wasserhaltige Asteroiden bombardieren die Oberfläche eines jungen Planeten und bringen so das Wasser dorthin. Die neue Entdeckung lässt nun eine andere Erklärung zu: „Wir haben jetzt möglicherweise Beweise dafür gefunden, dass Wasser eines der frühesten Bestandteile von Gesteinsplaneten sein könnte und bereits bei ihrer Geburt vorhanden ist“, sagt Giulia Perotti, Hauptautorin der Studie und Astronomin am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, Deutschland.

Wasser in der inneren Scheibe von PDS 70
Durch Beobachtungen mit MIRI (Mid-InfraRed Instrument) an Bord des James-Webb-Weltraumteleskops (JWST) entdeckten Astronom*innen Wasser in der Nähe des Zentrums der Scheibe um den jungen Stern PDS 70, 370 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Studie zufolge handelt es sich bei dem Wasser um heißen Dampf mit einer Temperatur von glühenden 330 Grad Celsius (600 Kelvin).

„Der erstmalige Nachweis von Wasser in dieser Zone einer planetenbildenden Scheibe ist äußerst spannend, da er damit auch erste Hinweise liefert, dass die Erde in ihrer Entstehungsphase trotz der Anwesenheit der riesigen Gasplaneten Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem wohl nicht vom Wassernachschub abgetrennt war“, erklärt Manuel Güdel. Er ist Mitautor des zugrunde liegenden Artikels, Co-PI (Principal Investigator) von MIRI und Mitglied des Forschungsprogramms MINDS (MIRI Mid-Infrared Disk Survey).

Bislang gibt es noch keine Hinweise auf Planeten in der Nähe des Zentrums der PDS 70-Scheibe. Stattdessen umkreisen zwei Gasriesenplaneten weiter draußen, PDS 70 b und c, den Stern. Bisher wurde angenommen, dass die Riesenplaneten im PDS-70-System, oder ähnlich auch Jupiter und Saturn in der Entstehungsphase unseres Sonnensystems, große Mengen des Scheibenmaterials zu ihrem eigenen Aufbau wegerodieren und damit auch den Wassernachschub von außen in die innere Scheibenzone stoppen.

PDS 70 ist die erste relativ alte Scheibe – etwa 5,4 Millionen Jahre alt – in der Forschende Wasser gefunden haben. Mit der Zeit nimmt der Gas- und Staubgehalt von planetenbildenden Scheiben ab. Entweder entfernen die Strahlung oder der Wind des Zentralsterns Material wie Staub und Gas, oder der Staub wächst zu größeren Objekten heran, die schließlich Planeten bilden. Da frühere Studien kein Wasser in den zentralen Regionen ähnlich entwickelter Scheiben nachweisen konnten, vermuteten die Astronom*innen, dass es die harte Sternstrahlung nicht überleben könnte, was zu trockenen Umgebungen während der Entstehung von Gesteinsplaneten führen würde. Dennoch haben die Astronom*innen nun Wasserdampf in der Scheibe entdeckt.

Woher kommt das Wasser?
Da der Wasserfund für die Forscher*innen eher unerwartet war, stellen sie sich nun die Frage, wie das Wasser in die sternnahen Regionen der Scheibe gekommen sein könnte. Eine Möglichkeit besteht darin, dass das Wasser ein Überbleibsel eines ursprünglich wasserreichen Nebels ist, der dem Scheibenstadium vorausging. Eine weitere Quelle könnte Gas sein, das von den äußeren Rändern der Scheibe von PDS 70 einströmt. Unter bestimmten Umständen können sich Sauerstoff- und Wasserstoffgas verbinden und Wasserdampf bilden.

„Die Wahrheit liegt wahrscheinlich in einer Kombination aus all diesen Möglichkeiten“, sagt Perotti. „Dennoch ist es wahrscheinlich, dass einer dieser Mechanismen eine entscheidende Rolle beim Auffüllen des Wasserreservoirs der PDS 70-Scheibe spielt. In Zukunft wird es darum gehen, herauszufinden, welcher das ist.“

Fest steht jedenfalls, dass ein solches Szenario die Chancen verbessern könnte, Gesteinsplaneten mit reichlich Wasser zu finden, auf denen Leben möglich ist. Die Fortschritte des MINDS-Programms werden schließlich zeigen, ob Wasser in den planetenbildenden Zonen der entwickelten Scheiben um junge Sterne häufig vorkommt oder ob PDS 70 lediglich eine Ausnahme darstellt. Momentan wartet das Team auf eine weitere Reihe von JWST-Beobachtungen, die detaillierte Bilder der inneren Scheibe von PDS 70 liefern werden. Damit will das Team noch genauer feststellen, wie nahe am Stern Wasser vorhanden ist.

„Die JWST-Beobachtung von PDS 70 trägt substantiell zu unserem Verständnis habitabler Planeten bei, also Planeten, auf denen nach unserem Verständnis Leben auf der Oberfläche entstehen und gedeihen kann. Bisher gehen wir davon aus, dass Wasser eine unbedingte Voraussetzung für Leben ist. Dass Wasser schon in der Entstehungsphase erdähnlicher Planeten nahe beim Stern in großen Mengen zur Verfügung steht, eröffnet neue Wege zu belebbaren Planeten“, erklärt Manuel Güdel von der Universität Wien.

Hintergrundinformationen
Das MINDS-Team beobachtete PDS 70 im Rahmen des JWST Guaranteed Time Observation (GTO) Programms 1282, „MIRI EC Protoplanetary and Debris Disks Survey“. Manuel Güdel ist Co-PI des MIRI-Instruments und ist gegenwärtig in dieser Eigenschaft zusätzlich mit dem Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg und mit der ETH Zürich affiliiert.

Originalpublikation:
G. Perotti et al., „Water in the terrestrial planet-forming zone of the PDS 70 disk“, Nature (2023).
DOI: 10.1038/s41586-023-06317-9,
https://www.nature.com/articles/s41586-023-06317-9,
pdf: https://www.nature.com/articles/s41586-023-06317-9.pdf;

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• Exoplaneten

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Wien 6. Mai 2022.

6. Mai 2022 – Ein Forschungsteam unter Beteiligung von Álvaro Hacar vom Institut für Astrophysik der Universität Wien hat mithilfe von ALMA die Massenverteilung von über 870 planetenbildenden Scheiben in der Orion A-Wolke untersucht und überraschende Ähnlichkeiten gefunden: Demnach nimmt die Staubmasse von planetenbildenden Scheiben nur mit ihrem Alter ab, die chemische Zusammensetzung und Dynamik der Ursprungswolke scheint keine Rolle zu spielen. Für die Analyse der beispiellos großen Stichprobe wurde zudem ein neues Verfahren zur Datenreduktion entwickelt.

Die Frage, wie ähnlich andere Planetensysteme unserem Sonnensystem sind, ist eine der spannendsten der heutigen astronomischen Forschung. Eine aktuelle Studie unter Beteiligung von Astrophysiker*innen der Universität Wien zeigt nun, dass sich Planetensysteme überraschend ähnlich entwickeln.

Für die aktuell im Journal Astronomy & Astrophysics veröffentlichte Studie, wurden über 870 planetenbildende Scheiben untersucht. Den Schlüssel bildete dabei die Scheibenmasse: Rund um junge Sterne bilden sich Scheiben aus Staub und Gas, die sich zu Ringen verdichten; mit der Zeit wachsen Felsbrocken und schließlich Planeten, wodurch dann die Masse der Staub-Gas-Wolke abnimmt.

„Bisher wussten wir jedoch nicht genau, welche Eigenschaften die Entwicklung von Planetenscheiben um junge Sterne dominieren“, sagt Hauptautor Sierk van Terwisga, Wissenschafter am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg. Um zu untersuchen, wie dieser Prozess verläuft und wovon er beeinflusst wird, wählte das Astronom*innen-Team die Orion A-Wolke, eine große und bekannte Region mit jungen Sternen, die etwa 1.350 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. „Die statistische Aussagekraft unserer Aufnahmen von 873 Scheiben um junge Sterne war entscheidend, um kleine Variationen in der Scheibenmasse in Abhängigkeit vom Alter und sogar von den lokalen Umgebungen innerhalb der Orion A-Wolke zu erkennen“, erklärt Álvaro Hacar vom Institut für Astrophysik der Universität Wien.

Hohe Korrelation zwischen Scheibenmasse und Alter
Die neuen Ergebnisse zeigen nun, dass die Scheibenmasse stark vom Alter des Systems aus Stern und Scheibe abhängt – zumindest, wenn die Scheiben nicht äußerlich, beispielsweise von sehr heißen Sternen in ihrer Nähe, beeinflusst werden. Mit anderen Eigenschaften der planetenbildenden Scheiben wie deren chemischer Zusammensetzung oder der Dynamik der Ursprungswolke, aus der die jungen Sterne mit ihren Scheiben hervorgegangen sind, fanden sich keine starken Zusammenhänge; hingegen war die Korrelation zwischen Scheibenmasse und Alter überraschend hoch. „Unsere Ergebnisse deuten also darauf hin, dass sich planetenbildende Scheiben ohne externe Einflüsse in ähnlicher Weise entwickeln“, so Hacar.

Die Stichprobe geht auf frühere Beobachtungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop zurück, über das die Scheiben identifiziert werden konnten. Gemessen wurde die Scheibenmasse dann mithilfe des Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA), das sich in der chilenischen Atacama-Wüste befindet. Für die Studie wurde jede Scheibe bei einer Wellenlänge von 1,2 Millimetern angepeilt: „In diesem Spektralbereich wird der kalte Staub sichtbar, nicht jedoch alle Objekte, die größer als ein paar Millimeter sind – vom Felsbrocken bis zum Planeten. Wir haben daher wirklich nur die Masse gemessen, aus dem sich dann Planeten bilden könnten“, erklärt Hacar.

ALMA besteht aus 66 parabolischen Antennen, die wie ein einziges Teleskop funktionieren. Das Kombinieren und die Kalibrierung der Daten hätte bei einem so großen Datensatz nach dem Standardverfahren Monate gedauert. Daher entwickelte das Team auch ein neues Verfahren zur Datenreduktion, das auf parallelem Rechnen beruht und die Verarbeitungsgeschwindigkeit um den Faktor 900 steigerte. Die Berechnung und Aufbereitung der Daten für die Analyse – für die immerhin 3.000 CPU-Stunden zu leisten waren – konnte so in nur einem Tag bewältigt werden.

Hinweise auf verblüffend ähnliche Planetensysteme
Die Ergebnisse aus der Orion A-Wolke wurden von den Astronom*innen auch mit mehreren anderen Sternenentstehungsgebieten verglichen – und bis auf zwei fanden sich auch dort die starken Zusammenhänge zwischen Scheibenmasse und Alter. Die Studie zeige somit, dass „zumindest innerhalb der nächsten etwa 1.000 Lichtjahre alle Gruppierungen von planetenbildenden Scheiben die gleiche Masseverteilung bei einem bestimmten Alter aufweisen“, so Hauptautor van Terwisga. Das Ergebnis könnte sogar ein Hinweis auf die Entstehung von verblüffend ähnlichen Planetensystemen sein.

In einem nächsten Schritt will das Team mögliche Einflüsse von nahen Sternen im Abstand von einigen Lichtjahren untersuchen. „Die beispiellose Größe unseres Samples öffnet ein neues Fenster zur Untersuchung der Entstehung und Entwicklung ganzer Scheibenpopulationen auf Wolkenskalen“, betont Hacar von der Universität Wien.

Originalpublikation:
S.E. van Terwisga et al., „Survey of Orion Disks with ALMA (SODA). I: Cloud-level demographics of 873 protoplanetary disks“, Astronomy & Astrophysics (2022). DOI: arxiv.org/abs/2202.11057
arXiv: https://arxiv.org/abs/2202.11057
pdf: https://arxiv.org/pdf/2202.11057

Zusätzliche Information
Das Team besteht aus S.E. van Terwisga (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland), A. Hacar (Institut für Astrophysik, Universität Wien, Österreich), E.F. van Dishoeck (Leidener Observatorium, Universität Leiden, Niederlande [LObs]; Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching bei München, Deutschland), R. Oonk (SURF, Leiden, Niederlande; LObs; Niederländisches Institut für Radioastronomie (ASTRON), Dwingeloo, Niederlande), und S. Portegies Zwart (LObs).

Das Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) ist eine Partnerschaft zwischen der Europäischen Südsternwarte (ESO), der U.S. National Science Foundation (NSF) und den National Institutes of Natural Sciences (NINS) von Japan in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. ALMA wird von der ESO im Namen ihrer Mitgliedstaaten, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem National Research Council of Canada (NRC) und dem National Science Council of Taiwan (NSC) und vom NINS in Zusammenarbeit mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan und dem Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI) finanziert.

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Wien.

Wien, 17. Dezember 2021 – Nach dem geplanten Start vom Guiana Space Centre am 24. Dezember 2021 hat das James Webb Space Telescope eine Reise von 1,5 Millionen Kilometern vor sich, eine Strecke etwa vier Mal so lang wie die Distanz Erde-Mond. Etwas außerhalb der Erdbahn wird das Teleskop um die Sonne kreisen. Das Teleskop ist nicht etwa in einem Rohr eingeschlossen, sondern fliegt frei durch den Weltraum. Es steht dabei auf einem 21 Meter großen Sonnenschild, das das Teleskop vor direkter Sonneneinstrahlung schützen soll. Schon jetzt wird das Webb als die kosmische Sternwarte der nächsten Generation bezeichnet und löst damit das 1990 gestartete Hubble-Teleskop ab, das einen Spiegeldurchmesser von 2,4 Metern hat. Die Entwicklung und Konstruktion des Weltraumteleskops dauerten über 30 Jahre. Die internationalen Weltraumorganisationen NASA (National Aeronautics and Space Administration), ESA (European Space Agency) und die Canadian Space Agency arbeiteten dabei zusammen.

An Bord hat das Teleskop einige Instrumente wie Kameras und Spektrographen für Beobachtungen und Messungen. Bei der Entwicklung von MIRI (Mid Infrared Instrument), einer abbildenden Kamera und Spektrometer in einem, ist Manuel Güdel, Leiter des Instituts für Astrophysik an der Universität Wien, seit 2003 federführend beteiligt. MIRI kann die Wärmestrahlung von Gas und mikroskopisch kleinem Staub aufnehmen und ist damit das zentrale Instrument, um Moleküle, Chemie und die Zusammensetzung von feinstem Staub im Universum zu untersuchen. Im Fokus dabei steht an der Universität Wien besonders die Erforschung von Exoplaneten und protostellaren Scheiben um junge Sterne, in denen Planeten entstehen. Das Observatorium wird auch andere hochkarätige astrophysikalische Forschungsaktivitäten unterstützen, wir zum Beispiel die Suche nach den ersten Galaxien des Universums.

Suche nach erdähnlichen Atmosphären
„Die Spektrographen von MIRI werden umfassende Spektren von Planetenatmosphären aufnehmen, die in dieser Qualität noch nie aufgezeichnet worden sind“, berichtet Güdel. Auf Grund von sogenannten „Spektrallinien“, die als Abschwächungen an bestimmten Wellenlängen auftreten, kann dieses Teleskop damit die Zusammensetzung der Planetenatmosphären bestimmen, den Schlüssel zum Verständnis der Umgebungsbedingungen auf einem Exoplaneten. Dazu gehört auch die Frage, ob bei erdähnlichen Planeten Atmosphären wie die der Erde oder alternative Atmosphären wie die der Venus gefunden werden.

„Mit umfangreichen Modellrechnungen kann man diese Spektren weiter modellieren und so auch andere physikalische Eigenschaften der Atmosphären bestimmen. Damit trägt Webb in zuvor nicht möglicher Tiefe zur Charakterisierung von Exoplaneten bei“, erklärt Güdel: „Unser Ziel wird es sein, besser zu verstehen, wie es im Universum überhaupt zu lebensfreundlichen Planeten wie der Erde kommen kann“.

Untersuchung der Planetenentstehung
Ein weiterer Untersuchungspunkt sind sogenannte protoplanetare Scheiben, das sind riesige Gasscheiben von der Größe eines ganzen Sonnensystems, die sich während der Entstehung eines Sterns formen und um den Stern kreisen. In diesen Scheiben spielt sich der Aufbau von Molekülen ab, aber auch die gesamte Planetenentstehung vom Staub bis zum erdähnlichen oder jupiterähnlichen Planeten. Die Scheiben verschwinden nach einigen Millionen Jahren wieder und hinterlassen im Idealfall ein ganzes Planetensystem.

„MIRI ist besonders gut geeignet, um die Scheiben chemisch zu untersuchen, aber auch die festen Bestandteile wie mikroskopisch kleinen „Staub“ zu erforschen. Mit entsprechenden Modellen kann man den Aufbau von diesen Scheiben und dadurch ihre Rolle in der Planetenentstehung erforschen“, sagt der Astrophysiker. Die räumliche Auflösung von MIRI erlaubt auch das Studium der Struktur der Scheiben sowie Aussagen über ihre Evolution. Selbst aus den letzten Stadien der Planetensystementstehung wird Webb neue Erkenntnisse gewinnen können: Nachdem die Planeten und Kleinplaneten gewachsen sind, werden noch zahlreiche Kollisionen zwischen ihnen neue Trümmer produzieren. Auch auf diesem Gebiet wird die Forschungsgruppe an der Universität Wien mit bisher unerreichten Webb-Beobachtungen Neuland betreten.

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• JWST – James Webb Space Telescope

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• James Webb Space Telescope (JWST) auf Ariane5 VA256

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Quelle: AIP.

2. Dezember 2021 – Die Masse solcher jungen Riesenplaneten war bisher noch unbekannt. Die nun in der Zeitschrift Nature Astronomy veröffentlichte Studie liefert den ersten Hinweis darauf, dass junge Riesenplaneten ihre endgültige Größe bereits in den ersten Millionen Jahren ihrer Entwicklung erreichen.

Die Studie berichtet über die Messung der Massen von zwei Riesenplaneten, die den jungen sonnenähnlichen Stern V1298 Tau umkreisen, dessen gesamte Lebensdauer etwa 10 Milliarden Jahre beträgt. Sie wurden 2019 anhand von Daten des Kepler-Weltraumteleskops der NASA entdeckt, die die Messung ihrer Größe – etwas kleiner als Jupiter – und ihrer Umlaufzeiten – 24 bzw. 40 Tage für V1298 Tau b und e – ermöglichten.

„Die Charakterisierung von sehr jungen Planeten ist außerordentlich schwierig“, sagt Dr. Alejandro Suárez Mascareño, Erstautor der Studie vom Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). „Die Elternsterne sind sehr aktiv, und bis vor kurzem war es undenkbar, es überhaupt zu versuchen“. Er fügt hinzu: „Nur dank der Kombination von Beobachtungen mit Weltraumteleskopen mit intensiven Radial-Geschwindigkeitsstudien von erdgebundenen Observatorien und dem Einsatz der fortschrittlichsten Analysetechniken war es möglich zu sehen, was in frühen Stadien der Entwicklung von Planetensystemen geschieht“. Für die neuen Messungen der Planetenmassen war es notwendig, die von den Planeten erzeugten Signale von dem fast zehnmal größeren, von der Aktivität des Sterns erzeugten, Signal zu trennen. An dieser Stelle kommt die Spezialisierung von STELLA (STELLar Activity) ins Spiel. „Mit seiner großen Wellenlängenabdeckung von ultravioletter bis infraroter Strahlung bei einer hohen spektralen Auflösung kann STELLA die magnetische Aktivität eines Sterns verfolgen“, ergänzt Prof. Klaus Strassmeier, wissenschaftlicher Direktor des Bereichs Kosmische Magnetfelder am AIP und Projektleiter für STELLA.

Die Studie zeigt, dass die Massen und Radien der Planeten V1298 Tau b und c überraschenderweise denen der Riesenplaneten im Sonnensystem und in anderen alten extrasolaren Planetensystemen ähneln. Die Messungen, die zum ersten Mal für junge Riesenplaneten durchgeführt wurden, ermöglichen es, die derzeitigen Konzepte der Entstehung von Planetensystemen zu überprüfen. „Seit vielen Jahren deuten theoretische Modelle darauf hin, dass Riesenplaneten ihre Entwicklung als größere Körper beginnen und sich dann über Hunderte Millionen oder sogar Milliarden von Jahren zusammenballen“, erklärt Dr. Víctor J. Sánchez Béjar, Forscher am IAC und Mitautor der Arbeit. „Wir wissen jetzt, dass sie in sehr kurzer Zeit eine ähnliche Größe wie die Planeten unseres Sonnensystems erreichen können“, fügt er hinzu.

Die Untersuchung junger Planetensysteme gibt Forschenden Aufschluss darüber, was in den Kinderschuhen unseres Sonnensystems geschah. „Wir wissen immer noch nicht, ob es sich bei V1298 Tau und seinen Planeten um einen Normalfall handelt und ihre Entwicklung derjenigen der meisten Planeten ähnelt, oder ob wir es mit einer Ausnahme zu tun haben. Wenn dies der Normalfall wäre, würde dies bedeuten, dass die Entwicklung von Planeten wie Jupiter und Saturn ganz anders verlief, als wir denken“, kommentiert Dr. Nicolas Lodieu, Forscher am IAC sowie ehemaliger Doktorand am AIP und ebenfalls Mitautor der Studie. Die Ergebnisse tragen somit dazu bei, eine solidere Vorstellung von der frühen Entwicklung von Planetensystemen wie dem unseren zu gewinnen.

Die Massen zu bestimmen, erforderte einen erheblichen Beobachtungsaufwand und die Zusammenarbeit mehrerer Observatorien und Institutionen aus verschiedenen Ländern. Das Team kombinierte Radialgeschwindigkeitsmessungen von verschiedenen Instrumenten wie dem hochauflösenden ultrastabilen Spektrographen HARPS-N am Telescopio Nazionale Galileo (TNG) des Roque de los Muchachos Observatoriums (ORM), dem hochauflösenden Spektrographen CARMENES am Calar Alto Observatorium, dem HERMES-Spektrographen am Mercator-Teleskop, ebenfalls am ORM, und dem SES-Spektrographen der AIP-eigenen STELLA-Teleskope des Teide-Observatoriums. Zusätzlich nutzten die Forschenden Beobachtungen des Las-Cumbres-Observatoriums.

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

Originalveröffentlichung
Rapid contraction of giant planets orbiting the 20 million-years old star V1298 Tau
https://www.nature.com/articles/s41550-021-01533-7

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Bern.

25. November 2021 – Der Stern TRAPPIST-1 ist etwa 40 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt, und er ist viel kleiner und kühler als unsere Sonne. Er wird umkreist von sieben etwa erdgroßen Planeten – die größte Ansammlung solcher Planeten, die jemals außerhalb unseres Sonnensystems gefunden wurde. Sie sind alphabetisch von b bis h benannt, in der Reihenfolge ihrer Entfernung vom Stern. Die Zeit, die die Planeten für einen Umlauf um den Stern benötigen – was einem Jahr auf der Erde entspricht –, beträgt 1,5 Tage für den Planeten b und 19 Tage für den Planeten h. Bemerkenswerterweise stehen die Umlaufzeiten der Planeten in einem nahezu perfekten Verhältnis zueinander, in einer sogenannten resonanten Anordnung, die an harmonische Musiknoten erinnert. So vergehen beispielsweise für acht «Jahre» auf dem Planeten b deren fünf auf Planet c, drei auf Planet d, zwei auf Planet e und so weiter.

Simon Grimm vom Center for Space and Habitability CSH der Universität Bern und Mitglied beim NFS PlanetS ist Co-Autor der Studie, die heute in Nature Astronomy erscheint. Er hat für die Studie die Parameter der Umlaufbahnen der TRAPPIST-1 Planeten und ihr Langzeitverhalten berechnet. Er erklärt: «In der aktuellen Studie haben wir untersucht, welche Einschläge die TRAPPIST-1-Planeten überstanden haben könnten, ohne dass sie aus dem harmonischen Gleichgewicht gebracht worden sind.» An der Studie sind auch Emeline Bolmont und Martin Turbet von der Universität Genf und Caroline Dorn von der Universität Zürich beteiligt.

Schnelle Entstehung der resonanten TRAPPIST-1-Planeten
Planeten entstehen in sogenannten protoplanetaren Scheiben aus Gas und Staub rund um neu entstandene Sterne. Diese Scheiben halten nur einige Millionen Jahre. Computermodelle haben gezeigt, dass resonante Planetenketten wie die von TRAPPIST-1 entstehen, wenn junge Planeten nach ihrer Entstehung näher an ihren Stern heranrücken und sich so resonant anordnen. Gemäß Sean Raymond, Astrophysiker an der Universität Bordeaux und Erstautor der aktuellen Studie, gehen die Forschenden davon aus, dass sich resonante Ketten wie die von TRAPPIST-1 bilden müssen, bevor die protoplanetaren Scheibe verschwindet.

«Die Planeten von TRAPPIST-1 haben sich demnach schnell gebildet, in etwa einem Zehntel der Zeit, die die Erde für ihre Entstehung brauchte», sagt der Co-Autor Andre Izidoro, Astrophysiker an der Rice University. Nachdem sich Gesteinsplaneten gebildet haben, werden sie in der Regel von anderen Himmelskörpern getroffen. «Das nennt man Bombardierung oder späte Akkretion. Wir interessieren uns dafür, weil diese Einschläge eine wichtige Quelle für Wasser und flüchtige Elemente sein können, die Leben auf diesen Planeten begünstigen könnten», erklärt Sean Raymond.

Wenig Bombardement vermutet
Die Entschlüsselung der Einschlagsgeschichte ist bereits bei Planeten in unserem Sonnensystem schwierig. «Bei Planetensystemen, die Lichtjahre entfernt sind, ist es sogar eine scheinbar hoffnungslose Aufgabe, da wegen der großen Entfernung nicht einfach Krater oder sogar Gesteinsproben untersucht werden können», erklärt Simon Grimm. Die Forschenden haben sich deswegen mit der besonderen Bahnkonfiguration der TRAPPIST-1 Planeten befasst.

«Wir können zwar nicht genau sagen, wie viel Material auf einem der TRAPPIST-1 Planeten eingeschlagen ist, aber aufgrund ihrer speziellen Resonanzanordnung können wir eine Obergrenze festlegen», so Sean Raymond. «Wir haben mit Hilfe von Computersimulationen herausgefunden, dass diese Planeten nach ihrer Entstehung nur mit einer sehr geringen Menge an Material bombardiert wurden», erklärt Sean Raymond.

Wenn sich ein Planet früh bildet und zu klein ist, kann er nicht viel Gas aus der Scheibe akkretieren. Ein solcher Planet hat laut den Forschenden auch viel weniger Möglichkeiten, flüchtige Elemente durch späte Bombardierungen zu gewinnen, die für die Entstehung von Leben entscheidend wären. Sollte einer der TRAPPIST-1-Planeten beispielweise viel Wasser enthalten, müsste das Wasser schon früh in den Planeten eingebaut worden sein. Ein möglicher Unterschied zur Entstehung der Erde könnte also darin bestehen, dass die TRAPPIST-1-Planeten von Anfang an eine Wasserstoffatmosphäre hatten. Wie die Forschenden vermuten, könnte dies und auch die geringe Anzahl Einschläge die Entwicklung im Inneren des Planeten, die Ausgasung, den Verlust von flüchtigen Bestandteilen und andere Dinge, die sich auf die Bewohnbarkeit auswirken, stark beeinflusst haben.

Sean Raymond sagt, dass die aktuelle Studie nicht nur Auswirkungen auf die Untersuchung anderer resonanter Planetensysteme hat, sondern auch auf weitaus häufigere Exoplanetensysteme, von denen man annimmt, dass sie als resonante Systeme begonnen haben. «Supererden und Subneptune sind in der Umgebung anderer Sterne sehr häufig, und die vorherrschende Vorstellung ist, dass sie während der Gasscheibenphase nach innen gewandert sind und dann möglicherweise eine späte Phase mit Kollisionen hatten», sagte Raymond. «Aber während dieser frühen Phase, in der sie nach innen wanderten, hatten sie unserer Meinung nach eine Phase, in der sie resonante Kettenstrukturen wie TRAPPIST-1 bildeten.»

Das James Webb Space Telescope der NASA oder das Extremely Large Telescope der ESO werden es in Zukunft ermöglichen, dass die Atmosphären von Exoplaneten direkt beobachtet werden können. «Diese Beobachtungen werden uns weitere Hinweise beispielsweise zur möglichen Bewohnbarkeit von Planeten liefern», wie Simon Grimm sagt.

Das TRAPPIST-1-System
Die ersten beiden bestätigten Planeten im TRAPPIST-1-System wurden 2016 durch das Transiting Planets and Planetesimals Small Telescope (TRAPPIST) in Chile identifiziert. Anschließende Beobachtungen durch Spitzer und bodengebundene Teleskope zeigten, dass das System sieben Planeten hat. Sie wurden mit der Transitmethode gefunden: Forschende können die Planeten nicht direkt sehen (sie sind zu klein und schwach), also suchen sie mit Teleskopen nach Einbrüchen in der Helligkeit des Sterns, die entstehen, wenn die Planeten vor dem Stern vorbeiziehen. Wiederholte Beobachtungen der Helligkeitseinbrüche des Sterns und präzise Messungen der Umlaufzeiten der Planeten ermöglichten den Astronominnen und Astronomen genaue Messungen der Massen und Durchmesser der Planeten, die wiederum zur Berechnung ihrer Dichten verwendet wurden.
Forschende unter der Leitung von Simon Grimm von der Universität Bern, der auch an der aktuellen Studie beteiligt ist, die heute in Nature Astronomy publiziert wurde, lieferten 2018 die bis dahin genaueste Berechnung der Massen der sieben Planeten beim Stern TRAPPIST-1. Eine internationale Studie mit Beteiligung von Forschenden der Universitäten Bern, Genf und Zürich zeigte im Januar 2021 zudem, dass diese Exoplaneten bemerkenswert ähnliche Dichten haben und gab auch Aufschluss über deren Beschaffenheit.

Computerprogramm zur Planetenentstehung
Bei der aktuellen Studie kam das Computerprogramm GENGA zum Einsatz. Dieses wurde von Simon Grimm an der Universität Zürich und der Universität Bern entwickelt, und dient dazu Umlaufbahnen von Planeten und anderen Himmelskörpern möglichst schnell zu berechnen. Zudem kann mit dem Programm die Planetenentstehung simuliert werden. Damit das Programm möglichst schnell laufen kann, benützt es sogenannte Grafikkarten (GPUs), die einen hohen Grad an parallelen Rechenoperationen erlauben und in vielen Supercomputern verwendet werden. GENGA wird von verschiedenen Forschungsgruppen weltweit verwendet, um dynamische Eigenschaften vom Sonnensystem und anderen Planetensystemen zu studieren.

Angaben zur Publikation:
Sean N. Raymond, Andre Izidoro, Emeline Bolmont, Caroline Dorn, Franck Selsis, Martin Turbet, Eric Agol, Patrick Barth, Ludmila Carone, Rajdeep Dasgupta, Michael Gillon, Simon L. Grimm: An upper limit on late accretion and water delivery in the Trappist-1 exoplanet system, 25.11.2021, Nature Astronomy, DOI: 10.1038/s41550-021-01518-6
https://www.nature.com/articles/s41550-021-01518-6

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• Exoplaneten

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

5. November 2021 – Eine Gruppe von Astronominnen und Astronomen unter der Leitung des Max-Planck-Instituts für Astronomie hat einen Mechanismus identifiziert und überprüft, der zum ersten Mal die meisten der Eigenschaften erklärt, die in sich auflösenden planetenbildenden Scheiben um neugeborene Sterne beobachtet werden. Die Hauptbestandteile dieses neuen physikalischen Konzepts sind Röntgenemissionen des Zentralsterns und eine ruhige innere Scheibe, die von der einfallenden Strahlung gut abgeschirmt ist. Dieser Ansatz erklärt die scheinbar widersprüchlichen Merkmale, die in diesen schwindenden Übergangsscheiben beobachtet werden und frühere Modelle nicht in Einklang bringen konnten. Dieses Ergebnis, das heute in der Zeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ veröffentlicht wurde, ist ein großer Schritt zum Verständnis der Entwicklung von staubhaltigen Scheiben zu sauberen Planetensystemen wie unserem Sonnensystem.

Planeten bilden sich in Scheiben aus Gas und Staub. Jede dieser Scheiben hat zuvor bereits einen neuen Stern hervorgebracht, oder vielmehr einen Vorgänger, der sein Kernfusionsfeuer erst noch entfachen muss: einen sogenannten Protostern. Wenn wir jedoch das Sonnensystem betrachten, stellen wir fest, dass der größte Teil dieses Materials längst verschwunden ist. In den letzten Jahren hat die Forschung ein grundlegendes Verständnis dafür erlangt, wie diese zirkumstellaren Scheiben ihre Gas- und Staubreste verlieren. Mit dem Aufkommen leistungsfähiger Teleskope haben Astronominnen und Astronomen diese sich auflösenden Scheiben, die so genannten Übergangsscheiben, sogar identifiziert und untersucht.

Die Erforschung der detaillierten physikalischen Prozesse blieb jedoch recht erfolglos. Die theoretischen Konzepte, die die Forschenden bisher entwickelt haben, konnten jeweils nur einige der beobachteten Eigenschaften wiedergeben. Nun schlägt eine Forschungsgruppe unter Leitung von Astronominnen und Astronomen des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) in Heidelberg ein neues Schema vor, das die meisten Nachteile der bisherigen Ansätze überwindet. „Frühere Modelle konnten nur einen Teil der Beobachtungsergebnisse von Übergangsscheiben reproduzieren“, sagt Matías Gárate, Hauptautor des zugrundeliegenden wissenschaftlichen Artikels und Wissenschaftler am MPIA. „Jetzt können wir jedoch die meisten Eigenschaften erklären, die sich bisher zu widersprechen schienen: eine große Lücke in der Scheibe und eine anhaltende Akkretion von Gas und Staub aus einer langlebigen inneren Scheibe auf den Zentralstern.“

Eigenschaften von Übergangsscheiben scheinen widersprüchlich
Intuitiv ist es schwer zu verstehen, warum fast alle beobachteten Übergangsscheiben mit einer großen Lücke Anzeichen von Akkretion aufweisen. Akkretion ist der Prozess, durch den der Zentralstern mit Gas und Staub aus der zirkumstellaren Scheibe gespeist wird. Bevor sich die Lücke öffnet, füllt Material aus der dickeren äußeren Scheibe die inneren Bereiche auf und unterstützt so den nachfolgenden Transport zum Zentralstern. Das Reservoir ist jedoch begrenzt, so dass der Materiestrom mit der Zeit abnimmt.

Gleichzeitig trifft die Röntgenstrahlung des Sterns auf die Scheibenoberfläche und heizt sie auf. Dadurch entsteht ein Wind, der das nun ionisierte Gas in den freien Raum treibt. Dieser Prozess wird als Photoevaporation (etwa: Verdampfung durch Licht) bezeichnet. Sobald er effizienter ist als der Materiestrom in der Scheibe von außen nach innen, beginnt sich eine Lücke zu öffnen, die die innere Scheibe vom äußeren Reservoir abtrennt. Danach sollte sich die innere Scheibe durch Akkretion sehr schnell entleeren und rasch auflösen. Die Akkretion auf den Stern kommt zum Stillstand.

Eine Totzone kann die Scheibe am Leben erhalten
„Um die Lebensdauer der inneren Scheibe zu verlängern und die Akkretionsaktivität aufrechtzuerhalten, mussten wir einen Mechanismus finden, der die Drift von Gas und Staub nach innen verringert“, erklärt Paola Pinilla, Leiterin der Forschungsgruppe „Genesis of Planets“ am MPIA und Mitautorin der Studie. „Eine Möglichkeit besteht darin, eine allgemein akzeptierte Komponente zirkumstellarer Scheiben mit einzubeziehen: eine so genannte Totzone“, ergänzt Timmy Delage, Doktorand am MPIA und ebenfalls Mitautor des Forschungsartikels.

Eine Totzone ist ein relativ ruhiger, ringförmiger Bereich einer zirkumstellaren Scheibe, in dem die zufällige Gasbewegung im Vergleich zu anderen Scheibenbestandteilen vermindert ist. Infolgedessen wird die Reibung zwischen den einzelnen Teilchen nahezu vernachlässigbar, so dass sie nur schwer ihre Umlaufgeschwindigkeiten verringern können, was ihre Bahnen stabilisiert. Totzonen können entstehen, wenn das Gas nur wenig ionisiert ist und von Magnetfeldern gering beeinflusst wird. Sie können zum Beispiel auftreten, wenn das Gas dicht genug ist, um die tieferen Scheibenschichten vor der Ionisierung durch die auf die Scheibe treffende Strahlung zu schützen.

Simulation des Einflusses von Totzonen
Um zu überprüfen, ob eine solche Totzone die beobachteten Ergebnisse von akkretierenden Übergangsscheiben mit großen Lücken erklären kann, simulierten Matías Gárate und das Team deren zeitliche Entwicklung. Sie konstruierten ein physikalisches Scheibenmodell, wobei sie die Anfangsbedingungen für die Totzone variierten und Röntgenstrahlung einbezogen, um die Photoevaporation zu ermöglichen. „Wir waren begeistert, als wir die Ergebnisse sahen. Eine große Mehrheit der simulierten Übergangsscheiben mit einer Vielzahl von Lückengrößen behielt einen nachweisbaren Akkretionsfluss zum zentralen sonnenähnlichen Stern bei“, berichtet Gárate. Dieses Ergebnis zeigt, dass Totzonen in großer Zahl akkretierende Übergangsscheiben mit großen Lücken erzeugen können.

Sicherlich stellt das Ergebnis einen deutlichen Sprung im Verständnis dessen dar, was Astronominnen und Astronomen mit Teleskopen finden, wenn sie tatsächliche Übergangsscheiben beobachten. Die Untersuchung reicht allerdings offenbar noch nicht aus, um die genauen Zahlen abzubilden. Während durch Beobachtungen etwa 3 % der Übergangsscheiben als nicht-akkretierend eingestuft werden, ergeben die Simulationen mehr als das Zehnfache dieses Anteils. Da die Rechenleistung begrenzt ist, spiegelt das in dieser Studie verwendete Modell nur eine vereinfachte Version der realen Welt wider und umfasst nicht alle möglichen Mechanismen, die in solchen Scheiben auftreten können. Einige von ihnen könnten sogar die Lebensdauer der inneren Scheibe erhöhen. Andererseits ist es gut möglich, dass einige der Schlussfolgerungen aus Beobachtungen überdacht werden müssen, und dass es tatsächlich mehr nicht-akkretierende Scheiben gibt als bisher angenommen.

Visualisierung simulierter Übergangsscheiben
In ihrer Studie untersuchte das vom MPIA geleitete Team die Akkretionstätigkeit, indem es sich auf das Gas konzentrierte. Doch der Staub kann sich ganz anders verhalten. Wenn Astronominnen und Astronomen Bilder von solchen planetenbildenden Scheiben machen, sehen sie oft die Verteilung des Staubs, der bei Millimeterwellenlängen strahlt und häufig die Form von konzentrischen Ringen hat. Daher untersuchte das Team, ob ihre Simulationen auch den Staub realistisch behandeln.

„Um unsere Berechnungen mit hochaufgelösten Bildern von realen Übergangsscheiben zu vergleichen, die wir mit dem ALMA-Interferometer erhalten hatten, haben wir ein synthetisches Bild einer der simulierten Staubscheiben erstellt“, sagt Mitautor Jochen Stadler, Masterstudent am MPIA und an der Universität Heidelberg. Das Ergebnis ist eine verblüffende Bestätigung. Das Bild der computergenerierten Staubverteilung zeigt die für Übergangsscheiben typischen Elemente: eine kleine innere Scheibe und einen äußeren Ring, beide durch eine große Lücke getrennt.

Wie so oft, steckt der Teufel im Detail. Während die Strukturen gut übereinzustimmen scheinen, weichen die Helligkeiten voneinander ab. Die Staubemission der simulierten Übergangsscheiben ist wesentlich schwächer, als man aufgrund von Beobachtungen erwarten würde. Daher besitzen die synthetischen Scheiben wahrscheinlich weniger Staub als die realen Scheiben. Die Autoren haben jedoch eine plausible Lösung für diese Unstimmigkeit. „Wir denken, dass dies eine Folge der Planetenbildung ist, die wir in unseren Modellen nicht berücksichtigt haben“, so Gárate. Studien zeigen häufig, dass neu entstandene Planeten auf ihren Bahnen Lücken in die Scheibe graben. Solche Rillen wirken wie Barrieren für den radial driftenden Staub. Gárate fügt hinzu: „Es ist gut möglich, dass die planetarischen Lücken aufgrund der unzureichenden räumlichen Auflösung in den Beobachtungen nicht sichtbar sind. Wenn sich in der inneren Scheibe Planeten bilden, könnte dies dazu beitragen, dass der Staub nicht zum Zentralstern wandert. Wir werden unsere Modelle entsprechend erweitern und untersuchen, ob wir auch dieses Rätsel lösen können.“

Weitere Informationen
Das Team besteht aus Matías Gárate (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland [MPIA] und Universitätssternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München, Deutschland [LMU]), Timmy N. Delage (MPIA), Jochen Stadler (MPIA), Paola Pinilla (MPIA und Mullard Space Science Laboratory, University College London, Dorking, Vereinigtes Königreich), Til Birnstiel (LMU und Exzellencluster ORIGINS, Garching, Deutschland), Sebastian Markus Stammler (LMU), Giovanni Picogna (LMU), Barbara Ercolano (LMU), Raphael Franz (LMU), und Christian Lenz (MPIA).

Originalveröffentlichung
Matías Gárate, Timmy N. Delage, Jochen Stadler, Paola Pinilla, Til Birnstiel, Sebastian M. Stammler, Giovanni Picogna, Barbara Ercolano, Raphael Franz, Christian Lenz: Large gaps and high accretion rates in photoevaporative transition disks with a dead zone, Astronomy & Astrophysics (2021), arXiv.org.

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• Planetenentstehung
• Sternentwicklung

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Quelle: Universität Bern.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Planetenentstehung

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Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

Seit mehreren Jahren finden Wissenschaftler in den Scheiben um junge sonnenähnliche Sterne ringförmige Strukturen, die auf Planetenbildung hindeuten. Astronomen unter der Leitung von Nicolas Kurtovic vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg haben jetzt ähnliche Signale in Scheiben junger, sehr massearmer Sterne entdeckt, die wesentlich kleiner und weniger massereich sind als ihre Pendants. Obwohl diese Sterne die überwiegende Mehrheit der Sternpopulation ausmachen, beherbergen sie nur 10 % der bisher bekannten Exoplaneten, darunter sowohl terrestrische als auch Jupiter-ähnliche Planeten. Während Theoretiker noch kein zufriedenstellendes Modell ableiten können, das die Entstehung solcher Riesenplaneten in den eher massearmen Scheiben der kleinsten Sterne erklärt, sind die neuen Ergebnisse der Anfang einer systematischen Untersuchung zur Lösung dieses Rätsels.

Astronomen haben bislang etwa 4400 Planeten in mehr als 3200 Planetensystemen um andere Sterne als die Sonne gefunden. Diese Zahlen sind jedoch offensichtlich verfälscht, denn nur etwa 10 % der bekannten Exoplaneten umkreisen so genannten Rote Zwerge, obwohl diese Sterne etwa drei Viertel der Sternenpopulation in der Milchstraße ausmachen. Rote Zwerge sind die masseärmsten, kleinsten und kühlsten Sterne, die wir kennen. Im Vergleich zu den meisten bekannten Sternen, die Planeten beherbergen, leuchten sie extrem schwach, was es sehr schwierig macht, sie abzubilden und zu untersuchen.

Aus den gleichen Gründen wissen Astronomen auch nur wenig über die Prozesse, mit denen in den Scheiben aus Gas und Staub, die sie in jungen Jahren umgeben, Planeten entstehen. Um mehr darüber zu erfahren, hat ein Team um Nicolas Kurtovic, Doktorand am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, Deutschland, nun sechs solcher Scheiben um junge Sterne mit sehr geringer Masse (VLMS; very low-mass stars) in noch nie dagewesener Detailgenauigkeit abgebildet und analysiert. VLMS sind Sterne mit einer Masse von weniger als 20 % der Masse unserer Sonne.

„Trotz der enormen Fortschritte, die im Verständnis der Planetenbildung in den letzten Jahrzehnten erzielt wurden, wissen wir nicht viel darüber, wie die Planeten der häufigsten Sterne entstehen“, betont Kurtovic. Insbesondere die Entdeckung von jupiterähnlichen Planeten in der Umlaufbahn von VLMS wie GJ 3512 (siehe Rubrik „Verwandte Artikel“) ist überraschend und widerspricht dem allgemein akzeptierten Modell der Planetenentstehung. Ihre zirkumstellaren Scheiben, aus denen die Planeten hervorgehen, haben nur vergleichsweise geringe Mengen an Material, was das Entstehen solch massereicher Planeten erschwert.

Die Forscher nutzten das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), eines der leistungsfähigsten Radiointerferometer, das gemeinsam von der Europäischen Südsternwarte (ESO), dem National Radio Astronomy Observatory (NRAO) und dem National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) betrieben wird. Die Astronomen beobachteten die Objekte bei einer Wellenlänge von 0,87 Millimetern, um Staub und Gas mit einer Winkelauflösung von 0,1 Bogensekunden aufzuspüren. Dieser Winkel entspricht der Größe der Pupille eines Menschen in einer Entfernung von etwa 10 Kilometern. Veröffentlichte Daten ergänzen die Untersuchung. Unter Berücksichtigung der optischen Eigenschaften des Teleskops modellierten sie die wahrscheinliche wahre Form der Scheiben.

Die Hälfte der Scheiben, die Kurtovic und seine Kollegen untersuchten, zeigen ringförmige Strukturen aus Staub, die sich zwischen dem 50- und 90-fachen der Entfernung zwischen Sonne und Erde erstrecken (definiert als 1 Astronomische Einheit = 1 AE). Ihre Formen ähneln denen größerer Scheiben massereicherer junger Sterne wie HL Tau, deren Bilder die Astronomen nach wie vor faszinieren. Sie erklären solche Ringe im Allgemeinen mit Riesenplaneten, die während ihres Umlaufs um den Zentralstern Staub und Gas aufsammeln. „Wir untersuchten mehrere alternative physikalische Prozesse, um die Muster zu erklären, wie z.B. die Strahlung von Sternen, die den Staub verdampfen lassen. Dennoch bleibt die Wechselwirkung mit den Planeten auch für unsere VLMS-Stichprobe die plausibelste Erklärung“, sagt Kurtovic. Die Größe der Lücken, die solche Planeten um VLMS herum hinterlassen, würde Planetenmassen ähnlich wie die des Saturn erfordern.

Die Scheiben um die VLMS enthalten sicherlich genug Material, um neugeborene Planeten zu versorgen. Dies ist jedoch nicht die größte Herausforderung. Noch schwieriger ist es, den Staub schnell genug zu verdichten, um Planetenembryos zu bilden, auf denen sich das Gas zu Planeten anreichert. Zeit ist von entscheidender Bedeutung, da sich der Staub allmählich nach innen bewegt und schließlich in der Nähe des Sterns verdampft. Diese radiale Wanderung ist etwa doppelt so schnell wie bei den massereicheren Sternen, sodass den Gesteinsembryos wenig Zeit zum Wachsen bleibt.

„Wir schätzen, dass sich die ringförmigen Strukturen, die wir um die VLMS herum sehen, innerhalb von nur 200.000 Jahren gebildet haben müssen, bevor der Staub zum Zentralgestirn gewandert wäre“, erklärt Dr. Paola Pinilla, ebenfalls vom MPIA. Sie leitet dort eine Forschungsgruppe mit dem Titel “The Genesis of Planets”, zu der auch Kurtovic gehört. Wenn diese Embryonen einmal vorhanden sind, fungieren die Lücken, die sie während des Umlaufs um den Stern graben, als eine Grenze, die nicht überschritten werden kann. In diesem Stadium kann der Planet durch die Anlagerung von Gas und Staub stetig wachsen. Kurtovic und seine Kollegen zeigen, dass die Staubscheiben in viermal so große Gasscheiben eingebettet sind. Anfangs müssen sie beide die gleiche Ausdehnung gehabt haben. Das sagt uns, wie weit der Staub gewandert war, bevor er die aktuelle Position einnahm.

In den verbleibenden drei der sechs beobachteten Scheiben erscheint der Staub auf Größen zwischen 20 und 40 AE stärker zentral konzentriert. Ihnen fehlt eine offensichtliche Struktur, was wahrscheinlich auf die unzureichende Winkelauflösung zurückzuführen ist. „Wir vermuten, dass wir auch im Inneren der kleineren Scheiben Ringe finden werden, sobald wir besser aufgelöste Beobachtungen erhalten“, sagt Kurtovic voraus.

„Diese Pilotstudie war eine Herausforderung, weil die Scheiben von VLMS klein sind und vergleichsweise wenig Material besitzen, was zu schwachen Signalen führt, die sehr schwer zu erkennen sind“, räumt Pinilla ein. Die Untersuchung hat jedoch gezeigt, dass Astronomen bei entsprechender Instrumentierung selbst in den Scheiben der VLMS in die Geburtsstätten der Planeten hineinschauen können. Diese Fähigkeit öffnet eine neue Tür, die die Bemühungen der Theoretiker unterstützt, ein adäquates Modell der Planetenentstehung selbst für die kleinsten Sterne zu entwickeln, die tatsächlich länger leben als jede andere Art von Sternen.

„Wir wissen immer noch nicht, wie verbreitet Planeten um Rote Zwergsterne sind“, räumt Kurtovic ein. „Die Langlebigkeit von Planetensystemen der Roten Zwerge ist jedoch im Hinblick auf ihre Belebtheit und hypothetische Zivilisationen faszinierend“, fügt er hinzu. In diesem Sinne könnten diese schwachen roten Sterne die interessantesten in der Galaxie sein.

Originalveröffentlichung
Nicolas T. Kurtovic, Paola Pinilla, et al.
Size and Structures of Disks around Very Low Mass Stars in the Taurus Star-Forming Region
Astronomy & Astrophysics, 645, A139 (2021)
https://arxiv.org/abs/2012.02225

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• Planetenentstehung

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Quelle: Universität Bayreuth.

Jüngste Erkenntnisse aus astronomischen Beobachtungen protoplanetarer Scheiben und geochemischen Laboranalysen von Meteoriten belegen, dass – anders als bisher angenommen – die Planetenentstehung nur etwa 200.000 Jahre nach der Bildung des jungen Sterns beginnt und in isolierten Regionen des jungen Sonnensystems stattfindet. Die terrestrischen Planeten wie Erde und Mars verdanken dem frühen Beginn ihrer Entstehung eine relativ trockene Zusammensetzung, während die äußeren Planeten wie Jupiter und Saturn, Asteroiden und Kometen während ihrer später einsetzenden Entstehung wesentlich mehr flüchtige Stoffe wie Wasser erhielten.

Astronomische Beobachtungen von planetenbildenden Scheiben haben gezeigt, dass diese Scheiben häufig nur schwache Turbulenzen aufweisen. Unter diesen Bedingungen zeigen die Modelle, dass die Eislinie, an der Wasser von der Gas- in die Eisphase übergeht, im frühen Sonnensystem von innen nach außen wanderte. Hierbei kam es zu einem frühen Bildungsschub von Planetesimalen, den Bausteinen der Planeten, im inneren Sonnensystem und einem weiteren Schub später und weiter außen. Diese zwei Entstehungsepochen erklären den frühen Beginn und das langwierige Ende der Planetenbildung im inneren Sonnensystem und den späteren Beginn und den schnelleren Abschluss der Planetenentstehung des äußeren Sonnensystems. Hierbei sammeln die zwei unterschiedlichen Planetesimalpopulationen nach ihrer jeweiligen Bildung weiterhin Material aus der umgebenden Scheibe und über gegenseitige Kollisionen. Jedoch führen die unterschiedlichen Zeiten der ursprünglichen Entstehung zu unterschiedlicher interner Entwicklung der sich bildenden Protoplaneten.

Prof. Dr. Gregor Golabek vom Bayerischen Geoinstitut an der Universität Bayreuth und Mitautor der Studie erläutert: „Die unterschiedlichen Entstehungszeiträume dieser beiden Planetesimalpopulationen bedeuten, dass sich ihr interner Wärmemotor aus dem radioaktiven Zerfall des kurzlebigen Isotops 26Al deutlich unterschied. Planetesimale des inneren Sonnensystems wurden sehr heiß, entwickelten interne Magma-Ozeane, bildeten schnell Eisenkerne und entgasten ihren anfänglichen flüchtigen Inhalt, was schließlich zu einer trockenen Planetenzusammensetzung führte. Im Vergleich dazu bildeten sich die Planetesimale des äußeren Sonnensystems später und erfuhren daher eine wesentlich geringere innere Erwärmung und somit eine begrenzte Eisenkernbildung und Freisetzung flüchtiger Stoffe. Das früh gebildete und trockene innere Sonnensystem und das später gebildete und wasserreiche äußere Sonnensystem wurden daher schon sehr früh in ihrer Geschichte auf zwei unterschiedliche Evolutionspfade gebracht.“

Neuinterpretation der frühesten Entstehungsepoche des Sonnensystems
Die frühe Aufspaltung der beiden Populationen bietet eine plausible Erklärung für die Zweiteilung des Isotopengehalts von innerem und äußerem Sonnensystem, die in vielen Meteoriten nachgewiesen wurde. Die beiden Planetenpopulationen bildeten sich zu unterschiedlichen Zeiten und in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne, deshalb wurden während der späteren Entwicklung nur unwesentliche Mengen an Material aus dem äußeren Sonnensystem in die inneren terrestrischen Planeten eingebaut und die isotopische Zweiteilung blieb erhalten. Die Modelle zeigen ebenfalls, dass die anwachsenden terrestrischen Planeten während der Existenz der protoplanetaren Scheibe erfolgreich vom ursprünglichen Entstehungsort ihrer Bausteine an der Eislinie an ihre heutigen Positionen im Sonnensystem wandern können.

Das vom Team vorgeschlagene umfassende Entstehungsmodell macht weiterhin die Voraussage, dass einer frühen, durch gegenseitige Kollisionen dominierten Akkretion eine Phase folgt, die von der Akkretion kleinerer Staubkörner, sogenannter „Pebbles“, dominiert wird. „Dies hätte beobachtbare Konsequenzen für heutige Asteroiden und Meteoriten, beides Überbleibsel des frühen Sonnensystems, die wir mittels Raumsonden und Laboruntersuchungen überprüfen können“, so der Wissenschaftler. „Weiterhin könnte die rasche Entstehung der Planetesimale in separaten Reservoiren einige der Ringstrukturen erklären, die in den letzten Jahren mittels Radioteleskopen in protoplanetaren Scheiben um besonders junge Sterne entdeckt wurden. Dies könnte durch weitere astronomische Beobachtungen von protoplanetaren Scheiben, in denen heute neue Planeten entstehen, zukünftig weiter untersucht werden. Die Studie zeigt ebenfalls, dass schon sehr früh feststeht, ob ein zukünftiger Planet wasserreich oder wasserarm sein wird. Dies eröffnet neue Wege, um die Planeten unseres Sonnensystems im Kontext der vielen in der Galaxie entdeckten, möglicherweise sehr wasserreichen, Exoplaneten zu verstehen.“

Prof. Dr. Gregor Golabek vom Bayerischen Geoinstitut an der Universität Bayreuth
Prof. Dr. Gregor Golabek ist Mitautor der Studie. Der Geophysiker arbeitet derzeit hauptsächlich an der frühen thermomechanischen Entwicklung von terrestrischen Planeten. „Die Erforschung der Planetenentstehung und ihrer frühen Evolution ist meiner Meinung nach eine spannende Aufgabe, da Daten und Modelle aus so unterschiedlichen Disziplinen wie Astrophysik, Geochemie und Gesteinsphysik mit computergestützter Geodynamik kombiniert werden können, um ein besseres Verständnis der Prozesse zu erhalten, die das frühe Sonnensystem prägten“, so Golabek. Das Bayerische Geoinstitut an der Universität Bayreuth betreibt experimentelle Hochtemperatur-/Hochdruck-Forschung auf den Gebieten Mineralogie, Petrologie, Geochemie und Geophysik. Untersuchungen zur Struktur, Zusammensetzung und zur Dynamik des Erdinnern mehren unser Verständnis über gesteinsbildende Prozesse.

Diese Forschung wurde mit Mitteln der Simons Collaboration on the Origins of Life, des Schweizerischen Nationalfonds und des Europäischen Forschungsrats unterstützt.

Lesen Sie die vollständige Studie:
„Bifurcation of planetary building blocks during Solar System formation“, Tim Lichtenberg, Joanna Drążkowska, Maria Schönbächler, Gregor J. Golabek, Thomas O. Hands, veröffentlicht am 22. Januar 2021.

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