Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie 6. Juni 2024.

6. Juni 2024 – Die Ergebnisse zeigen die bislang reichhaltigste chemische Zusammensetzung aus Kohlenwasserstoffen in einer protoplanetaren Scheibe, einschließlich des ersten Nachweises von Ethan außerhalb des Sonnensystems und einer relativ geringen Häufigkeit von sauerstoffhaltigen Verbindungen.

Zusammen mit früheren Entdeckungen ergibt sich ein Trend, dass sich die Scheiben um sehr massearme Sterne chemisch von denen um massereichere Sterne wie die Sonne unterscheiden, was sich auf die Atmosphären der dort entstehenden Planeten auswirkt.

Planeten entstehen in Scheiben aus Gas und Staub, die junge Sterne umgeben. Der MIRI Mid-INfrared Disk Survey (MINDS) unter der Leitung von Thomas Henning vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg verfolgt das Ziel, eine repräsentative Stichprobe von Scheiben zu erstellen. Durch die Erforschung ihrer chemischen und physikalischen Eigenschaften mit MIRI (Mid INfrared Instrument) an Bord des Weltraumteleskops James Webb (JWST) stellt die Gruppe eine Verbindung zwischen diesen Scheiben und den Eigenschaften der Planeten her, die sich dort möglicherweise bilden. In einer neuen Studie untersuchte ein Forschungsteam die Umgebung eines sehr massearmen Sterns von 0,11 Sonnenmassen (bekannt als ISO-ChaI 147), dessen Ergebnisse in der Zeitschrift Science veröffentlicht wurden.

JWST ermöglicht neue Einblicke in die chemische Zusammensetzung planetenbildender Scheiben
„Diese Beobachtungen sind von der Erde aus nicht möglich, da die relevanten Gasemissionen durch die Atmosphäre abgeschirmt werden“, erklärt Hauptautorin Aditya Arabhavi von der Universität Groningen in den Niederlanden. „Bisher konnten wir von diesem Objekt nur die Strahlung von Ethin-Molekülen (C₂H₂) nachweisen. Die höhere Empfindlichkeit von JWST und die spektrale Auflösung seiner Instrumente ermöglichten es uns jedoch, schwache Signale von weniger häufig vorkommenden Molekülen zu erkennen.“

Die MINDS-Gruppe fand Gas mit Temperaturen um 300 Kelvin (ca. 30 Grad Celsius), das stark mit kohlenstoffhaltigen Molekülen angereichert ist, aber keine sauerstoffreichen Stoffe enthält. „Das unterscheidet sich grundlegend von der Zusammensetzung, die wir in Scheiben um sonnenähnliche Sterne sehen, wo sauerstoffhaltige Moleküle wie Wasser und Kohlendioxid dominieren“, fügt Inga Kamp von der Universität Groningen hinzu.

Ein eindrucksvolles Beispiel für eine sauerstoffreiche Scheibe ist die von PDS 70, wo das MINDS-Programm kürzlich große Mengen an Wasserdampf gefunden hat. Aus früheren Beobachtungen schließen die Astronominnen und Astronomen, dass sich Scheiben um sehr massearme Sterne anders entwickeln als solche um massereichere Sterne wie die Sonne, was sich möglicherweise auf das Aufspüren von Gesteinsplaneten mit erdähnlichen Eigenschaften auswirkt. Da die Umgebungen in solchen Scheiben die Bedingungen für die Bildung neuer Planeten vorgeben, könnte ein solcher Planet zwar aus Gestein sein, sich aber in anderen Aspekten von der Erde deutlich unterscheiden.

Was bedeutet das für Gesteinsplaneten, die sehr massearme Sterne umkreisen?
Die Menge des Materials und seine Verteilung innerhalb dieser Scheiben begrenzt die Anzahl und Größe der Planeten, die die Scheibe mit dem notwendigen Material versorgen kann. Folglich deuten Beobachtungen darauf hin, dass sich in den Scheiben um sehr massearme Sterne, den häufigsten Sternen im Universum, Gesteinsplaneten mit erdähnlichen Größen effizienter bilden als jupiterähnliche Gasriesen. Daher beherbergen die masseärmsten Sterne bei Weitem die meisten terrestrischen Planeten.

„Die ursprünglichen Atmosphären dieser Planeten werden wahrscheinlich von Kohlenwasserstoffverbindungen dominiert und nicht so sehr von sauerstoffreichen Gasen wie Wasserdampf und Kohlendioxid“, so Thomas Henning. „Wir haben in einer früheren Studie gezeigt, dass der Transport von kohlenstoffreichem Gas in die Zone, in der sich normalerweise Gesteinsplaneten bilden, in diesen Scheiben schneller und effizienter erfolgt als in denen massereicherer Sterne.“

Obwohl es klar zu sein scheint, dass Scheiben um sehr massearme Sterne mehr Kohlenstoff als Sauerstoff enthalten, ist der Mechanismus, der zu diesem Ungleichgewicht führt, noch unbekannt. Die Zusammensetzung der Scheibe ist entweder das Ergebnis einer Anreicherung von Kohlenstoff oder einer Verarmung von Sauerstoff. Wenn der Kohlenstoff angereichert ist, liegt die Ursache wahrscheinlich in festen Partikeln in der Scheibe, deren Kohlenstoff verdampft und in die gasförmige Komponente der Scheibe freigesetzt wird. Die Staubkörner, die ihren ursprünglichen Kohlenstoff verloren haben, bilden schließlich feste Planetenkörper. Diese Planeten wären kohlenstoffarm, genau wie die Erde. Dennoch würde die auf Kohlenstoff basierende Chemie wahrscheinlich zumindest ihre ursprünglichen Atmosphären dominieren, die durch Scheibengas gespeist werden. Daher bieten Sterne mit sehr geringer Masse möglicherweise nicht die besten Voraussetzungen, um erdähnliche Planeten zu finden.

JWST entdeckt eine Fülle von organischen Molekülen
Um die Gase der Scheibe zu identifizieren, nutzte das Team den MIRI-Spektrografen, um die von der Scheibe empfangene Infrarotstrahlung in Signaturen kleiner Wellenlängenbereiche zu zerlegen – ähnlich wie sich das Sonnenlicht in einem Regenbogen aufspaltet. Auf diese Weise arbeitete das Team eine Fülle von Spuren heraus, die einzelnen Molekülen zugeordnet werden können.

Das Ergebnis ist, dass die beobachtete Scheibe die reichhaltigste Kohlenwasserstoffchemie enthält, die bisher in einer protoplanetaren Scheibe beobachtet wurde, bestehend aus 13 kohlenstoffhaltigen Molekülen bis zu Benzol (C₆H₆). Darunter befindet sich auch der erste Nachweis von extrasolarem Ethan (C₂H₆), dem größten vollständig gesättigten Kohlenwasserstoff, der außerhalb des Sonnensystems entdeckt wurde. Außerdem gelang es dem Team, Ethen (C₂H₄), Propin (C₃H₄) und das Methylradikal CH₃ zum ersten Mal in einer protoplanetaren Scheibe nachzuweisen. Dagegen zeigten die Daten keinen Hinweis auf Wasser oder Kohlenmonoxid in der Scheibe.

Den Blick auf Scheiben um sehr massearme Sterne schärfen
Als Nächstes will das Wissenschaftsteam seine Studie auf eine größere Stichprobe solcher Scheiben um sehr massearme Sterne ausweiten, um besser zu verstehen, wie häufig solche exotischen, kohlenstoffreichen Regionen sind, in denen sich terrestrische Planeten bilden. „Durch die Ausweitung unserer Studie werden wir besser verstehen, wie sich diese Moleküle bilden können“, erklärt Thomas Henning. „Zudem finden wir in den Webb-Daten mehrere Merkmale, die wir bislang keinen chemischen Verbindungen zuordnen können. Daher ist zusätzliche Spektroskopie erforderlich, um unsere Beobachtungen vollständig zu verstehen.“

Hintergrundinformationen
Die Studie wurde im Rahmen des ERC Advanced Grant „Origins – From Planet-Forming Disks to Giant Planets“ finanziert (Grant ID: 832428, Forschungsleiter: Thomas Henning, DOI: 10.3030/832428).

Die an dieser Studie beteiligte Forschungsteam des MPIA besteht aus Thomas Henning, Matthias Samland, Giulia Perotti, Jeroen Bouwman, Silvia Scheithauer, Riccardo Franceschi, Jürgen Schreiber und Kamber Schwartz.

Weitere Forschende sind Aditya Arabhavi (Universität Groningen, Niederlande [Groningen]), Inga Kamp (Groningen), Ewine van Dishoeck (Universität Leiden, Niederlande und Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Deutschland), Valentin Christiaens (Universität Lüttich, Belgien) und Agnes Perrin (Laboratoire de Météorologie Dynamique/IPSL CNRS, Palaiseau, Frankreich)

Das MIRI-Konsortium besteht aus den ESA-Mitgliedstaaten Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Irland, den Niederlanden, Spanien, Schweden, der Schweiz und dem Vereinigten Königreich. Die nationalen Wissenschaftsorganisationen finanzieren die Arbeit des Konsortiums – in Deutschland die Max-Planck-Gesellschaft (MPG) und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Die beteiligten deutschen Institutionen sind das Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Universität Köln und die Hensoldt AG in Oberkochen, ehemals Carl Zeiss Optronics.

Das JWST ist das weltweit führende weltraumgestützte wissenschaftliche Observatorium. Es ist ein internationales Programm, das von der NASA gemeinsam mit ihren Partnern, der ESA (Europäische Weltraumorganisation) und der CSA (Kanadische Weltraumorganisation), geleitet wird.

Originalpublikation:
A. M. Arabhavi, I. Kamp, Th. Henning, E. F. van Dishoeck, V. Christiaens, et al. “Abundant hydrocarbons in the disk around a very-low-mass star”, Science (2024)
dx.doi.org/10.1126/science.adi8147
https://www.science.org/doi/10.1126/science.adi8147

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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: Max-Planck-Institut für Astronomie 30. November 2023.

30. November 2023 – Die detaillierten Beobachtungen sind die ersten ihrer Art und wären vor Inbetriebnahme des JWST nicht möglich gewesen. Das Ergebnis ist eine gute Nachricht für erdähnliche Planeten und für Leben im Universum: Solche Planeten können sich offenbar unter vielfältigsten Bedingungen bilden. Die Ergebnisse wurden jetzt in der Fachzeitschrift Astrophysical Journal Letters veröffentlicht.

Astronom*innen haben Wasser- und kohlenstoffhaltige Moleküle in einer Gas- und Staubscheibe um einen jungen sonnenähnlichen Stern gefunden, der sich in einer der unwirtlichsten Regionen unserer Galaxis befindet. Scheiben dieser Art um neu entstehende Sterne sind die Orte, an denen Planeten entstehen. Sie heißen deswegen auch protoplanetare Scheiben. Ein Team von Astronom*innen unter der Leitung von María C. Ramírez-Tannus vom Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) hat mit dem James-Webb-Weltraumteleskop einen Blick in den inneren Bereich einer solchen Scheibe geworfen – denjenigen Teilbereich, in dem sich typischerweise erdähnliche Planeten bilden: Planeten mit einer dünnen Atmosphäre rund um eine Kugel aus Gestein.

Die Scheibe, der die Astronom*innen den Namen XUE-1 gegeben haben, ist der intensiven UV-Strahlung der umliegenden heißen, massereichen Sterne in jener Region ausgesetzt. Doch selbst in dieser rauen Umgebung wurden bei den Beobachtungen sowohl Wasser als auch einfache organische Moleküle nachgewiesen. Ramírez-Tannus sagt: „Dieses Ergebnis ist unerwartet und aufregend! Es zeigt, dass selbst in den unwirtlichsten Umgebungen unserer Galaxie günstige Bedingungen für die Entstehung erdähnlicher Planeten und der Zutaten für Leben vorhanden sind.“

Detailscharfer Blick in eine massereiche Sternentstehungsregion
Die neuen Beobachtungen sind die ersten ihrer Art. Bisherige Detailbeobachtungen von protoplanetaren Scheiben waren auf uns vergleichsweise nahe Sternentstehungsgebiete beschränkt, die allerdings keine massereichen Sterne enthalten. Massereiche Sternentstehungsgebiete sind etwas ganz Anderes: Dort bilden sich zahlreiche Sterne in etwa zeitgleich, darunter auch einige der seltenen, aber extrem leuchtstarken, sehr massereichen Sterne. Während des „goldenen Zeitalters“ der Sternentstehung im Universum, vor rund 10 Milliarden Jahren, fand die meiste Sternentstehung in solchen massereichen Haufen statt. Insgesamt wurden mehr als die Hälfte aller Sterne in unserem Universum – einschließlich unserer eigenen Sonne – in massereichen Sternentstehungsgebieten geboren, zusammen mit ihren Planeten. Bisher war jedoch nichts über die Auswirkungen solch unwirtlichen Umgebungen auf die inneren Regionen von Scheiben bekannt, in denen sich vermutlich terrestrische Planeten bilden werden.

Massereiche Sterne sind zwangsläufig sehr hell und strahlen große Mengen hochenergetischer UV-Strahlung ab. Es war eine offene Frage, ob diese intensive Strahlung die Bildung von Planeten wie der Erde um sonnenähnliche Sterne stören oder sogar weitgehend verhindern würde. Wäre dies der Fall, dann wäre es zwar nicht unmöglich, aber sehr selten, dass in solchen massereichen Sternhaufen erdähnliche Planeten entstehen würden. Eine Reihe von Überlegungen wiesen genau in diese Richtung: Zum Beispiel treibt die UV-Strahlung der massereichen Sterne das Gas in den äußeren Scheibenbereichen auseinander. Das wiederum hemmt das Wachstum von Staubteilchen und ihren Weg in die inneren Scheibenbereiche. Solche Staubteilchen sind nun aber wichtige Bausteine erdähnlicher Planeten (und auch der Kerne von Riesenplaneten wie Jupiter oder Saturn). Auf diese Weise könnte die UV-Strahlung die Chancen für die Entstehung erdähnlicher Planeten deutlich vermindern.

Bisherige Beobachtungen haben nicht ausgereicht, um diese Frage zu beantworten. Im heutigen Universum sind massereiche Sternentstehungsgebiete vergleichsweise selten, und selbst die uns nächstgelegenen sind weit von uns entfernt. Bis vor kurzem gab es daher keine Möglichkeit, kleine Scheiben um sonnenähnliche Sterne hinreichend genau zu beobachten. Die wenigen protoplanetaren Scheiben, die nahe genug waren, dass sie im Detail beobachtet werden konnten, befinden sich sämtlich in ruhigen Sternentstehungsgebieten. Dort fehlt die intensive UV-Strahlung massereicher Sterne; entsprechend lässt sich die Frage nach deren schädlichem Einfluss durch die Beobachtung solcher ruhigen Gebiete gar nicht beantworten.

Mit dem JWST auf den Spuren der inneren Scheibengebiete
Die Inbetriebnahme des JWST änderte die Situation grundlegend. Sobald das Teleskop für wissenschaftliche Beobachtungen verfügbar wurde, bewarben sich Ramírez-Tannus und die XUE-Kollaboration (eXtreme UV environments, deutsch sinngemäß Regionen mit extremem Einfluss von UV-Strahlung) erfolgreich für die Beobachtung des Sternentstehungsgebiets NGC 6357. Mit einer Entfernung von 5500 Lichtjahren von der Erde ist dies eines der nächstgelegenen massereichen Sternentstehungsgebiete. Es ist auch das vielversprechendste Beobachtungsziel für die Beantwortung der Frage nach dem möglichen Einfluss von UV-Strahlung auf die inneren Gebiete der Scheibe: NGC 6357 enthält rund ein Dutzend leuchtkräftiger, massereicher Sterne, die dafür sorgen, dass einige der in der Region sichtbaren planetenbildenden Scheiben während des größten Teils ihrer Existenz intensiver UV-Strahlung ausgesetzt waren. Auch die Vielfalt ist ein wichtiger Faktor: Die Region enthält eine Vielzahl von Scheiben, von denen einige mehr, andere weniger Strahlung ausgesetzt waren und sind. „Wenn intensive Strahlung die Bedingungen für die Planetenbildung in den inneren Regionen protoplanetarer Scheiben erschwert, dann ist NGC 6357 der Ort, an dem wir diesen Effekt sehen sollten“, sagt Arjan Bik von der Universität Stockholm, Co-PI (Co-Principal Investigator, entsprechend einem stellvertretenden Projektleiter) der XUE-Kollaboration und Zweitautor der Studie.

Die Beobachtungsdaten, die in diesem Falle aufgenommen werden, sind sogenannte Spektren, also regenbogenartige Zerlegungen des Lichts, die Schätzungen über das Vorhandensein bestimmter Moleküle in der beobachteten Region ermöglichen. Zu ihrer Überraschung stellten Ramírez-Tannus und ihre Kollegen fest, dass sich zumindest eine der Scheiben in NGC 6357, eben XUE-1, in Bezug auf das Vorhandensein (und die Eigenschaften) von Schlüsselmolekülen in den inneren Scheibenregionen nicht grundlegend von ihren Gegenstücken in massearmen Sternentstehungsgebieten unterscheidet.

Siliziumverbindungen, Wasser und andere Moleküle in unwirtlicher Umgebung
„Wir haben in den innersten Regionen von XUE-1 eine Fülle von Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Cyanwasserstoff und Acetylen gefunden“, sagt Ramírez-Tannus. „Dies liefert wertvolle Hinweise darauf, wie die ursprünglichen Atmosphären der entstehenden erdähnlichen Planeten zusammengesetzt sein dürften.“ Die Forscher fanden auch Silikatstaub in ähnlichen Mengen wie in massearmen Sternentstehungsgebieten. Dies ist das erste Mal, dass solche Moleküle unter solchen extremen Bedingungen nachgewiesen wurden.

Diese Beobachtungen sind eine gute Nachricht für erdähnliche Planeten und für das Leben im Universum allgemein: Offenbar können sich in den inneren Regionen protoplanetarer Scheiben um sonnenähnliche Sterne selbst in den unwirtlichsten Sternentstehungsgebieten in ähnlicher Weise erdähnliche Gesteinsplaneten bilden wie in den ruhigeren, masseärmeren Gebieten. Die entsprechenden Scheibenregionen sind sogar reich an Wasser, einer notwendigen Zutat für Leben, wie wir es kennen. Ob dies insgesamt zu einer großen Anzahl von erdähnlichen Planeten führt, die in solchen Umgebungen entstehen, können die Forscher nicht anhand einer einzigen Scheibe feststellen. Die XUE-Kollaboration geht mit ihren Beobachtungen daher jetzt noch einen Schritt weiter: mit einer JWST-Durchmusterung von 14 weiteren Scheiben in verschiedenen Teilen von NGC 6357, mit der die Forscher*innen der Klärung der Frage nach der Gesamtanzahl erdähnlicher Planeten einen großen Schritt näher kommen dürften.

Hintergrundinformationen
Die beteiligten MPIA-Forscher sind María Claudia Ramírez-Tannus, Thomas Henning, Giulia Perotti, Roy van Boekel und Sierk E. van Terwisga, in Zusammenarbeit mit Arjan Bik (Universität Stockholm), Lars Cuijpers (Radboud Universität), Rens Waters (Radboud Universität und SRON) und weiteren Kollegen.

Originalpublikation
María Claudia Ramirez-Tannus, „XUE. Molecular inventory in the inner region of an extremely irradiated Protoplanetary Disk“, Astrophysical Journal Letters (2023)
https://arxiv.org/abs/2310.11074
pdf: https://arxiv.org/pdf/2310.11074

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• Planetenentstehung

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Quelle: ESON 8. März 2023.

Das Wasser trägt eine chemische Signatur, die die Reise des Wassers von sternbildenden Gaswolken zu Planeten erklärt und die Idee unterstützt, dass das Wasser auf der Erde sogar älter ist als unsere Sonne.

„Wir können jetzt die Ursprünge des Wassers in unserem Sonnensystem bis in die Zeit vor der Entstehung der Sonne zurückverfolgen“, sagt John J. Tobin, Astronom am National Radio Astronomy Observatory, USA, und Hauptautor der heute in Nature veröffentlichten Studie.

Die Entdeckung wurde durch die Untersuchung der Zusammensetzung von Wasser in der planetenbildenden Scheibe V883 Orionis gemacht, die etwa 1300 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Wenn eine Wolke aus Gas und Staub kollabiert, bildet sich in ihrem Zentrum ein Stern. Zusätzlich entsteht aus dem Material der Wolke eine Scheibe um den Stern. Im Laufe von einigen Millionen Jahren verklumpt die Materie in der Scheibe und bildet Kometen, Asteroiden und schließlich Planeten. Tobin und sein Team nutzten ALMA, an dem die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist, um chemische Signaturen des Wassers und dessen Weg von der Sternentstehungswolke zu den Planeten zu messen.

Wasser besteht normalerweise aus einem Sauerstoffatom und zwei Wasserstoffatomen. Tobins Team untersuchte eine etwas schwerere Version von Wasser, bei der eines der Wasserstoffatome durch Deuterium – ein schweres Isotop des Wasserstoffs – ersetzt ist. Da sich einfaches und schweres Wasser unter unterschiedlichen Bedingungen bilden, kann ihr Verhältnis dazu genutzt werden, um festzustellen, wann und wo das Wasser entstanden ist. So hat sich beispielsweise gezeigt, dass dieses Verhältnis in einigen Kometen des Sonnensystems dem des Wassers auf der Erde ähnelt, was darauf hindeutet, dass Kometen Wasser auf die Erde gebracht haben könnten.

Die Reise des Wassers von Wolken zu jungen Sternen und später von Kometen zu Planeten wurde bereits beobachtet, aber bisher fehlte die Verbindung zwischen den jungen Sternen und den Kometen. „V883 Orionis ist in diesem Fall das fehlende Glied“, sagt Tobin. „Die Zusammensetzung des Wassers in der Scheibe ist der von Kometen in unserem eigenen Sonnensystem sehr ähnlich. Dies bestätigt die Idee, dass das Wasser in Planetensystemen vor Milliarden von Jahren vor der Sonne im interstellaren Raum entstanden ist und sowohl von Kometen als auch von der Erde relativ unverändert übernommen wurde.“

Doch die Beobachtung des Wassers erwies sich als schwierig. „Das meiste Wasser in planetenbildenden Scheiben ist als Eis gefroren, so dass es uns normalerweise verborgen bleibt“, sagt Mitautorin Margot Leemker, Doktorandin am Observatorium Leiden in den Niederlanden. Gasförmiges Wasser kann dank der Strahlung, die von den Molekülen bei ihren Drehungen und Schwingungen ausgesandt wird, nachgewiesen werden, aber mit gefrorenem Wasser ist es komplizierter, da die Bewegung der Moleküle stärker behindert wird. Gasförmiges Wasser findet sich in der Nähe des Sterns, in der Mitte der Scheiben, wo es wärmer ist. Diese nahen gelegenen Regionen werden jedoch von der Staubscheibe selbst verdeckt und sind außerdem zu klein, um mit unseren Teleskopen erfasst zu werden.

Glücklicherweise wurde in einer kürzlich durchgeführten Studie nachgewiesen, dass die Scheibe von V883 Orionis ungewöhnlich heiß ist. Ein dramatischer Energieausbruch des Sterns heizt die Scheibe „auf eine Temperatur auf, bei der das Wasser nicht mehr in Form von Eis, sondern als Gas vorliegt, so dass wir es nachweisen können“, sagt Tobin.

Dazu nutze das Team ALMA, eine Anordnung von Radioteleskopen im Norden Chiles. Dank der Empfindlichkeit und der Fähigkeit, kleine Details zu erkennen, konnten sie sowohl das Wasser aufspüren und seine Zusammensetzung bestimmen als auch seine Verteilung innerhalb der Scheibe kartieren. Die Beobachtungen ergaben, dass diese Scheibe mindestens 1200 Mal so viel Wasser enthält wie alle Ozeane der Erde.

In Zukunft wollen sie das kommende Extremely Large Telescope der ESO und dessen Instrument der ersten Generation, METIS, nutzen. Dieses Instrument für den mittleren Infrarotbereich wird den gasförmigen Teil des Wassers in solchen Scheiben auflösen können, um so den Weg des Wassers von den Sternentstehungswolken bis hin zum Sonnensystem besser zu verstehen. „Dies wird uns einen viel umfassenderen Blick auf das Eis und das Gas in Planeten bildenden Scheiben ermöglichen“, so Leemker abschließend.

Weitere Informationen
Diese Forschungsarbeit wurde in dem Artikel „Deuterium-enriched water ties planet-forming disks to comets and protostars“ vorgestellt, der in Nature erscheint (doi: 10.1038/s41586-022-05676-z).

Das Team besteht aus John J. Tobin (National Radio Astronomy Observatory, USA), Merel L. R. van’t Hoff (Department of Astronomy, University of Michigan, USA), Margot Leemker (Leiden Observatorium, Universität Leiden, Niederlande [Leiden]) , Ewine F. van Dishoeck (Leiden), Teresa Paneque-Carreño (Leiden; Europäische Südsternwarte, Deutschland), Kenji Furuya (Nationales Astronomisches Observatorium von Japan, Japan), Daniel Harsono (Institut für Astronomie, Nationale Tsing Hua Universität, Taiwan), Magnus V. Persson (Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory, Schweden), L. Ilsedore Cleeves (Department of Astronomy, University of Virginia, USA), Patrick D. Sheehan (Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astronomy, Northwestern University, USA) und Lucas Cieza (Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería, Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons, Universidad Diego Portales, Chile).

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 zwei Durchmusterungsteleskope, VISTA, das im Infraroten arbeitet, und das VLT Survey Telescope für sichtbares Licht. 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.

Forschungsarbeit
https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2302/eso2302a.pdf

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• ESO-Projekt *ALMA*

Der Beitrag Astronom*innen finden das fehlende Bindeglied für Wasser im Sonnensystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Quelle: AIP.

17. März 2022. Wenn junge Sterne geboren werden, sind sie oft von einer Wolke aus Gas und Staub umgeben, die zu einer Scheibe abflacht, in der Planeten entstehen können. Das bewilligte Forschungsprojekt konzentriert sich auf den Aufbau und die frühe Entwicklung dieser protoplanetaren Gasscheiben. Eine der zentralen Fragen dabei ist, welche Rolle das Umfeld der Gasscheiben spielt. „Planetenbildung erfolgt bildlich gesprochen innerhalb eines Wimpernschlags nach der Sternentstehung. Wir wollen verstehen, welche festen Bestandteile der Scheibe von ihrer direkten interstellaren Umgebung stammen oder dort gewachsen sind“, erklärt Oliver Gressel, der am AIP die Abteilung Magnetohydrodynamik und Turbulenz leitet. „Wir haben das ehrgeizige Ziel, realistische Simulationen der Entstehung und frühen Entwicklung von protoplanetaren Scheiben zu erstellen und zu verstehen.“ Mit den Mitteln des Consolidator Grants werden Stellen für Promovierende und PostDocs zur Forschung am Thema finanziert, ebenso sollen die Computercluster am Institut erweitert werden – diese sind für die rechenintensiven Simulationen unabdingbar.

Oliver Gressel leitet seit 2021 die Abteilung Magnetohydrodynamik und Turbulenz am AIP. Nach seinem Physikstudium in Tübingen war er bereits für drei Jahre Doktorand am AIP und promovierte an der Universität Potsdam. Es folgten Forschungsaufenthalte in London und Stockholm sowie eine Assistenzprofessur am Niels-Bohr-Institut in Kopenhagen. Im Jahr 2015 erhielt er für seine Leistungen den Johann-Wempe-Preis. Im Jahr 2018 kehrte er mit einem ERC Starting Grant ans AIP zurück.

Der Europäische Forschungsrat (ERC) ist eine von der EU-Kommission eingerichtete Institution zur Förderung grundlagenorientierter Forschung. Zwei Prinzipien zeichnen das Förderverfahren aus: Exzellenz als das alleinige Förderkriterium und ein unabhängiges und transparentes Auswahlverfahren. Der ERC vergibt jährlich ERC Consolidator Grants an exzellente Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler im Zeitraum von sieben bis zwölf Jahren nach der Promotion.

Weitere Informationen

Pressemitteilung ERC

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.

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• Planetenentstehung

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Quelle: eso2205de — Pressemitteilung Wissenschaft

8. März 2022. „Anhand dieser Ergebnisse können wir mehr über den Ursprung des Lebens auf unserem Planeten erfahren und somit eine bessere Vorstellung von dem Potenzial für Leben in anderen Planetensystemen bekommen. Wir finden es sehr aufregend zu erfahren, wie diese Ergebnisse in das Gesamtbild passen“, sagt Nashanty Brunken, Masterstudentin am Observatorium Leiden, das zur Universität Leiden gehört, und Hauptautorin der Studie, die heute in Astronomy & Astrophysics veröffentlicht wurde.

Dimethylether ist ein organisches Molekül, das häufig in Sternentstehungswolken vorkommt, aber noch nie in einer Planetenscheibe gefunden wurde. Zusätzlich entdeckte die Forschungsgruppe möglicherweise Methylformiat, ein komplexes Molekül, das Dimethylether ähnelt und ebenfalls ein Baustein für noch größere organische Moleküle ist.

„Es ist wirklich faszinierend, endlich diese größeren Moleküle in Scheiben aufzuspüren. Eine Zeit lang dachten wir, es sei nicht möglich, sie zu entdecken“, sagt Co-Autorin Alice Booth, ebenfalls Forscherin am Observatorium Leiden.

Die Moleküle wurden in der Planeten bildenden Scheibe um den jungen Stern IRS 48 (auch Oph-IRS 48 genannt) mit Hilfe von ALMA gefunden, einem Observatorium, an dem auch die Europäische Südsternwarte (ESO) beteiligt ist. IRS 48, der 444 Lichtjahre entfernt im Sternbild Ophiuchus liegt, war Gegenstand zahlreicher Studien, weil seine Scheibe eine asymmetrische, Cashewkern-förmige „Staubfalle“ enthält. Diese Region, die wahrscheinlich durch einen neu geborenen Planeten oder einen kleinen Begleitstern zwischen dem Stern und der Staubfalle entstanden ist, beherbergt eine große Anzahl millimetergroßer Staubkörner, die sich zusammenschließen und zu kilometergroßen Objekten wie Kometen, Asteroiden und möglicherweise sogar Planeten werden können.

Es wird angenommen, dass viele komplexe organische Moleküle, wie Dimethylether, in Sternentstehungswolken entstehen, noch bevor die Sterne selbst geboren werden. In diesen kalten Umgebungen bleiben Atome und einfache Moleküle wie Kohlenmonoxid an Staubkörnern haften, bilden eine Eisschicht und führen chemische Reaktionen durch, die zu komplexeren Molekülen führen. So haben Forschende vor kurzem entdeckt, dass die Staubfalle in der IRS 48-Scheibe auch ein Eisreservoir ist, in dem sich Staubkörner befinden, die mit diesem an komplexen Molekülen reichen Eis bedeckt sind. In dieser Region der Scheibe hat ALMA nun Spuren des Dimethylether-Moleküls entdeckt: Wenn die Erwärmung durch IRS 48 das Eis zu Gas sublimiert, werden die eingeschlossenen Moleküle, die aus den kalten Wolken stammen, freigesetzt und können nachgewiesen werden.

„Was das Ganze noch spannender macht, ist die Tatsache, dass wir jetzt wissen, dass diese größeren, komplexen Moleküle während der Entstehung von Planeten in der Scheibe vorliegen“, erklärt Booth. „Das war vorher nicht bekannt, denn in den meisten Systemen sind diese Moleküle im Eis verborgen.“

Die Entdeckung von Dimethylether deutet darauf hin, dass viele andere komplexe Moleküle, die üblicherweise in Sternentstehungsgebieten nachgewiesen werden, auch auf eisigen Strukturen in Planeten bildenden Scheiben lauern könnten. Diese Moleküle sind die Vorläufer präbiotischer Moleküle wie Aminosäuren und Zucker, die zu den Grundbausteinen des Lebens gehören.

Durch die Untersuchung ihrer Entstehung und Entwicklung können Wissenschaftler und Wissenschaftlerinnen daher besser verstehen, wie präbiotische Moleküle auf Planeten, einschließlich unseres eigenen, landen. „Wir freuen uns sehr, dass wir nun beginnen können, die gesamte Reise dieser komplexen Moleküle von den Wolken, aus denen Sterne entstehen, zu den Planeten bildenden Scheiben bis hin zu den Kometen nachzuvollziehen. Wir hoffen, dass wir mit weiteren Beobachtungen dem Verständnis des Ursprungs der präbiotischen Moleküle in unserem eigenen Sonnensystem einen Schritt näher kommen“, sagt Nienke van der Marel, eine Forscherin des Observatoriums Leiden, die ebenfalls an der Studie beteiligt war.

Künftige Untersuchungen von IRS 48 mit dem Extremely Large Telescope (ELT) der ESO, das derzeit in Chile gebaut wird und noch in diesem Jahrzehnt in Betrieb gehen soll, werden es dem Team ermöglichen, die Chemie der innersten Regionen der Scheibe zu untersuchen, wo sich möglicherweise Planeten wie die Erde bilden.

ESO-Links:
Forschungsartikel
Fotos von ALMA
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• ESO-Projekt *ALMA*

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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: 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

Der Beitrag MPIA: Wie räumt man planetare Kinderzimmer auf? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Christian Klempsmann. Quelle: ScienceDaily.

Wie in der Ausgabe des Astrophysical Journals vom 20.08.14 veröffentlicht, hat ein Wissenschaftsteam des US Naval Reasearch Laboratorys (NRL) um Dr. John Carr Hinweise auf einen jungen Planeten gefunden, der den Stern HD100546 in einer Entfernung von 335 Lichtjahren von der Erde umkreist. Carr und die anderen Mitglieder seines Teams studierten dabei eine protoplanetare Scheibe mit Hilfe der Spectro-Astrometrie, einer Untersuchungsmethode, die es den Astronomen erlaubt, kleine Veränderungen in den Bewegungen von Gasansammlungen zu erkennen. Bei einer protoplanteren Scheibe handelt es sich um eine sehr große Ansammlung von Materie, aus der sich Planeten in einem neuen Sonnensystem entwickeln.

Während dieser Untersuchungen stießen die Wissenschaftler auf eine zusätzliche Kohlenmonoxid-Quelle, die nicht alleine mit der Materieansammlung zu erklären war. Im Laufe von mehreren Jahren konnten sie aber nachweisen, dass sich diese Kohlenmonoxid-Emissionen um den jungen Stern HD100546 herum bewegten. Die Abstand zum Stern beträgt ungefähr die Entfernung Sonne – Saturn.

Dr. Sean Brittain, Astrophysiker an der Clemson Universität, gelang es, ausgehend von den Daten des NRL, ein Modell zu entwickeln, dass deutlich machte, dass sich eine kleinere protoplanetare Scheibe um einen neu entstandenen Planeten dreht, die diesen noch immer mit zusätzlicher Materie versorgt. Ausgehend von den Messungen erwarten die beteiligten Wissenschaftler, dass der Planet letztendlich eine Masse haben wird, die dreimal größer ist als die des Saturn.

Die bisherigen Erkenntnisse basieren auf Beobachtungen aus den Jahren 2003, 2006, 2010 und 2013 mit Hilfe des Very Large Teleskops (VLT) und des Gemini-Observatory des European Southern Observatory in Chile. Sollten die Berechungen des Team stimmen, wird die Materieansammlung um den neuen Planeten, der direkt nicht beobachtet werden kann, noch für ca. 2 Jahre zu sehen sein. Aufgrund der Rotation wird sie sich danach für ca. 15 Jahre hinter der zentralen protoplanetaren Scheibe verbergen.

Sollten die Berechungen des Team stimmen, wird die Materieansammlung um den neuen Planeten, der direkt nicht beobachtet werden kann, noch für ca. 2 Jahre zu sehen sein. Aufgrund der Rotation wird sie sich danach für ca. 15 Jahre hinter der zentralen protoplanetaren Scheibe verbergen.

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

Was den Ägyptologen ihr Stein von Rosette und den Genetikern ihre Fruchtfliegen, das ist für Astronomen, welche sich mit der Entstehung von Planetensystemen befassen, der im Sternbild Wasserschlange (lateinischer Name „Hydra“) gelegene Stern TW Hydrae: Ein besonders gut zugängliches Schlüsselobjekt, dessen eingehende Untersuchung die Forschungsgrundlagen für ein ganzen Fachgebiet legen kann. Dieser lediglich 176 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt befindliche Vertreter der T-Tauri-Sterne verfügt über ein noch sehr junges Alter von etwa drei bis zehn Millionen Jahren und ist von einer sogenannten protoplanetaren Scheibe umgeben.

In dieser flachen, ringförmig verlaufenden Scheibe verbinden sich die darin enthaltenen Partikel aus Staub und Eis zu immer größeren Objekten, aus denen letztendlich ganze Planeten hervorgehen werden. Auf diese Weise ist vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren auch unser Sonnensystem entstanden. Allgemein wird davon ausgegangen, dass das angehende Planetensystem von TW Hydrae ähnliche Eigenschaften aufweist wie unser eigenes Sonnensystem in einem Alter von nur wenigen Millionen Jahren.

Astronomen ist es jetzt erstmals gelungen, eine der sogenannten „Schneegrenzen“ im Inneren der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae zu ermitteln. Für ihre Untersuchungen verwendeten die beteiligten Wissenschaftler das erst kürzlich offiziell in Betrieb gestellte, in den chilenischen Anden befindliche Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (kurz „ALMA“).

Die Schneegrenze
Auf der Erde wird mit der Schneegrenze eine Höhengrenze bezeichnet, oberhalb derer die Luftfeuchtigkeit aufgrund von niedrigen Umgebungstemperaturen in Schnee umgewandelt wird. Speziell an Berghängen ist diese Schneegrenze in den Bereichen, wo die schneebedeckten Berggipfel in nacktes Gestein übergehen, auf Satelliten- oder Luftaufnahmen deutlich erkennbar. In der Astronomie wird mit der Schneegrenze dagegen der Bereich einer protoplanetaren Scheibe bezeichnet, ab dem sich erdähnliche Planeten oder Gasriesen um einen jungen Stern bilden können.

Im inneren Bereich einer protoplanetaren Scheibe sind die Temperaturen so hoch, dass die dort vorhandenen Stoffe lediglich im gasförmigen Zustand existent sind. Mit zunehmendem Abstand zum Stern und den damit verbundenen immer weiter abfallenden Temperaturen frieren diese Materialien jedoch aus. Aufgrund der unterschiedlichen Schmelztemperaturen der verschiedenen Stoffe finden sich dabei mehrere Schneegrenzen bei unterschiedlichen Abständen vom Stern. Zunächst friert dabei das Wasser aus und bildet eine erste Schneegrenze. Noch weiter vom Stern entfernt frieren bei noch niedrigeren Temperaturen weitere Stoffe wie Kohlenstoffdioxid, Methan und Kohlenstoffmonoxid aus und werden ebenfalls zu „Schnee“.

In diesem „festen Zustand“ lagern sich diese ausgefrorenen Stoffe an den ebenfalls in der protoplanetaren Scheibe vorhandenen Staubpartikeln ab und umschließen diese mit einer Art klebriger Hülle. Hierdurch wird verhindert, dass die Staubkörner bei Kollisionen mit anderen festen Partikeln wieder auseinanderbrechen. Stattdessen gewinnen die Staubkörner bei den Kollisionen mit anderen Partikeln immer weiter an Masse und werden so schließlich zu den Grundbausteinen von Planeten und Kometen. Die gefrorenen Gaspartikel vergrößern zusätzlich den Anteil der festen Materie in der protoplanetaren Scheibe und könnten dadurch den Prozess der Planetenentstehung beschleunigen.

Jede einzelne dieser Schneegrenzen – für Wasser, Kohlenstoffdioxid, Methan und Kohlenmonoxid – könnte mit der Entstehung bestimmter Planetentypen in Zusammenhang stehen. Gesteinsplaneten bilden sich so zum Beispiel nach den gängigen Modellen der Planetenentstehung im Bereich der Wasser-Schneegrenze, welche sich noch relativ nahe am Zentralstern befindet. Auf der anderen Seite entstehen Gasplaneten lediglich jenseits der weiter außen gelegenen Kohlenstoffmonoxid-Schneegrenze. Um einen sonnenähnlichen Stern, welcher über ein Planetensystem wie dem unsrigen verfügt, würde die Wasser-Schneegrenze dem Bereich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter entsprechen, während die Kohlenstoffmonoxid-Schneegrenze etwa bei der Umlaufbahn des Planeten Neptun liegen würde.

Die Schneegrenze bei TW Hydrae
Astronomen ist es jetzt erstmals gelungen, mit dem Radioteleskop ALMA, welches besonders gut für den Nachweis der Strahlung von Molekülen bei niedriger Umgebungstemperaturen geeignet ist, die Kohlenstoffmonoxid-Schneegrenze um den Stern TW Hydrae zu identifizieren. Bis zu den neuen Beobachtungen war es nicht möglich, die exakte Position und Ausdehnung der Schneegrenze zu bestimmen, da der Beginn dieser Übergangszone nur einem relativ schmalen Bereich im Inneren der protoplanetaren Scheibe einnimmt.

Bei den Beobachtungen wandte das Astronomenteam einen Trick an. Anstatt direkt nach dem Schnee Ausschau zu halten, welcher nicht direkt beobachtet werden kann, suchten die Wissenschaftler nach einem Molekül namens Diazenyl.

Diazenyl-Ionen weisen zwei Eigenschaften auf, durch welche sie sich für solche Untersuchungen anbieten. Zum einen „strahlen“ sie im Millimeterbereich des elektromagnetischen Spektrums und lassen sich deshalb mit ALMA hervorragend detektieren. Zum anderen reagiert Diazenyl sehr leicht mit gasförmigen Kohlenstoffmonoxid und wird dabei von diesem vollständig zerstört. In nachweisbaren Mengen ist Diazenyl deshalb nur in einem Bereich der protoplanetaren Scheibe aufzufinden, wo das Kohlenstoffmonoxid bereits zu Schnee ausgefroren ist und das Diazenyl daher nicht zerstört werden kann. Auf diese Weise wird der Nachweis von Diazenyl zu einem Schlüssel für den indirekten Nachweis von Kohlenstoffmonoxid-Schnee.

Die einzigartige Empfindlichkeit und das Auflösungsvermögen von ALMA ermöglichten es den Astronomen, das Vorhandensein und die Verteilung von Diazenyl in der Umgebung von TW Hydrae im Detail zu untersuchen.

„Auf diese Weise haben wir gewissermaßen ein Fotonegativ des Kohlenmonoxid-Schnees in der Scheibe um TW Hydrae erhalten“, so Karin Oberg von der Harvard University, eine der an der Studie beteiligten Wissenschaftlerinnen. Dabei sind die Astronomen auf eine scharfe Grenze für den Übergang zwischen gasförmigem und gefrorenem Kohlenmonoxid bei einem Abstand von etwa 30 Astronomischen Einheiten vom Stern gestoßen.

„Dank ALMA haben wir jetzt das erste echte Bild einer Schneegrenze um einen jungen Stern. Das verrät uns zugleich auch einiges über die erste Phase der Entstehungsgeschichte unseres eigenen Sonnensystems“, so Chunhua Qi vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics in Cambridge/USA, ein weiterer an der Arbeit beteiligter Wissenschaftler. „Wir sind jetzt in der Lage Details über die eisigen Außenbereiche eines fernen, sonnenähnlichen Planetensystems zu erfahren, die uns zuvor verborgen geblieben sind.“

Tatsächlich, so die Wissenschaftler, könnte das Vorhandensein der Kohlenstoffmonoxid-Schneegrenze und die damit verbundene Entstehung von Eispartikeln in einer protoplanetaren Scheibe allerdings noch weitreichendere Konsequenzen als „nur“ die Entstehung von Planeten haben. Kohlenstoffmonoxid-Eis wird für die Entstehung von Methanol benötigt – einem der Grundbausteine komplexerer organischer Moleküle. Kometen und Asteroiden, welche sich gegenwärtig in diesem Bereich der Scheibe von TW Hydrae bilden, können dieses Methanolmoleküle jetzt aufnehmen, später in das innere Planetensystem befördern und auf diese Weise eventuell die dortige Entstehung von Leben auslösen.

Das Verbundteleskop ALMA
„Für unsere Beobachtungen standen uns lediglich 26 der 66 Antennen von ALMA zur Verfügung. Anzeichen für den Nachweis der Schneegrenzen bei anderen Sternen haben sich inzwischen noch in weiteren ALMA-Daten gezeigt, und wir gehen daher davon aus, dass zukünftige Beobachtungen mit der gesamten Anlage noch viele weitere solcher Schneegrenzen werden nachweisen können. Uns erwarten viele spannende Einblicke in die Entstehung und Entwicklung von Planeten – wir müssen nur abwarten“, schließt Michiel R. Hogerheijde von der Sterrewacht Leiden in den Niederlanden.

Das Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array ist eine internationale astronomische Einrichtung, welche gemeinsam von Europa, Nordamerika und Ostasien in Zusammenarbeit mit der Republik Chile getragen wird. Von europäischer Seite aus wird ALMA über die Europäische Südsternwarte (ESO) finanziert, in Nordamerika von der National Science Foundation (NSF) der USA in Zusammenarbeit mit dem kanadischen National Research Council (NRC) und dem taiwanesischen National Science Council (NSC), und in Ostasien von den japanischen National Institutes of Natural Sciences (NINS) in Kooperation mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan. Bei der Entwicklung, dem Aufbau und dem Betrieb von ALMA 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.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 18. Juli 2013 unter dem Titel „Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog“ in der Online-Ausgabe von Science Express veröffentlicht.

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• Aktuelle Diskussion zu Exoplaneten
• Planetenentstehung
• ESO-Projekt ALMA

Abstract des Fachartikels bei Science Express:

• Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog (Abstract, engl.)

Der Beitrag Schneegrenze bei TW Hydrae bestimmt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Alessandro Morbidelli et al. Lars-C. Depka.

Eine Erkenntnis schien lange Zeit gefestigt: Die Vorläufer der Planeten des Sonnensystems (die sogenannten Planetesimale) begannen ihr Dasein als kaum wahrnehmbare Staub-Aggregate von etwa 50 Millionstel Metern Durchmesser, die mit niedriger Geschwindigkeit innerhalb der protoplanetaren Scheibe kollidierten und durch Adhäsion (statische Oberflächenhaftung) zu immer massereicheren Partikeln „verklebten“. Durch solche sogenannte „Akkretionsprozesse“ bildeten sich schließlich Körper von Kilometergröße. Selbstverständlich reichen dafür keine paar Jahre aus, sondern es dürften Jahrmillionen vergehen, bis sich solche Körper gebildet haben.

Ab etwa dieser Größe übernimmt die Gravitation eine dominierende Rolle hinsichtlich des weiteren Planetesimalenwachstums, bis zum Ende einer jeden Entwicklung vorzugsweise ein Status des hydrodynamischen Gleichgewichts erreicht ist.

Ein folgenschwerer und bis in die jüngste Vergangenheit nicht wirksam verstandener Schwachpunkt dieses Entwicklungskonzeptes, ist folgender: Sobald die aufkeimenden Aggregate Körper von etwa einem Meter Größe bilden, lehren die Gesetze der Bahnmechanik, dass das mit den Partikeln der protoplanetaren Scheibe vermischte interstellare Gas als Medium wirkt und auf die sich bildenden Planetesimale eine nicht unbeträchtliche Bremswirkung ausübt. Körper, deren Orbitalgeschwindigkeiten eine auf diese Weise erzwungene außergewöhnliche Regression erfahren, spiralen über kurze Zeitskalen hinweg in das Massenzentrum (in unserem Fall die Sonne) und sind somit als Planetenbausteine verloren.

Da in unserem Sonnensystem allerdings die Existenz sowohl von Planeten, und darüber hinaus auch die von Asteroiden, als hinreichend gesichert angenommen werden kann, stellte sich über Jahrzehnte die Frage nach der Vereinbarkeit der Existenz der (beispielsweise) Erde mit den grundlegendsten Prinzipien der astrodynamischen Orbitmechanik.

Eine kürzlich in numerische Simulationsrechnungen eingeführte „inflationäre Phase“ während der Wachstumsphase der Staubaggregate könnte nun einen belastbaren Ausweg aus diesem Dilemma aufzeigen.

Der Entwurf einer inflationären Phase ist nicht neu. Ihr vielleicht bekanntester Vertreter ist im Rahmen der Big-Bang-Theorie jene Zeitspanne, in der sich das Universum in seiner Frühphase mit einem Vielfachen der Lichtgeschwindigkeit ausdehnte, was übrigens trotz wiederholt hartnäckig vorgetragenen gegenteiligen Behauptungen nicht im Widerspruch zur Allgemeinen Relativitätstheorie steht, da sich während der inflationären Phase kein Signal im Raum, sondern dieser selbst sich ausbreitet.

Nimmt man nun ein schwunghaftes Wachstum von Sub-Meter-Körpern zu Multi-Kilometer-Körpern an, ist ein Stadium genügend großer Bewegungsenergie erreicht, um den abbremsenden Faktor des Gases zu überwinden. Und tatsächlich scheinen die heute zu beobachtenden Asteroiden die Annahme einer inflationären Wachstumsphase in ihrer frühesten Kindheit untermauern zu können: Bekanntlich existiert eine fast schon unüberschaubare Anzahl von Asteroide unter 1 Kilometer Durchmesser. Betrachtet man Größen über 1 Kilometer, nimmt ihre Zahl jedoch drastisch ab.

Unter Berücksichtigung der Impakt- und Rekonfigurationsprozesse, die sich seit ihrer Entstehung bis in die Gegenwart abgespielt haben, ist die Befürwortung von innerhalb einer inflationären Phase rasend schnell anwachsenden Aggregaten zu Asteroiden mit Durchmessern von mehreren hundert Kilometern (wenigstens jedoch 100 km) der einzig überzeugende Weg, um die heutige Größenverteilung der Asteroiden innerhalb des Hauptgürtels bündig erklären zu können. Der seither über Äonen andauernde Fragmentierungsprozess führte schließlich zur stetigen Dezimierung der Großkörper bis hin zur aktuellen Größenverteilung. Auch wenn es bei ihrem derzeitigen Anblick nur schwer nachvollziehbar scheint, wurden Asteroiden wohl nicht klein, sondern groß geboren und führen seither das sonderbare Leben des Benjamin Button.

Der Beitrag Dicke Dinger erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Lars-C. Depka. Quelle: Eigene Recherche.

Anders als beim Doppel-, bewegen bei einem Mehrfachsystem wenigstens drei Sonnen periodisch um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, sofern sie gravitativ aneinander gebunden sind. Vor dem Hintergrund ihrer unterschiedlichen Natur unterscheidet man dann im Wesentlichen auch zwischen drei Gruppen der Doppel-/Mehrfachsysteme:
Optische Doppelsterne (oder scheinbare Doppelsterne) sind zwei Sterne, die von der Erde aus zufällig in fast gleicher Richtung am Himmel erscheinen, die sich jedoch gravitativ nicht gegenseitig beeinflussen.

Physische Doppelsterne sind typischerweise zwei Sterne, die aufgrund ihrer räumlichen Nähe gravitativ aneinander gebunden sind und sich nach den Gesetzen der Himmelsmechanik um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Sie stellen insofern also die „klassische Gruppe“ der Doppelsysteme dar. Die meisten physischen Doppelsternsysteme haben sich bereits während der Sternentstehung gebildet. Andere haben sich erst später durch Einfang unter Einwirkung mindestens eines weiteren Sterns zu einem gebundenen Doppelsternsystem vereint. Solche eingefangenen Doppelsterne weisen in der Regel aufgrund ihrer voneinander unabhängigen Entstehungsgeschichte unterschiedliche Alter und Metallizitäten (Anteil der schweren chemischen Elemente) auf.

Geometrische, oder räumliche Doppelsterne kommen innerhalb der Mehrfach- oder Doppelsysteme eher selten vor. Bei ihnen handelt es sich um das einmalige Ergebnis einer engen Sternbegegnung, das die Sonnen eine gemeinsame hyperbolische Bahn (also keine Kreisbahn oder Ellipse) um den gemeinsamen Schwerpunkt einnehmen lässt. Da sich eine hyperbolische Bahn nicht mehr schließt, tendiert die wahrscheinliche Rückkehr eines Körpers an einen dieser Bahnpunkte gegen Null.

Allen beschriebenen Ausprägungsarten der Doppelsysteme ist also zu eigen, dass ihre Bewegung nicht notwendigerweise kreisförmig, und auch ihre Bahngeschwindigkeiten und der Abstand zwischen den Sternen nicht notwendigerweise konstant sein müssen.

Um ein Physisches Doppelsystem handelt es sich auch bei dem Paar 253-1536 im etwa 1.350 ly entfernten Orionnebel, einem der aktivsten Sternentstehungsgebiete in unserer galaktischen Nachbarschaft. Bei ihm handelt es sich um das erste bekannte Exemplar eines optisch sichtbaren Doppelsystems, bei dem jedes der Mitglieder von einer eigenen protoplanetaren Scheibe umgeben ist. In ihnen ist genug Masse vereint, um ein Planetensystem ähnlich dem in unserem Sonnensystem auszuformen, was sie zu den bislang massereichsten Staubscheiben im Orionnebel macht.

Eine der beiden Staubscheiben war schon von Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops (HST) aus früherer Zeit bekannt, die Überraschung zeigte sich in Aufnahmen des Submillimeter Array (SMA) des Mauna-Kea-Observatoriums. Auf den optischen Bildern des HST überstrahlt der Schein eines Sterns noch die zweite protoplanetare Scheibe. Erst im Infraroten wird das Glühen der durch die Sterne thermal angeregten Staubmoleküle sichtbar. Das SMA besteht aus 8 Radioteleskopen mit je 6 Meter Antennendurchmesser. Die einzelnen Teleskope können an verschieden weit voneinander entfernte Standorte transportiert werden, was Basislinien zwischen 9 und 500 Metern ergibt und eine vergleichbare Auflösung zu den schon vorhandenen optischen Datensätzen liefert.

Der Abstand der nur ein Drittel Sonnenmassen aufweisenden kühlen, roten Sterne zueinander innerhalb des Doppelsystems beträgt knapp 400 AE (gut 60 Mrd. km). Trotzdem würde der nächtliche Himmel über einem der potentiell zukünftigen Planeten des Systems von dem tausendfach heller als der hellste Stern unseres Nachthimmels leuchtenden Nachbarstern, beherrscht werden. Wenigstens erdgroße Planeten des Doppelsternsystems wären vom jeweiligen Gegenüber gut mit Teleskopen zu beobachten und selbst mit der heute zur Verfügung stehenden Abtriebstechnik ein durchaus erreichbares Ziel interplanetarer Sonden. Eine Umrundung um ihr gemeinsames Zentrum benötigt wenigstens 4.500 Jahre. Zum Vergleich: Etwa genauso alt sind die frühesten überlieferten Aufzeichnungen der Menschheitsgeschichte.

Der Beitrag Doppelsonnensystem im Orionnebel erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: MPIA, Spitzer, Nature.

Am 2. Januar 2004 passierte die NASA-Raumsonde Stardust den Kometen Wild 2 in einer Entfernung von 238 Kilometern. Dabei wurden Kometenstaubpartikel eingesammelt, welche mit einer Rückkehrkapsel am 15. Januar 2006 zur Erde gelangten. Nach dem Transport zum Johnson Space Center ergab eine erste, noch oberflächliche Sichtung, dass die Mission erfolgreich war. Bereits mit dem bloßen Auge konnten die Wissenschaftler 45 Staubpartikel sichten. Insgesamt fanden sich bei der anschließenden genaueren Untersuchung mehrere Tausend Partikel, deren Analyse letztendlich eine ältere Vermutung bestätigt hat. Untersuchungen von Kometen und Meteoriten haben bereits in den 1980ern ergeben, dass diese Objekte einen auffallend hohen Anteil an kristallinem Silikat aufweisen. Besonders hoch erschien dabei der Anteil an magnesiumhaltigen Forsterit, einem Mineral der Olivingruppe, welches auch in den aktuellen Materieproben von Wild 2 nachgewiesen werden konnte.

Damit stellte sich allerdings auch erneut die Frage, wie diese speziellen Silikate ihren Weg in das Innere von Kometen finden konnten. Zu ihrer Bildung benötigen kristalline Silikate eine extrem heiße Umgebung mit Temperaturen von mindestens 1.000 Grad Celsius. Kometen dagegen, so die gängige Theorie, bildeten sich in der Entstehungsphase unseres Sonnensystems in dessen kalten Außenbereichen. Das kristalline Silikat musste also in den inneren Regionen der protoplanetaren Scheibe erzeugt und anschließend innerhalb eines sehr kurzen Zeitraumes in deren äußere Bereiche transportiert worden sein. Wie genau entsteht dieses kristalline Silikat und wie gelangt es in die äußeren Bereiche einer protoplanetaren Scheibe? Die hierbei ablaufenden Prozesse haben jetzt Wissenschaftler aus Ungarn, Deutschland und den Niederlanden unter der Leitung von Péter Ábrahám vom Konkoly-Observatorium in Budapest mit Hilfe von Infrarotaufnahmen des Weltraumteleskops SPITZER entschlüsselt.

Das Beobachtungsobjekt hierfür war der Stern EX Lupi im Sternbild Wolf. Bei diesem Objekt handelt es sich um einen sehr jungen Stern, welcher unserer Sonne in ihrer jungen Phase vor über viereinhalb Milliarden Jahren sehr ähnelt. Gleichzeitig ist EX Lupi der Prototyp einer bestimmten Art von veränderlichen Sternen, den sogenannten EXors. EX Lupi weist zwei Merkmale auf, welche für viele noch sehr junge Sterne typisch sind. Zum einen ist er von einer sogenannten „protoplanetaren Scheibe“ umgeben. Dabei handelt es sich um eine Scheibe aus Staub und Gas, aus der sich nach dem heutigen Kenntnisstand der Wissenschaft in der Zukunft ein Planetensystem bilden wird.

Zum anderen zeigt der Stern etwa alle vier bis fünf Jahre einen über mehrere Monate anhaltenden starken Helligkeitsausbruch, der in einen Anstieg der Leuchtkraft um das fünf- bis Zehnfache gipfelt. Besonders heftige Ausbrüche können sogar den Faktor 100 erreichen. Der Grund für diese Ausbrüche liegt darin, dass die protoplanetare Scheibe infolge gravitativer Einflüsse in bestimmten zeitlichen Abständen instabil wird und dadurch größere Materialmengen auf den Stern stürzen.

SPITZER hatte bereits im Jahr 2005 während einer ruhigen Phase Infrarotaufnahmen von EX Lupi angefertigt. In den dabei gewonnenen Spektraldaten konnten keinerlei Anzeichen für die Existenz kristalliner Silikate entdeckt werden. Im April 2008 wurde der Stern erneut abgebildet, diesmal allerdings nur mehrere Monate nach dem Höhepunkt einer seiner Helligkeitsausbrüche. Das hierbei angefertigte neue Spektrum unterschied sich deutlich vom vorherigen. Zusätzlich zu den bereits zuvor registrierten amorphen Silikaten konnte man auch kristalline Silikate, unter anderem in Form von Forsterit, nachweisen.

Attila Juhász vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, einer der beteiligten Wissenschaftler, sagt dazu: „Wir sind vermutlich erstmals Zeugen des Kristallisationsprozesses geworden. Offenbar entstehen die Kristalle durch Aufheizen und Ausglühen der Silikatteilchen nahe der Oberfläche der inneren, dicken Staub- und Gasscheibe während der Helligkeitsausbrüche von EX Lupi. Beim Ausglühen wird das Material auf eine Temperatur erhitzt, bei der seine chemischen Bindungen aufgebrochen werden und neue, andersartige entstehen. Dadurch verändern sich auch die physikalischen Eigenschaften der Teilchen.“

Hiermit ergibt sich ein neuer Ansatz für das Verständnis der Entstehung der Kometenkristalle. Unmittelbar nach ihrer Bildung prägen die Kristalle dem beobachteten Spektrum ihr charakteristisches Merkmal auf. Sie befinden sich dabei noch an der Oberfläche der protoplanetaren Scheibe. Im Laufe der Zeit vermischen die Kristalle sich mit dem weiter innen liegenden Material und reichern es auf diese Weise bei jedem weiteren Ausbruch des Zentralsterns etwas mehr mit kristallinen Silikaten an. Solange das System noch relativ jung ist, sind die kristallinen Silikate nur während der Ausbrüche detektierbar, da sie sich lediglich an der Oberfläche der beobachteten protoplanetaren Scheibe konzentriert haben.

Bis zur Auswertung der neuesten Beobachtungen von EX Lupi hat man zwei Möglichkeiten zur Entstehung der kristallinen Silikate in Betracht gezogen. Zum einen könnte das Material im inneren Bereich der protoplanetaren Scheibe durch die Strahlungsabgabe des noch sehr jungen Sterns über einen längeren Zeitraum hinweg erhitzt worden sein. Dies allerdings steht jetzt durch die neuen Daten im Widerspruch zu der Tatsache, dass die zum Zeitpunkt der Inaktivität von EX Lupi durch SPITZER aufgenommenen Spektren keinerlei Anzeichen für kristalline Silikate aufweisen.

Die zweite Möglichkeit wäre, dass ein sich gerade innerhalb der Scheibe bildender Planet eine Schockwelle auslöst, welche kurzzeitig eine erhöhte Menge an Energie auf die Staubteilchen überträgt. Durch diese Energiezufuhr könnte sich dann die zur Kristallisation erforderliche Hitze entwickeln. Allerdings wäre zu erwarten, dass die dabei entstandenen Temperaturen sehr schnell wieder auf „Normalwerte“ absinken. Auch diese zweite Variante scheidet mittlerweile jedoch aus, da die Temperatur der beobachteten Kristalle zum Zeitpunkt von mehreren Monaten nach dem Maximum des Ausbruches immer noch wesentlich höher war als die Temperatur der Scheibe während des Ruhezustandes von EX Lupi.

Die Beobachtungen des Teams von Péter Ábrahám lassen sich somit mit keinem dieser beiden Szenarien vereinbaren. Dieser sagt dazu: „Wir kamen deshalb zu dem Ergebnis, dass ein dritter, bisher noch nicht in Betracht gezogener Prozess die Kristallisation durch Ausglühen bewirkt – nämlich die Aufheizung der amorphen Silikate durch den Helligkeitsausbruch des Zentralsterns. Während der aktiven, durch zahlreiche Ausbrüche gekennzeichneten Phase der jungen Sterne reichern sich die kristallinen Silikate in deren zirkumstellarer Scheibe an und gehen dann in die sich bildenden Kometenkerne ein.“

Michael Werner, Projekt-Wissenschaftler am Jet Propulsion Laboratory (JPL), äußert sich dazu folgendermaßen: „Diese Beobachtungen zeigen zum jetzigen Zeitpunkt die Möglichkeit der Entstehung kristalliner Silikate auf, wie sie in Kometen und Meteoriten innerhalb unseres eigenen Sonnensystems aufgefunden wurden.“

Die Entstehung der kristallinen Silikate scheint somit geklärt. Aber wie gelangen diese aus der unmittelbaren Umgebung des im Zentum eines gerade entstehenden Sonnensystems befindlichen Sterns in dessen äußere Bezirke? Dazu wurden bereits in der Vergangenheit mehrere Prozesse in Erwägung gezogen, zum Beispiel eine Vermischung der jetzt kristallinisierten Staubkörner in der Mittelebene der protoplanetaren Scheibe. Eine weitere Theorie bringt das sogenannte „X-Wind-Modell“ ins Spiel. Hierbei sollen die Staubkörner von der Scheibenebene durch die Fliehkraft weggeschleudert und in die äußeren Bereiche der Scheibe getragen werden. Mit beiden Theorien lassen sich allerdings die erforderlichen Transportraten nicht vollständig erklären.

In der aktuellen Ausgabe der Zeitschrift „Nature“ stellt jedoch Dejan Vinković von der Universität Split eine neue Studie vor. Von ihm durchgeführte Simulationsberechnungen deuten einen wesentlichen Beitrag der protoplanetaren Scheiben zum Strahlungsdruck an, welcher auf die Staubkörner einwirkt. Bis vor den Zeitpunkt der Erstellung dieser Untersuchung wurde alleine der Einfluss des Zentralsternes selbst berücksichtigt. Dieser allerdings wirkt dabei lediglich in radiale Richtung. Der Stern wäre hiermit also der alleinige Ausgangspunkt für den entstehenden Strahlungsdruck und die Staubkörner würden direkt in die protoplanetare Scheibe hinein befördert. Die Berechnungen Vinkovićs ergeben jedoch, dass die entstehende Infrarotemission der protoplanetaren Scheibe dem entgegen wirkt. Die Staubpartikel würden demzufolge der Oberfläche der Scheibe folgend nach außen strömen. Erst nachdem sie deren äußeren Bereich erreichen, gelangen sie in das Innere der protoplanetaren Scheibe und gehen dort in die Bildung der Kometenkerne ein. Der Grund hierfür ist, dass in den äußeren Bereichen der protoplanetaren Scheibe mit sinkenden Temperaturen auch die Infrarotemissionen abnehmen.

Allerdings trifft dieses Modell nur für solche Teilchen zu, welche über eine Größe von mindestens einem Mikrometer verfügen. Nur diese können so viel Energie von der protoplanetaren Scheibe aufnehmen, um anschließend in Richtung auf den äußeren Rand beschleunigt zu werden. Somit verbleibt letztendlich immer noch die Möglichkeit, dass die kleineren Teilchen, welche für die Bildung von Kometen allerdings zwingend erforderlich sind, durch die weiter oben erwähnte „Vermischung“ oder durch die sogenannten „X-Winde“ schneller nach außen befördert werden als die größeren Exemplare.

Der Beitrag Wie entstehen die Kristalle der Kometen erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Karl Urban. Quelle: ESO.

Das Modell der Entstehung des Planetensystems

Wie entstanden unsere Sonne und das Planetensystem? Die Frage ist so alt wie die Naturwissenschaften selbst und lange wurde um eine Antwort gerungen. Bis ins 20. Jahrhundert hinein existierten die unterschiedlichen Modelle. Erst in den letzten Jahrzehnten mit dem Ausschwärmen von Raumsonden ins Sonnensystem verdichteten sich die Hinweise zum heute anerkannten Modell. Danach ballte sich Gas eines gigantischen Nebels aufgrund lokaler Anziehungskräfte zu einer symmetrischen Kugel zusammen, die einen zunehmend dichten und durch den Druck heißer werdenden Kern besaß, eine werdende Sonne. Durch die Kontraktion und bedingt durch die Drehimpulserhaltung wurde die Eigenrotation der Kugel schneller, was zu einer Abplattung und der Entstehung einer protoplanetaren Scheibe führte. Diese Theorie hatten bereits Emanuel Kant und Pierre-Simon Laplace im 18. Jahrhundert beschrieben, fanden jedoch zu deren Lebzeiten keine weitere Beachtung.
Doch wie ging die Entstehung des Planetensystems weiter? Der gängigen Theorie zufolge kam es nun auch in der protoplanetaren Scheibe, die aus Gas und Gesteinsbrocken bestand, zur gravitativen Zusammenballung von Materie, was schließlich immer größere Körper hervorbrachte, die ständig miteinander wechselwirkten bzw. kollidierten und dabei einen Konzentrationsprozess bis hin zur Entstehung von Planeten – und Kleinplaneten, also asteroidenartigen Körpern – vorantrieb.

Neue astronomische Beweise
Klingt dieses Modell auch noch so schlüssig, muss die astronomische Beobachtung zeigen, ob sich stichhaltige Beweise dafür finden lassen. Die ersten Aufnahmen von protoplanetaren Scheiben gelangen im Jahr 1994 mit dem Hubble-Weltraumteleskop. Darin sich bewegende Planeten oder Kleinplaneten zu entdecken, war seitdem selbst mit den besten Teleskopen nicht gelungen.

Einem Forscherteam um Klaus Pontoppidan vom California Institute of Technology in Pasadena gelang es nun mit Hilfe des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) erstmals, Löcher in protoplanetaren Scheiben nachzuweisen. Löcher sollten der Theorie nach dort entstehen, wo sich planetenartige Körper durch die Gas- und Staubwolke bewegen und sich dabei den Weg freiräumen. Pontoppidans Gruppe analysierte drei Scheiben genauer. Während im System SR 21 ein großer Planet im Abstand von etwa 3,5 AU (eine Astronomische Einheit entspricht dem mittleren Abstand Erde-Sonne) seine Bahnen zieht, ist in HD 135344B ein Planet in 10 bis 20 AU Abstand zu erahnen. Ein bis zwei Planeten erwarten die Forscher um TW Hydrae.
„Unsere Beobachtungen zeigen klar, dass sich trotz der Ähnlichkeit aller drei Sterne zu unserer Sonne völlig unterschiedliche Planetensysteme entwickeln werden“, sagte Pontoppidan. „Die Natur scheint sich ungern zu wiederholen.“

Die direkte Beobachtung der Löcher geht an die Grenzen der aktuell verfügbaren Teleskoptechnik. Der Radius der Scheiben beträgt rund 100 AU, unser Abstand zu ihnen etwa 200.000 AU. Dies entspricht der Fähigkeit eines Passanten in Lissabon, der das Nummernschild eines im 2.000 Kilometer entfernten Stockholm fahrenden Autos abzulesen, unbeachtet der Erdkrümmung.

Die hohe Auflösungsfähigkeit wurde mithilfe der adaptiven Optik des VLT erreicht, einer Technik, bei der Schwankungen der Atmosphäre ausgeglichen werden können. Die Beobachtungen wurden im Nahinfrarot-Bereich mit dem Instrument CRIRES gemacht, das dem VLT zugeschaltet ist.

Die Wissenschaftler konzentrierten sich bei ihrer Arbeit vor allem auf die inneren Bereiche der Scheiben, wo auch erdähnliche Planeten entstehen könnten. Ihnen gelang es, Körper bis zu einem Abstand von weniger als 0,1 AU nachzuweisen und dabei gleichzeitig die Gasgeschwindigkeit zu bestimmen.

ESO-Mitarbeiter begrüßten den Erfolg der verwendeten Techniken und kündigten an, in Zukunft regelmäßig protoplanetare Scheiben beobachten zu wollen. So möchte man dem Ursprung der unterschiedlichen Planetensysteme und den unseres eigenen etwas näher kommen.

Mehr Informationen zu extrasolaren Planeten finden Sie auf unserer Sonderseite zum Thema. Im Forum Raumcon können Sie über Neuigkeiten zum Thema Exoplaneten mitdiskutieren.

Der Beitrag Ungeborene Welten beobachtet erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Autor: Thomas Pallmann

Das vierte und letzte große Weltraumteleskop der NASA, welches am 25. August gestartet wurde, wird schon bald seine Hightech-Infrarotaugen auf die Staubscheiben richten, welche sich um andere Sterne gebildet haben und in denen sich Planeten bilden. Sein Name lautet SIRTF (Space Infrared Telescope Facility

Während andere boden- und weltraumgestützte Teleskope schon junge und alte zirkumstellare Scheiben beobachtet haben, konnten sie aus verschiedenen Gründen nicht die Scheiben mittleren Alters beobachten. Die beispiellose Empfindlichkeit und Auflösung des Infrarotteleskops wird es ermöglichen, diese Lücke zu füllen und im weiteren Prozess fundamentale Fragen zur Entstehung von Planeten, auch erdähnlichen Planeten, zu beantworten.

„Mit Hilfe des Infrarotteleskops erwarten wir viele planetare Scheiben zu sehen in all ihren Entwicklungsstadien“, sagte Dr. Karl Stapelfeldt einem begleitenden Wissenschaftler der Mission vom NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL). „Indem wir beobachten, wie sie sich über die Zeit verändern, können wir vielleicht voraussagen, welche Faktoren die Planetenbildung bevorzugen.“

Zirkumstellare Scheiben sind ein natürlicher Schritt in der Evolution von Sternen. Sterne beginnen ihr Leben in dichten Wolken aus Gas und Staub. Wenn dann Druck und Gravitation zu wirken beginnen, vereinigen sich beide und ein flacher Ring aus Gas und Staub entsteht um den Stern. Während die Sterne altern, saugen sie Material aus der Scheibe in ihren Kern, was letztendlich zu einem Gleichgewicht und einem ausgereifteren Stern führt, um dem eine stabile Scheibe aus Trümmern kreist.

In dieser Zeit, im Alter von etwa zehn Millionen Jahren des Sterns, glauben Astronomen, dass sich die Planeten bilden. Staubpartikel in der Scheibe kollidieren miteinander und formen größere Körper, was letztendlich zu Lücken in der Scheibe führt, ähnlich den Lücken in den Ringen des Saturns.

„Man kann sich die Planeten als eine Art Abrissbirne vorstellen, die entweder die Trümmer aus dem Weg räumen oder sie aufnehmen, als wären sie Schlamm“, sagte Dr. George Rieke, Hauptforscher an einem der drei wissenschaftlichen Instrumente des Observatoriums.

Infrarot Teleskope können das Glühen des kosmischen Staubes wahrnehmen, der diese Scheiben ausmacht. Trotzdem können sie Planeten nicht direkt erkennen. Planeten haben eine kleinere Oberfläche als ihr Gegenwert in Staubkörnchen, wodurch sie weniger Infrarotstrahlung abgeben. Das ist der gleiche Grund, warum Kaffee vor dem Brühen gemahlen wird. Die größere Oberfläche der Kaffeekörner führt zu einer besseren Qualität des Kaffees. Vergangene Beobachtungen fielen generell in zwei Kategorien. Junge, undurchsichtige Scheiben (protoplanetare Scheiben genannt) mit genügend Masse, die der unseres Sonnensystems entspricht, oder alte, durchsichtige Scheiben (Trümmerscheiben genannt) mit einer Masse, die etwa ein paar Monden entspricht, mit Donut-ähnlichen Löchern in ihrer Mitte. Scheiben mittleren Alters, die diese beiden Entwicklungsstadien verbinden, konnten bisher nicht beobachtet werden.

Eine der Fragen, die Astronomen mit Hilfe des neuen Infrarot Teleskops beantworten wollen, ist: Was passiert mit all der Masse, die bei den jungen Scheiben beobachtet wird? In irgendeinem Stadium ihrer Entwicklung wird die Masse vom Stern absorbiert, ins All hinausgeschleudert, oder in Planeten umgewandelt, die in den Donut ähnlichen Löchern sitzen. Durch Analyse der Struktur und Zusammensetzung dieser ‚fehlenden‘ Scheiben erhoffen sich Astronomen, das Rätsel zu lösen und ein besseres Verständnis der Entwicklung von Planeten zu gewinnen.

Der Beitrag Ein Auge für die Planetenentstehung erschien zuerst auf Raumfahrer.net.