Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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• Planetenentstehung

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Quelle: Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU).

Sie sind so nah an Sternen, dass sie bis zu 1.000 Grad Celsius heiß werden: Das Phänomen der heißen Staubringe – eine Ansammlung von submikrometergroßen Partikeln in unmittelbarer Nähe von Sternen – wurde 2006 das erste Mal außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt. Doch aufgrund ihrer geringen Größe sind die Staubpartikel schwierig zu beobachten und ihr Ursprung bislang ungeklärt.

Zum ersten Mal konnte dieses Phänomen jetzt mit der extrem hohen Auflösung des Beobachtungsinstruments MATISSE (Multi AperTure mid-Infrared Spectro Scopic Experiment) am Paranal Observatory der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile in einem neuen Wellenlängenbereich beobachtet werden. Beteiligt war auch die Arbeitsgruppe Stern- und Planetenentstehung der Christian-Albrechts-Universität zu Kiel (CAU). Ihre Ergebnisse, die kürzlich im Fachmagazin Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters erschienen sind, liefern zentrale Grundlagen für weitere Studien um das Phänomen dieser Staubringe zu erklären.

Einzigartige Beobachtungen in einem bisher nicht zugänglichen Wellenlängenbereich
Staubringe, auch „Staubscheiben“ oder „Trümmergürtel“ genannt, bilden sich durch die Kollisionen von Geröll und Kleinkörpern, die nach der Entstehung von Planeten übrigbleiben – so viel ist seit einigen Jahrzehnten bekannt. In unserem Sonnensystem ist eine solche Ansammlung zum Beispiel zwischen der Mars- und Jupiterbahn zu finden, der sogenannte „Asteroidengürtel“. Rätsel geben jedoch die 2006 erstmals entdeckten heißen Staubringe auf. Wie konnten sie sich unter den hohen Temperaturen, denen sie so nah an den Sternen ausgesetzt sind, bilden und über Milliarden Jahre bestehen?

Genaue Informationen über ihre räumliche Struktur und stoffliche Zusammensetzung könnten helfen, das Phänomen der heißen Staubringe und ihrer Entstehung besser zu verstehen. Die jetzt veröffentlichten Beobachtungen mit MATISSE sind ein zentraler Schritt dahin, hoffen die Forschenden. “Wir konnten die heißen Staubringe nicht nur mit einer hohen Auflösung beobachten, sondern auch im Wellenlängenbereich um drei Mikrometer, in dem diese Ringe besonders hell strahlen“, sagt Sebastian Wolf, Professor für Astrophysik und Leiter der Arbeitsgruppe Stern- und Planetenentstehung an der CAU. „Dieser Bereich war mit bisherigen Beobachtungsinstrumenten nicht zugänglich und erlaubt uns jetzt einen einzigartigen Einblick in dieses Phänomen.“

Erste publizierte Daten des Instruments nach zwölf Jahren Entwicklungszeit
Wolfs Arbeitsgruppe war Teil des internationalen Konsortiums von Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftlern aus Deutschland, Frankreich, den Niederlanden und Österreich, die das Beobachtungsinstrument MATISSE zwölf Jahre lang entwickelt hatten. 2019 ging das weltweit leistungsfähigste interferometrische Instrument für den mittleren Infrarotbereich am VLTI (Very Large Telescope Interferometer) an der ESO in Chile in Betrieb. Bis zu vier Teleskope können genutzt werden, um die Infrarotstrahlung von Himmelsobjekten zu erfassen. Bezeichnet wird diese Messmethode als Interferometrie. Die Forschenden erhalten also keine unmittelbaren Aufnahmen der Objekte, sondern die technischen Messdaten lassen Rückschlüsse auf ihre Erscheinungsform und Eigenschaften zu. Durch die Kombination von vier Teleskopen erreicht MATISSE eine enorme Auflösung, die der eines 200 Meter langen Teleskopes entsprechen würde. Mit der bisher unerreichten Präzision von MATISSE sind Einblicke in die frühste Entwicklung von Planeten und letztendlich der Entstehung des Sonnensystems möglich.

Auf diese Weise beobachtete das Forschungsteam, an dem neben der CAU auch Forschende des University College London, des Large Binocular Telescope Observatory in Tucson (USA) sowie der Universitäten Arizona, Côte d’Azur und Jena beteiligt waren, den Stern „Kappa Tucanae“. Er befindet sich im Sternbild „Tukan“, das nur auf der Südhalbkugel zu sehen ist. Der Stern ist etwa zwei Milliarden Jahre alt – weniger als halb so alt wie unsere Sonne – und etwa 69 Lichtjahre von der Erde entfernt. Anhand der erhobenen Daten konnten die Forschenden die genaue Lage des Staubrings um „Kappa Tucanae“ sowie die Eigenschaften des Staubs ermitteln.

Grundlage für die weitere Suche nach dem Ursprung der Staubringe
„Diese Informationen sind wichtige Voraussetzungen für die Suche nach dem Ursprung des Phänomens“, sagt Erstautor Dr. Florian Kirchschlager, ehemaliger Wissenschaftlicher Mitarbeiter in Wolfs Arbeitsgruppe und mittlerweile am University College London beschäftigt. „Dass es auch die ersten Daten des Instruments sind, die überhaupt publiziert wurden, freut uns natürlich besonders.“ Kirchschlager erstellte im Rahmen seiner Forschungen an der CAU die Machbarkeitsstudie zu den Beobachtungen an „Kappa Tucanae“. Denn Staubringe sind im astronomischen Sinne nicht nur winzig, sondern auch verhältnismäßig leuchtschwach. „Damit haben sie selbst MATISSE vor besondere Herausforderungen gestellt. Dass die Beobachtungen trotzdem geglückt sind, unterstreicht das einzigartige Potential des Instruments“, betont Mitautor Dr. Steve Ertel, der als Doktorand in Wolfs Arbeitsgruppe an Trümmerscheiben forschte und mittlerweile an der University of Arizona tätig ist.

„Die jetzt gesammelten und ausgewerteten Beobachtungsdaten bilden die Grundlage für unsere weitere Forschung an einem Erklärungsmodell für die heißen Staubringe“, sagt Wolf, Vizesprecher in der Forschungsgruppe 2285 „Trümmerscheiben in Planetensystemen“, die an der Friedrich-Schiller-Universität Jena angesiedelt ist unter dem Sprecher Professor Alexander Krivov.

Originalpublikation:
“First L band detection of hot exozodiacal dust with VLTI/MATISSE”,
F. Kirchschlager, S. Ertel, S. Wolf, A. Matter and A. V. Krivov, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters, MNRAS, 499, L47,
DOI: 10.1093/mnrasl/slaa156, https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.499L..47K/abstract

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• Very Large Telescope (VLT) der ESO in Chile

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

Das System des rund 63 Lichtjahre von der Erde entfernt gelegenen Stern Beta Pictoris wird von den Astronomen als ein ursprüngliches, noch in der Entstehungsphase befindliches Planetensystem angesehen. Bereits im Jahr 1983 konnte mit dem Infrarotsatelliten IRAS eine Trümmerscheibe entdeckt werden, welche diesen Stern umgibt und die über einen Durchmesser von bis zu 400 Astronomischen Einheiten (kurz „AE“) – eine AE entspricht der Entfernung zwischen Erde und Sonne – verfügt. Beta Pictoris war einer der ersten Sterne, bei denen eine solche Scheibe nachgewiesen werden konnte.

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

Kohlenstoffmonoxid in der Trümmerscheibe
Beobachtungen mit dem in den südchilenischen Anden gelegenen Radioteleskopkomplex ALMA haben zudem gezeigt, dass die Scheibe von größeren Mengen des Gases Kohlenstoffmonoxid durchsetzt ist. Dieses Gas wird allerdings durch die Strahlung, welche von dem Stern ausgeht, relativ schnell in seine einzelnen Bestandteile aufgespalten. Die Berechnungen der an den Untersuchungen beteiligten Astronomen haben ergeben, dass sich das Gas in dem Bereich der Scheibe von Beta Pictoris, wo es beobachtet wurde, über einen Zeitraum von lediglich etwa 100 Jahren halten kann.

Die Detektion von Kohlenstoffmonoxid in der weniger als 20 Millionen Jahre alten Trümmerscheibe von Beta Pictoris war daher für die Wissenschaftler ein völlig unerwartetes Ergebnis ihrer Arbeit. Allerdings kommt dabei auch die Frage auf, woher dieses Gas stammt und warum es immer noch dort vorhanden ist.

„Sofern wir Beta Pictoris nicht gerade in einer besonders ungewöhnlichen Phase beobachten, muss das Kohlenstoffmonoxid kontinuierlich aufgefüllt werden“, so William Dent, ESO-Astronom am Joint ALMA Office in Santiago de Chile und Erstautor eines am vergangenen Donnerstag in der Fachzeitschrift ‚Science‘ veröffentlichten Artikels. „Die häufigsten Quellen für Kohlenstoffmonoxid in einem jungen Sonnensystem sind Zusammenstöße zwischen eishaltigen Objekten, die von Kometen bis hin zu größeren, planetenartigen Objekten reichen.“

Aus unserem Sonnensystem ist bekannt, dass Kometenkerne verschiedene gefrorene Gase wie zum Beispiel Kohlenstoffmonoxid, Kohlenstoffdioxid und Methan enthalten. Der häufigste Bestandteil besteht jedoch eine Mischung aus Staub und Wassereis. Die derzeit im Sternsystem von Beta Pictoris auftretende Rate an Kometen-Kollisionen muss allerdings extrem hoch ausfallen, um den dort ermittelten Anteil an Kohlenstoffmonoxid erklären zu können.

„Um die beobachtete Menge an Kohlenstoffmonoxid zu erhalten, müsste die Kollisionsrate in der Tat erstaunlich hoch sein – eine große Kometenkollision alle fünf Minuten“, ergänzt Aki Roberge, NASA-Astronom am Goddard Research Center in Greenbelt/USA und Koautor des entsprechenden Fachartikels. „Und um diese Kollisionsrate aufrechtzuerhalten, müsste es sich um einen sehr dichten, massereichen Kometenschwarm handeln.“

Eine Konzentration des Gases in 85 AE Entfernung zu dem Stern
In den ALMA-Daten stießen die Astronomen jedoch noch auf eine weitere Überraschung, denn sie konnten nicht nur das Kohlenstoffmonoxid nachweisen, sondern auch dessen Verteilung innerhalb der Trümmerscheibe ermitteln. Hierbei ergab sich, dass ein großer Teil dieses Gases, nämlich bis zu 30 Prozent, offenbar in einem einzigen kompakten „Klumpen“ konzentriert ist. Diese Konzentration befindet sich 13 Milliarden Kilometer vom Stern entfernt, was in etwa der dreifachen Entfernung zwischen dem Planeten Neptun und der Sonne entspricht, um umläuft den Stern auf einer Bahnebene, welche über die gleiche Neigung wie der Planet Beta Pictoris b verfügt. Warum sich das Gas in diesem kleinen Bereich konzentriert hat, konnte bisher allerdings noch nicht abschließend geklärt werden.

Diese Gaskonzentration liefere jedoch wichtige Hinweise auf die Vorgänge in den Außenbereichen dieses noch relativ jungen Planetensystems, so Mark Wyatt von der University of Cambridge in Großbritannien, der ebenfalls an den Untersuchungen mitgewirkt hat. Demzufolge gibt es zwei denkbare Möglichkeiten, welche zu der Bildung dieser asymmetrischen Gaskonzentration geführt haben könnten.

Zum einen, so die Astronomen, könnten die Kometenkollisionen durch die gravitativen Anziehungskräfte eines bisher noch nicht entdeckten Planeten auf eine kleine Region innerhalb der Scheibe konzentriert werden. Dieser hypothetische Planet, welcher in etwa über eine Saturnähnliche Masse verfügen müsste, würde dabei als eine Art „Schäferplanet“ fungieren.

Oder aber: „Das, was wir hier sehen, ist der Überrest einer einzigen katastrophalen Kollision zweier marsähnlicher Eisplaneten“, so Mark Wyatt weiter. Derartige Kollisionen von Planetesimalen und Protoplaneten sind nach dem derzeitigen Stand der Theorien über die Bildung von Planetensystemen nicht ungewöhnlich und haben sich auch bei der Entstehung unseres eigenen Sonnensystems ereignet.

Beide Möglichkeiten geben den Astronomen Anlass zu der Hoffnung, dass neben dem Exoplaneten Beta Pictoris b noch weitere Planeten in diesem Sternsystem auf ihre Entdeckung warten. Diese Hoffnung wird auch durch den Aufbau der Trümmerscheibe gestützt, welche über zahlreiche Lücken verfügt, in denen weitere bereits fertig entwickelte oder noch in der Entstehungsphase befindliche Exoplaneten ihre Bahnen um den Zentralstern ziehen könnten.

Weitere Untersuchungen
Zukünftig wollen die Astronomen deshalb mit dem ALMA-Teleskopverbund zusätzliche Beobachtungen durchführen, um weitere Einblicke in dieses interessante Planetensystem zu erhalten. Der zwischen der Infrarot-Strahlung und der Radiostrahlung liegende Wellenlängen-Bereich, in dem das ALMA-Teleskop den Weltraum untersucht, eignet sich besonders gut für die Analyse von Regionen, in denen sich gerade Sterne und Planeten entwickeln.

Die dabei zu gewinnenden Ergebnisse sollen den Astronomen letztendlich dabei helfen, die Bedingungen besser zu verstehen, welche vor rund 4,5 Milliarden Jahren während der Entstehung unseres Sonnensystems geherrscht haben und welche Prozesse sich dabei abgespielt haben.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden am 6. März 2014 von William R. F. Dent et al. unter dem Titel „Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the Beta Pictoris Debris Disk“ in der Fachzeitschrift ‚Science‘ publiziert.

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Fachartikel von W. R. F. Dent et al.:

• Molecular Gas Clumps from the Destruction of Icy Bodies in the Beta Pictoris Debris Disk (Abstract, engl.)

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Bei der Frage, wie Planeten entstehen, gibt es nach wie vor einige unbekannte Vorgänge. Man ist sich sicher, dass Planeten aus Gas- und Staubscheiben entstehen, wobei die Staubkörner nach und nach zusammenklumpen und anwachsen. Das Problem bei dieser einfachen Erklärung ist, dass Staubkörner ab einer gewissen Größe beim Zusammenprall nicht mehr aneinander kleben bleiben, sondern wieder zu kleineren Körnern zerfallen. Außerdem sprechen Simulationen dafür, dass solche schweren Staubkörner durch Reibung abgebremst werden und relativ schnell in den zentralen Stern hinein fallen.

Eine theoretische Lösung dieses Problems bieten die sogenannten Staubfallen. Sie entstehen, wenn größere Staubkörner in Hochdruckgebiete innerhalb der Gas- und Staubscheibe wandern. Hochdruck ist hier allerdings relativ zu verstehen, die Drücke der Scheiben insgesamt sind immer extrem gering verglichen mit aus dem Alltag bekannten Drücken. Solche Hochdruckgebiete können laut Simulationen durch die Bewegung von Gas in der Nähe von Lücken in den Staubscheiben entstehen. In diesen Zonen können die Staubteilchen dann weiter wachsen, ohne gestört zu werden. Damit können hier auch deutlich größere Teilchen (bis hin zu Kometengröße) entstehen als im Rest der Gas- und Staubscheibe.

Während solche Simulationen durchgeführt wurden (unter anderem von Astronomen des Garchinger Max-Planck-Instituts für Extraterrestrische Physik und der Universität Heidelberg), wurde die Staubscheibe des Sterns Oph-IRS 48 von ALMA beobachtet. Bereits früher wurde dieser Stern vom VLT im Infrarotlicht bei 18 Mikrometern Wellenlänge aufgenommen. ALMA verwendete seine „Band 9“-Empfänger, die im Bereich von 400-500 Mikrometern Wellenlänge arbeiten. Staubkörner haben die Eigenschaft, dass sie nur Strahlung mit Wellenlängen aussenden, die maximal ihrem Durchmesser entsprechen. Wenn in einem bestimmten Wellenlängenbereich also die Staubscheibe sichtbar ist, muss es in ihr Staubkörner von entsprechender Größe geben.

Das VLT-Bild zeigte eine recht homogene Verteilung der Staubkörner (bei 18 Mikrometern Durchmesser) rund um den Stern. Man hatte daher ein ähnliches Bild von ALMA erwartet, allerdings gab es hier eine Überraschung: Statt der Staubscheibe, gab es eine nierenförmige Struktur zu sehen. Die großen Staubkörner waren nicht gleichverteilt, sondern in einer Staubfalle konzentriert. Der Kontrast zum Rest der Staubscheibe lag in diesem Fall bei etwa 130, so dass dies ein sehr deutliches Ergebnis ist.

Die hier entdeckte Staubfalle ist aber vermutlich zu weit entfernt von Oph-IRS 48 und daher zu wenig dicht, um einen Planeten bilden zu können. Stattdessen dürfte es sich hier eher um eine Art Kometenfabrik handeln – viele kleine Körper können entstehen, aber für einen großen dürfte es dort kaum reichen. Dennoch ist diese Entdeckung ein großer Schritt auf dem Weg zu einem besseren Verständnis der Planetenentstehung. In Zukunft kann ALMA mit Sicherheit noch deutlich bessere Bilder erstellen, denn die hier vorgestellte Beobachtung wurde während der Bauphase mit nur der Hälfte der mittlerweile verfügbaren Antennen durchgeführt. Dann wird es ALMA auch möglich sein, Staubfallen zu entdecken, die deutlich näher an ihrem Stern liegen und somit tatsächlich die Geburtsstätten von Planeten werden könnten.

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Ein Beitrag von Michael Clormann. Quelle: ESA, Wikipedia. Vertont von Peter Rittinger.

Herschel, dessen Vorrat an Kühlmittel für seine astronomische Sensorik nun rapide zur Neige geht, hat im fernen Infrarotbereich von 100 bis 160 μm eine stark, ringförmige Abstrahlung um den Stern κ Coronae Borealis lokalisieren können. Diese scheint von einem großen Ring aus Staub und Geröll auszugehen, der sich über große Bereiche des dortigen Planetensystems erstreckt. Bisher war schon bekannt, dass zumindest ein großer Exoplanet, oder ein ähnliches Objekt planetarer Masse, ebenfalls dort existiert

κ CrB ist ein sogenannter Unterriese der Spektralklasse K, dessen Masse etwa dem 1,5-fachen unserer Sonne entspricht und der vermutlich etwa halb so alt ist wie unser Heimatstern. Er nähert sich dem Ende seines Lebenszyklus‘ und befindet sich in einer frühen Phase der Volumen-Expansion hin zu einem Roten Riesen. Damit entspricht sein Beispiel dem typischen Verhalten massearmer Sterne, deren Reservoire an fusionierbarem Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist. Das Aufblähen dieser Giganten geschieht infolge der dann einsetzenden Prozesse des Helium- und Schalenbrennens

Genau aus diesem Grund erscheint er für die Forschung so interessant: bislang sind keine weiteren Sterne dieses Typs bekannt, die sowohl Planeten als auch einen markanten Staubgürtel in ihrem System beherbergen. Aufgrund dieses Alleinstellungsmerkmals, und auch hinsichtlich der Auswirkungen expandierender Riesensterne auf ihr Planetensystem, besteht dementsprechend einiges Forschungsinteresse.

Die vorliegenden Beobachtungen sprechen dafür, dass der gut sichtbare Gürtel aus dem Material zahlreicher kollidierter Asteroiden besteht. Dies vorausgesetzt erstaunt aber die Tatsache, dass er offenbar nur wenig jünger ist als der Stern den er umkreist. Aus dem Sonnensystem ist eine solche Langlebigkeit bisher nicht bekannt. Hier haben die inneren Planeten schon frühzeitig als regelrechte „Staubsauger“ gewirkt und sämtliches Restmaterial in relativer Sonnennähe durch Kollision absorbiert. Bei κ CrB war dies hingegen augenscheinlich nicht der Fall. Die Astronomen haben nun grundsätzlich drei mögliche Varianten für die Konfiguration der Sternumgebung ausgemacht:

1. Der beobachtete Gürtel schließt nach außen hin an einen inneren Planeten an, der sich auf einer Bahn mit einem Radius von mindestens sieben Astronomischen Einheiten um den Unterriesen bewegt. Die Scheibe aus Staub und Geröll hätte in diesem Modell eine enorme, weitgehend ununterbrochene Ausdehnung von 20 bis 220 AE Entfernung vom Zentralgestirn.
2. Zwei Exoplaneten bewegen sich auf Bahnen innerhalb des Gürtels und „durchmischen“ diesen mit ihrem Gravitationseinfluss. Durch die so initiierten Bahnänderungen und damit Kollisionen der Ringbestandteile entstünde laufend feineres Material.
3. Der Gürtel wird von einem sehr großen, umlaufenden Körper in ein äußeres und ein inneren Ringsegment unterteilt. Dessen Sternorbit läge in einer Entfernung zwischen sieben und 70 AE. Auf dieser Position könnte der Körper so massereich sein, dass ein Brauner Zwerg statt lediglich einem großen Gasplaneten als Erklärung in Frage kommt.

Aufgrund der bisher singulären Beobachtung einer solchen Konstellation stehen diese bisherigen Konzepte aber weiterhin unter einem gewissen Vorbehalt. Genauere Erkenntnisse erhoffen sich die Astronomen deshalb von der Entdeckung weiterer Systeme mit ähnlichen Eigenschaften. Erste Hinweise auf deren Existenz ergeben sich scheinbar bereits aus Herschels bisherigem Beobachtungsmaterial.

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

Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Sascha Quanz von der ETH Zürich in der Schweiz hat die Scheibe aus Gas- und Staubpartikeln näher untersucht, welche den im südlichen Sternbild Fliege (lat. „Musca“) gelegenen Stern HD 100546 umgibt. Mit einer Entfernung von rund 335 Lichtjahren befindet sich dieser noch relativ junge Stern in kosmischen Maßstäben betrachtet fast in der unmittelbaren Nachbarschaft zu unserem Sonnensystem.

Bei ihren Untersuchungen fanden die Astronomen Anzeichen dafür, dass in der protoplanetare Scheibe, welche den Stern umgibt, ein Planet existiert, welcher sich anscheinend noch im Entstehungsprozess befindet. Sollten sich die Beobachtungsdaten bestätigen, so würde es sich bei diesem sich gerade bildenden Planeten um einen Gasriesen handeln, welcher dem Planeten Jupiter, dem größten und massereichsten Planeten in unserem Sonnensystem, ähnelt.

„Die Planetenentstehung war bisher ein Forschungsgebiet, in dem hauptsächlich mittels Computersimulationen gearbeitet wurde“, so Sascha Quanz. „Wenn es sich bei unserer Entdeckung wirklich um einen Planeten im Entstehungsstadium handelt, dann versetzt das die Wissenschaft zum ersten Mal in die Lage, Entstehung und Wechselwirkung eines Planeten mit seiner Geburtsumgebung in einer sehr frühen Phase empirisch zu untersuchen.“

Da sich die Planeten unseres Sonnensystems schon vor etwa 4,57 Milliarden Jahren gebildet haben, können Astronomen deren Entstehungsprozess nicht mehr direkt beobachten. Dennoch wurden die bisher erstellten theoretischen Modelle zur Entstehung von Planeten und Planetensystemen viele Jahre lang von den Beobachtungsbefunden in unserem Sonnensystem beeinflusst, da keine anderen Planetensysteme bekannt waren, welche als vergleichende Studienobjekte genutzt werden konnten. Seit aber im Jahr 1995 der erste Exoplanet entdeckt wurde, ist es den Astronomen gelungen, hunderte weitere Planetensysteme aufzuspüren. Dadurch bedingt ergeben sich mittlerweile völlig neue Möglichkeiten, um die bei der Planetenentstehung ablaufenden Prozesse eingehend zu untersuchen. Bisher wurde jedoch noch nie ein Planet entdeckt, welcher sich – noch eingebettet in die Materiescheibe um seinen jungen Zentralstern – im Prozess seiner Entstehung befindet.

Der Stern HD 100546 und die ihn umgebende Materiescheibe wurde in der Vergangenheit bereits mehrfach ausführlich von verschiedenen Wissenschaftlergruppen untersucht, da dort aufgrund der Struktur der protoplanetaren Scheibe bereits seit längerem ein größerer Gasplanet vermutet wird, welcher seinen Zentralstern mit dem sechsfachen Abstand der Erde zur Sonne umkreisen soll. Der jetzt entdeckte Protoplaneten-Kandidat umkreist seinen Zentralstern dagegen in einer mehr als 10 mal größeren Distanz von etwa 70 Astronomischen Einheiten, was einer Entfernung von rund 10,5 Milliarden Kilometern entspricht.

In unserem Sonnensystem befindet sich in dieser Entfernung zur Sonne der aus diversen Asteroiden und Zwergplaneten bestehende Kuipergürtel. Kontrovers an der neuen Entdeckung ist, dass diese Art von Umlaufbahn für einen Riesenplaneten nicht gut mit den gängigen Theorien bezüglich der Planetenentstehung in Einklang zu bringen ist. Ob sich der Planet während seines gesamten bisherigen Entstehungsprozesses auf seiner jetzigen Umlaufbahn befunden hat oder ob er erst nach seiner Bildung von weiter innen nach außen gewandert ist, konnte bisher nicht geklärt werden.

Laut den bisher gängigen Modellvorstellungen bilden sich Planeten, indem sie durch ihre dabei zunehmende Masse und Schwerkraft einen Teil des Scheibenmaterials einfangen, welches bei der Bildung des Zentralsterns nicht „verbraucht“ wurde. In ihrer neuen Aufnahme der protoplanetaren Scheibe von HD 100546 haben die Astronomen Belege gefunden, welche diese Hypothese unterstützen. Nahe an dem potentiellen Protoplaneten wurden in der Staubscheibe Strukturen entdeckt, welche auf Wechselwirkungen zwischen dem Planeten und der Scheibe zurückgehen könnten. Zudem zeigen im nahinfraroten Spektralbereich gewonnene Beobachtungsdaten Hinweise darauf, dass der Protoplanet seine unmittelbare kosmische Umgebung anscheinend „aufheizt“.

Adam Amara vom ETH, ein weiterer der an den Beobachtungen beteiligten Astronomen, äußerst sich bezüglich dieser Entdeckung folgendermaßen: „Die Erforschung von Exoplaneten ist ein extrem spannender Teilbereich der modernen Astronomie und direkte Abbildungen von Exoplaneten sind ein völlig neues Feld, das von den jüngsten Fortschritten in der Instrumentierung und Datenanalyse besonders profitiert. Für unsere Studie haben wir Analysemethoden verwendet, die eigentlich für die Kosmologie entwickelt wurden. Ein fruchtbarer Austausch zwischen verschiedenen astronomischen Disziplinen kann also zu außergewöhnlichen Fortschritten führen.“

Für ihre Beobachtungen nutzten die Astronomen die im nahinfraroten Spektralbereich arbeitende adaptive Optik NACO des Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in den chilenischen Anden. Durch die Verwendung eines Koronografen konnte hierbei das von dem beobachteten Stern ausgehende gleißend helle Licht ausblendet werden, welches ansonsten das von dem Protoplaneten-Kandidaten reflektierte Licht überstrahlen würde. Durch den Einsatz einer adoptisierten Phasenplatte wurde der Bildkontrast in der unmittelbaren Umgebung des beobachteten Zentralsterns zusätzlich erhöht.

Obwohl die Existenz eines sich gerade bildenden Planeten die wahrscheinlichste Erklärung für die gewonnenen Daten ist, werden laut den beteiligten Astronomen weitere Untersuchungen nötig sein, um die Entdeckung zweifelsfrei zu bestätigen und andere Szenarien auszuschließen. Das beobachtete Helligkeitssignal könnte zum Beispiel anstatt von einem Protoplaneten auch von einem Hintergrundobjekt des HD 100546-Systems stammen, auch wenn dies als sehr unwahrscheinlich angesehen wird. Um ein solches Hintergrundobjekt ausschließen zu können, muss der potentielle Protoplanet über einen längeren Zeitraum beobachtet werden. Nur durch sich dabei ergebenden Positionsveränderungen könnte eindeutig nachgewiesen werden, dass es sich hierbei um ein Objekt handelt, welches den Stern HD 11546 umkreist. Ebenso könnte es sich statt um einen gerade in der Entstehung befindlichen Protoplaneten um einen bereits vollständig ausgebildeten Planeten handeln, welcher nach seiner Entstehung aus seiner ursprünglichen, näher am Zentralstern verlaufenden Umlaufbahn herausgeschleudert wurde.

Sollte es sich jedoch bestätigen, dass es sich bei dem neu entdeckten Objekt tatsächlich um einen Protoplaneten handelt, der sich – eingebettet in die den Zentralstern umgebende Materiescheibe – noch im Entstehungsprozess befindet, dann würde den Astronomen damit ein einzigartiges Laboratorium zur Verfügung stehen, mit dem sich die Prozesse, welche bei der Entstehung eines Planetensystems abspielen, im Detail beobachten und untersuchen lassen.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse von Sascha P. Quanz et al. wurden am heutigen 28. Februar 2013 in der Online-Ausgabe der Fachzeitschrift „Astrophysical Journal Letters“ unter dem Titel „A Young Protoplanet Candidate Embedded in the Circumstellar disc of HD 100546“ publiziert.

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Fachartikel von Sascha P. Quanz et al.:

• A Young Protoplanet Candidate Embedded in the Circumstellar disc of HD 100546 (engl.)

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: Max-Planck-Institut für Astronomie, ESA, JPL.

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 Grundlagen für ein ganzen Fachgebiet legen kann.

Dieser Stern verfügt über ein noch sehr junges Alter von etwa drei bis zehn Millionen Jahren und ist von einer sogenannten protoplanetaren Scheibe umgeben. Hierbei handelt es sich um eine flache, ringförmig verlaufende Ansammlung von Gas und Staub, welche den Stern umgibt. In dieser dichten 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 eigenes Sonnensystem entstanden.

Protoplanetare Scheiben wurden in den vergangenen Jahren von den Astronomen bereits bei einer Vielzahl von jungen Sternen beobachtet. Das Besondere an der Scheibe von TW Hydrae ist jedoch die in astronomischen Maßstäben betrachtet geringe Entfernung von lediglich 176 Lichtjahren, welche unser heimisches Sonnensystem von TW Hydrae trennt. Alle anderen derzeit bekannten Scheiben sind mindestens zweieinhalb soweit von der Erde entfernt. Damit stellt die TW Hydrae umgebende protoplanetare Scheibe für die Astronomen im Vergleich zu vergleichbaren Beobachtungsobjekten ein konkurrenzlos gutes Beobachtungsziel dar.

Zwar können die Astronomen aufgrund der gegebenen Größen- und Entfernungsverhältnisse keine direkten Aufnahmen der protoplanetaren Scheibe anfertigen (trotz einer Ausdehnung von fast 400 Astronomischen Einheiten ist die Staubscheibe hierfür aufgrund der Entfernung immer noch zu klein) – durch spektroskopische Untersuchungen des Lichts, welche von diesem Sternsystem bei unterschiedlichen Wellenlängen ausgesandt werden, und dem Vergleich der dabei gewonnenen Daten mit theoretischen Modellen lassen sich die Anwesenheit und wichtige Eigenschaften der Scheibe aber trotzdem gut erschließen und nachvollziehen. Dementsprechend verfügt der Stern TW Hydrae über eine der am häufigsten beobachteten und dabei am gründlichsten untersuchten protoplanetaren Scheiben überhaupt.

Allerdings war den untersuchenden Astronomen eines der grundlegenden Parameter dieser Scheibe bislang nur sehr ungenau bekannt, nämlich die Masse des in der Scheibe enthaltenen Wasserstoffs (Raumfahrer.net berichtete bereits über dessen Entdeckung in den äußeren Regionen der Scheibe). Dieser Massenwert ist jedoch entscheidend, um letztendlich auch abschätzen zu können, wie viele und welche Arten von Planeten zukünftig aus der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae hervorgehen können. Die bisherigen Versuche, diese Masse zu bestimmen, hingen empfindlich von Modellannahmen ab und waren dementsprechend ungenau. Die Abschätzungen für die Masse des molekularen Wasserstoffs in der Scheibe variierten zwischen einer halben und etwa 63 Jupitermassen.

Wenn Astronomen die Menge oder Häufigkeit eines bestimmten Stoffes in einer bestimmten Region des Weltalls nachweisen wollen, so suchen sie dabei mittels spektroskopischer Untersuchungen nach bestimmten Lichtemissionen, welche für diesen spezifischen Stoff charakteristisch sind. Bei dem Nachweis von Wasserstoffmolekülen funktioniert dieses Prinzip jedoch nur unzureichend, da diese Moleküle kaum Strahlung aussenden. Frühere Bemühungen, die Masse der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae zu bestimmen, basierten deshalb auf Indikatorstoffen, so genannte „Tracer“, welche typischerweise zusammen mit molekularem Wasserstoff auftreten, um dessen Menge indirekt abzuschätzen. Die Astronomen beobachteten so zum Beispiel das in der Scheibe enthaltene Kohlenmonoxid oder den in der Scheibe vorhandenen Staub und verließen sich dann auf Modelle und weitere Messungen, um so Rückschlüsse auf die enthaltene Menge des molekularen Wasserstoffs zu ziehen.

Dieses Vorgehen birgt allerdings mehrere potentielle Fehlerquellen. Abschätzungen der Masse aufgrund der Wärmestrahlung von Staubkörnern in der Scheibe beruhen auf Annahmen über den Grad der Undurchsichtigkeit, der Opazität, des Staubs. Dieser Wert ändert sich jedoch drastisch, während der Staub zu immer größeren Körnern zusammenklumpt. Unsicherheiten über das Verhältnis der Gasmenge zur Staubmenge, welche aus Messungen des interstellaren Mediums abgeleitet werden, fließen ebenfalls ein.

Abschätzungen aufgrund der Anwesenheit von Kohlenmonoxid sind zudem deshalb kompliziert, da die Scheibe für die betreffende Art von Strahlung undurchsichtig ist. Entsprechende Beobachtungen zeigen daher nur die unmittelbare Oberfläche der Scheibe. Wie sich dieser Werte dann zum Gesamtvolumen verhält, muss anschließend aus geeigneten Modellen erschlossen werden. Je nach dem verwendeten Modell ergibt sich so ein weites Spektrum an Massewerten, was die weiter oben erwähnten Differenzen bezüglich der Masse des molekularen Wasserstoffs bei TW Hydrae erklärt.

Bei den jetzt mit dem Weltraumteleskop Herschel durchgeführten Messungen wurde dagegen ausgenutzt, dass es bei den Wasserstoffmolekülen subtile Unterschiede gibt. Einige wenige Moleküle bestehen nicht aus zwei normalen Wasserstoffatomen, sondern enthalten vielmehr ein Deuteriumatom (während der Atomkern von Wasserstoff nur aus einem einzigen Proton besteht, enthält Deuterium ein zusätzliches Neutron). Diese Wasserstoffdeuterid-Moleküle senden eine bis zu eine Million mal stärkere Strahlung aus als „normale“ Wasserstoffmoleküle. Die reale Intensität dieser Strahlung hängt dabei von der Temperatur des Gases ab, welche im Fall von TW Hydrae mittels des von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Teleskopverbund „ALMA“ ermittelt wurde.

Das Weltraumteleskop Herschel bietet speziell im Wellenlängenbereich dieser Strahlung eine bisher einmalige Kombination aus Empfindlichkeit einerseits und „Feinheit“ der spektrale Auflösung andererseits. Für die Beobachtungen von TW Hydrae kam das Herschel-Instrument PACS (kurz für „Photodetector Array Camera & Spectrometer“) zum Einsatz. Hierbei handelt es sich um ein Kombinationsinstrument aus einer astronomischen Kamera und einem Spektrografen für Wellenlängen zwischen 57 und 210 µm.
Durch die Verwendung dieses Instruments gelang es den an der Untersuchung beteiligten Astronomen nicht nur, die Wasserstoffdeuterid-Molekülen nachzuweisen, sondern auch deren Anzahl zu bestimmen. Beobachtungen an verschiedenen kosmischen Objekten bis zu Entfernungen von rund 300 Lichtjahren zeigen, dass das Mengenverhältnis zwischen Deuterium und normalem Wasserstoff in unserer unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft anscheinend weitgehend konstant ausfällt.

Weist man Wasserstoffdeuterid in einer gegebenen Menge nach und rechnet anhand dieses Häufigkeitsverhältnisses um, so ergibt sich somit auch eine gute Abschätzung für die Gesamtmenge an molekularem Wasserstoff. Die Auswertung der so gewonnenen Daten, welche eine zehn Mal genauere Massebestimmung als alle vorigen Studien erlaubt, ergab, dass die protoplanetare Scheibe von TW Hydrae über eine Mindestmasse von rund 52 Jupitermassen verfügt. Sollten sich zudem einige der Deuteriumatome in molekularem Eis oder in komplexeren organischen Molekülen, zum Beispiel in polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen (kurz „PAK“) verbergen, oder sollten Teilbereiche der Scheibe undurchlässig für die charakteristische Strahlung des Wasserstoffdeuterids sein, dann wird die Menge an molekularem Wasserstoff mit dieser Methode jedoch unterschätzen. Aus diesem Grund stellt der jetzt veröffentlichte Massenwert eine Untergrenze dar.

Die Temperaturschätzung wurde aus Kohlenmonoxid-Spektrallinien abgeleitet und fällt aller Wahrscheinlichkeit nach zu niedrig aus. Mittels dieser Methode wurden lediglich die äußeren Schichten der Scheibe erfasst. Im Inneren der Scheibe, von wo die meiste Strahlung des Wasserstoffdeuterids stammt, sollte die Temperatur noch höher ausfallen. Alle eventuell möglichen Korrekturen über die Gesamtmasse der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae sollten von daher zu noch höheren Werten führen.

Abschätzungen bezüglich des Alters von TW Hydrae führen die Astronomen auf Werte zwischen drei und zehn Millionen Jahre – ein Alter, welches für Sternsysteme mit protoplanetaren Scheiben relativ hoch liegen. Normalerweise, so die bisherigen Theorien über die Bildung von Planeten, sollte sich das gerade entstehende Planetensystem um TW Hydrae bereits vollständig ausgebildet haben. Die neuen Massenmessungen zeigen jedoch, dass trotz dieses hohen Alters noch genügend Materie in der Scheibe vorhanden ist, um dort ein Planetensystem entstehen zu lassen, welches dabei sogar größer ausfallen könnte als unser heimisches Planetensystem.

„Diese Scheibe weist noch genügend Masse auf, um das Äquivalent von 50 Jupitern zu bilden“, so Edwin A. Bergin von der University of Michigan, der Hauptautor einer Publikation, welche sich mit den aktuellen Untersuchungen beschäftigt,.

Basierend auf dieser soliden Grundlage und unter Einbeziehungen weiterer Eigenschaften wie zum Beispiel der Temperaturverteilung, welche sich aus Folgebeobachtungen mit dem von der Europäischen Südsternwarte (ESO) betriebenen Teleskopverbund „ALMA“ noch deutlich genauer erschließen lassen sollte, wird es zukünftig möglich sein, noch weit realistischere Modelle für die Scheibe von TW Hydrae zu entwickeln als bisher. Der Vergleich dieser Modelle mit den bisher gewonnen Beobachtungsdaten wird es den an den Forschungen beteiligten Astronomen wiederum erlauben, die derzeit gängigen Theorien über die Entstehung von Planeten und Planetensystemen zu überprüfen und noch weiter zu verfeinern.

Die hier kurz vorgestellten Forschungsergebnisse wurden heute in der Fachzeitschrift „Nature“ von unter dem Titel „An old disk still capable of forming a planetary system“ veröffentlicht.

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Abstract des Fachartikels bei Nature:

• An old disk still capable of forming a planetary system (engl.)

Der Beitrag Die Masse der Staubscheibe um TW Hydrae erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Ein internationales Astronomenteam hat den jungen Stern HD 142527 untersucht. Dieser Stern ist rund 450 Lichtjahre von der Erde entfernt. Durch sein geringes Alter ist er noch von Resten der Staub- und Gasscheibe umgeben, aus der er entstanden ist. Diese Scheibe hat allerdings eine besondere Zusammensetzung, die auch schon länger bekannt war: Im Bereich direkt um den Stern herum gibt es eine dünne Scheibe mit einem Radius von 10 AE (Astronomische Einheit, entspricht dem Radius der Erdumlaufbahn). Darauf folgt eine große Lücke und erst weit außen gibt es einen weiteren Ring aus Gas und Staub, der bei einem Radius von 140 AE beginnt. Die neuen Beobachtungen haben dabei sogar belegt, dass es sich nicht um eine durchgehenden Ring, sondern mehr um eine Hufeisenstruktur handelt.

Die innere Scheibe sollte eigentlich innerhalb kurzer Zeit vom Stern verschluckt werden. Es muss also einen Mechanismus geben, der Gas vom äußeren Hufeisen in die innere Scheibe transportiert. Die ALMA-Ergebnisse zeigen nun erstmals zwei Gasströme, die die beiden Scheiben verbinden. Das Auflösungsvermögen von ALMA ist das höchste derzeit technisch mögliche und macht solche Erkenntnisse erst möglich. Die beobachteten Gasströme werden offenbar von zwei Gasplaneten verursacht. Diese ziehen Material aus der äußeren Scheibe an. Einen Teil dieses Materials nehmen sie selbst auf und wachsen dadurch weiter an, aber ein Teil des Gases fließt auch an den Planeten vorbei und füllt somit die innere Scheibe auf. Die beobachteten Gasströme scheinen genau in der Lage zu sein, die Menge die der Stern verschlingt konstant nachzufüllen.

Als klar war, dass diese Planeten existieren müssen, um die Gasströme zu verursachen, wurde versucht, die Planeten direkt zu beobachten. Dazu wurden Infrarotteleskope verwendet. Diese waren allerdings nicht in der Lage, ein Signal zu detektieren. Offenbar sind die Gasströme zu dicht und undurchsichtig, so dass die Planeten selbst nicht sichtbar sind. Aufgrund der beobachteten Dynamik lässt sich aber abschätzen, dass die Planeten höchstens viermal so schwer sind wie der Jupiter. Sie bewegen sich in einem Abstand von etwa 90 AU zum Stern. Vermutlich sorgt ihre Gravitation auch für die Hufeisenform der äußeren Gas- und Staubscheibe.

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Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: ESO.

Allgemein wird angenommen, dass sich terrestrische Planeten durch zufällige Zusammenstöße und darauf folgendes Zusammenkleben von Staubteilchen bilden. Durch fortgesetztes Verschmelzen wachsen diese Teilchen immer weiter an, bis sie sich schließlich zu Felsplaneten zusammenfügen. Basis für diesen Prozess sind Staubscheiben um junge Sterne.

Braune Zwerge sind Objekte, die zu klein für einen Stern sind. Ihre Masse reicht nicht aus, um Wasserstoff zu fusionieren, allerdings können sie vorübergehend andere Fusionsreaktionen durchführen. Daher leuchten sie sehr schwach aus eigener Kraft. Wenn Braune Zwerge Staubscheiben besitzen, dann sollten diese theoretisch nur sehr dünn sein und aus feinem Staub bestehen. Somit würden sie keine relevante Körnchenbildung zeigen. Falls sich diese doch bilden sollten, würden größere Staubkörner nach klassischer Theorie schnell zum Braunen Zwerg hingezogen und von diesem verschluckt werden.

Mit ALMA wurde nun der Braune Zwerg ISO-Oph 102 ins Visier genommen. Dieser ist mit 6% der Sonnenmasse ein typischer Vertreter seiner Art. Das immer noch in Bau befindliche ALMA bietet das höchste räumliche Auflösungsvermögen, das derzeit verfügbar ist. Die neuen Beobachtungen von ALMA passen jedoch nicht zur klassischen Theorie. ISO-Oph 102 besitzt eine relativ dichte Staubscheibe, die viel mehr der von normalen Sternen ähnelt, als der Staubscheibe eines gewöhnlichen Braunen Zwergs. Unter Anderem konnte in der Staubscheibe auch Kohlenmonoxid nachgewiesen werden, das bislang nur von stellaren Staub- und Gasscheiben bekannt war.

Auch die Staubkörner selbst sind überraschend. Die Größe von Staubkörnern lässt sich relativ leicht bestimmen. Sie strahlen fast nur Elektromagnetische Wellen mit Wellenlängen bis zu ihrem eigenen Durchmesser ab. Im Bereich oberhalb ihres Durchmessers sind die Staubkörnchen also nicht mehr zu detektieren. Erwartet wurde daher, dass die Staubscheibe im Submillimeterbereich gut zu sehen ist, im Millimeterbereich aber fast verschwindet. Verwendet wurden dazu ALMAs Empfänger für Wellenlängen von 0,89 mm und 3,2 mm. Dieser Abfall war so allerdings nicht festzustellen. Es finden sich also auch deutlich größere Staubkörnchen als erwartet in der Scheibe. Somit laufen offensichtlich genau die Akkretionsprozesse ab, die in der Umgebung eines solch leichten Objekts nicht erwartet wurden.

Diese überraschenden Ergebnisse werfen neue Fragen auf. Kann sich sogar ein ganzer Planet in einer solchen Staubscheibe bilden? Hat sich in diesem Fall vielleicht sogar schon ein solcher Planet gebildet? Möglicherweise kann ALMA selbst diese Fragen beantworten, sobald es 2013 fertig gestellt wird.

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Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESA, JPL, Science. Vertont von Peter Rittinger.

Das Beobachtungsziel des von der europäischen Weltraumagentur ESA betriebenen Infrarot-Weltraumteleskops Herschel war der etwa 175 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt gelegene junge Zwergstern TW Hydrae im Sternbild Wasserschlange (lateinischer Name: Hydra). Dieser Vertreter der T-Tauri-Sterne verfügt über ein Alter von etwa fünf bis zehn Millionen Jahren und ist von einer sogenannten protoplanetaren Scheibe umgeben. Hierbei handelt es sich um eine flache, ringförmig verlaufende Ansammlung von Gas und Staub, welche den Stern umrundet.

Vergleichbare Objekte konnten von den Astronomen in den letzten Jahrzehnten in der Umgebung vieler junger Sterne nachgewiesen werden. Aus solchen Akkretionsscheiben gehen nach der gängigen Theorie zur Planetenbildung im Laufe mehrerer Millionen Jahre Planeten hervor. Auch aus der Scheibe um TW Hydrae, welche über eine Ausdehnung von fast 400 Astronomischen Einheiten verfügt, werden sich in der Zukunft Planeten, Asteroiden und Kometen bilden.

In den inneren, relativ warmen Regionen solcher protoplanetarer Scheiben gelang Astronomen bereits häufiger der Nachweis von größere Mengen an „heißen“ Wasserdampf. Jetzt konnte durch die Untersuchung der Staubscheibe von TW Hydrae auch erstmals in den äußeren, deutlich kühleren Bereichen einer solchen Scheibe „kalter“ Wasserdampf nachgewiesen werden. Die Beobachtungsdaten des Herschel-Weltraumteleskops deuten darauf hin, dass sich der Wasserdampf vom inneren Bereich der Scheibe bis zu einer Entfernung von 115 Astronomischen Einheiten vom Zentralstern erstreckt. Für ihre in der aktuellen Ausgabe des Fachmagazins „Science“ publizierten Entdeckung benutzten die Astronomen das „Heterodyne Instrument for the Far Infrared“-Spektrometer (HIFI) an Bord von Herschel.
Um die Menge des bei TW Hydrae detektierten Wasserdampfs abzuschätzen, simulierte ein internationales Wissenschaftlerteam unter der Leitung des Astronomen Michiel R. Hogerheijde von der Universität Leiden in den Niederlanden die chemischen und physikalischen Prozesse, welche sich im Inneren der Scheibe abspielen, und verglich die dabei gewonnenen Ergebnisse mit den Messdaten von Herschel. Demzufolge entspricht die im Bereich der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae nachgewiesene Menge an Wasserdampf rund 0,5 Prozent der in den irdischen Ozeanen befindlichen Wassermenge.

Dies ist allerdings lediglich die „Spitze eines Eisberges“, so Hogerheijde, denn die Menge des gesamten in der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae befindlichen Wassers fällt deutlich höher aus. Im inneren Bereich einer protoplanetaren Scheibe ist die Temperatur zu hoch, als das sich der Wasserdampf in Form von Eis ablagern kann. In den äußeren Regionen der Scheibe gefriert der Wasserdampf dagegen bei Temperaturen von rund minus 250 Grad Celsius an den Oberflächen der dort befindlichen Staubkörner zu Eis.

Die von dem Stern ausgehende UV- und Röntgenstrahlung führt dazu, dass sich die Wassereismoleküle in der oberen Schichten der protoplanetaren Wolke wieder von dem Staub trennen und anschließend erneut in den gasförmigen Zustand übergehen. Dabei erzeugen sie eine dünne Schicht aus Wasserdampf, welche den äußeren Rand der Scheibe umgibt. Und lediglich diese dünne Schicht aus Wasserdampfmolekülen konnte vom HIFI-Instrument nachgewiesen werden. Um die hierbei detektierte Menge an Wasserdampf zu erzeugen, so die Ergebnisse der Computermodelle, muss die Gesamtmasse der im Inneren der Staubscheibe von TW Hydrae befindlichen Eisvorkommen die Wasserbestände aller irdischer Ozeane mehrere tausend Mal übertreffen. Die Gesamtmasse des Wassereises bei TW Hydrae beläuft sich diesen Modellen zufolge auf eine Masse von 9^.10²⁷ Gramm.

Die Forschungsergebnisse werden den Astronomen dabei helfen, die bisherigen Modelle der Planetenentstehung weiter zu verfeinern und dadurch letztlich auch die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte unseres eigenen Sonnensystems noch besser zu verstehen. Von besonderem Interesse ist dabei das bessere Verständnis der Rolle, welche das Wasser in protoplanetaren Scheiben spielt.

„Die Untersuchung von Wasser in einer protoplanetaren Scheibe ist von großer Bedeutung für unser Verständnis über die Prozesse, welche sich bei der Bildung eines Planetensystems abspielen“, so Göran Pilbratt, Herschel-Projektwissenschaftler der ESA. So könnten sich zum Beispiel neue Hinweise zur Beantwortung der Frage ergeben, auf welche Weise einstmals das Wasser auf die Erde gelangt ist.
Speziell in den äußeren Bereichen einer protoplanetaren Scheibe bilden sich aus den dort befindlichen Staubkörnern die Kometen eines Sonnensystems und das ebenfalls in den Kometen enthaltene Wasser wird als eine der Quellen angesehen, welche Planeten mit Wasser versorgen. Eine entsprechende Theorie erhielt erst kürzlich weiteren Auftrieb, als Wissenschaftler entdeckten, dass das im Kometen Hartley 2 enthaltene Wasser von seiner Zusammensetzung her dem Wasser in den irdischen Ozeanen gleicht.

Auch das in der protoplanetaren Scheibe von TW Hydrae enthaltene Wasser könnte somit in der Zukunft einmal den Planeten zur Verfügung stehen, welche sich um diesen Stern bilden werden.

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Science:

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Der Beitrag Herschel entdeckt Wasserdampf bei TW Hydrae erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: Space.com.

Gasriesen wie Jupiter und Saturn wuchsen in einer Scheibe aus Staub und Gas, die sich unter ihren eigenen Gravitationskräften windet. Die protoplanetarische Staubscheibe wird zunächst immer dünner und dichter, bis sie einen Kipppunkt erreicht, an dem sie gravitational instabil wird, wie ein Blatt Papier zerknittert und in kilometergroße Blöcke zerfällt, die Kondensationskeime für die späteren Gasriesen bilden. Davon geht die aktuell geläufige Theorie zur Planetenformation aus. Aber eine neuartige dreidimensionale Modellierung der Vorgänge in der Scheibe bringt diese Theorie ins Wanken. Denn ihren Ergebnissen zu Folge halten Turbulenzen den Staub davon ab, sich so dicht zusammen zu schließen, dass die Scheibe an den besagten Kipppunkt kommen kann.
„Es ist seit den 1980er Jahren bekannt, dass diese Theorie nicht unproblematisch ist, aber bisher hat man es gemieden, 3D-Simulationen durchzuführen“, sagte Joseph Barranco, Astrophysiker an der San Francisco State University in Kalifornien.

Wie Wellen auf einem Teich

Die Wissenschaft ging lange davon aus, dass sich Staub und Gas in einer protoplanetarischen Scheibe früher oder später voneinander trennen, so dass der Staub sandwichartig zwischen einer oberen und einer unteren Schicht aus Gasen eingeschlossen wird. Barranco aber fand mit seiner Simulation heraus, dass die beiden Gasschichten sich mit höheren Geschwindigkeiten als die dazwischen liegende Staubschicht um den Stern bewegen, wodurch es zu Verwirbelungen kommt.

„Es ist ähnlich, wie wenn Wind über Wasser in einem Teich bläst – es bilden sich Wellen“, sagte Barranco zu space.com. Seine Forschungen zeigen, dass diese Wellen den Staub daran hindern, sich jemals in dieser dünnen, dichten mittleren Schicht absetzen zu können.

Dies erinnert stark an das Phänomen der vertikalen Scherung in der Troposphäre der Erde, wo sich die Windgeschwindigkeit mit der Höhe ja auch drastisch ändert. Die sich daraus ergebenden Turbulenzen können bekanntlich Flugzeugen gefährlich werden, die in großer Höhe fliegen.

Ein zweiter Faktor, der die Staubschicht nicht zur Ruhe kommen lässt, ist der Coriolis-Effekt. Auf der Erde wirkt er sich aus, wenn ein Flugzeug eine gerade Linie zu steuern versucht, aber aus Sicht des Bodens eine Kurve fliegt, da sich der Planet unter ihm weg dreht. Auch Winde können durch diesen Effekt beeinflusst werden, was zur Entstehung von Hurrikanen beiträgt.

Früher hatten manche Forscher gehofft, dass die radiale Scherung – die zwischen einem Ring einer Staubscheibe und dem nächstäußeren, langsamer rotierenden Ring auftritt – die anderen turbulenten Kräfte überwiegen würde. Barrancos Simulation zeigt allerdings, dass der Coriolis-Effekt und die vertikale Scherung sich normalerweise als stärker erweisen.

3D-Simulation per Supercomputing
Die Theorie der Planetenbildung hat ihrerseits schon allerlei Turbulenzen hinter sich. Frühes Interesse in den 1970er- und 1980er-Jahren flaute zunächst wieder ab, nur um in den 1990ern wieder aufzuflackern, als die ersten Exoplaneten entdeckt wurden.

„Um die Planetenbildungstheorie war es ruhig, solange wir nur unser eigenes Sonnensystem hatten“, sagte Barranco. Jetzt drängeln sich die Wissenschaftler geradezu, eine Theorie zu formulieren, die die vielen Gasriesen in den so verschiedenen bisher entdeckten Sonnensystemen erklären kann.

Dreidimensionale Simulationen turbulenter Kräfte kamen allerdings erst in den letzten Jahren im Zuge des Supercomputings auf. So nutzte auch Barranco Hunderte von parallel geschalteten Computerprozessoren, von denen jeder ein kleines Stück eines Puzzles zu bearbeiten hatte. Seine Studie markiert die erste 3D-Modellierung der Planetenbildung und erschien in der neuesten Ausgabe des Astrophysical Journal.
Um die Planetenbildung zu erklären, möchte der Forscher seine Arbeit von 2005 neu aufnehmen, die die Idee von Hurrikan-ähnlichen „Stürmen“ in protoplanetarischen Scheiben aufwarf. Im Zentrum solcher Gebilde könnte theoretisch genug Ruhe inmitten des umgebenden Chaos´ geherrscht haben, dass dort der Staub zusammen klumpen und den Keim für spätere Planeten bilden konnte.

„Dies ist ein unglaubliches spannendes Feld“, schwärmt Barranco. „Wir können die Planetenbildung nirgends direkt beobachten, aber wir wissen ganz sicher, dass es Planeten gibt, denn wir stehen auf einem solchen.“

Der Beitrag Neue 3D-Simulation hinterfragt Planetenbildungsmodell erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: ESO.

Beta Pictoris ist einer der bekanntesten und am besten untersuchten Sterne, bei denen seit langem bekannt ist, dass der Stern eine Staubscheibe besitzt. Die Art der Staubscheibe, die dort vorhanden ist, nennt man „Trümmerscheibe“ (englisch: debris disk). Solche Trümmerscheiben bestehen aus Staub, der unter anderem aus Zusammenstößen von Planetesimalen und Asteroiden in der frühen Entstehungsphase des Sterns entstand. Die Staubscheibe um Beta Pictoris war die erste ihrer Art überhaupt, die fotografisch aufgenommen worden ist (im Jahr 1984 von B. Smith & R. Terrile). Beobachtungen in den neunziger Jahren mit den Weltraumteleskop Hubble zeigten zudem einen sogenannten Warp in der Staubscheibe, d. h. eine asymmetrische Krümmung in derem Innerem bei ca. 50 AE. „Dies sind indirekte, aber verräterische Anzeichen, die auf die Anwesenheit eines massiven Planeten zwischen der 5- und 10-fachen Entfernung Erde-Sonne hinweisen.„, erläuterte die Teamführerin Anne-Marie Lagrange. „Dennoch sind die Untersuchung der inneren Region der Scheibe eine herausfordernde Aufgabe.“

Kürzliche Untersuchungen im Jahr 2007 offenbarten, dass der Warp in Wirklichkeit eine weitere, kleine Staubscheibe mit ca. 15 Grad ist.

Im Jahr 2003 verwendete das französisches Suchteam das NACO-Instrument an einem der 8,2-Meter-Teleskope des Very Large Telescope (VLT) der ESO, um die Umgebung von Beta Pictoris mittels hochauflösender Bilder im Infrarot-Bereich zu untersuchen. Kürzlich analysierte ein Mitglied des Teams die Daten erneut, um die mögliche Anwesenheit eines Begleiters des Sterns aufzuspüren. Man wendete eine Reihe von verschiedenen wissenschaftlichen Methoden und Tests an; in der Hoffnung, dass die Entdeckung des möglichen Begleiters als ein natürliches Objekt zu verifizieren. Das bedeutet, dass der mögliche Begleiters, der in der gewonnenen Aufnahme als ein Lichtpunkt zu erkennen war, kein so genanntes Speckles-Artefakt sein könnte. Diese Artefakte sind kleine, fleckenähnliche Lichtpunkte um eine Sternscheibe, die bei der Eliminierung des Sternenlichtes unter Anwendung von adaptiver Optik nicht ganz vermieden werden können.

In allen 3 Testreihen, die vorgenommen worden sind, zeigte sich, dass der mögliche Begleiter bei Beta Pictoris kein Speckle-Artefakt war, sondern ein real existierendes Objekt. „

Unsere Beobachtungen zielen auf die Anwesenheit eines Gasplaneten mit der 8-fachen Masse des Jupiters und einer projizierten Entfernung zum Zentralstern der 8-fachen Entfernung Erde-Sonne, das ca. der Entfernung von Saturn zur Sonne entspricht.„, erklärte Lagrange.
„Wir können jedoch nicht definitiv ausschließen, dass der mögliche Begleiter ein Vordergrund- oder Hintergrundobjekt ist„, ermahnte der Mitentdecker Gael Chauvin. „Um diese kleine Unsicherheit zu beseitigen, benötigen wir jedoch weitere, neue Beobachtungen, die diese Entdeckung bestätigen.“ Das Suchteam hatte zudem in den Beobachtungsarchiven des Weltraumraumteleskops Hubble geforscht, konnte aber den möglichen Planetenkandidaten keinem bereits bekannten Vordergrund- und Hintergrundobjekt um Beta Pictoris zuordnen.

Dass der mögliche Begleiter sich aber innerhalb der Staubscheibe von Beta Pictoris befindet, spricht dafür, dass es ein direkter Begleiter von Beta Pictoris sein kann. Desweiteren hat der mögliche Begleiter die benötigte Masse und die Entfernung zum Zentralstern, um die Entstehung des Warps in der Staubscheibe von Beta Pictoris zu erklären. Das bedeutet, dass dieser mögliche Planet für die Asymmetrie in der Staubscheibe verantwortlich wäre.

Wenn der Begleiter bestätigt wird, dann wäre es die fotografische Aufnahme eines Exoplaneten mit dem geringsten Abstand zu seinem Stern.

Im Zuge der letzten visuell-fotografischen Entdeckung von Exoplaneten um die Sterne HR 8799 und Fomalhaut – und nun um Beta Pictoris – hat sich eine neue Stufe in der Erforschung von Planeten um ferne Sterne etabliert. Bereits in den letzten Jahren konnten Einzelerfolge wie 2M 1207 b, GQ Lup b, AB Pic b, SCR 1845 b, UScoCTIO 108 b, CT Cha b und 1RXS J160929.1-210524 b erzielt werden, doch die Entdeckungen der vergangenen Wochen verstärkten das Potenzial nun um ein Vielfaches. Weitere Ziele stehen bereits auf den Beobachtungslisten. Zum Beispiel ist der Stern

Epsilon Eridani ein optimales Beobachtungsziel, da er sehr ähnliche Eigenschaften wie Beta Pictoris und Fomalhaut aufweist: Er ist ein sonnennaher Stern, er besitzt eine Staubscheibe und bei diesem Stern wurde schon ein Exoplanet entdeckt. Ein weiterer Exoplanet wird aufgrund der Asymmetrie der Staubscheibe vermutet.

Verwendete und weiterführende Quellen:
– Beta Pictoris planet finally imaged? (ESO 42/08 – Science Release)

– A probable giant planet imaged in the β Pictoris disk. VLT/NACO Deep L-band imaging (PDF-Preprint)- Infos zu beta Pictoris (Jean Schneider)

Der Beitrag Exoplanet um den Stern ‚beta Pic‘ visuell entdeckt? erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Michael Johne. Quelle: NASA/JPL-Caltech.

Der Star Epsilon Eridani ist ein recht junger Stern, etwas kühler und kleiner als unsere Sonne. Einige Jahre zuvor konnten Astronomen die Anwesenheit von zwei möglichen Planetenkandidaten (bestätigt & unbestätigt) nachweisen, sowie eine äußere Staubscheibe. Die äußere Staubscheibe ist sogar schon seit ca. 25 Jahren durch die Entdeckung des Infrarotsatelliten IRAS bekannt. Die Staubscheibe besteht wie der Kuiper-Gürtel unseres Sonnensystems vermutlich aus eisigen Kometen und Planetoiden.

Nun hat aber das Spitzer Space Telescope zwei Asteroidengürtel entdeckt, die innerhalb der Staubscheibe liegen. Das Spitzer Space Telescope beobachtete Epsilon Eridani dabei mit seinen beiden Kameras IRAC & MIPS und seinem Infrarot-Spektrometer IRS. Die beiden Asteroidengürtel haben geschätzte Entfernungen von 3 und 20 Astronomischen Einheiten zu ihrem Zentralstern. Zum Vergleich: Unser eigener Asteroidengürtel befindet sich ebenfalls in einer Entfernung von ca. 3 Astronomischen Einheiten und Uranus ist schätzungsweise 19 Astronomischen Einheiten entfernt. Die Anwesenheit der beiden Asteroidengürtel kann zugleich auf weitere, kleinere Planeten im System von Epsilon Eridani hinweisen.

Einer der beiden bekannten Planeten bei Epsilon Eridani, wurde bereits im Jahr 2000 entdeckt. Er wird Epsilon Eridani b genannt. Dieser Exoplanet ist ungefähr 3,4 Astronomische Einheiten von seinem Zentralstern entfernt. Anhand der neuen Beobachtungen des Spitzer Space Telescope würde es nun bedeuten, dass er kurz nach dem inneren der beiden Asteroidengürtel folgt.

Dies ist zugleich das erste Mal, dass ein Asteroidengürtel und ein dahinter liegender Planet gefunden worden sind, die ähnlich dem Asteroidengürtel und Jupiter in unserem Sonnensystem ausgerichtet sind.

Einige Astronomen berichteten, dass die Bahn von Epsilon Eridani b sehr exzentrisch sei und sich zwischen 1 und 5 Astronomischen Einheiten erstrecke. Dies würde jedoch bedeuten, dass Epsilon Eridani b sich zwischen dem inneren Asteroidengürtel hindurch bewegen würde. Da solche Umkreisungen aber einen Asteroidengürtel gänzlich zerstören würden, müsste Epsilon Eridani b eine eher kreisförmigere Bahn aufweisen, die etwas größer als der Abstand des inneren Asteroidengürtels ist. So argumentieren zumindest Backman und seine Kollegen, die an der Entdeckung beteiligt waren.

Der andere Planetenkandidat wurde erstmals im Jahre 1998 durch die Asymmetrie der Staubscheibe vorhergesagt (d. h. der äußere Kometengürtel). Bisher konnte der andere Planetenkandidat durch irdische Beobachtungen noch nicht bestätigt werden. Es wird vermutet, dass der zweite Planetenkanidat vor der inneren Kante des äußeren Kometengürtels seine Bahnen zieht. Der äußere Kometengürtel bei Epsilon Eridani weist dabei eine Distanz von 35 bis 60 Astronomischen Einheiten auf.

Die Beobachtungen des Spitzer Space Telescope suggerieren bei dem äußeren der beiden neu entdeckten Asteroidengürtel sogar einen dritten, bisher noch nicht bekannten Planetenkandidaten. Er könnte für die Bildung des äußeren Asteroidengürtels verantwortlich sein. Dieser hypothetische Planet würde bei einem geschätzten Abstand von ca. 20 Astronomischen Einheiten zwischen dem bereits entdeckten (inneren) Exoplaneten und dem äußeren vermuteten Exoplaneten liegen. „Detaillierte Studien über andere Staubscheiben bei weiteren Planetensystem erzählen uns eine großartige Geschichte über ihre komplexe Struktur“, erwähnte Michael Werner, Mit-Autor über diese neue Entdeckung und leitender Wissenschafter für das Spitzer Space Telescope am JPL. „Es sieht so aus, dass es kein weiteres Planetensystem mit mindestens zwei Asteroidengürteln gibt.“

Raumcon:

• Diskussion über Exoplaneten (ab Epsilon Eridani)

Verwendete & Weiterführende Quelle:

• Closest Planetary System Hosts Two Asteroid Belts (Presse-Veröffentlichung)
• Epsilon Eridanis Planetary Debris Disk: Structure and Dynamics based on Spitzer and CSO Observations (Fachartikel)

Der Beitrag Zwei Asteroidengürtel bei Epsilon Eridani entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: Spitzer Science Center.

Wissenschaftler hoffen, dass ihnen der Fund neue Einsichten liefern wird, wann sich die Planeten in unserem eigenen System formten. Das System wird als UX Tau A bezeichnet.

„Bei fast allen anderen Sternensystemen dieses Alters sehen wir eine einzige, dicke, durchgehende Staubscheibe rings um den Stern“, sagte Catherine Espaillat, Doktorandin an der Universität von Michigan. „Aber hier sehen wir eine große Lücke in der Scheibe um einen sonnenähnlichen Stern. Das ist eine ziemlich aufregende Entdeckung.“

Vor der Beobachtung mit Spitzer wussten Espaillat und ihre Kollegen nur, dass im Zentrum von UX Tau A ein sonnenähnlicher Stern sitzt. Erst das Infrarotspektrometer des Teleskops konnte Details in der umgebenden Staubscheibe unterscheiden.

Solche Staubscheiben sind typischerweise die Ursache für Planetengeburten. Staubkörner klumpen aneinander wie Schneebälle und formen immer größere Felsen, und diese kollidieren miteinander, bis sich irgendwann die Kerne von Planeten daraus formen. Es ist einleuchtend, dass diese innerhalb der Scheibe wiederum wie gigantische Staubsauger agieren, die allen Staub und alles Gas in ihrem Weg an sich ziehen und so Lücken in die Staubscheibe reißen.

Spitzer sah eine Lücke in der Scheibe um UX Tau A, die sich von 0,2 bis 56 Astronomische Einheiten (1 AU ist die Entfernung zwischen Sonne und Erde) erstreckt. In unserem eigenen System entspräche diese Lücke den Bahnen von Merkur bis Pluto – also gut und gerne unserem gesamten sichtbaren Sonnensystem. Espaillat merkt an, dass die frühe Bildung von einem oder mehreren Planeten für die Erscheinung der großen Lücke verantwortlich sein könnte.

Obwohl derartige Lücken in Staubscheiben um junge Sterne auch früher schon beobachtet wurden, betont Espaillat, dass UX Tau A ein spezieller Fall ist, da sowohl innerhalb als auch außerhalb der Lücke sich immer noch unversehrte Staubscheiben erstrecken: Der Stern wird von einer inneren Scheibe eng umkreist, dann folgt die Lücke, dann eine weitere dicke Scheibe in der Form eines Donuts. Andere Systeme mit Lücken enthalten wenig bis keinen Staub mehr in der Nähe des Zentralsterns. Mit anderen Worten, andere Lücken sind mehr wie große Löcher im Zentrum der Scheiben.

Andere Wissenschaftler vermuten, dass die Scheiben durch einen Prozess namens Fotoevaporation ausgehöhlt wurden. Fotoevaporation tritt auf, wenn die Strahlung des Zentralsterns Gas und Staub bis zu einem Punkt erhitzt, an dem sie verdampfen. Die Tatsache, dass UX Tau A extrem dicht von Staub umschlossen wird, schließt das Fotoevaporations-Szenario in diesem Falle aber aus.

„Dieser Fund beeinflusst definitiv die Art, wie Astronomen über Planetenbildung denken werden. Spitzers Infrarotspektrometer konnte nur klären, dass die Staubscheibe eine Lücke hat – empfindlichere Teleskope könnten in der Lage sein, erdähnliche Planeten in UX Tau A zu sehen“, sagte Espaillat.

Ihrer Studie wird in der Dezemberausgabe der „Astrophysial Letters“ veröffentlicht. Weitere Autoren sind Nuria Calvet, Jesus Hernández und Lee Hartmann von derselben Universität, Paola D`Alessio von der Universidad Nacional Autónoma de México, Michoacán, Chunhua Qi vom Harvard-Smithsonian Institut für Astrophysik in Cambridge; Elise Furlan vom NASA Astrobiology Institute an der Universität von Kalifornien und Dan Watson von der Universität von Rochester.

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Ein Beitrag von Axel Orth. Quelle: NASA/Spitzer Science Center.

Astronomen haben mit dem Spitzer-Teleskop der NASA beobachtet, dass planetare Systeme – „Staubscheiben“ aus Asteroiden, Kometen und möglicherweise Planeten – in Doppelsternsystemen mindestens so häufig sind wie in Systemen mit nur einem Stern, wie unserem eigenen. Und da mehr als die Hälfte aller Sternsysteme Doppelsterne besitzen, legt die Entdeckung nahe, dass das Universum vollgepackt ist mit Planeten, die zwei Sonnen haben. Sonnenuntergänge auf einigen dieser Welten dürften so aussehen wie jener, den Luke Skywalker in einer Szene von „Star Wars“ beobachtet, wo zwei Feuerbälle einer nach dem anderen unter den Horizont seiner Heimatwelt Tatooine tauchen.
„Es scheint nichts dagegen zu sprechen, dass sich in Doppelsternsystemen Planeten formen können“, sagte David Trilling von der Universität von Arizona, Hauptautor einer neuen Studie, die Anfang April im „Astrophysical Journal“ erscheint. „Es könnte unzählige Planeten geben mit zwei oder noch mehr Sonnen.“

Astronomen wussten bereits, dass Planeten sich in ausgesprochen großen Doppelsternsystemen formen können, in denen die beiden Sterne mehr als 1.000 mal so weit voneinander entfernt sind wie die Erde und die Sonne, also 1.000 Astronomische Einheiten (AE). Von den bisher entdeckten etwa 200 extrasolaren Planeten umkreisen circa 50 ein Mitglied eines Doppelsternsystems.

Die neue Spitzer-Studie konzentriert sich nun auf etwas gemütlichere Binärsysteme, mit Stern-Entfernungen zwischen 0 und 500 AE. Bisher wusste man nicht viel darüber, ob die nahe Nachbarschaft von Sternen wie diesen das Wachstum von Planeten eher behindert oder eher fördert. Die Standardmethoden der Planetenjäger sind nicht gut für solche engeren Systeme geeignet, aber 2005 fand ein von der NASA geförderter Astronom Hinweise auf einen Planetenkandidaten in einem Mehrfachsternsystem (Link, englisch).

Trilling und seine Kollegen nutzten nun Spitzers wärmeempfindliches Auge, um nicht direkt nach Planeten zu suchen, sondern nach Staubscheiben in Doppelsternsystemen. Diese Trümmerscheiben, wie man sie auch nennt, bestehen aus Myriaden von asteroidenartigen Felsbrocken, die bei der Formung der Planeten außen vor geblieben sind. Ihr Vorhandensein um einen oder mehrere Sterne ist also ein Hinweis, dass hier ein Planetenentstehungsprozess in Gang gekommen ist, und damit wahrscheinlich auf entwickelte, reife Planeten, auch wenn sie so direkt mit heutigen Mitteln nicht wahrnehmbar sind.

In der eingehendsten Suche dieser Art fahndete das Team nach Scheiben in 69 Binärsystemen in Entfernungen zwischen 50 und 200 Lichtjahren von unserem Sonnensystem. Alle diese Sterne sind um einiges jünger und auch größer als unsere Sonne. Die Daten zeigen, dass über 40 Prozent der Binärsysteme Scheiben hatten, was eine etwas höhere Rate ist als bei einer vergleichbaren Probe von einzelnen Sternen. Das bedeutet, dass Planetensysteme um Doppelsterne mindestens so häufig sind wie um Einzelsterne.

Die Wissenschaftler machten aber auch die erstaunliche Entdeckung, dass gerade um besonders enge Binärsterne Staubscheiben deutlich gehäuft auftraten, sie machten etwa 60 Prozent aus. Diese besonders dicht aneinander geschmiegten Sternenpärchen waren nur zwischen null und drei AE voneinander entfernt. Spitzer entdeckte Scheiben, die beide Mitglieder des Sternenpaars umkreisten, anstelle nur eines von ihnen. Derartige Systeme sind es, wo Sonnenuntergänge so aussehen könnten wie auf Tatooine.

„Wir waren sehr erstaunt, als wir herausfanden, dass die enge Gruppe mehr Scheiben hatte“, sagte Trilling. „Das könnte bedeuten, dass eine Planetenformation eher um enge Binärsysteme auftritt als um einzelne Sterne. Es könnte aber auch bedeuten, dass enge Binärsysteme einfach nur ´staubiger´ sind. Zukünftige Beobachtungen sollten dies genauer klären.“

Die Spitzer-Daten enthüllen auch, dass nicht alle Binärsysteme so planetenfreundlich sind. Das Teleskop entdeckte weit weniger Scheiben um mittelenge Binärsysteme mit Abständen zwischen 3 und 50 AE. Dies impliziert, dass Binärsterne entweder besonders eng oder besonders weit voneinander entfernt sein müssen, damit sich Planeten um sie bilden.
„Binärsysteme wurden bisher weitgehend ignoriert“, sagte Trilling. „Sie sind schwieriger zu studieren, dabei könnten sie die häufigsten Heimatsterne von Planeten in unserer Galaxis sein.“

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