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Bisher kleinster Exoplanet entdeckt

Ein internationales Astronomenteam unter Leitung von Michel Mayor hat mit einem 3,6m Spiegelteleskop an der Europäischen Südsternwarte in La Silla, Chile den bisher kleinsten extrasolaren Planeten gefunden. Michel Mayor ist in der Exoplanetenforschung kein Unbekannter, denn er entdeckte im Jahre 1995 zusammen mit dem auch diesmal auch wieder beteiligten Didier Queloz  den ersten echten Exoplaneten der überhaupt jemals gefunden wurde, einen heissen Gasriesen auf einer sehr engen Umlaufbahn (1 Jahr dauert dort nur 4 Tage) um den sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi.2886487207_c2d21dd579

Der schweizerische Astronom und Exoplanetenentdecker Michel Mayor Quelle: http://www.flickr.com/

Der jetzt neu gefundene Exoplanet wurde mit dem HARP-Instrument der ESO nach der Doppler-Methode gefunden,  mit deren Hilfe Planeten bei anderen Sternen ausserhalb unseres Sonnensystems auf indirekte Weise aufgespürt werden können (Stichwort Exoplaneten, s.u.).

Es handelt  sich um eine felsige, sogenannte „Supererde“, mit nur 1,9 Erdmassen. Sie umkreist den 20,5 Lichtjahre entfernten Roten Zwergstern Gliese 581 im Sternbild Waage.

Der Exoplanet mit der Bezeichnung Gliese 581 e, der für einen Umlauf um seine Sonne nur gut 3 Tage benötigt,  ist bereits der der vierte, der bei Gliese 581 entdeckt wurde. Wegen seiner geringen Entfernung zum Stern dürften auf ihm Temperaturen wie in einem Backofen herrschen. Von den 3 übrigen Planeten ist der eine (Gliese 581 b) mit 16 Erdmassen etwa so schwer wie der Neptun in unserem Sonnensystem, die beiden anderen sind „Supererden“ mit 5 Erdmassen (Gliese 581 c) bzw. 7 Erdmassen (Gliese 581 d).

Gliese 581 c machte bei seiner Entdeckung vor 2 Jahren als mögliche Zweite Erde viele Schlagzeilen, da sich nach den damaligen Berechnungen der Planet  in der sogenannten habitablen Zone befinden sollte. Planeten innerhalb der habitablen Zone eines Sterns erhalten gerade die richtige Wärmemenge, so dass die Oberflächentemperaturen flüssiges Wasser und damit prinzipiell auch Leben erlauben. Der Planet muss natürlich auch massereich genug sein, um eine ausreichend dichte Atmosphäre zu halten.

Da Gliese 581 ein roter Zwergstern mit deutlich schwächerer Leuchtkraft als die Sonne ist, liegt seine habitable Zone dementsprechend näher am Stern.

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Das Hertzsprung-Russel Diagramm setzt Oberflächentemperatur und Leuchtkraft der Sterne zueinander in Beziehung. Man erkennt sofort die wesentlich höhere Leuchkraft der sonnenähnlichen Gelben Zwergsterne, welche in der Mitte der Hauptreihe liegen, im Vergleich zu den Roten Zwerdsternen, die fast ganz am unteren Ende der Hauptreihe zu finden sind. Die Leuchkraft ist masseabhängig. Je grösser die Masse, umso stärker wird der Stern im Inneren zusammengepresst und umso intensiver verlaufen dort auch die Kernverschmelzungsprozesse, was zu einer erhöhten Strahlungsleistung führt.  Allerdings wird auch der Kernbrennstoff schneller verbraucht, so dass die Lebensdauer des Sterns mit zunehmender Leuchtkraft kürzer wird. (Quelle: Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik)

Klimaforscher des PIK Potsdam äusserten allerdings Zweifel an der potentiellen Lebensfreundlichkeit des Planeten, nachdem sie ein Klimamodell für Gliese 581 b durchgespielt hatten. Ihre Argumente:

Der Abstand des Planeten zu Gliese 581 ist so gering, dass es zu einer gebundenen Rotation kommt, so dass der Exoplanet seinem Stern immer dieselbe Seite zuwendet, was nicht gerade günstig für das dort herrschende Klima ist. Die dem Stern zugewandte Hälfte des Planeten wird extrem aufgeheizt, die dem Stern abgewandte Hälfte ist dagegen bitterkalt. Zwar sorgt die bewegte Atmosphäre des Planeten für einen gewissen Temperaturausgleich, aber infolge des gewaltigen Temperatur- und damit auch Druckgradienten entwickeln sich dabei fortwährend allerheftigste Stürme. Als „Supererde“ ist der Planet ausserdem auch 5 mal schwerer als die Erde. Da er so langsamer auskühlt, ist eine stärkere Plattentektonik und mehr Vulkanismus als auf der Erde zu erwarten, was wiederum zu einer um einiges dichteren Atmosphäre mit einem höheren Konzentration des Treibhausgases Kohlendioxid führt. Dadurch dürften die Oberflächentemperaturen deutlich höher sein, als nach der Entfernung des Planeten zu seinem Stern zu erwarten.

Die Entdeckung von Gliese 581 e ermöglichte nun eine noch genauere Bahnbestimmung im Planetensystem um Gliese 581. Dabei rückte Gliese 581 b an den inneren Rand, aber dafür Gliese 581 d in die habitable Zone, wodurch der Planet nun plötzlich als mögliche Heimat für Leben in Frage kommt.

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Das Planetensystem bei Gliese 581 und unser Sonnensystem mit den jeweiligen habitablen Zonen im Vergleich. Quele: ESO

Allerdings ist der Planet derart massiv, das die Wissenschaftler davon ausgehen, dass es sich nicht um einen reinen Felsplaneten handeln kann. Vielmehr dürfte der Planet über einen sehr grossen Wsseranteil und zudem über eine sehr mächtige Atmosphäre verfügen. Der ganze Planet, so spekulieren die Wissenschaftler, könnte von einem mehrere hundert Kilometer tiefen Ozean bedeckt sein. Der Planet würde damit zu der theoretisch schon früher vorhergesagten Klassse der sogenannten Wasserwelten gehören. Diese sollen immer dann entstehen, wenn grösserere Planeten, aber keine Gasriesen, sich jenseits der „Schneegrenze“ (Stichwort Exoplaneten, s.u.) bilden, daher neben dem Gestein auch sehr viel Eis enthalten und infolge Wechselwirkungen mit der protoplanetaren Scheibe nach innen wandern. Die dann grössere Wärmezufuhr durch den Stern lässt das viele Eis schmelzen, so dass sich ein den ganzen Planeten bedeckender Ozean bildet. 

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Künstlerische Darstellung der bisher bekannten Planeten bei dem Roten Zwergstern Gliese 581: Im Vordergrund der neu entdeckte Felsplanet Gliese 581 e mit nur 1,9 Erdmassen und einer Umlaufzeit von nur 3,15 Tagen. Als innerster Planet des Planetensystems um Gliese 581 ist er für Leben viel zu heiss. Der kleine weisse Punkt links neben dem Stern ist der neptunähnliche Gliese 581 b mit 16 Erdmassen.Der lichtschwache Fleck genau in der Bildmitte ist Gliese 581 c mit 5 Erdmassen. Er wurde zeitweise als Kandidat für die Zweite Erde gehandelt. Der blau erscheinende Planet, Gliese 581d, ist womöglich komplett von einem Ozean bedeckt. Diese Wasserwelt hat 7 Erdmassen und umkreist als äusserster Planet den Roten Zwergstern in knapp 67 Tagen. Quelle: ESO

Auf so einem Planeten ist zumindest theroretisch auch die Existenz von Leben denkbar.

Stichwort Exoplaneten: Exoplaneten sind Planeten ausserhalb unseres Sonnensystems, denn sie umkreisen  nicht unsere, sondern eine andere Sonne. Sie gehören also zu einem fremden Planetensystem um einen fremden Stern. Die Bildung von Planeten ist eine normale Begleiterscheinung bei der Sternentstehung und läuft in etwa so ab: 

Eine interstellare Wolke (Durchmesser ca. 1Lichtjahr) aus Gas (99%) und Staub (1%) kollabiert unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft, zieht sich zusammen, beginnt zu rotieren, wird dabei immer schneller (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und im Zentrum immer dichter und wärmer bis sich schliesslich ein Stern bildet. Durch die Rotation formt sich eine Scheibe, die sich langsam abkühlt, so dass es zu Kondensationsvorgängen kommt, wobei die vielen Staubteilchen  als Kondensationskerne wirken. Die schwerer werdenden Staubteilchen sinken durch die Schwerkraft und die Bremswirkung des Gases zur Scheibenebene, wo sie sich zunehmend anreichern. Dadurch beschleunigt sich wiederum das Wachstum der Staubteilchen, weil sie sich immer häufiger begegnen und aneinander haften bleiben. Es bilden sich die ersten Planetesimale mit Durchmessern von bis zu einigen Kilometern.

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Planetenentstehung Quelle: http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/indexnew.mhtml

In Abhängigkeit von der Temperatur der Scheibe, die von innen nach aussen abnimmt, kondensieren im inneren, heissen Bereich bis 0,5 AE vorwiegend metallische Teilchen, ab 1 AE Abstand überwiegen dann die Silikate. Bei 3 AE wird schließlich die sogenannte „Schneegrenze“ erreicht, wo dann auch Eisteilchen auftreten 1 Astronomische Einheit (AE) entspricht der Entfernung der Erde zur Sonne (150 Millionen km). Die Planetesimale sind bald gross genug um weitere Materie anzusammeln. Die Grösseren wachsen zu Protoplaneten heran, die Kleineren stossen aufeinander und zerfallen, oder werden von den Protoplaneten weggeschleudert und bilden einen äusseren Ring, den Kuiper – Gürtel. Manche stürzen auch in den zentralen Stern. Da jenseits der „Schneegrenze“ mehr Kondensationsmaterie zur Verfügung steht als weiter innen, entstehen dementsprechend grössere Planetesimale, die wiederum auch mehr Material einsammeln können. Diese sehr grossen Protoplaneten (bis 10 Erdmassen und mehr) ziehen nun auch grössere Mengen Gas an, wodurch die sogenannten Gasriesen (z.B. Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem) entstehen. Weiter innen bilden sich kleinere Protoplaneten, die Metalle (vorwiegend Eisen und Nickel) und Gestein (Silikate) einsammeln, aber kein Gas das hier wegen der zu hohen Temperaturen nicht auskondensiert. Die noch vorhandenen kleineren Planetesimale bombardieren die felsigen Protoplaneten, die so heiss werden, dass sie aufschmelzen und eine innere Differenzierung stattfinden kann. Eisen und Nickel sinken zur Mitte und bilden den Kern, die leichteren Silikate den Mantel und die Kruste (erdähnliche Planeten). Ein Teil der dann immer noch übrig gebliebenen Planetesimale bilden einen oder auch mehrere Asteroidengürtel.

Die meisten Exoplaneten wurden bisher auf indirektem Wege gefunden, davon der ganz überwiegende Teil mit der Doppler-Methode: In einem Planetensystem zieht nicht nur der Stern den ihn umlaufenden Planeten an, sondern auch der Planet übt umgekehrt eine Kraft aus. Diese Anziehungskraft zwingt den Stern auf eine kreisförmige oder elliptische Bahn um den gemeinsamen Schwerpunkt, welche wiederum im Kleinen die Umlaufbahn des Planeten widerspiegelt. Da der Stern viel schwerer ist als der Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt immer innerhalb des Sterns. Die Schwierigkeit liegt nun darin, aus einer so grossen Entfernung die außerordentlich geringe Bewegung des Sterns zu messen. Eine Möglichkeit ist die spektroskopische Untersuchung des Sternenlichtes unter Zuhilfenahme des Doppler-Effekts. Wenn sich der Stern auf seiner kleinen Bahn einmal in Richtung Erde und dann wieder von ihr weg bewegt, werden die von ihm ausgesandten Lichtwellen abwechselnd etwas zusammen oder auseinander gezogen. Dabei werden die Lichtwellen erst zum blauen (kurzwelligen) und dann zum roten (langwelligen) Ende des Spektrums hin verschoben. Aus dieser periodischen Dopplerverschiebung des Lichts können die Astronomen die Bahn des Sterns ermitteln und daraus mit den Newtonschen Gesetzen die Masse, Umlaufzeit, den Abstand des Planeten von seinem Stern und sogar die Form der Umlaufbahn (kreisförmig oder elliptisch) bestimmen.

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Mit der Doppler-Methode wurden bisher die meisten Exoplaneten gefunden. Quelle: ESO

Die ermittelte Masse des Exoplaneten stimmt aber nur, wenn die Beobachtung des fremden Planetensystems genau von der Seite geschieht. Ist die Bahn des Explaneten jedoch gegen die Beobachtungsrichtung geneigt, so wird seine Masse unterschätzt, weil die Geschwindigkeit der Hin- und Herbewegung von der Erde aus betrachtet geringer erscheint als sie ist. Die gemessene Doppler-Verschiebung täuscht einen zu leichten Planeten vor. Der Neigungswinkel der Bahnebene des fremden Planetensystems lässt sich nur ermitteln, wenn außerdem noch eine Staubscheibe oder aber ein Vorübergang des Planeten vor dem Stern (Planetentransit) beobachtbar ist. Der Planetentransit führt zu einer winzigen Helligkeitsabnahme des Sterns und ist deshalb eine eigenständige Methode zur Entdeckung von Exoplaneten.

Quellen: http://www.eso.org/, Wikipedia

 Jens Christian Heuer

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