Vor wenigen Tagen blickte mich bei meinem täglichen Gang zur Keksdose in unserer Institutsbibliothek Saurons Auge von der Titelseite von "Die Welt kompakt" an - so könnte man auf den ersten Blick meinen. Tatsächlich hatte ich das Bild schon gesehen, und zwar als "Astronomy Picture of the Day" desselben Tages (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap081114.html).
Das Bild zeigt einen Gasplaneten, der sich auf seiner Umlaufbahn um Fomalhaut, den Hauptstern des Sternbilds Südlicher Fisch bewegt, eingebettet in eine Scheibe aus Staub. Ein neues Zeitalter in der Erforschung extrasolarer Planeten bricht an: Die Zeit in der man die Planeten nicht mehr nur indirekt, zum Beispiel durch Dopplerverschiebungen der Spektrallinien ihres Muttersterns oder durch schwache Helligkeitseinbrüche in der Lichtkurve des Sterns verursacht durch Transits des Planeten nachweist, sondern sie direkt beobachten und auch näher untersuchen kann. Schauen wir uns also mal den Stand der Dinge an.
GQ Lupi und sein Begleiter, Image Credit: ESO
Unsere Geschichte beginnt eigentlich schon vor 3 1/2 Jahren. Ein Team von deutschen Astronomen aus Jena und Tautenburg gab Anfang April 2005 die Entdeckung eines Begleiters um den jungen T Tauri Stern GQ Lupi bekannt. Auf Bildern mit der adaptiven Optik NACO am Very Large Telescope aus dem Jahr 2004 ist er klar zu erkennen, und es schnell zeigte sich, daß es sich dabei nicht um einen Hintergrundstern handelt. In seinem Spektrum fanden sich Spuren von Wassermolekülen und Kohlenmonoxid, Anzeichen dafür, daß man es mit einem sehr kleinen Objekt zu tun hat. Die Sache hatte nur einen Haken: Man konnte nicht vollends ausschließen, daß der Begleiter ein viel weniger spektakulärer Brauner Zwerg ist, auch wenn die Anzeichen eher auf einen Planeten mit nur wenigen Jupitermassen hindeuteten.
In einer Pressemitteilung gab man sich bei der Europäischen Südsternwarte ESO eher vorsichtig, die Rede war stets von einem "substellar companion" oder bestenfalls einem "extrasolar planet candidate" (http://www.eso.org/public/outr…rel/pr-2005/pr-09-05.html). Trotzdem schwappte eine Welle der Euphorie durch die deutsche Medienlandschaft, denn deutsche Wissenschaftler hatten den ersten extrasolaren Planeten abgelichtet! Auch unser Hamburger Institut wurde mit Interviewanfragen überhäuft, denn unsere Theoriegruppe hatte die Modellspektren geliefert, mit denen man aus den beobachteten Daten auf die Oberflächentemperatur, die Größe und die Masse von GQ Lupi b schließen konnte. Die Ernüchterung kam nur wenig später: Neue Spektren konnten die kühlen Wassermoleküle nicht mehr im Spektrum nachweisen, der Verdacht erhärtete sich, daß man es wohl doch eher nur mit einem Braunen Zwerg zu tun hatte.
2M1207 und sein Begleiter. Image Credit: ESO
Mehr oder weniger untergegangen in dem Trubel um GQ Lupi und seinen Begleiter ist, daß das erste tatsächliche Bild eines Planeten um einen anderen Stern schon im Jahr zuvor geschossen wurde, was man aber erst wenige Wochen nach der Bekanntgabe von GQ Lupi b eindeutig bestätigen konnte. Das heißt, eigentlich umläuft 2M1207 b einen jungen Braunen Zwerg, der selbst erst wenige Jahre vorher mit dem 2MASS-Infrarotsurvey entdeckt wurde. Im Fall von 2M1207 b konnte man die Masse dann aber im Nachhinein eindeutiger nach oben hin abgrenzen: maximal 10 Jupitermassen, und damit unterhalb der kritischen Grenzmasse von etwa 13.6 Jupitermassen für einen Braunen Zwerg. Die Entdeckung erfolgte wie bei GQ Lupi mit der Infrarotkamera NACO am VLT. Hier hatte die ESO auch alle Zurückhaltung bei ihrer Pressemitteilung aufgegeben, das erste Bild eines extrasolaren Planeten ging nun ganz klar auf das Konto des Very Large Telescope (http://www.eso.org/public/outr…rel/pr-2005/pr-12-05.html).
Noch vier weitere Planetenkandidaten wurden mit dieser Methode in den letzten drei Jahren zusammengetragen, die für sie abgeleiteten Massen liegen aber allesamt im kritischen Bereich, in dem nicht besonders gut zwischen Braunem Zwerg und Planet unterschieden werden kann. Was macht ein solches Objekt von etwa 13 oder 14 Jupitermassen denn nun zu einen Planeten oder eben einem Braunen Zwerg? Und bitteschön, was sind eigentlich diese seltsamen Braunen Zwerge?
1995, zeitgleich mit der Bekanntgabe der Entdeckung von 51 Pegasi b, dem ersten extrasolaren Planeten überhaupt, betrat auch Gliese 229 B die Bühne, der erste eindeutige Vertreter der Spezies Brauner Zwerg (http://hubblesite.org/newscent…1995/48/text/results/100/).
Sterne können wir sie anhand ihrer Farben oder Spektraltypen recht eindeutig klassifizieren, von den heißesten blauen O-Sternen mithilfe des Merksatzes "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me" zu den kühlen roten M-Sternen. Nun ist die Spektralsequenz aber bei M9, also einer Oberflächentemperatur von ca. 2000-2200 K nicht zuende, es gibt durchaus auch kühlere Sterne, denen man dann den Spetraltyp L zuordnet.
Wann hört ein Stern auf, ein Stern zu sein? Ein Stern muß in seinm Inneren ein stabiles Wasserstoffbrennen zur Energieerzeugung aufbauen können. Dazu braucht es eine bestimmte Mindestmasse, damit sich im Kernbereich ein genügend hoher Druck bzw. eine genügend hohe Temperatur aufbauen können. Diese Grenzmasse liegt bei etwa 0.08 Sonnenmassen oder etwa 65 Jupitermassen, der exakte Wert hängt aber von der Elementzusammensetzung ab. Ein Objekt, das unterhalb dieser Grenze liegt, ist aber noch lange kein Planet, es fällt ersteinmal in die Kategorie Brauner Zwerg. Ein solcher Brauner Zwerg kann zwar keinen normalen Wasserstoff fusionieren, aber direkt nach seiner Entstehung bleibt ihm für kurze Zeit die Möglichkeit, aus der Fusion von Deuterium, also schwerem Wasserstoff, Energie zu gewinnen.
Der Großteil der Energie die er abstrahlt, ist aber potentielle Energie. Vereinfacht gesagt ist das Energie, die er daraus gewinnt, daß er aufgrund seiner Schwerkraft in sich zusammenfällt. Die Gravitation als Energiequelle heranzuziehen, das funktioniert bis hinunter zu noch viel kleineren Körpern. Auch Jupiter strahlt im Infrarotbereich zusätzlich zu der Strahlung, die er von der Sonne abbekommt und in den Weltraum zurückreflektiert, noch weitere Energie ab. Dieser Überschuß ist ebenfalls solche potentielle Energie. Die Grenze zwischen Braunem Zwerg und Planet zieht man dort, wo nicht mal die "Hilfsfusion" des Deuteriums mehr abläuft, was bei eben etwa 13-14 Jupitermassen der Fall ist.
Das Problem ist nun sowohl bei der kritischen Grenze Stern/Brauner Zwerg als auch Brauner Zwerg/Planet, wie man die Masse des fraglichen Kandidaten genau genug bestimmt. Die Massen von Himmelskörpern lassen sich nur in Doppelsystemen direkt messen, und das auch nur mit Einschränkungen. Meistens muß man sich allerdings mit dem Spektraltyp oder sogar nur einfachen Helligkeitsmessungen zufriedengeben. Wenn man daraus aber auf die Masse schließen möchte, fließen immer auch weitere unsichere Faktoren wie z.B. das Alter, die chemische Zusammensetzung und Parameter wie Wolken- und Staubbildung, die die Spektren solcher Objekte beherrschen, in das Modell mit ein.
Die meisten der derzeit über 300 gefundenen Kandidaten für extrasolare Planeten (einige davon in Mehrfachsystemen) gehen auf das Konto der Radialgeschwindigkeitsmethode, auch die meisten der etwa 50 Planeten, die man ihren Mutterstern bedecken sieht, wurden so gefunden. Ein paar wenige Kandidaten wurden mithilfe von Microlensing entdeckt. Für einen kurzen Überblick über die verschiedenen Methoden extrasolare Planeten aufzuspüren, siehe http://de.wikipedia.org/wiki/E…ndirekte_Nachweismethoden
Mit der Radialgeschwindigkeitsmethode kann man am einfachsten sehr massereiche Planeten nahe am Zentralstern entdecken, da solche "Hot Jupiters" den größten Verschiebungseffekt auf die Spektrallinien des Sterns verursachen. Die Radialgeschwindigkeitsmethode hat den ungeheuren Nachteil, daß sie nur eine untere Grenze für die Masse des Planeten liefert, wenn man ihn nicht auch noch im Transit detektieren kann, denn der Projektionseffekt einer geneigten Umlaufbahn kann eine kleine Masse vortäuschen. Das bedeutet, daß sich unter den bislang 270 radialgeschwindigkeitsdetektierten Planetenkandidaten mit Sicherheit eine größere Anzahl Brauner Zwerge tummelt, die in Wirklichkeit oberhalb der Massengrenze zu den Planeten liegen. Die Parameter von Planeten, die ihren Mutterstern bedecken und dabei abdunkeln, lassen sich dagegen recht gut aus ihrer Lichtkurve ermitteln, aber auch diese Methode ist am besten nur für große Planeten nahe des Sterns, die eine möglichst große Abdunklung verursachen, geeignet.
So kommt es, daß die bislang gefundenen Systeme extrasolarer Planeten üblicherweise aus großen, schweren Planeten mit Umlaufdauern von oft nur wenigen Tagen und Bahnradien meist weit innerhalb einer Astronomischen Einheit, der Entfernung Erde-Sonne, bestehen. Ein Sonnensystem wie das unsere, mit kleinen, massearmen Planeten wie Merkur, Erde, Venus und Mars im inneren Bereich und den größeren Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun im äußeren Bereich läßt sich mit der Transit- und der Radialgeschwindigkeitsmethode mit den uns heute zur Verfügung stehenden Instrumenten noch nicht nachweisen.
Die beste Möglichkeit, Planeten mit langen Umlaufdauern weit ab von ihrem Mutterstern zu entdecken, bleibt die direkte Abbildung. Dabei ist ein möglichst großer Abstand Stern-Planet sogar von Vorteil, um die beiden Objekte besser trennen zu können. Der Vorteil wird natürlich meistens dadurch wettgemacht, daß ein weiter entfernter Planet auch weniger stark von seinem Mutterstern beleuchtet wird. Wenn man sich nun also auf die Suche nach direktabzubildenden Planeten macht, wählt man sich am besten junge Sterne aus, denn die Planeten um sie herum haben sich auch gerade erst gebildet und strahlen noch vergleichsweise viel potentielle Energie ab, leuchten also selbsttätig hell und sind so viel leichter zu entdecken. Sowohl GQ Lupi als auch der Braune Zwerg 2M1207 und ihre Begleiter sind solche Kandidaten, nur wenige Millionen Jahre alt.
Für die Kampagnen, aus denen die Entdeckungen der letzten Tage resultierten, hat man sich noch einmal Sterne mit einer ganz besonderen Eigenart ausgesucht: All diese Sterne sind von einer Staubscheibe umgeben, die Wärmestrahlung abgibt. Solche dünnen Staubscheiben sind das Überbleibsel einer einst viel dichteren Gasscheibe, die den Stern während seiner Entstehung umgeben hat, und in eben diesen Gasscheiben entstehen die gesuchten Planeten. In unserer kosmischen Nachbarschaft hat man solche Scheiben zum Beispiel um die jungen Sterne #946; Pictoris, AU Microscopii oder um Vega direkt nachweisen können.
Auch die Scheibe um den ca. 100-300 Millionen Jahre alten Fomalhaut kennt man seit nun gut drei Jahren (http://hubblesite.org/newscent…text/results/-5/layout/2/). Indem man den Stern selber wie die Sonne mit einem Koronographen abdeckt, kann man die Scheibe im ganz normalen sichtbaren Licht direkt abbilden. Schon bei der Entdeckung von Fomalhauts Scheibe auf Aufnahmen des Hubble Space Telescopes aus dem Jahr 2004 vermuteten die Astronomen, daß wohl ein Planet für ihr ringartiges Aussehen verantwortlich ist.
Um den Planeten zu entdecken, brauchte es aber noch eine Sequenz länger belichteter Aufnahmen aus dem Jahr 2006. Einmal gefunden, konnte man den hellen Knoten innerhalb des Scheibenrings in einer Entfernung von ungefähr 119 Astronomischen Einheiten von Fomalhaut auch in den älteren Aufnahmen wiederfinden. Er bewegt sich eindeutig gemeinsam mit dem Stern über den Himmel und zeigt zusätzlich noch eine Bewegung um ihn herum, die einer Umlaufperiode von 872 Jahren entspräche, wenn man eine Kreisbahn annimmt. Allein aufgrund der Tatsache, daß Fomalhaut b es nicht geschafft hat, den weiter außen liegenden Staubring auseinanderzutreiben, läßt sich ableiten, daß seine Masse 3 Jupitermassen nicht überschreiten kann, damit ist er eindeutig ein Planet.
Er ist auf allen HST-Bildern sichtbar, die mit Farbfiltern mit Zentralwellenlängen von 606 nm und 814 nm (also einmal Rot und einmal Nahinfrarot) aufgenommen wurden, nicht jedoch bei 435 nm (Blau). Das paßt, denn im blauen Spektralbereich würde man von einem auskühlenden Planeten keine Strahlung mehr erwarten. Seltsamerweise gelang es jedoch mit Infrarotaufnahmen des Keck-Teleskops auf Hawaii und mit dem 8m-Gemini-Teleskop bei jeweils 1.6 µm und 3.8 µm ebenfalls nicht, den Begleiter zu detektieren.
Bei 606 nm dagegen ist Fomalhaut b übermäßig hell verglichen mit typischen Modellatmosphären eines jungen auskühlenden Planeten. Das deutet darauf hin, daß der Planet in eine zirkumplanetare Scheibe eingebettet ist, die die direkte Sicht auf ihn versperrt, während die Scheibe hauptsächlich Licht von Fomalhaut selber zu uns hin streut. Eine solche Scheibe wäre dann die Geburtsstätte für ein System aus Monden. Die Entdeckungsgeschichte schlug schon vor ihrer offiziellen Bekanntgabe (http://hubblesite.org/newscent…ve/releases/2008/39/full/ oder http://sci.esa.int/science-e/w…index.cfm?fobjectid=43721) zeitgleich mit dem Erscheinen des entsprechenden Fachartikels in der angesehenen Zeitschrift Science (http://dx.doi.org/10.1126/science.1166609 frei zugänglich unter http://arxiv.org/abs/0811.1994) hohe Wellen. Auch unsere fleißigen Newsposter hier im Forum waren der Angelegenheit schon vorher auf der Spur, siehe http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=78484
Astronomen aus dem selben Team, das Fomalhaut b entdeckt hatte, legten am selben Tag aber noch einen drauf: Ein ganzes Planetensystem, bestehend aus drei Gasriesen, die den 60 Millionen Jahre jungen Stern HR 8799 umkreisen und die mit einer ähnlichen Methode auch direkt abgebildet wurden, geht auch noch auf ihr Konto. Genau wie bei Fomalhaut war auch bei HR 8799 schon im Vorfeld eine Staubscheibe nachgewiesen worden, die sich zudem auch noch als vergleichsweise dicht herausgestellt hat. Im Gegensatz zu Fomalhaut gibt es von dem 6.-Größenklasse-Sternchen HR 8799 (Fomalhaut ist mit 1.16 Magnituden der 18.-hellste Stern am Himmel) keine Hubble-Bilder, dafür hat diesmal der Nachweis der Planeten mit den Keck- und Gemini-Teleskopen funktioniert. Die entsprechenden Aufnahmen stammen aus den Jahren 2004 bis 2008. Die Zeitbasis erlaubt auch hier wieder eine Bahnbestimmung der drei Begleiter: Das HR 8799 System ist demnach kleiner als das Fomalhaut-System, die Abstände der Begleiter betragen etwa 24, 38 und 68 Astronomische Einheiten bei Umlaufdauern von jeweils ca. 100, 190 und 460 Jahren.
Den Spektralmodellen nach sind alle drei Planeten nur wenig größer als Jupiter, haben aber Massen von etwa 10, 10 und 7 Jupitermassen (http://www.keckobservatory.org/article.php?id=231). Die entsprechende Veröffentlichung in Science (http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/1166585v1) ist leider nicht im Preprint-Server astro-ph frei zugänglich, die Kollegen von exoplanet.eu stellen den Artikel aber auf ihren Seiten über das HR 8799 System zur Verfügung. http://exoplanet.eu ist im übrigen generell eine wahre Fundgrube an Daten und Literaturverweisen zu allen Planetenkandidaten, wenn auch eher auf professionelle Astronomen ausgerichtet. Drei Tage später ist auch dieses Planetenbild Astronomy Picture of the Day (http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap081117.html). Nicht verschwiegen werden soll an dieser Stelle auch wieder das schnelle Reagieren unserer Newsabteilung unter http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=78485
Nach diesen zwei spektakulären Entdeckungen von Seiten der Amerikaner gab es dann vor drei Tagen einen weitern Kandidaten für einen abgebildeten Planeten vom NACO-Team am VLT zu vermelden - diesmal um β Pictoris (http://www.astrotreff.de/topic.asp?TOPIC_ID=78848). Das besondere an dem möglichen Planeten um β Pic ist, daß er seine Bahn viel weiter innen zieht als die Planeten um Fomalhaut und HR 8799. Dadurch ist es viel schwieriger, ihn nachzuweisen, denn er wird von seinem Mutterstern β Pic völlig überstrahlt. Um das Licht des Sterns auszublenden, muß man sehr, sehr sorgfältig das Bild eines Sterns ohne Planeten von dem β Pictoris Bild abziehen, erst dann kommt der mögliche Planet zum Vorschein. Da die Europäer aber wohl ihre Entdeckung aber den Amerikanern unbedingt nachlegen wollten, fehlt noch der entscheidende Nachweis, daß das abgebildete Objekt auch tatsächlich zu β Pic gehört und nicht etwa ein Vordergrundobjekt ist. Für die Planetenhypothese spricht aber, daß es sich innerhalb der Scheibe befindet, und zwar auch noch genau dort, wo man einen Planeten mit passender Masse erwarten würde, der die beobachteten Strukturen in der Scheibe von β Pic erklären kann (http://www.eso.org/public/outr…rel/pr-2008/pr-42-08.html und http://de.arxiv.org/abs/0811.3583)
Image Credit: ESO/A.-M. Lagrange et al.
Auf der Suche nach fremden Planetensystemen, die unserem eigenen Sonnensystem ähneln, bringen uns Fomalhaut b und die drei Begleiter von HR 8799, also HR 8799 b, c und d, schonmal ein ganzes Stück weiter, vergleicht man sie mit der Vielzahl an großen Gasplaneten in relativer Sternnähe, die mit der Radialgeschwindigkeitsmethode gefunden wurden. Der mögliche 8-Jupitermassen-Planet um β Pic ist - wenn er denn tatsächlich zu β Pic gehört - von seinem Mutterstern etwa so weit entfernt wie der Saturn von der Sonne, inzwischen ist es also möglich, Planetensysteme wie das unsere zu finden. Die neu entdeckten Planetensysteme werfen aber auch neue Probleme auf, zum Beispiel wie sich so massereiche Planeten wie die drei Begleiter von HR 8799 derart weit entfernt vom Mutterstern, wo die Scheibe, in der sich die Planeten bilden schon sehr ausgedünnt ist, überhaupt bilden konnten. Außerdem wartet natürlich immer noch alle Welt auf die Entdeckung des ersten wirklich erdähnlichen extrasolaren Planeten. Es bleibt also spannend bei der Planetenjagd...
EDIT: Bild-URLs repariert...
