Andere 'Sonnen'systeme?
Gibt es Planeten, die andere Sterne umkreisen, wie die unseres
Sonnensystems? Wir wissen es nicht mit Sicherheit, aber neuere
Entdeckungen über 51 Pagasi, 70 Virginis und 47 Ursae Maioris
erschweren die Beweislast so sehr, daß nur ein Teufelsanwalt
die Schlußfolgerungen in Abrede stellen kann. Hier fassen wir
nun unser Wissen zusammen (dies ist unvollständig; wir empfehlen
daher aus- und nachdrücklich die engl. Links der Originalseite):
Fakten
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Drei kleine Körper wurden entdeckt, die den Pulsar PSR
1257+12 umkreisen. Sie wurden mit "PSR1257+12 A, ..B, und
..C" bezeichnet. Einer von ihnen besitzt die Größe
des Mondes, die anderen etwa die zwei- bis
dreifache Masse der Erde.
Sie wurden bei Messungen der Schwankungen der Pulsrate des
Pulsars, die als Gravitationseffekt dreier kleiner Planeten gedeutet
werden können, entdeckt. Die Originalbeobachtungen wurden
bestätigt, aber natürlich wurden keine direkten Bilder
angefertigt -- das liegt weit jenseits der Fähigkeiten unserer
besten Teleskope.
Man glaubt, diese Planeten haben sich nach der Supernova
entwickelt, die den Pulsar hervorgebracht hat. Die gegenwärtig
vorhandenen Planeten wären ursprünglich innerhalb der
Reichweite des Vorgängersterns gewesen und hätten deshalb
kaum eine Chance gehabt, die Supernovaexplosion zu überleben,
geschweige denn nach der Explosion in kreisenden Umlaufbahnen zu
bleiben.
Messungen über mehrere Jahrzehnte an Rotationszeiten des
Pulsars PSR 0329+54 (PKS B0329+54) durch Tatiana Shabanova
(Lebedev Physics Institute) belegen die Existenz eines Planeten mit
einer periodischen Umlaufzeit von 16,9 Jahren und mehr als der
zweifachen Erdmasse.
Aber, obwohl diese Belege sehr gut
sind, sind sie doch nicht das, wonach wir suchen, wenn wir über
'Sonnensysteme' sprechen.
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Seit 1983 weiß man, daß der Stern Beta
Pictoris von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist.
Spektren von Beta Pictoris zeigen ein Absorptionsverhalten, von dem
man glaubt, es rühre von kometenähnlichen Wolken aus Gas her,
die bei Planetenformation übriggeblieben seien. Obwohl es
weit hergeholt erscheinen mag, glauben manche, es könnten sich
bereits Planeten um Beta Pictoris gebildet haben.
HST hat
Beta Pictoris beobachtet (rechts) und festgestellt, daß die Scheibe
viel dünner ist als zuvor angenommen. Schätzungen,
basierend auf den Hubbleaufnahmen, geben die Dicke der Scheibe mit
weniger als 1 Milliarde Meilen (etwa 1600 Millionen Kilometer) an
oder etwa mit ¼ der aufgrund von
bodengestützten Beobachtungen gemachten Schätzungen. Die
Scheibe liegt nahezu flach zur Erde gewandt. Da der Staub genug Zeit
hatte, sich zu einer flachen Ebene zu formen, könnte die
Scheibe älter sein als manche Schätzungen zuvor angenommen
hatten. Eine dünne Scheibe erhöht zudem die
Wahrscheinlichkeit der Bildung von kometengroßen oder noch
mächtigeren Körpern durch Akkretion in der Scheibe. Beide
Bedingungen, so wird vermutet, sind charakteristisch für eine
hypothetische zirkumstellare Scheibe unserer Sonne, die gemäß
der gegenwärtigen Theorie ein notwendiger Vorläufer der
Bildungsphase der Planeten unseres Sonnensystems war.
Jüngste Beobachtungen des HST
haben kleinere Verzerrungen, wie sie von der gravitativen Wirkung
eines Planeten erwartet werden könnten, gezeigt. Dies wurde durch
Beobachtungen der ESO bestätigt.
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Neuere Observationen im Bereich
der Radiowellen einer Gaswolke namens Bok Globule (Blase) B335
haben Bilder von in einen neu geborenen Stern fallenden Materials
erbracht (nur etwa 150 000 Jahre alt). Diese Ergebnisse helfen uns
zu verstehen, wie Sterne und Planeten entstehen. Die
beobachteten Phänomene stützen die Theorie der Schaffung
des Sonnensystems -- also, einer großen kollabierenden
Gaswolke unter Entstehung eines Sterns mit nachfolgender Bildung
einer zirkumstellaren Scheibe, die mit der Zeit Stück für
Stück Planeten hervorbringt, welche die Sonne
umkreisen.
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Der Satellit IRAS fand heraus,
daß Vega zu viel Infrarotemission aufweist, was einer
Staubhülle zugeschrieben wurde (etwa so massereich wie der
Erdmond).
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Beobachtungen am nahegelegenen
Barnards Stern galten einst als Beweis für gravitative Effekte
von Planeten, stellten sich aber als Meßfehler heraus.
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Das System um den Stern Gl229
scheint ein etwa 20 Jupitermassen schweres Objekt zu enthalten, das
ihn in 44 AE Entfernung umkreist. Ein
Objekt dieser Größe ist aller Wahrscheinlichkeit nach
eher ein brauner Zwerg als ein
gewöhnlicher Planet.
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Die erste Entdeckung eines Planeten, der einen normalen,
sonnenähnlichen Stern umkreist, verdanken wir einer
Veröffentlichung durch Astronomen, die 51 Pegasi, einen
Stern vom Spektraltyp G2-3 V der Hauptgruppe, 42 Lichtjahre von der
Erde entfernt beobachteten. Auf einer kürzlich im italienischen
Florenz stattfindenden Konferenz erklärten Michel Mayor und
Didier Queloz des Genfer Observatoriums, daß sie 51 Pegasi mit
einem hochauflösenden Spektrographen beobachtet und eine alle
4,2 Tage stattfindende Geschwindigkeitsänderung der Sichtlinie
um etwa 70 Meter/Sekunde festgestellt haben. Sollte dies durch eine
orbitale Bewegung hervorgerufen werden, so deuten diese Zahlen auf
einen Planeten hin, der nur 7 Millionen Kilometer von 51 Pegasi --
viel näher als Merkur zur Sonne --
und mindestens die halbe Masse des Jupiter
aufweist. Diese physikalische Charakteristik hängt von der
Vermutung ab, daß unsere Sichtlinie in der Nähe der Ebene
der Umlaufbahn des Planeten zu finden ist. Andere Hinweise deuten
jedoch darauf hin, daß diese Annahme richtig ist. Eine Welt,
kaum 7 Millionen km von einem Stern wie 51 Pegasi entfernt, wäre
etwa 1000 Grad Celsius heiß, also kurz vor rotglühend.
Ursprünglich dachte man, daß es sich um einen festen
Körper, also eine Art riesigen Merkur, handeln könnte,
aber die Meinungen gehen immer mehr zu einer Art heißem
Jupiter über, einem Gasplaneten, der in größerer
Entfernung vom Stern entstanden, dann aber zunehmend nach innen
zum Stern hin gewandert ist.
Diese Beobachtungen wurden jetzt durch mehrere unabhängige
Beobachter bestätigt. Und es gibt Hinweise auf einen zweiten
Planeten viel weiter draußen, der jedoch bisher nicht
bestätigt wurde.
[ Der Stern 51 Pegasi ist mit einer
Größenklasse von 5,5 ein leicht mit Fernglas zu findendes
Objekt, das hoch im Abendhimmel zwischen Alpha und Beta Pegasi im
westlichen Paar des großen Quadrats des Pegasus beheimatet
ist. Die Sternkoordinaten zum Äquinoktium 2000 sind RA 22h57m,
Dec +20°46m.]
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Am 17. Januar 1996 veröffentlichten Geoffrey
Marcy und Paul
Butler die Entdeckung von Planeten, die die Sterne 70
Virginis und 47 Ursae Maioris umkreisen. 70 Vir ist ein
G5V (Hauptreihen-) Stern und etwa 78 Lichtjahre von der Erde
entfernt; 47 UMa ist ein G0V Stern, der etwa 44 Lichtjahre entfernt
ist. Diese wurden durch die gleiche Dopplerverschiebungstechnik
entdeckt, die den Planet, der 51 Pegasi umkreist, gefunden hat.
Der Planet um 70 Vir besitzt eine exzentrische, langgezogene
Umlaufbahn und umkreist mit etwa 9facher Jupitermasse den Stern in
116 Tagen. Durch Anwendung von Standardformeln, die die Wirkung von
absorbiertem Sonnenlicht und abgestrahlter Wärme in Relation
stellen, ermittelten Marcy und Butler eine Temperatur des Planeten
von etwa 85 Grad Celsius (185 Grad Fahrenheit), also wäre er
kühl genug, um Wasser und komplexe
organische Moleküle zu
beherbergen. Der Stern 70 Vir ist nahezu identisch zur Sonne,
abgesehen davon, daß er mehrere hundert Grad kühler und
etwa drei Milliarden Jahre älter ist.
Der Planet um 47 UMa wurde durch
Analyse von Beobachtungen aus 8 Jahren des Lick
Observatoriums ermittelt. Seine Umlaufdauer beträgt knapp
über 3 Jahre (1100 Tage), seine Masse entspricht der dreifachen
des Jupiters und sein Umlaufbahnradius ist etwa doppelt so groß
wie der Abstand von der Erde zur Sonne. Es ist anzunehmen, daß
auch dieser Planet über einen Bereich in seiner Atmosphäre
verfügt, die flüssiges Wasser zuläßt.
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Im April 1996 entdeckten die
Doktoren Marcy und Butler einen weiteren Planeten, der diesmal um
den Stern HR3522 (auch Rho 1 Cancri, 55 Cancri) in 45
Lichtjahren Entfernung zur Erde kreist. Der Planet besitzt etwa die
0,8 fache Jupitermasse. Es ist wahrscheinlich, daß noch
weitere Planeten im Rahmen des 120 Sterne umfassenden Projekts
auftauchen, die sie beobachteten.
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Weitere extrasolare Planeten
wurden durch die Anwendung der Methode von Butler/Marcy entdeckt. Es
ist eine hohe Dunkelziffer von Planeten anzunehmen.
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Ein extrasolarer Planet wurde
in der Umlaufbahn um 16 Cygni B gefunden. Aber entgegen allen
anderen, vormals bekannten Planeten weist dieser eine extrem große
Exzentrizität (0,6) auf; seine Umlaufbahn trägt ihn vom
sternnächsten Punkt in 0,6 AE bis auf 2,7 AE hinaus. Dies
stellt viele Theorien der Planetenbildung in Frage.
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Eine direkte Erfassung von extrasolaren Planeten gestaltet
sich sehr schwierig. Selbst das Hubble
Space Telescope würde nicht in der Lage sein, Bilder von
Planeten in der angenommenen Größe und Entfernung zur
jeweiligen Sonne zu erzielen.
Das HST war jedoch in der Lage,
sternumgebende Scheiben aus Materie vor der Silhouette des
Orion Nebels (auch 'proplyds', für 'proto-planetary disks'
- protoplanetarische Scheiben, d. Ü.) (rechts) aufzuspüren.
Dies ist ein großartiger Hinweis für die Häufigkeit
dieser Klasse von Objekten, aber die Vergrößerung ist
viel zu gering, um direkt etwas über Planeten dort auszusagen.
Weitere detailreiche HST Bilder sind jetzt auch verfügbar.
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Nichtsdestoweniger könnte
es möglich sein, in manchen Fällen die Infrarotstrahlung
eines sehr großen Planeten (größer oder gleich dem
Jupiter) zu detektieren.
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Mit viel Glück hat das HST ein Bild aufgenommen, das
aussieht, als ob es einen Planeten zeigt, der einem
Doppelsternsystem entfliehen will. Wenn das bestätigt wird, läßt sich
die Existenz von extrasolaren Planeten nicht mehr abstreiten.
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Offene Punkte
- Es ist wahrscheinlich, daß weitere Planeten mit der Methode, die die Planeten um 51 Pegasi, 70 Virginis und 47 Ursae Maioris gefunden hat, entdeckt werden. Aufregende Zeiten stehen uns bevor!
- Das Planetensystem um 51 Pegasi ist sehr verschieden von unserem eigenen. Aber das System um 70 Virginis und 47 Ursae Maioris scheint eher normal zu sein. Mit mehreren bekannten Sonnensystemen ist es nun möglich, weitere allgemeine Aussagen zu treffen und Theorien der Planetenbildung besser zu testen.
- Keiner der bis jetzt gefundenen extrasolaren Planeten ist, wie von bisherigen Methoden zu erwarten war, im geringsten der Erde ähnlich. Wie können wir weitere Hinweise auf erdähnliche Planeten gewinnen? Wird das ExNPS Projekt Gelder erhalten?
- Wie entsteht ein Planet mit großer Exzentrizität?
- [Einführung aus dem oben aufgeführten Papier von Dr. Fraknoi]: Das Interesse unter den Astronomen an der Entdeckung von Planeten außerhalb unseres Sonnensystems wird von der wachsenden Vorstellung über die baldige technische Machbarkeit gesteigert. Die anhaltende Renaissance des Teleskopbaus und die erwarteten Starts neuer Weltraumplattformen ermutigen Wissenschaftler, ihr Instrumentarium zur Auffindung von Planeten neu zu begutachten und zu verbessern. Die direkte Entdeckung von Licht eines fernen Planeten würde die anspornendste Entdeckung und einen besseren Anhaltspunkt für die Machbarkeit von verschiedenen Suchstrategien, im Vergleich zur traditionell von Astronomen verwendeten Suche nach Jupiterähnlichen bedeuten. Im Prinzip jedoch können extrasolare Riesenplaneten (EGP=extra-solar giant planets) einen großen Massebereich abdecken und deshalb bedeutend heller als Jupiter sein. Darüber hinaus ist die Grenzmasse eines Planeten bisher nicht bekannt, so daß Beobachtungen nötig sind, um sie festzustellen. Wir sagen die optischen und Infrarotbereiche von EGPs, die in den nächsten Jahren entdeckt werden können, voraus.
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Christoph Högl, gepflegt von
Michael Wapp; zuletzt ergänzt:
16. März 2015