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Eine Foschergruppe um Olga Zakhozhay vom MPIA hat einen Riesenplaneten um den sonnenähnlichen Stern HD 114082 entdeckt. Mit einem Alter von 15 Millionen Jahren ist dieser Super-Jupiter der jüngste Exoplanet seiner Art, für den die Astronomen seinen Radius und seine Masse bestimmen konnten. Während seine Größe dem Durchmesser des Jupiters entspricht, beträgt die Masse von HD 114082 b das Achtfache des Jupiters. Zusammengenommen sind diese beiden Größen schwer mit den weithin akzeptierten Modellen der Planetenentstehung zu vereinbaren. Eine mögliche Lösung dieses Rätsels könnte eine Aktualisierung der Entstehungsmodelle erfordern, um einen ungewöhnlich großen festen Planetenkern zu erlauben.
Astronomen haben mehr als 5000 Exoplaneten entdeckt, von denen etwa 15 % Gasriesen mit einer Masse von mindestens der des Jupiters sind. Nun entdeckte eine Gruppe von Astronomen und Astronominnen unter der Leitung von Olga Zakhozhay (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Deutschland, und Astronomisches Hauptobservatorium der Nationalen Akademie der Wissenschaften der Ukraine, Kiew, Ukraine) einen Exoplaneten mit dem Namen HD 114082 b, der eine Reihe von Eigenschaften aufweist, die den Wissenschaftlern Kopfzerbrechen bereiten.
Der Planet ist etwa so groß wie der Jupiter, aber seine Masse erreicht acht Jupitermassen. „Verglichen mit derzeit akzeptierten Modellen ist HD 114082 b etwa zwei- bis dreimal zu dicht für einen jungen Gasriesen mit einem Alter von nur 15 Millionen Jahren“, sagt Olga Zakhozhay, die Hauptautorin der Studie. Die sich daraus ergebende mittlere Dichte dieses Gasplaneten ist doppelt so hoch wie die der Erde – was wirklich bemerkenswert ist. Schließlich ist die Erde ein Gesteinsplanet mit einem Eisen-Nickel-Kern und besteht nicht aus Wasserstoff und Helium, den leichtesten Elementen im Universum, aus denen Jupiter nahezu ausschließlich aufgebaut ist.
„HD 114082 b ist derzeit der jüngste bekannte Gasriesenplanet mit einer ermittelten Masse und einem ermittelten Radius“, so Zakhozhay. Daher verspricht er, den Astronomen etwas über die Entstehung von Gasriesen im Allgemeinen zu lehren.
Zwei verschiedene Mechanismen der Planetenentstehung
„Wir denken, dass sich Riesenplaneten auf zwei Arten bilden können“, sagt Ralf Launhardt, Mitautor vom MPIA. „Beide finden innerhalb einer protoplanetaren Scheibe aus Gas und Staub statt, die sich um einen jungen Zentralstern verteilt.“ Beim ersten Prozess, der als „Kernakkretion“ bezeichnet wird, sammelt sich zunächst ein fester Kern aus Gesteinsmaterial an. Sobald dieser eine kritische Masse erreicht hat, zieht seine Gravitationskraft das umgebende Gas an, was zur raschen Anhäufung von Wasserstoff und Helium führt, wodurch ein Riesenplanet entsteht. Beim zweiten Vorgang, der „Scheibeninstabilität“ genannt wird, kollabieren gravitativ instabile Pakete aus dichtem Gas direkt und bilden einen Riesenplaneten ohne Gesteinskern.
Je nach den für diese beiden Szenarien getroffenen Annahmen sollte das Gas unterschiedlich schnell abkühlen, was die Temperatur junger Gasriesenplaneten bestimmt. Daher können die neuen Planeten einen „kalten Beginn“ oder einen „heißen Beginn“ durchlaufen, was zu beobachtbaren Unterschieden führt, die möglicherweise zwischen diesen Modellen unterscheiden können, insbesondere in jungen Jahren.
Die bevorzugten Modelle passen nicht
Derzeit bevorzugen viele Astronomen und Astronominnen ein Kernakkretions-Szenario mit einem heißen Beginn für Riesenplaneten wie HD 114082 b. Da heißes Gas ein größeres Volumen einnimmt als kaltes Gas, sollte man merkliche Unterschiede in den Größen der beobachteten Planeten feststellen. Dieser Größenunterschied ist bei jungen Planeten stärker ausgeprägt. In den ersten Hunderten von Millionen Jahren der Abkühlung nach der Entstehung verringert sich dieser Effekt jedoch.
Auf den ersten Blick widerspricht HD 114082 b den Erwartungen. Die Kombination aus Masse und Größe passt nicht zum Bild des heißen Beginns. Stattdessen entspricht er eher dem Szenario des kalten Beginns. Interessanterweise zeigen einige etwas ältere Kandidaten, die in anderen Studien genannt wurden, das gleiche Verhalten. „Es ist viel zu früh, um die Vorstellung eines heißen Anfangs aufzugeben“, erklärt Ralf Launhardt. „Wir können nur sagen, dass wir die Entstehung von Riesenplaneten noch nicht sehr gut verstehen.“ Es ist klar, dass HD 114082 b im Vergleich zu den aktuellen Modellen zu klein für seine Masse ist. Entweder hat er einen ungewöhnlich großen festen Kern, oder die Modelle sind falsch und unterschätzen die Rate, mit der diese Gasriesen abkühlen können – oder beides.
Der Nutzen von Langzeitprojekten
Die Entdeckung von HD 114082 b ist das Ergebnis eines umfangreichen Beobachtungsprogramms namens RVSPY (Radial Velocity Survey for Planets around Young stars). Derzeit umfasst es 775 Beobachtungsstunden mit dem vom MPIA betriebenen 2,2-Meter-Teleskop der ESO/MPG am Standort La Silla der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile, die sich über 4,5 Jahre verteilen. RVSPY ist ein gutes Beispiel für ertragreiche astronomische Forschung, die an Teleskopen mit dauerhaftem Zugang über einen langen Zeitraum durchgeführt wird. Solche Studien wären mit den neuesten Teleskopen kaum möglich, da die Beobachtungszeit pro Projekt aufgrund der hohen Nachfrage stark begrenzt ist.
Ziel von RVSPY ist es, die Anzahl und Verteilung der (heißen, warmen und kalten) Riesenplaneten um junge Sterne aufzudecken. Zu diesem Zweck nehmen die Astronomen und Astronominnen Zeitreihen von Spektren von 111 jungen Sternen auf, d. h. sie zerlegen das Sternenlicht in seine grundlegenden Farbkomponenten, ähnlich wie wir es bei einem Regenbogen sehen. Winzige periodische Verschiebungen in den Sternspektren können auf eine Taumelbewegung des beobachteten Sterns hinweisen, die durch die Anziehungskraft eines ihn umkreisenden Planeten verursacht wird. Grundsätzlich kann die Aktivität der Sterne, wie Pulsationen oder Flares, die Messungen beeinträchtigen, insbesondere bei jungen Sternen wie HD 114082. Die Qualität der RVSPY-Daten ist jedoch gut genug, um das Signal des wankenden Sterns zweifelsfrei zu erkennen. Das Team bezog auch ältere Archivdaten von anderen Teleskopen ein, um die Abdeckung in die Vergangenheit auszudehnen.
Ein Transit-Ereignis vervollständigt die Analyse
Während die Astronomen diese so genannte Radialgeschwindigkeitsmethode anwenden, um auf die Masse und die Umlaufzeit eines Planeten um seinen Zentralstern zu schließen, müssen sie zur Bestimmung seiner Größe auf eine andere Technik zurückgreifen. Nehmen wir an, dass die Planetenbahn so ausgerichtet ist, dass sie zufällig den Zentralstern kreuzt. Man nennt ein solches Ereignis einen „Transit“. Wenn dies geschieht, lässt sich aufgrund der periodisch auftretenden winzigen Abschwächung des empfangenen Lichts während der Transits der Radius des Planeten berechnen und seine Umlaufdauer genauer bestimmen.
„Wir vermuteten bereits eine Konfiguration der Planetenbahn, die fast auf der Seite liegt, da vor einigen Jahren ein Ring aus Staub um HD 114082 entdeckt wurde“, sagt Olga Zakhozhay. „Dennoch hatten wir das Glück, in den TESS-Daten eine Beobachtung mit einer beeindruckenden Transitlichtkurve zu finden, die unsere Analyse verbesserte.“ TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) ist eine NASA-Raumsonde, die nach Exoplaneten um Sterne in relativer Nähe zur Erde sucht.
Durch die Kombination dieser Messungen fanden Zakhozhay und ihre Kollegen heraus, dass HD 114082 b seinen sonnenähnlichen Mutterstern innerhalb von 110 Tagen in einem Abstand von etwa 0,5 Astronomischen Einheiten umkreist. Eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand zwischen der Sonne und der Erde. Sie ähnelt damit der Umlaufbahn des Merkurs um unsere Sonne.
Bessere Modelle werden benötigt
HD 114082 b ist einer von nur drei jungen Riesenplaneten mit einem Alter von bis zu 30 Millionen Jahren, deren Masse und Größe bekannt sind. Und alle stehen wahrscheinlich im Widerspruch zu den am häufigsten angenommenen Modellen für den heißen Beginn. Obwohl die Astronomen und Astronominnen mit drei Planeten auf eine Statistik mit niedrigen Zahlen zurückgreifen, ist es unwahrscheinlich, dass alle diese Planeten Ausreißer sind. „Zwar werden mehr solcher Planeten benötigt, um diesen Trend zu bestätigen, aber wir glauben, dass Theoretiker ihre Berechnungen erneut überdenken sollten“, so Zakhozhay. „Es ist spannend, wie unsere Beobachtungsergebnisse in die Theorie der Planetenbildung einfließen. Sie tragen dazu bei, unser Wissen darüber zu verbessern, wie diese Riesenplaneten entstehen, und zeigen uns, wo die Lücken in unserem Verständnis liegen.“
Hintergrundinformationen
Die an dieser Studie beteiligten MPIA-Forscher sind Olga V. Zakhozhay (außerdem Astronomisches Hauptobservatorium der Nationalen Akademie der Wissenschaften der Ukraine, Kiew, Ukraine), Ralf Launhardt, Trifon Trifonov, Martin Kürster, Thomas Henning und Gabriel-Dominique Marleau (außerdem Universität Duisburg-Essen, Deutschland; Universität Tübingen, Deutschland; Universität Bern, Schweiz).
Medienkontakt
Dr. Markus Nielbock
Presse- und Öffentlichkeitsarbeit
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17
69117 Heidelberg
E-Mail: pr@mpia.de
Tel.: +49(0)6221 528-134
Dr. Olga V. Zakhozhay
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17
69117 Heidelberg
E-Mail: zakhozhay@mpia.de
Tel.: +49(0)6221 528-292
Olga V. Zakhozhay et al., "Radial Velocity Survey for Planets around Young stars (RV SPY): A transiting warm Super-Jovian planet around HD 114082, a young star with a debris disk", Astronomy & Astrophysics, 667, L14 (2022), doi: 10.1051/0004-6361/202244747
https://www.mpia.de/aktuelles/wissenschaft/2022-18-hd114082b - Originalpressemitteilung des MPIA mit Bildern zum Download sowie einem Video
Diese künstlerische Darstellung zeigt einen Gasriesen-Exoplaneten, der um einen sonnenähnlichen Ster ...
NASA/JPL-Caltech
Eigenschaften des Exoplaneten HD 114082 b.
MPIA
Merkmale dieser Pressemitteilung:
Journalisten, Wissenschaftler
Physik / Astronomie
überregional
Forschungsergebnisse, Wissenschaftliche Publikationen
Deutsch
Diese künstlerische Darstellung zeigt einen Gasriesen-Exoplaneten, der um einen sonnenähnlichen Ster ...
NASA/JPL-Caltech
Eigenschaften des Exoplaneten HD 114082 b.
MPIA
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