Waisenkinder-Planeten im Orionnebel

Die Entdeckung bisher unerklärter Himmelskörper im Orionnebel erregte letztes Jahr Aufsehen in der Astronomie. Jetzt stellten sich die unbekannten Objekte als frei bewegliche Planeten heraus.

Dies behaupteten britische Astronomen bei der Vorstellung ihrer Ergebnisse auf dem diesjährigen "UK National Astronomy Meeting" in Cambridge.

Über ein Jahr lang waren Astronomen von der Entdeckung jener seltsamen Himmelsobjekte in der Orionnebel-Konstellation irritiert, denn sie waren in gängige Kategorien nicht einzuordnen. Der von den britischen Astronomen jetzt vorgestellte Beweis für ihre These: die Existenz von Wasserdampf.

Zu kalt für Sterne

Die planetengleichen Objekte wurden letztes Jahr innerhalb des Orionnebels im Trapezium-Sternencluster entdeckt, eine Sammlung von Gas und Staub, 1.500 Lichtjahre von der Erde entfernt. "Wenn diese Himmelskörper Sterne wären, dann könnten sie auf Grund ihrer Wärme keinen Wasserdampf beherbergen", erklärt Patrick Roche, Astrophysiker an der Cambridge University, der mit Phil Lucas von der Hertfordshire University die spezifischen Wasserdampf-Zeichen entdeckte.

Die Entstehung von Planeten

Unser Sonnensystem ist vor rund 4,5 Milliarden Jahren aus einer großen Gas- und Staubwolke entstanden. In ihrem Zentrum, dort wo die Dichte am größten war, entstand die Sonne. Die Entstehung der Planeten verlief anders. Zunächst mussten sich die winzigen Staubpartikel in der Wolke zu größeren Klumpen zusammenballen. Die ersten Sterne, die aus dem Wasserstoff und Helium nach dem Urknall entstanden, konnten noch keine Planeten gehabt haben, weil keine schweren Elemente vorlagen, aus denen sich Planeten hätten bilden können. Alle Planetensysteme sind also Gebilde der zweiten oder späteren Generation und entstanden aus den Resten früherer Sternengenerationen, in denen schwere Elemente aus der Kernfusion hervorgegangen waren und durch Sternenexplosionen in den Raum hinausgeschleudert wurden.

Die Regeln umgangen

Wie Astronomen schon in der Vergangenheit festgestellt haben, sind Planeten Objekte, die die zehnfache Größe des Jupiter nicht überschreiten. Und, wie in unserem Sonnensystem, umkreisen Planeten einen Stern wie die Sonne. In diesem Fall brechen die neu entdeckten Planeten beide Regeln.

Sie sind nicht nur sechs bis13 Mal so groß wie Jupiter, sondern umkreisen auch keinen Fixstern wie die Sonne. "Die Definition eines Planeten sollte einfach sein", so der Astrophysiker Alan Stern vom Southwest Reserach Institute in Colorado, USA. "Planeten können eine bestimmte Masse nicht überschreiten, ohne dabei genügend Wärme für die Kernfusion von Wasserstoff oder Deuterium zu entwickeln, die für das Leuchten der Sterne verantwortlich ist." Das wäre aber im Falle der neu entdeckten Planeten zu heiß für die Anwesenheit von Wasserdampf, so die Astrophysiker.

Der Orionnebel

Der Orionnebel ist als veritable Sternenfabrik bekannt. Seine gigantischen Gas- uns Staubwolken sind als unscharfer Stern im Zentrum der Orionschwert-Konstellation zu beobachten. Dort formen sich Sterne zu Klumpen aus Gas- und Staubwolken, akkumulieren und kollabieren schließlich durch ihre Eigengravitation in sich selbst. Während dieses Kollapses zerfällt das Material innerhalb dieses massiven Klumpens in kleinere Teile, die Hitze produzieren und mit der kontinuierlichen Verbrennung eines Sterns beginnen.

Der Orionnebel gehört zu den faszinierendsten Beobachtungsobjekten am Himmel. Schon mit bloßem Auge erkennt man ihn unterhalb der drei Gürtelsterne als verwaschenen Fleck 4. Größe im "Schwertgehänge" vom Sternbild Orion. Ein Fernglas zeigt bereits neben den zahlreichen kräftig blauweiß strahlenden Sternen einen grau-grünen Schleier. Aber erst in einem Teleskop wird die wahre Schönheit des Orionnebels deutlich. Die Form dieses großen Gasnebels lässt sich mit der eines lodernden Herdfeuers vergleichen. Am Nordostrand scheint ein scharf begrenzter dunkler Keil, das sogenannte Fischmaul in ihn hineinzuragen. Darüber findet man den Nebel M43. Im Zentrum des Orionnebels erkennt man vier Sterne, das sogenannte Trapez (Theta Orionis). Sie bilden ein Mehrfachsternsystem, das in Wirklichkeit sogar sechs Sterne umfasst. Bei längerer Beobachtung und vor allem auf Fotos macht sich die faserige Struktur bemerkbar. Außerdem erkennt man auf Fotos, dass der Orionnebel eine wesentlich größere Fläche einnimmt, als der Blick durch den Feldstecher vermuten lässt. Tatsächlich gehört er zu einem wesentlich größeren Komplex von leuchtender und dunkler interstellarer Materie, der sich durch weite Teile des Orions erstreckt. Der große Orionnebel ist ein echter Nebel, d.h. man beobachtet hier tatsächlich Staub- und Gasmassen im Raum zwischen den Sternen (interstellare Materie). Diese werden durch die jungen heißen Sterne des Trapezhaufens zum Leuchten angeregt und streuen nebenbei auch das Licht (Emissionsnebel / Reflexionsnebel). Die dunklen Strukturen sind Staubwolken, die das Licht ferner Sterne und dahinterliegender leuchtender Wolken verschlucken (Dunkelwolken). Der Orionnebel ist ein Sternentstehungsgebiet, dessen hellste Sterne etwa 2 Millionen Jahre alt sind (Alter der Sonne: 5 Milliarden Jahre). Bilder des Weltraumteleskops Hubble zeigen in diesem Gebiet Proplyden, d.h. Staubscheiben um entstehende Sterne, von denen man annimmt, dass sich aus ihnen Planetensysteme entwickeln.

Ausgestoßene Planeten-Waisenkinder?

Eine der Theorien für diese frei schwebenden Planeten geht davon aus, dass jene als "Waisenkinder" von fernen Sternensystemen "verstoßen" wurden. Wissenschaftler haben Hinweise, dass unser eigenes Sonnensystem in der Vergangenheit Planeten "verstoßen" hat, obwohl die meisten dieser Planeten kleiner als die jetzt entdeckten waren.

Eine andere Theorie besagt, dass solche Planeten wie Sterne entstanden sind, aber nie ausreichend Masse für einen Stern entwickelten. Sie sind quasi auf dem Weg zur Entwicklung eines Sternes "stecken geblieben".

Für den Astronomen Roche liegt die Antwort in der weiteren genauen Beobachtung jener neuen Himmelskörper. " Eine exakte Analyse jener Objekte wird uns sicherlich mehr über die Entstehung von Sternen und vielleicht auch über Planeten in den Frühphasen unseres Sonnensystems erzählen", hofft Roche.

Extrasolare Planeten, Staubscheiben und Braune Zwerge

Einführung

Gemäß Definition ist ein Planet ein Objekt mit so geringer Masse, dass im Inneren keine Fusionsprozesse zünden können. Die Massengrenze, bei der das Wasserstoffbrennen zündet, liegt bei 0,08 Sonnenmassen = 80 Jupitermassen. Die Untergrenze, bei der Die Fusion von Deuterium einsetzt, liegt bei 13 Jupitermassen. Objekte im Massebereich von 13 bis 80 Jupitermassen werden als "Braune Zwerge" bezeichnet. Der obere Massebereich für Planeten ist somit bei 13 Jupitermassen anzusetzen. Die Masse Plutos beträgt nur 1/500 der Erdmasse, in diesem Bereich kann die untere Massegrenze für Planeten angesetzt werden.

Beobachtungsmethoden

Planeten leuchten in sichtbaren Spektralbereich im reflektierten Licht ihres Muttersterns. Eine direkte Beobachtung mit heutigen Mitteln ist nicht möglich, da aufgrund des großen Helligkeitunterschiedes und der Nähe zum Stern der Planet völlig überstrahlt würde. Braune Zwerge und protoplanetare Scheiben können jedoch mit den größten Teleskopen, z.B. mit dem Hubble Space Telescope, im sichtbaren und infraroten Spektralbereich beobachtet werden.

Stern und Planet kreisen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Durch genaue Beobachtung der Position Bahn des Sterns können periodische Positionsänderungen, die durch das Umkreisen des gemeinsamen Schwerpunktes Stern-Planet verursacht werden, direkt gemessen werden ( astrometrische Methode). Die astrometrische Nachweisgrenze liegt zur Zeit bei 1 Millibogensekunde, in einigen Jahren wird jedoch eine Nachweisgenze von 10 Mikrobogensekunden erreicht werden.

Das Umkreisen des gemeinsamen Schwerpunktes bedingt auch eine periodische Radialgeschwindigkeitsänderung des Sterns relativ zur Erde. Diese äußert sich in einer periodischen Verschiebung der Emissions- und Absorptionslinien des Sternspektrums (Doppler-Wobble-Methode). Die Nachweisgrenze der Doppler-Wobble-Methode liegt zur Zeit bei einer Radialgeschwindigkeitsänderung von 5 m/s, Jupiter läge in einer Entfernung von 10 pc an der Nachweisgrenze. Dies ist zur Zeit (1998) die aussichtsreichste Methode, extrasolare Planeten vom Jupitertyp oder Braune Zwerge zu entdecken.

Bei günstiger Orientierung der Bahnachse des extrasolaren Planetensystems kann es zu periodischen Bedeckungen des Sterns durch den Planeten kommen, der sich in periodischen Helligkeitsschwankungen äußert (Bedeckungsmethode).

Die o.g. drei Methoden werden auch zur Untersuchung von Doppelstern-Systemen eingesetzt.

Die Microlensing-Methode beruht auf dem Effekt der Mikrogravitationslinsenwirkung: geht ein Stern, der sich nahezu in der Sichtlinie der Erde und einem weit entfernten Hintergrundstern befindet, an diesem vorbei, so wird das Licht des Hintergrundsterns in charakteristischer Weise durch Gravitationslinseneffekt verstärkt. Planeten, die nahe um den linsenden Stern kreisen, verändern die Lichtkurve der Lichtverstärkung und können als Planet erkannt werden.

Die Nachweisgrenze der Microlensing-Methode liegt bei 10^-6 Sonnenmassen und ist unabhängig von der Entfernung. Erdähnliche Planeten können mit dieser Methode entdeckt werden. Entdeckungen nach der Microlensing-Methode können jedoch nicht bestätigt werden, da es sich um einmalige Ereignisse handelt.

Die Pulsar-Timing-Methode beruht auf dem Umstand, dass Neutronensterne sehr regelmäßige Pulse aussenden. Wird der emittierende Neutronenstern von Planeten umkreist, unterliegen die Pulse einer periodischen Änderung, da der Neutronenstern um den gemeinsamen Schwerpunkt Stern-Planet kreist. Diese Methode ist ebenfalls unabhängig von der Entfernung. Planeten mit wesentlich weniger als einer Erdmasse können nachgewiesen werden.

Irrtümer

Schon seit Ende der 40er Jahre wurden mit astrometrischen Methoden mutmaßliche Planeten um andere Sterne entdeckt. Alle diese Entdeckungen hielten jedoch einer genauen Überprüfung nicht stand und konnten mit Messungenauigkeiten erklärt werden.

Das bekannteste Beispiel ist die astrometrisch beobachtete relative Lageänderung von Barnards Pfeilstern, ein roter Zwergstern, der 1,81 pc von der Sonne entfernt ist: aufgrund 60jähriger Beobachtungen seit 1916 glaubte man, dass zwei Planeten von 0,8 und 0,4 Jupitermassen den Stern in 11,7 und 26 Jahren in Entfernungen von 2,7 AE und 3,8 AE umkreisen.

Neuere Beobachtungen mit höherer Auflösung konnten die Planeten um Barnards Pfeilstern jedoch nicht bestätigen.

Bisher unbestätigte Entdeckungen

Die folgende Tabelle enthält potentielle Planeten, die mit verschiedenen Methoden entdeckt wurden, jedoch bisher (1998) unbestätigt sind.

Die mutmaßlichen Planeten von Lal 21185, CM Dra und alpha Tau wurden mit der Doppler-Wobble-Methode und 95-BLG-2 sowie 94-BLG-4 mit der Microlensing-Methode gefunden. Hinweise auf Planeten um beta Pictoris wurden aufgrund von Anomalien in seiner Staubscheibe gefunden.

Tabelle 1: Unbestätigte Entdeckungen extrasolarer Planeten

Zirkumstellare Scheiben - Vorläufer von Planetensystemen

Sterne entstehen durch den Kollaps einer dichten Wolke aus Gas und Staub. Ein Großteil der Masse der ursprünglichen Wolke bildet den Stern, der Großteil des ursprünglichen Drehimpulses der Wolke verbleibt mit der restlichen Materie in einer stabilen Gas- und Staubscheibe. Durch Kollisionen von Staubteilchen entstehen allmählich größere Materieansammlungen, die in einem Zeitraum von einigen zehn bis einigen hundert Millionen Jahren zu Planeten kondensieren können. Diese zirkumstellaren Scheiben um junge Sterne emittieren elektromagnetische Strahlung vom nahen Infrarot bis in den Radiowellenbereich, entsprechend der dort herrschenden Temperaturen von 1.000 K nahe des Sterns bis 30 K am äußeren Rand der Scheibe. Diese zirkumstellaren Scheiben haben Durchmesser, die in der Größenordnung von 100 AE bis 2.000 AE liegen.

Mit dem Hubble Space Telescope, Infrarotsatelliten und in Einzelfällen auch mit erdgebundenen optischen und radioastronomischen Beobachtungen wurden in den letzten Jahren (ab 1983) eine Vielzahl von zirkumstellaren Scheiben um junge Sterne nachgewiesen. Die bekanntesten sind die Scheiben um beta Pictoris, Wega, epsilon Eridani (Entdeckung durch den Infrarotsatellit IRAS 1983) sowie um junge Sterne im Orionnebel und im Taurus-Auriga-Gebiet.

Der Nachweis dieser Scheiben als Vorstufen von Planetensystemen ist ein deutlicher Hinweis darauf, daß Planetensysteme um Sterne nicht die Ausnahme, sondern die Regel sind. Bisher (1998) wurden mehr als 100 protoplanetare Scheiben um junge Sterne entdeckt, Hinweise auf Scheiben finden sich bei 70-80% der jungen Sterne in Sternentstehungsgebieten, z.B. in der Taurus-Auriga-Wolke: bei vier T-Tauri-Sternen, die ein Alter von ca. 1 Million Jahren besitzen, lässt sich aus der spektralen Energieverteilung im infraroten Bereich die Existenz von Staubscheiben sowie von staubfreien Zonen in Abständen von 0,1 AE bis 3 AE ableiten. Diese staubfreien Zonen könnten durch gravitative Störungen größerer Körper entstanden sein.

Lediglich zwei Scheiben um Hauptreihensterne konnten bislang optisch nachgewiesen werden:

Die Scheibe um den 18 pc entfernten Stern beta Pictoris mit einer Ausdehnung von 1.000 AE wurde im Jahr 1983 von dem Infrarotsatelliten IRAS entdeckt und 1984 durch erdgebundene Beobachtungen bestätigt.

Die Staubscheibe um den Doppelstern BD +31°643 wurde im Jahr 1997 entdeckt. Sie besitzt eine Ausdehnung von 6.600 AE, die beiden Sterne der Spektralklasse B5V befinden sich in einer Entfernung von 330 pc.

Innere Löcher in den Staubscheiben, die durch ein Strahlungsdefizit im nahen Infrarotbereich (2-10 µm) erkannt werden, sind ein Hinweis auf größere Körper in den inneren Regionen dieser Scheiben. Bei der Staubscheibe von beta Pictoris wurde ein inneres Loch gefunden, das auf die Anwesenheit von Planeten hinweist ( suw 4/97,338).

Die Pulsarplaneten - Eine unerwartete Entdeckung

Im Jahr 1992 gelang dem Astronomen Alex Wolszczan eine völlig unerwartete Entdeckung: er hatte aufgrund von Änderungen in der Pulsationsperiode des ca. 1.000 Lichtjahre entfernten Pulsars PSR 1257+12 das erste extrasolare Planetensystem gefunden. Dieser Pulsar wird von vier Planeten umkreist, der innerste besitzt lediglich die Masse des Erdmondes. Da der Vorläuferstern des Pulsars ein massereicher Stern war, der in einer Supernovaexplosion detonierte, können die Pulsarplaneten erst nach der Supernovaexplosion entstanden sein!

PSR 1257+12 ist jedoch kein Einzelfall: auch bei dem ca. 12.500 Lichtjahre entfernten Pulsar PSR B1620-26 wurde ein Planet mit 0,24-12 Jupitermassen entdeckt, der den Pulsar in 38 +/-6 AE in ca. 100 Jahren umkreist.

Bei den Pulsaren PSR 1828-11, PSR 0329+54 und Geminga liegen ebenfalls Hinweise auf die Anwesenheit von Planeten vor (s. Tabelle 2).

Tabelle 2: Pulsarplaneten

Die (zur Zeit) besten Kandidaten

In der Tabelle sind die zur Zeit als gesichert angesehenen extrasolaren Planeten aufgeführt. Die meisten wurden ab 1994 mit der Doppler-Wobble-Methode gefunden. Diese Entdeckungen sind jedoch noch nicht repräsentativ, sondern durch Auswahleffekte bestimmt. So wurden bevorzugt sonnennahe und sonnenähnliche Sterne der Spektralklassen F bis K untersucht. Ein weiterer Auswahleffekt ist durch die Nachweisgrenzen der Suchmethoden gegeben.

Es zeichnen sich drei Gruppen von Planetensystemen ab:

a) jupiterähnliche Planeten auf weiten Kreisbahnen (Sonnensystem, 47 UMa)

b) jupiterähnliche Planeten auf engen Kreisbahnen (51 Peg, 55 Cnc, tau Boo, eps And, rho Crb, HD 114762) und

c) jupiterähnliche Planeten auf Bahnen hoher Exzentrität (16 CygB, 70 Vir).

Aufgrund der engen Umlaufbahn des Begleiters von 51 Peg beträgt seine Oberflächentemperatur etwa 1000 K. Es ist ein atmosphäreloser, dichter, metallreicher Planet.

Freundlichere Bedingungen herrschen auf dem Planeten von 70 Vir: einfache thermodynamische Abschätzungen ergeben eine Oberflächentemperatur von 82°C, was die Anwesenheit von flüssigem Wasser und komplexen Molekülen möglich macht.

Die hohe Exzentrität des Begleiters von 16 Cyg B beruht auf dem Umstand, daß 16 Cyg ein Doppelstern ist. Durch nahe Begegnungen beider Sterne könnte sich die exzentrische Umlaufbahn des Planeten ausgebildet haben.

Tabelle 3: Bestätigte extrasolare Planeten

Braune Zwerge

Braune Zwerge verraten sich durch den spektroskopischen Nachweis von Lithium und Methan. Während Lithium schnell bei Beginn der Kernfusion umgesetzt wird, ist Methan nur bei Temperaturen unterhalb 1.500 K beständig, dies ist somit bei Nachweis von Methan die Obergrenze für die Oberflächentemperatur des Sterns.

1997 wurde an der europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile der erste isolierte Braune Zwerg (KELU-1) entdeckt. KELU-1 befindet sich in max. 300 Lichtjahren Entfernung von der Erde und hat eine visuelle Helligkeit von 22.8^m. Der Nachweis von Methan und damit die geringe Oberflächentemperatur lassen vermuten, dass der Braune Zwerg bereits einige Milliarden Jahre alt ist.

Im 130 pc entfernten Sternhaufen der Plejaden, der ein Alter von 70 bis 120 Mill. Jahren besitzt, wurden weitere einzelne Braune Zwerge, z.B. Teide 1 mit 0,03 Sonnenmassen und PPI 15 mit 0,78 Sonnenmassen. entdeckt.

Der 25 Lichtjahre entfernte Stern Gliese 623b ist mit 0,1 Sonnenmasen einer der masseärmsten echten Sterne. Der rote Zwergstern besitzt nur 1/60.000 der Leuchtkraft der Sonne bzw. die 1,7fache Leuchtkraft des Braunen Zwergs Gliese 229b. Er umkreist seinen Hauptstern Gliese 623 (Masse, Spkl??) in 4 Jahren in einem Abstand von 2 AE (300 Mill. km). Erstmals wurde er am 11.6.94 von der FOC des Hubble Space Teleskopes optisch nachgewiesen.

In der Tabelle sind die bisher mit der Doppler-Wobble-Methode entdeckten Braunen Zwerge aufgeführt.

Tabelle 4: Mit der Doppler-Wobble-Methode gefundene Braune Zwerge

In den nächsten Jahren ist eine Fülle weiterer Entdeckungen zu erwarten. In einigen Jahren wird eine verlässliche Statistik über die Häufigkeit extrasolarer Planetensysteme und Brauner Zwerge erstellt werden können. Aus dem bisher vorliegenden Datenmaterial deutet sich an, dass Planetensysteme relativ häufig vorkommen, während Braune Zwerge unterrepräsentiert sind.

Der Orionnebel gehört zu den faszinierendsten Beobachtungsobjekten am Himmel. Schon mit bloßem Auge erkennt man ihn unterhalb der drei Gürtelsterne als verwaschenen Fleck 4. Größe im "Schwertgehänge" vom Sternbild Orion. Ein Fernglas zeigt bereits neben den zahlreichen kräftig blauweiß strahlenden Sternen einen grau-grünen Schleier. Aber erst in einem Teleskop wird die wahre Schönheit des Orionnebels deutlich. Die Form dieses großen Gasnebels lässt sich mit der eines lodernden Herdfeuers vergleichen. Am Nordostrand scheint ein scharf begrenzter dunkler Keil, das sogenannte Fischmaul in ihn hineinzuragen. Darüber findet man den Nebel M43. Im Zentrum des Orionnebels erkennt man vier Sterne, das sogenannte Trapez (Theta Orionis). Sie bilden ein Mehrfachsternsystem, das in Wirklichkeit sogar sechs Sterne umfasst. Bei längerer Beobachtung und vor allem auf Fotos macht sich die faserige Struktur bemerkbar. Außerdem erkennt man auf Fotos, dass der Orionnebel eine wesentlich größere Fläche einnimmt, als der Blick durch den Feldstecher vermuten lässt. Tatsächlich gehört er zu einem wesentlich größeren Komplex von leuchtender und dunkler interstellarer Materie, der sich durch weite Teile des Orions erstreckt. Der große Orionnebel ist ein echter Nebel, d.h. man beobachtet hier tatsächlich Staub- und Gasmassen im Raum zwischen den Sternen (interstellare Materie). Diese werden durch die jungen heißen Sterne des Trapezhaufens zum Leuchten angeregt und streuen nebenbei auch das Licht (Emissionsnebel / Reflexionsnebel). Die dunklen Strukturen sind Staubwolken, die das Licht ferner Sterne und dahinterliegender leuchtender Wolken verschlucken (Dunkelwolken). Der Orionnebel ist ein Sternentstehungsgebiet, dessen hellste Sterne etwa 2 Millionen Jahre alt sind (Alter der Sonne: 5 Milliarden Jahre). Bilder des Weltraumteleskops Hubble zeigen in diesem Gebiet Proplyden, d.h. Staubscheiben um entstehende Sterne, von denen man annimmt, dass sich aus ihnen Planeten systeme entwickeln.