Exoplaneten: Vier Exoplaneten bei magnetisch aktiven Sternen entdeckt
© Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Ausschnitt)
Derzeit sind sind mehr als 570 Exoplaneten bekannt, die 480 unterschiedliche Sterne umrunden. Die meisten von ihnen sind Gasriesen vom Jupitertyp, so dass der Nachweis von vier weiteren ihrer Art kaum noch Aufsehen erregt. Das Besondere an den neu entdeckten Sterntrabanten ist, dass sie ihren Sterne in recht großem Abstand umrunden und dass ihre Zentralgestirne magnetisch aktiv sind. Sie weisen also Sonnenfleckenzyklen ganz ähnlich wie unsere Sonne auf.
Der Nachweis gelang mit dem Präzisionsspektrografen HARPS, dem High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, der von der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile betrieben wird. Die vier Planeten wurden mit dem Radialgeschwindigkeitsverfahren nachgewiesen, das heißt mit geringfügigen periodischen Variationen bei der Eigenbwegung ihrer Zentralgestirne. Stern und Planet umrunden bei ihren Umläufen ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Dadurch bewegt sich der Stern periodisch auf uns zu und wieder von uns weg. Durch den Dopplereffekt wird in der Folge seine Strahlung geringfügig ins Blaue verschoben, wenn er sich uns nähert, und ins Rote, wenn er sich von uns wieder entfernt.
Diesen Effekt machen sich HARPS und andere Präzisionsspektrografen weltweit zu Nutze, um auf die Jagd nach Exoplaneten zu gehen, mehr als 75 Prozent von ihnen wurden mit dem Radialgeschwindigkeitsverfahren entdeckt. Dabei wird das Spektrum der untersuchten Sterne in seine Einzellinien aufgelöst und von bestimmten Linien immer wieder die genaue Wellenlänge bestimmt. Durch die Umlaufbewegungen von Stern und Planet umeinander kommt es hier zu sehr geringfügigen periodischen Veränderungen.
HARPS kann noch Geschwindigkeitsveränderungen im Bereich von einem Meter pro Sekunde registrieren. Dies gilt allerdings nur, wenn der Stern ruhig ist und keine periodischen Schwingungen oder magnetische Aktivität aufweist. Diese können nämlich die Anwesenheit von Planeten vortäuschen, wenn beispielsweise Sonnenflecken ihre Oberflächen zieren oder sie wie unsere Sonne mehrjährige Aktivitätszyklen aufweisen. Dann registriert HARPS Geschwindigkeitsveränderungen im Bereich von zehn Metern pro Sekunde oder mehr. Vier solcher Sterne untersuchte nun ein Forscherteam um Xavier Dumusque am Genfer Observatorium genauer, um trotz der Störungen bei ihnen Exoplaneten zu finden. Diese Störungen sind besonders ausgeprägt bei Exoplaneten, die ihre Zentralgestirne in großem Abstand umrunden. Dann ähneln ihre Umlaufperioden den Dauern der Aktivitätszyklen, was eine Identfizierung erschwert.
Bei dieser Untersuchung beobachteten die Forscher drei Sterne des Spektraltyps K und einen Stern des Spektraltyps F. Die drei ersteren sind masseärmer als unsere Sonne und auch etwas weniger heiß. Der F-Stern weist fünf Prozent mehr Masse als unser Tagesgestirn auf und ist an seiner Oberfläche rund 500 Grad heißer. Drei der Sterne durchlaufen Aktivitätszyklen ähnlich jenen unserer Sonne, deren Dauer zwischen 600 Tagen und mehr als 1000 Tagen betragen. Einer der Sterne zeigt eine 14-tägige Aktivitätsperiode, welche die Forscher als die Eigenrotation erkannt haben, der Stern ist von Sternflecken bedeckt.
Um nun die Signale der Exoplaneten von den im Sterninneren erzeugten Effekten zu trennen, mussten die Forscher das Verhalten der Sterne modellieren. Schließlich hatten sie die Eigenschaften der untersuchten Sterne so weit im Griff, dass sie auf die Suche nach weiteren periodischen Änderungen gehen konnten. Die von ihnen gefundenen Exoplaneten weisen Mindestmassen zwischen 0,29 und 1,1 Jupitermassen auf und die Planeten benötigen für ihre Umläufe zwischen 0,9 und 4,7 Jahre. Beim Stern HD 7449 stießen die Forscher zudem auf Hinweise für einen zweiten Begleiter mit 2 Jupitermassen und einer Umlaufdauer von 11,1 Jahren. Dies entspricht fast exakt der Umlaufdauer des Planeten Jupiter mit 11,9 Jahren. Alle Planeten umlaufen ihre Zentralgestirne in stark elliptischen Bahnen, im Gegensatz zu den Gasriesen in unserem Sonnensystem.
Besonders exotisch wirkt hierbei das System von HD 7449, der innere Planet umrundet sein Zentralgestirn in 3,5 Jahren in einem mittleren Abstand von 2,3 Astronomischen Einheiten (AE; eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand der Erde zur Sonne und beträgt rund 150 Millionen Kilometer). Bei seinen Umläufen nähert er sich dabei bis auf 0,4 AE seinem Stern und kann sich bis zu 4,2 AE entfernen. Der äußere Begleiter umrundet sein Zentralgestirn im mittleren Abstand von 5 AE, seine Abstände variieren zwischen 2,3 AE und 7,6 AE. Somit überlappen sich ihre Bahnen und die beiden Planeten müssen in gravitativer Wechselwirkung miteinander stehen. Den Sternentwicklungsmodellen zufolge ist ihr Zentralgestirn aber 2,1 Milliarden Jahre alt, so dass sich die beiden Planeten in einer stabilen Resonanz befinden müssen, denn sonst wären sie schon längst miteinander kollidiert.
Tilmann Althaus
Der Nachweis gelang mit dem Präzisionsspektrografen HARPS, dem High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, der von der Europäischen Südsternwarte ESO in Chile betrieben wird. Die vier Planeten wurden mit dem Radialgeschwindigkeitsverfahren nachgewiesen, das heißt mit geringfügigen periodischen Variationen bei der Eigenbwegung ihrer Zentralgestirne. Stern und Planet umrunden bei ihren Umläufen ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Dadurch bewegt sich der Stern periodisch auf uns zu und wieder von uns weg. Durch den Dopplereffekt wird in der Folge seine Strahlung geringfügig ins Blaue verschoben, wenn er sich uns nähert, und ins Rote, wenn er sich von uns wieder entfernt.
Diesen Effekt machen sich HARPS und andere Präzisionsspektrografen weltweit zu Nutze, um auf die Jagd nach Exoplaneten zu gehen, mehr als 75 Prozent von ihnen wurden mit dem Radialgeschwindigkeitsverfahren entdeckt. Dabei wird das Spektrum der untersuchten Sterne in seine Einzellinien aufgelöst und von bestimmten Linien immer wieder die genaue Wellenlänge bestimmt. Durch die Umlaufbewegungen von Stern und Planet umeinander kommt es hier zu sehr geringfügigen periodischen Veränderungen.
HARPS kann noch Geschwindigkeitsveränderungen im Bereich von einem Meter pro Sekunde registrieren. Dies gilt allerdings nur, wenn der Stern ruhig ist und keine periodischen Schwingungen oder magnetische Aktivität aufweist. Diese können nämlich die Anwesenheit von Planeten vortäuschen, wenn beispielsweise Sonnenflecken ihre Oberflächen zieren oder sie wie unsere Sonne mehrjährige Aktivitätszyklen aufweisen. Dann registriert HARPS Geschwindigkeitsveränderungen im Bereich von zehn Metern pro Sekunde oder mehr. Vier solcher Sterne untersuchte nun ein Forscherteam um Xavier Dumusque am Genfer Observatorium genauer, um trotz der Störungen bei ihnen Exoplaneten zu finden. Diese Störungen sind besonders ausgeprägt bei Exoplaneten, die ihre Zentralgestirne in großem Abstand umrunden. Dann ähneln ihre Umlaufperioden den Dauern der Aktivitätszyklen, was eine Identfizierung erschwert.
Bei dieser Untersuchung beobachteten die Forscher drei Sterne des Spektraltyps K und einen Stern des Spektraltyps F. Die drei ersteren sind masseärmer als unsere Sonne und auch etwas weniger heiß. Der F-Stern weist fünf Prozent mehr Masse als unser Tagesgestirn auf und ist an seiner Oberfläche rund 500 Grad heißer. Drei der Sterne durchlaufen Aktivitätszyklen ähnlich jenen unserer Sonne, deren Dauer zwischen 600 Tagen und mehr als 1000 Tagen betragen. Einer der Sterne zeigt eine 14-tägige Aktivitätsperiode, welche die Forscher als die Eigenrotation erkannt haben, der Stern ist von Sternflecken bedeckt.
Um nun die Signale der Exoplaneten von den im Sterninneren erzeugten Effekten zu trennen, mussten die Forscher das Verhalten der Sterne modellieren. Schließlich hatten sie die Eigenschaften der untersuchten Sterne so weit im Griff, dass sie auf die Suche nach weiteren periodischen Änderungen gehen konnten. Die von ihnen gefundenen Exoplaneten weisen Mindestmassen zwischen 0,29 und 1,1 Jupitermassen auf und die Planeten benötigen für ihre Umläufe zwischen 0,9 und 4,7 Jahre. Beim Stern HD 7449 stießen die Forscher zudem auf Hinweise für einen zweiten Begleiter mit 2 Jupitermassen und einer Umlaufdauer von 11,1 Jahren. Dies entspricht fast exakt der Umlaufdauer des Planeten Jupiter mit 11,9 Jahren. Alle Planeten umlaufen ihre Zentralgestirne in stark elliptischen Bahnen, im Gegensatz zu den Gasriesen in unserem Sonnensystem.
Besonders exotisch wirkt hierbei das System von HD 7449, der innere Planet umrundet sein Zentralgestirn in 3,5 Jahren in einem mittleren Abstand von 2,3 Astronomischen Einheiten (AE; eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand der Erde zur Sonne und beträgt rund 150 Millionen Kilometer). Bei seinen Umläufen nähert er sich dabei bis auf 0,4 AE seinem Stern und kann sich bis zu 4,2 AE entfernen. Der äußere Begleiter umrundet sein Zentralgestirn im mittleren Abstand von 5 AE, seine Abstände variieren zwischen 2,3 AE und 7,6 AE. Somit überlappen sich ihre Bahnen und die beiden Planeten müssen in gravitativer Wechselwirkung miteinander stehen. Den Sternentwicklungsmodellen zufolge ist ihr Zentralgestirn aber 2,1 Milliarden Jahre alt, so dass sich die beiden Planeten in einer stabilen Resonanz befinden müssen, denn sonst wären sie schon längst miteinander kollidiert.
Tilmann Althaus
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