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Das Zeitalter der Enteckung und Charakterisierung extrasolarer Planeten durch Transits hat nun wirklich begonnen: einmal mehr zeigt sich, dass das Universum mehr Wunder bereit hält, als wir uns je erträumt hätten.
Bis Anfang Februar 2011 waren etwa 500 Exoplaneten (Planeten um andere Sterne als die Sonne) bekannt. Nur eine Minderheit von ihnen (knapp 100) wurde durch einen Transit entdeckt, also durch das leichte Abdunkeln ihres Sterns, wenn sie auf ihrer Bahn davor vorbeiziehen. Um einen Exoplaneten-Transit von der Erde aus beobachten zu können, ist es nötig, dass die Bahn des fernen Planeten zufällig gerade so geneigt ist, dass wir ihn vor seinem Stern durchziehen sehen: das trifft nur in einer kleinen Minderheit der Fälle zu, und die Wahrscheinlichkeit für einen Transit nimmt ab, je weiter aussen der Planet kreist. Bei sehr nah kreisenden Planeten beträgt die Chance einige Prozent, bei einer „zweiten Erde“ um einen anderen Stern ist die Chance gerade mal etwa ein Promille.
Osiris
Der erste Transit-Planet wurde 1999 entdeckt. Der Planet „HD 209458 b“ (oder „Osiris“ für seine Freunde – der Name ist allerdings inoffiziell und wird es auch auf absehbare Zeit bleiben) ist unter Exoplaneten-Forschern und -Enthusiasten wohlbekannt: er dürfte einer der bestbekannten und bestuntersuchten Planeten überhaupt sein (die Extrasolar Planets Encyclopedia listet über 400 Publikationen). Dies deshalb, weil die Bedeckung des eigenen Sterns es möglich macht, die Atmosphärenzusammensetzung des Exoplaneten zu untersuchen: Wenn der Transit beginnt, deckt zunächst nur der äusserte Teil des Planeten – seine Atmosphäre – den Stern ab. Die Differenz im Spektrum des Sternlichts vor und während des Transits gibt Auskunft über die chemische Zusammensetzung der Planetenatmosphäre. Auf diese Weise wurden Wasserstoff, Wasserdampf, Kohlenstoff, Sauerstoff, Natrium, Titan- und Vanadiumoxid in der Atmosphäre entdeckt. Weiter entdeckte man eine gewaltige, weit ausgedehnte „Hülle“ aus Wasserstoffgas um den Planeten, die ihn wie die Koma eines Kometen umgibt. Dies, so denkt man, ist ein Anzeichen dafür, dass die gewaltige Hitze seines Sterns (Osiris umkreist seinen Stern in einem Abstand von nur gerade 0.047 Astronomischen Einheiten, und weist wohl eine Oberflächentemperatur von über 1000 °C auf) den Planeten langsam verdampft.
Die Entdeckung von Osiris war der Startschuss für eine ganze Reihe von Beobachtungsprogrammen, die nach Transits suchen. Diese Programme, wie WASP, XO, OGLE, SWEEPS, HATNet und zuletzt auch MEarth haben dutzende Planeten entdeckt, die meisten von ihnen „heisse Jupiter“ wie Osiris. Zuletzt wurden zwei Teleskope in die Erdumlaufbahn gestartet, die Transits beobachten sollen: CoRoT und Kepler, doch dazu später mehr.
Supererden, superdicht
Heute hört man am ehesten von Supererden im Transit. Supererden sind Planeten, die mehr Masse als die Erde (aber auch weniger als 10 Erdmassen) haben und zu einem grossen Teil aus Gestein bestehen. Mittlerweile gibt es eine kleine Gruppe von Supererden, von denen Transits bekannt sind. Gerade heute wurde bekannt, dass der innerste Planet des Sternsystems 55 Cancri (genannt 55 Cancri e, insgesamt sind fünf Planeten um diesen Stern bekannt), eine Supererde mit rund 8.5 Erdmassen, im Transit beobachtbar ist. Mit dem so bestimmten Durchmesser von 1.6 Erddurchmessern gehört der Planet zu den dichtesten bekannten Planeten überhaupt: er ist mehr als doppelt so dicht wie die Erde (5.5 g/cm^3 für die Erde, etwa 11.4 g/cm^3 für 55 Cancri e – und damit ähnlich wie Blei). Da 55 Cancri ein ausserordentlich naher Stern ist (er ist sogar von Auge sichtbar – der einzige von Auge sichtbare Stern, bei dem ein Transit gesichert ist, auch wenn der Transit natürlich so gering ist, dass er von Auge nicht auffällt), werden wir wohl noch viel von diesem Planeten und seiner Atmosphärenzusammensetzung hören.
Schräge Systeme
Die Transit-Forschung hat eine ganze Reihe von neuen Konzepten und Ideen hervorgebracht. Ideen zur Entdeckung von Ringen oder Exomonden konnten bisher noch nicht in eine Entdeckung umgesetzt werden. Allerdings ist es heute möglich, aus der Form der Transitkurve (also dem Verlauf der Helligkeit des teilweise abgedunkelten Sterns während des Transits) und dem Spektrum des Sterns während des Transits herauszufinden, ob der Transit-Planet in derselben Ebene um seinen Stern kreist, wie der Stern sich um seine Achse dreht (dies wird Rossiter-McLaughlin-Effekt genannt). Im Sonnensystem ist das der Fall: Die Sonne dreht sich in etwa 26 Tagen einmal um ihre Achse, und ihre Achse steht nahezu senkrecht auf der Ekliptik. Das ist auch nicht erstaunlich: schliesslich entstanden die Planeten in einer Scheibe um die rotierende Sonne.
Die Transitforschung hat nun das überraschende Ergebnis zutage gefördert, dass das bei anderen Planetensystemen nicht immer der Fall sein muss: In einigen Systemen kreist der entdeckte „heisse Jupiter“ auf einer stark geneigten Bahn, etwa eine, die ihn direkt über die Pole seines Sterns führt. In einigen kreist er sogar auf einer rückläufigen Bahn! Diese Beobachtung war komplett unerwartet. Die plausibelste Erklärung liegt darin, dass „heisse Jupiter“ entstehen, wenn Sternsysteme dynamisch destabilisiert werden. Dann kommen einige Planeten auf extreme, manchmal auch extrem geneigte Bahnen, die sie auch nahe an ihren Stern heranführen können: der Stern wirkt dann über die Gezeitenkräfte darauf hin, dass diese Bahn wieder kreisrund wird – nur eben ganz nahe am Stern dran. Dabei spielt die Neigung der Bahn keine grosse Rolle – sie wird vom Planeten übernommen. Solche „retrograden“ Planeten sind allerdings nicht besonders langlebig: Gezeitenkräfte wirken darauf hin, dass sie in einer viele Millionen Jahre dauerenden Spiralbahn langsam in den Stern hinein fallen. Bisher hat allerdings noch nie jemand beobachtet, was passiert, wenn ein Planet in einen Stern stürzt.
Die zweite Kepler-Revolution
Der Grosse Durchbruch der Transit-Forschung kam nun mit dem Weltraumteleskop Kepler. Über 1200 extrasolare Planeten wurden vom Team, welches das Kepler Weltraum-Teleskop betreut, Anfang Februar bekannt gegeben. Das Kepler-Teleskop ist im Grunde eine relativ einfache Maschine: Seine Weitwinkel-CCD-Kamera ist in der Lage, etwa 120’000 Sterne gleichzeitig auf Helligkeitsschwankungen des Sternlichts zu überwachen. Solche Abdunklungen ergeben sich aus unterschiedlichsten Gründen, aber eben auch, wenn ein Planet auf seiner Bahn vor dem Stern durchzieht. Kepler schaut dabei das ganze Jahr über auf praktisch denselben Punkt am Himmel, ein Gebiet im Sternbild Schwan, das auch von der Nordhalbkugel aus zu sehen ist. Fast alle Sterne sind „normale“ Hauptreihensterne wie die Sonne (quasi: im besten Alter) und gehören zu den Spektralklassen F, G und K (sind somit etwas grösser, gleichgross und etwas kleiner als die Sonne). Ein paar wenige, nahe Sterne der Spektralklasse M (Rote Zwerge) sind auch dabei. Die Mission ist auf drei bis vier Jahre angelegt, denn das erklärte Ziel ist es, einen erdgrossen Planeten um einen sonnenähnlichen Stern, in einer erdähnlichen Bahn zu finden. Dafür braucht es drei Transits, also drei Abdunklungen, und bei einem solchen Planeten dauert dies nun einmal drei Jahre.
Der grosse Vorteil ist: wie oben erwähnt, könnte man theoretisch die Zusammensetzung seiner Atmosphäre erforschen und über die Entdeckung von Ozon sogar auf die Anwesenheit einer Sauerstoffatmosphäre schliessen. Allerdings ist das zur Zeit noch theoretisch: erst das geplante europäische „E-ELT“ mit 42 m Spiegeldurchmesser könnte knapp dazu in der Lage sein. Eine solche Entdeckung würde es möglich machen, die Häufigkeit von echten „Erden“ in der Galaxis abzuschätzen – wir könnten zum ersten Mal eine Antwort geben auf die jahrhundertealte Frage, ob es da draussen noch andere „Erden“ gibt.
In der Zwischenzeit entdeckt das Kepler-Teleskop aber hunderte von Planeten (was bis hinunter etwa zum Durchmesser des Planeten Mars möglich ist) auf engen Bahnen um ihre Sterne, und sorgt immer wieder für Überraschungen. Hier die Highlights aus meiner Sicht:
1. Weisse Mini-Zwerge
Eine der ersten Entdeckungen des Teleskops hatte gar nichts mit Planeten zu tun. Es handelte sich um jupitergrosse Objekte, die aber erstaunlicherweise heisser strahlten als der Stern, um den sie in wenigen Tagen kreisten. Wenn der Stern die einzige Energiequelle ist, wäre dies thermodynamisch unmöglich. Aber tatsächlich wurden Temperaturen von über 10’000 Grad bestimmt. Wie lässt sich das erklären? Mit winzigen Weissen Zwergen. Weisse Zwerge sind Sternleichen, die ausgebrannten Kerne von Sternen, die ursprünglich mit bis zu 10 Sonnenmassen geboren werden. Am Ende ihres Lebens, in der Rote Riesen Phase, stossen sie ihre Hüllen ab und nur der Kern (aus Kohlenstoff und Sauerstoff, oder Sauerstoff und Neon bei besonders schweren Sternen) bleibt übrig, in einem seltsamen Materiezustand, den man degeneriert nennt. Normalerweise haben Weisse Zwerge Massen zwischen 60 und 140% der Sonnenmasse und sind in etwa so gross wie die Erde (weil ihre Masse sie auf diese Grösse zusammenquetscht). Im Fall der Kepler-Entdeckungen haben Messungen ergeben, dass diese seltsamen Objekte gerade mal 10 bis 15% einer Sonnenmasse auf sich vereinen – entsprechend weniger werden sie von ihrer eigenen Gravitation komprimiert, und entsprechend sind sie viel grösser, ähnlich gross wie Jupiter. Derart leichtgewichtige Weisse Zwerge dürfte es aber eigentlich nicht geben: der Vorgängerstern müsste so leicht und langlebig sein, dass er in der Zeit seit dem Urknall die Rote Riesen Phase noch gar nicht erreicht haben dürfte. Aber hier spielt wohl ein anderer Mechanismus hinein: als diese Weissen Zwerge noch Sterne waren, die gerade zu Roten Riesen wurden, haben sie möglicherweise ihre Hüllen an den Stern, um den sie kreisen, abgegeben, so dass ihre Entwicklung nie soweit gehen konnte, um einen Weissen Zwerg von klassischer Grösse zu bilden. Stattdessen blieb der heisse, unfertige Kern übrig, der nicht mehr genügend Druck aufbauen kann, um weiterhin Kernfusion zu betreiben, und jetzt nur noch auskühlt.
2. Planeten mit dem doppelten Jupiterdurchmesser
Supergrosse Hot Jupiters waren zwar schon bekannt, bevor das Kepler-Teleskop seine Arbiet aufnahm. Einige der Hot Jupiters, wie man die Gasriesen auf engen Bahnen und einigen Tagen Umlaufzeit um ihre Sterne nennt, sind – wie Osiris – viel zu gross für ihre Masse und Temperatur. Die Grösse eines Gasriesen wird von seiner Masse bestimmt, doch so etwa ab dem Bereich von einer Jupitermasse stagniert die Grösse immer mehr und der Planet wird mit mehr Masse nur noch dichter (die kleinsten Sterne sind ebenfalls etwa gleich gross wie Jupiter). Anderseits kann ein Planet auch durch hohe Temperaturen aufgepufft werden, seine Gase dehnen sich quasi auf und verhelfen ihm zu einem Durchmesser, der grösser ist, als die Masse allein vermuten liesse. Doch bei gewissen Planeten reicht diese Erklärung nicht aus. Dass es übergrosse Planeten gibt, die kein Modell erklären kann, ist schon lange bekannt. Aber ein Planet mit 22 Erddurchmessern, oder dem doppelten Jupiterdurchmesser, das ist neu. Ein neuer Vorschlag (unter vielen) geht dahin, dass diese Planeten vielleicht viel jünger als ihre Sterne sind (und damit einiges heisser, als vom Alter des Sterns zu erwarten wäre) und sich gebildet haben, nach dem zwei sich sehr eng umkreisende Sterne zu einem einzigen Vereinigt haben und dabei ein Trümmergürtel um die Sterne gebildet wurde, aus dem dann ein neuer Planet entstand.
3. Planetensysteme, die so kompakt wie Mondsysteme von Gasriesen sind
Kepler hat weit über hundert Mehrfachsysteme entdeckt, also Situationen, in denen mehr als ein Planet vor dem gleichen Stern durchzieht. Es gibt im Datensatz vom Februar 2011 auch dreifache, vierfache und sogar je ein fünffaches und sechsfaches System. Da diese Planeten Umlaufzeiten von höchstens etwa hundert Tagen haben, zeigen sie, wie überraschend kompakt Planetensysteme sein können. Zum Vergleich: der innerste Planet in unserem System, Merkur, umkreist die Sonne einmal in 88 Tagen. Im Kepler-11 System kreisen fünf der Planeten – jeder mit einem Durchmesser zwischen jenem der Erde und jenem von Neptun – auf einer Bahn, die näher am Stern liegt als Merkur an der Sonne, der sechste kreist etwas ausserhalb. Diese Kompaktheit kennt man sonst eher von den Mondsystemen der Gasriesen, insbesondere Jupiter. Mit den vier galileischen Monden Io, Europa, Ganymed und Kallisto kreisen dort auf engstem Raum vier Himmelskörper von jeweils der einfachen bis doppelten Masse des Erdmondes in wenigen Tagen um Jupiter. Das Verhältnis zwischen Planeten- und Mondmasse beträgt, wie auch bei Saturn und Uranus, etwa 1:5000. Setzt man das gleiche Verhältnis auf die Sonne an, bekommt man in etwa die Masse der schweren Elemente (also alle, minus Wasserstoff und Helium) im Sonnensystem (ca. 60 Erdmassen) – das war schon vorher bekannt. Neu ist, dass extrasolare Planetensysteme nicht nur im Massenverhältnis, sondern auch in ihrer Kompaktheit durchaus mit Mondsystemen von Gasriesen vergleichbar sind, was auf eine ähnliche Entstehungsart hindeutet. Man könnte damit die Mondsysteme der Gasriesen gewissermassen als die nächstgelegenen extrasolaren Planetensysteme betrachten.
4. Planeten, die sich die Umlaufbahn teilen
Trojanische Planeten sind Planeten, die auf derselben Umlaufbahn, aber um etwa 60° zueinander versetzt um denselben Stern kreisen. Im Gegensatz zu dem, was vielerorts berichtet wurde, hat Kepler bisher kein System von trojanischen Planeten entdeckt. Im System „KOI-730“ (KOI hat übrigens nichts mit japanischen Fischen zu tun: Das ist einfach die Bezeichnung des 730.sten Sterns im Katalog der „[b]K[/b]epler [b]O[/b]bjects of [b]I[/b]nterest“) wurden zwei [i]ko-orbitale[/i] Planeten gefunden. Beide haben etwa den 2.5-fachen Durchmesser der Erde und umkreisen ihren Stern in etwa 9.8 Tagen – aber mit etwas mehr als 3.2 Tagen Abstand zueinander. Das bedeutet, dass sie etwa 120° voneinander entfernt sind. Tatsächlich hat das Kepler-Team festgestellt, dass die Umlaufszeit der beiden Planeten minimal abweicht, und beobachtet, dass sich der Abstand der beiden um etwa 1° pro Monat verringert – wenn sich das so fortsetzt, sollten sich die beiden in etwa 10 Jahren in nahem Abstand passieren. Was geschieht dann? Werden die Planeten vielleicht ihre Bahnen tauschen, wie Janus und Epimetheus (zwei Saturnmonde die sich die Bahn – nahezu – teilen und ihre Plätze alle paar Jahre tauschen)? Oder werden sie zusammenstossen, wird der eine den anderen aus dem System werfen? Letzere zwei Szenarien sind ziemlich unwahrscheinlich: Das System dürfte ziemlich alt sein, so alt wie der Stern, den die Planeten umkreisen (wohl mindestens einige Millionen Jahre): dass wir das System ausgerechnet ein paar kurze Jahre vor seiner Zerstörung sehen, ist äusserst unwahrscheinlich. Das heisst, um das Jahr 2021 herum werden wir wohl zum ersten Mal beobachten, wie zwei Planeten die Bahn tauschen…
5. Vorwiegend Gasriesen in der bewohnbaren Zone (zumindest bei Roten Zwergen)
Rund 50 Planeten, die mit dem Kepler-Teleskop entdeckt wurden, kreisen in der sogenannt „bewohnbaren Zone“ um ihren Stern. In dieser Zone, in der die Temperaturen tief (und hoch) genug sein können, um flüssiges Wasser zu ermöglichen, hofft man eines Tages die „zweite Erde“ zu finden. Doch halt, hatte ich oben nicht gesagt, dass wir uns dafür noch gedulden müssten?
Tatsächlich handelt es sich bei den Sternen, von denen hier die Rede ist, vorwiegend um Rote Zwerge (Spektraltyp M), die uns viel näher stehen als die restlichen Sterne im Kepler-Feld. Damit haben sie eher zufällig die richtige Helligkeit, dass Kepler ihre Planeten beobachten kann. Da Rote Zwerge deutlich leuchtschwächer sind, liegt die bewohnbare Zone auch näher dran. So hätte ein Planet in der bewohnbaren Zone eines typischen Roten Zwergs eine Umlaufszeit (das heisst, ein „Jahr“) von etwa 30 Tagen. Wie gross sind die Planeten, die Kepler nun in der bewohnbaren Zone dieser Roten Zwerge entdeckt hat? Die enttäuschende Nachricht ist, dass etwa 90% davon Gasriesen sind. Nur gerade fünf dieser Planeten sind klein genug, dass man sie mit einiger Wahrscheinlichkeit als Felsplaneten (mit fester oder zumindest flüssiger Oberfläche) bezeichnen kann. Das wiederum sagt uns, dass die bewohnbare Zone tatsächlich nicht zwingend von Felsplaneten besetzt werden muss – vielmehr müsste man von nun an damit rechnen, dass bei rund 90% der Sterne mit Planeten Gasriesen in dieser Zone sitzen.
7. Was wir noch nicht wissen, oder: Das Beste kommt noch!
Schliesslich wurde bei der Mehrheit der Sterne, die Kepler beobachtet, kein Planet entdeckt. Das muss gar nichts heissen: würde Kepler unser eigenes Sonnensystem beobachten (und wäre das System zufällig so ausgerichtet, dass die Planeten des Sonnensystems aus Sicht von Kepler genau vor der Sonne durchziehen würden), dann wäre bisher erst Merkurs Umlaufbahn nahe genug an der Sonne, dass Kepler schon die nötigen drei Transits hätte beobachten können – allerdings ist Merkur zu klein und könnte deshalb von Kepler nicht vom Hintergrundrauschen unterschieden werden. Das heisst, auch in unserem System wäre – bisher – kein Planet entdeckt worden, das muss also nicht bedeuten, dass da keine Planeten sind. In etwa anderthalb bis zwei Jahren (ca. Winter 2012/13) werden die erdähnlichen Planeten um sonnenähnliche Sterne veröffentlicht werden. Dann wird sich auch endlich herausstellen, ob wir tatsächlich eine „zweite Erde“ gefunden haben.