von Suvrath Mahadevan, Guðmundur Kári Stefánsson und Megan Delamer, Die Unterhaltung
Stellen Sie sich vor, Sie sind ein Bauer, der im Hühnerstall nach Eiern sucht – aber statt eines Hühnereis finden Sie ein Straußenei, viel größer als alles, was ein Huhn legen könnte.
Das ist ein bisschen wie unser Team von Astronomen fühlte, als wir entdeckte einen riesigen Planetenmehr als 13-mal schwerer als die Erde, um einen kühlen, schwach roten Stern, neunmal weniger massereich als die Sonne der Erde, Anfang dieses Jahres.
Der kleinere Stern, M-Stern genannt, ist nicht nur kleiner als die Sonne im Sonnensystem der Erde, sondern auch 100-mal weniger leuchtend. Ein solcher Stern sollte nicht über die nötige Menge an Material in seiner Planetenscheibe verfügen, um einen derart massereichen Planeten hervorzubringen.
Der Planetenfinder für bewohnbare Zonen
Im letzten Jahrzehnt hat unser Team an der Penn State University ein neues Instrument entworfen und gebaut, das das Licht dieser dunklen, kühlen Sterne bei Wellenlängen jenseits der Empfindlichkeit des menschlichen Auges – im nahen Infrarot – erfassen kann, wo solche kühlen Sterne sind geben den größten Teil ihres Lichts ab.
Unser Instrument ist am 10-Meter-Hobby-Eberly-Teleskop in West-Texas befestigt und trägt den Namen Planetenfinder für bewohnbare Zonen, kann die subtile Änderung der Geschwindigkeit eines Sterns messen, wenn ein Planet gravitativ an ihm zerrt. Diese als Doppler-Radialgeschwindigkeitstechnik bezeichnete Technik eignet sich hervorragend zur Erkennung von Exoplaneten.
„Exoplanet„ist eine Kombination aus den Wörtern „extrasolar“ und „Planet“, daher bezieht sich der Begriff auf jeden Körper von der Größe eines Planeten, der sich in einer Umlaufbahn um einen Stern befindet, der nicht die Sonne der Erde ist.
Vor dreißig Jahren ermöglichten Doppler-Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen die Entdeckung von 51 Pegasi b, der erste bekannte Exoplanet, der einen sonnenähnlichen Stern umkreist. In den folgenden Jahrzehnten haben Astronomen wie wir diese Technik verbessert. Diese zunehmend präziser Messungen haben ein wichtiges Ziel: die Entdeckung von Gesteinsplaneten zu ermöglichen bewohnbare Zonendie Regionen um Sterne, in denen flüssiges Wasser auf der Planetenoberfläche aufrechterhalten werden kann.
Die Doppler-Technik ist noch nicht in der Lage, Planeten in der bewohnbaren Zone mit der Masse der Erde um Sterne in der Größe der Sonne zu entdecken. Aber die kühlen und schwachen M-Sterne zeigen eine größere Doppler-Signatur für denselben erdgroßen Planeten. Die geringere Masse des Sterns führt dazu, dass er stärker vom umlaufenden Planeten gezogen wird. Und die geringere Leuchtkraft führt zu einem näher gelegene bewohnbare Zone und eine kürzere Umlaufbahn, wodurch der Planet auch leichter zu erkennen ist.
Eine künstlerische Darstellung von LHS 3154b. Bildnachweis: Abby Minnich
Planeten um diese kleineren Sterne waren die Planeten, die unser Team mit dem Habitable Zone Planet Finder entdecken wollte. Unsere neue Entdeckung, in der Zeitschrift veröffentlicht Wissenschafteines massereichen Planeten, der eng um den kühlen, dunklen M-Stern LHS 3154 – das Straußenei im Hühnerstall – kreist, war eine echte Überraschung.
LHS 3154b: Der Planet, der nicht existieren sollte
Planeten entstehen in Scheiben aus Gas und Staub. Diese Scheiben ziehen Staubkörner zusammen, die zu Kieselsteinen wachsen und sich schließlich zu einem festen Planetenkern verbinden. Sobald der Kern gebildet ist, kann der Planet durch die Schwerkraft den festen Staub sowie umgebendes Gas wie Wasserstoff und Helium anziehen. Um dies erfolgreich zu bewerkstelligen, braucht es jedoch viel Masse und Material. Diese Art der Planetenbildung nennt man Kernansammlung.
Ein Stern mit so geringer Masse wie LHS 3154, neunmal weniger massereich als die Sonne, sollte eine entsprechend massearme Planetenscheibe haben.
Eine typische Scheibe um einen so massearmen Stern sollte einfach nicht genug feste Materialien oder Masse haben, um einen Kern schwer genug zu machen, um einen solchen Planeten zu erschaffen. Aus Computersimulationen, die unser Team durchgeführt hat, kamen wir zu dem Schluss, dass ein solcher Planet eine Scheibe benötigt, die mindestens zehnmal massereicher ist als normalerweise angenommen aus direkten Beobachtungen von Planeten bildenden Scheiben.
Eine andere Planetenentstehungstheorie, Gravitationsinstabilität– wo Gas und Staub in der Scheibe direkt kollabieren und einen Planeten bilden – hat auch Schwierigkeiten, die Entstehung eines solchen Planeten ohne eine sehr massive Scheibe zu erklären.
Planeten um die häufigsten Sterne
Kühle, dunkle M-Sterne sind die häufigsten Sterne in unserer Galaxie. In der Überlieferung der DC-Comics ist Supermans Heimatwelt Der Planet Krypton umkreiste einen M-Zwergstern.
Astronomen wissen aus Entdeckungen mit dem Habitable Zone Planet Finder und anderen Instrumenten, dass sich Riesenplaneten in engen Umlaufbahnen um die massereichsten M-Sterne befinden mindestens zehnmal seltener als diejenigen um sonnenähnliche Sterne. Und wir kennen keine so massereichen Planeten in engen Umlaufbahnen um die masseärmsten M-Sterne – bis zur Entdeckung von LHS 3154b.
Wenn wir verstehen, wie sich Planeten um unsere coolsten Nachbarn bilden, können wir besser verstehen, wie Planeten im Allgemeinen entstehen und wie sich Gesteinswelten um die zahlreichsten Sterntypen bilden und entwickeln. Diese Forschungsrichtung könnte Astronomen auch dabei helfen, zu verstehen, ob M-Sterne Leben beherbergen können.
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