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  Aktuelle Forschung :: August 2011 Zur Übersicht

Ulkig, diese aufgeblähten, heissen Jupiters...

Bis heute haben Astronomen mehr als 500 'Exoplaneten' gefunden, also Planeten, die um andere Sterne kreisen. Darunter gibt es eine Gruppe besonders großer Planeten, deren Bahn um ihren Stern sehr eng ist, die so genannten 'heißen Jupiter'. Die Masse dieser Planeten ist ähnlich der unseres Jupiters, sie sind allerdings oft sehr viel größer, was darauf hinweist, dass sie im Inneren sehr viel heißer sind. Sich selbst überlassen sollten diese Planeten schnell abkühlen und auf eine Größe zusammenschrumpfen, die in etwa der des Jupiter entspricht. Dies wirft allerdings ein Problem auf: die Zentralsterne sehen nicht so aus, als wären sie erst kürzlich entstanden. Warum also kreisen junge Planeten um alte Sterne? Die Loesung: die scheinbar alten Sterne könnten das Ergebnis eines Vorgangs sein, der erst kürzlich stattfand. Wenn zwei alte Sterne verschmelzen, koennen Planeten dabei als Nebenprodukt entstehen. Anders gesagt: diese Jupiter sind deshalb aufgebläht, weil sie noch so jung sind...

Abb. 1: Copyright: MPA

Abb. 2: Schematische Darstellung, wie sich beim Verschmelzen zweier Sterne Planeten bilden. Ein enges Doppelsternsystem aus zwei kleinen Sternen (a) wird immer kleiner, da die Sterne durch magnetische Winde Energie verlieren, bis sich die beiden Sterne berühren (b). Wenn die beiden Sterne verschmelzen, so sorgt das überschüssige Drehmoment dafür, dass sich eine dichte Scheibe aus Sternmaterie ausbreitet, in der sich Planeten bilden (c). Während sich die Scheibe langsam weiter ausbreitet und auflöst, stören sich die Planeten aufgrund ihrer gegenseitigen Gravitation in ihrer Bahnbewegung, was zu exzentrischen, schiefen Bahnen aus der Scheibenebene heraus führt. In diesem Beispiel wird der kleinste Planet aus dem System geschleudert, in vielen Fällen bleibt nur ein (großer) Planet übrig, der den Stern eng umkreist.
Copyright: MPA

Dass viele (wenn auch nicht alle) heißen Jupiter seltsamerweise so groß sind, hat sich zu einer der spannendsten Fragen in der Erforschung von Exoplaneten entwickelt. Obwohl sie nur einen kleinen Teil der Planetensysteme ausmachen, sind sie aufgrund ihrer Größe und ihrer engen Bahn am einfachsten nachzuweisen. Viel Arbeitsaufwand wurde investiert, um ausgeklügelte Prozesse zu finden, die erklären können, wie die heißen Jupiter während des scheinbar langen Lebensalters ihrer Zentralsterne aufgebläht bleiben können. Der vielversprechendste Weg besteht darin, die Strahlungswärme des Sterns auf irgendeine Weise ins Innere des Planeten zu transportieren. Die dazu vorgeschlagenen Mechanismen sind aber noch hypothetisch.

Eine einfache Alternative besteht darin, dass die Planeten tatsächlich so jung sind, wie sie aussehen, und dass ihre Zentralsterne dafür nicht ganz so gewöhnlich sind, wie sie erscheinen. Binärsysteme aus relativ leichten Sternen, mit einer Gesamtmasse von etwa einer Sonnenmasse, gibt es recht häufig. Diese Sterne sind magnetisch 'aktiv', d.h. sie haben Magnetfelder, die wie unsere Sonne einen 'Sonnenwind' antreiben, allerdings um einiges stärker. Dadurch verlieren die Sterne an Energie, ihre Bahnen werden immer enger, bis sich die beiden Sterne berühren. Dann geht aller sehr schnell (Abb.2): Die beiden Sterne verschmelzen zu einem einzigen Stern, der der Sonne sehr ähnlich ist, und das überschüssige Drehmoment, das in der Bahnbewegung der beiden Sterne umeinander gespeichert war, sorgt dafür, dass der Stern Materie verliert, aus der sich eine Scheibe um den neu entstandenen Stern bildet. Die Masse in dieser Scheibe reicht aus, um mehrere Riesenplaneten zu bilden. Die Bahnen dieser Planeten werden aber durch ihrer gegenseitige Gravitationsanziehung gestört, so dass es zu schiefen (manchmal sogar retrograden) und exzentrischen Bahnen kommt. Einige dieser Planeten können sogar ganz aus dem System geschleudert werden. Diese theoretischen Vorhersagen für die Umgebung der verschmolzenen Sterne stimmen sehr gut mit den beobachteten Eigenschaften der Planetensysteme mit heißen Jupitern überein.


Eduardo Martin, Henk Spruit



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Letzte Änderung: 27.7.2011