Illustrationen des Beta-Pictoris-Systems (l.; c.); die Abmessungen des Systems (r.). (GRAVITY Collaboration/Axel M. Quetz, MPIA-Grafikabteilung) Die meisten der bisher von uns bestätigten Exoplaneten wurden nie direkt gesehen. Wir bestätigen ihre Anwesenheit durch indirekte Mittel, beispielsweise durch die Wirkung, die sie auf ihren Wirtsstern haben. Doch nun haben Astronomen Bilder eines indirekt gefundenen Exoplaneten enthüllt.
Es ist nicht nur eine beeindruckende Leistung an Können und Technologie. Die Kombination der Methoden hat uns ein hervorragendes Toolkit zur Vermessung eines Exoplaneten gegeben. Zum ersten Mal haben Astronomen sowohl die Helligkeit als auch die Masse eines Exoplaneten gemessen – was uns eine neue Untersuchung der Entstehung von Planeten ermöglicht.
Der Exoplanet ist Beta Pictoris c (β Pic c), ein Gasriese, der den Stern – Sie ahnen es schon – Beta Pictoris umkreist, der nur 63 Lichtjahre entfernt ist. Es ist ein sehr junger, sehr heller Stern, etwa 23 Millionen Jahre alt; als solches ist es immer noch umgeben von viel staubiger Schutt , und seine Exoplaneten – wir haben bisher zwei bestätigt – sind noch Babys, etwa 18,5 Millionen Jahre alt.
β Pic c ist der zweite dieser Planeten und wurde mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Sie sehen, Sterne stehen nicht still, während Planeten um sie kreisen; Die beiden Körper üben eine Anziehungskraft aufeinander aus und die Umlaufbahn liegt um a gegenseitiger Schwerpunkt .
Wenn Sie also auf einen Stern schauen und sehen, wie er an Ort und Stelle ein wenig wackelt – sein Licht verlängert sich in rötlichere Wellenlängen oder verschiebt sich ins Rot, wenn er sich entfernt, und verkürzt sich in blauere Wellenlängen oder verschiebt sich ins Blaue, wenn er sich nähert – so oft bedeutet, dass es von einem Exoplaneten gezogen wird. Je größer der Exoplanet, desto größer ist die Anziehungskraft, die er auf den Stern ausübt.
Beta Pictoris b (β Pic b), ein Gasriese mit der bis zu 13-fachen Masse von Jupiter , wurde 2008 durch direkte Bildgebung entdeckt. Es war also zu erwarten, dass der Stern wackeln würde.
Bei der Untersuchung von Beobachtungsdaten aus den letzten 16 Jahren bemerkten die Astronomin Anne-Marie Lagrange vom Grenoble-Observatorium in Frankreich und ihre Kollegen jedoch ein Wackeln, das nicht mit β Pic b übereinstimmte. Stattdessen schien es sich um einen zweiten, bisher unentdeckten Exoplaneten zu handeln.
Sie haben letztes Jahr ihren neu entdeckten Exoplaneten – β Pic c – enthüllt .
Betreten Sie die ExoGRAVITY-Kollaboration, ein Projekt, das das verwendet GRAVITY-Instrument am Very Large Telescope Interferometer, um Exoplaneten direkt abzubilden. Das ExoGRAVITY-Team war der Meinung, dass β Pic c ein hervorragender Kandidat für die direkte Bildgebung wäre.
Sie hatten nach einem Exoplaneten mit guten Radialgeschwindigkeitsdaten gesucht, und da der Bruder von β Pic c bereits direkt abgebildet worden war, schien dies eine gute Wahl zu sein.
Mit unserer aktuellen Technologie können nur sehr wenige Exoplaneten direkt abgebildet werden. Sie müssen ausreichend weit von ihrem Stern entfernt sein; sonst verschwinden sie im grellen Licht. Unsere zuverlässigsten Methoden zur Erkennung von Exoplaneten funktionieren am besten bei sehr nahen Sternen. Und es ist hilfreich, wenn der Exoplanet recht jung ist, da solche Planeten noch warm genug sind, um Wärmestrahlung auszusenden.
Wie sich herausstellte, war β Pic c perfekt. Die Wobble-Daten dieser Jahre lieferten ein hervorragendes Profil der Bewegung des Exoplaneten; Das ExoGRAVITY-Team unter der Leitung des Astronomen Mathias Nowak von der Universität Cambridge im Vereinigten Königreich konnte den Standort lokalisieren und direkte Bilder aufnehmen. Diese Arbeit hat nun zu einem Exoplaneten-Datensatz geführt, wie wir ihn noch nie zuvor hatten.
Die Radialgeschwindigkeitsdaten wurden zur Berechnung der Masse und Umlaufbahn des Exoplaneten verwendet; Er hat etwa die 8,2-fache Masse des Jupiter und umkreist den Stern mit 2,7 Astronomische Einheiten , mit einer Umlaufzeit von 3,4 Jahren. So weit, so normal.
Aber die direkten Bilder enthüllten eine Überraschung: β Pic c ist überraschend schwach, sechsmal schwächer als sein Bruder, obwohl die beiden Exoplaneten ähnlich groß sind, was darauf hindeutet, dass er viel kühler ist. Die Helligkeit von β Pic c lässt darauf schließen, dass seine Temperatur im Vergleich zu etwa 1.250 Kelvin beträgt 1.724 Kelvin für β Pic b .
Dies könnte ein Hinweis darauf sein, wie der Exoplanet entstanden ist: In Modellen hängt die Temperatur eines Baby-Exoplaneten mit seiner Entstehungsmethode zusammen.
Im Modell der Scheibeninstabilitätsbildung kollabiert ein Teil der protoplanetaren Scheibe aus Staub und Gas, die um den neugeborenen Stern wirbelt, direkt zu einem Gasriesen. In diesem Modell hat der Exoplanet keinen festen Kern und entsteht heißer und heller.
Im Kernakkretionsmodell kleben Gesteinsstücke in der protoplanetaren Scheibe zunächst durch elektrostatische Kräfte und dann durch die Schwerkraft zusammen und bilden einen immer größeren Körper, der von unten nach oben einen Planeten bildet. Der resultierende Exoplanet hat einen festen Kern und wirkt kühler und dunkler.
Da β Pic c kleiner und schwächer als erwartet ist und das Scheibeninstabilitätsmodell erfordert, dass sich der Exoplanet viel weiter von seinem Wirtsstern entfernt bildet als β Pic c heute, geht das Team davon aus, dass der Exoplanet durch Kernakkretion entstanden ist.
Es ist ein faszinierendes Ergebnis, aber es gibt noch viel zu tun. Wir haben keine verlässliche Massenschätzung für β Pic b – es könnte irgendwo zwischen dem 9- und 13-fachen der Masse des Jupiter liegen. Es umkreist den Stern in einer größeren Entfernung als β Pic c, was bedeutet, dass wir nicht über genügend Wobble-Daten verfügen, um auf seine Masse schließen zu können. Wie es entstanden ist, wird schwerer zu beurteilen sein, bis wir es eingrenzen können.
Und an β Bild c gibt es noch viel zu tun. Der nächste Schritt wird darin bestehen, detaillierte Spektren des vom Exoplaneten emittierten Lichts aufzunehmen. Daraus können Wissenschaftler die atmosphärische Zusammensetzung des Planeten ermitteln – eine Schlüsselmethode bei der Suche nach Lebenszeichen anderswo in der Galaxie.
Die Forschung wurde in zwei Artikeln veröffentlicht Astronomie und Astrophysik, Hier Und Hier .