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Wie bilden sich Riesenplaneten?



3. November 2020

Beta pictoris c ist einer von zwei Planeten, der unseren nächsten stellaren Nachbarn umkreist. Dieser Planet wurde mit der Radialgeschwindigkeitsmethode 2019 entdeckt und jetzt auch direkt nachgewiesen. Eine zweite unabhängige Messmethode bestätigt natürlich die Existenz eines Planeten und durch die Kombination zweier Methoden lassen sich Eigenschaften des Planeten ermitteln, die vorher nur abgeschätzt und simuliert werden konnten.

 

Mit den Instrumenten des GRAVITY-Projekts am Max-Planck-Instituts für Extraterrestrische Physik ist es gelungen, diesen Planeten direkt zu beobachten. Dazu wurden vier der großen VLT-Teleskope in Chile zusammengeschaltet um eine räumliche Auflösung zu erreichen, die den Planeten und den Stern trennen konnte. Die Beobachtung war erfolgreich, weil durch neue Entwicklungen in der Radialgeschwindigkeitsmessung die Position des Planeten genauestens bestimmt werden konnte und damit die Teleskope auf den Planeten ausgerichtet werden.

Aus der Auswertung dieser Beobachtungen ergibt sich neues Futter über die Frage, auf welche Weise sich eigentlich die Riesenplaneten bilden. Eine Erklärung liefert die Scheiben-Instabilitäts-Hypothese, bei der sich in einer massiven protoplanetaren Scheibe durch die eigene Schwerkarft von Fragementen in relativ kurzer Zeit - vielleicht einige Jahre - die Planeten bilden. Die andere Möglichkeit könnte die Kern-Aggregation sein, bei der feste Teilchen aufeinanderstoßen und aneinanderhaften bleiben und so langsam anwachsen, bis dieses Konglomerat genügend Schwerkraft entwickelt, um eine Gashülle anzusammeln.

 

Beta pictoris c

Künstlerische Darstellungen des Sternsystems β Pictoris.

Links: Stern mit den zwei in die Staubscheibe eingebetteten Planeten.

Mitte: Darstellung des Scheiben-Planetensystems.

Rechts: Dimensionen des Systems, von oben betrachtet. Frühere Beobachtungen: orangene Rauten und rote Kreise, neue Beobachtungen: grüne Kreise. Planetenbahnen: weiß. Unsicherheiten in der Umlaufbahn von β Pic c: graue Flächen.

Bild: GRAVITY Collaboration / Axel M. Quetz, MPIA-Graphikabteilung

Die Ergebnisse liefern die Temperatur des Planeten und seine Masse, T=1250 Kelvin und 8,2 Jupitermasssen. Bei einem recht jungen Alter des Sternsystems von 18,5 Millionen Jahren (zum Vergleich: Sonnensystem: 4,5 Milliarden Jahre) sollte das eigentlich für eine kollapsähnliche Entwicklung gemäß der Scheiben-Instabilitäts-Theorie sprechen. Dagegen spricht jedoch die Nähe zum Stern von 2.7 AU: in dieser Entfernung sollte es nur Planetenentstehung durch Aggregation geben. Vielleicht hat man es hier mit einer Arte "heißen" Aggregation zu tun, die von einer heißen Schockwelle ausgelöst wurde.

Mehr dazu in

"Direct confirmation of the radial-velocity planet β Pictoris c" von M. Nowak et al , A&A 642, L2 (2020)

"Unveiling the β Pictoris system, coupling high contrast imaging, interferometric, and radial velocity data" von A. M. Lagrange, A&A 642, A19 (2020)

Detaillierte Untersuchungen des Sterns β Pictoris mit Beobachtungen der BRITE-Constellation, einer Formation von sechs Nano-Satelliten, die leider keinen Transitereignis entdecken konnte:

"Revisiting the pulsational characteristics of the exoplanet host star β Pictoris" von K. Zwintz et al., A&A 627, A20 (2019)


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