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Jupiter ist riesig und halb beleuchtet, sein Mond Io im Vordergrund ist deutlich kleiner.(Bildnachweis: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Goddard Space Flight Center)

Man könnte behaupten, dass einer der verwirrendsten Aspekte unseres Sonnensystems die Tatsache ist, dass nicht jeder Planet ein schöner, fester Fels wie die Erde ist. Einige bestehen buchstäblich fast vollständig aus Gas. Auf dem Jupiter kann man eigentlich nirgendwo „stehen“, es sei denn, man schafft es, durch seine Gasschichten zu fallen und eine unglaubliche Menge an Druck zu überleben, bevor man den Weg zum potenziell felsigen Kern der orangefarbenen Welt findet. Das klingt nicht gerade ideal.

Selbst die Entwickler von Science-Fiction-Videospielen tun sich manchmal schwer damit, darzustellen, wie es wäre, eine dieser Welten zu durchqueren. Das erste, was ich versucht habe, nachdem ich im Xbox-Spiel Starfield freie Hand hatte, war, mit meinem Schiff auf dem simulierten Neptun zu landen, um zu sehen, was passieren würde. Das Spiel hat es nicht zugelassen. Natürlich ist das Rätsel der massiven Gaskugeln auch für Wissenschaftler höchst interessant. Und jetzt, da sie die unglaublich leistungsstarken Infrarot-Augen des James Webb-Weltraumteleskops zur Verfügung haben, setzen sie das weltraumgestützte Instrument auf den Fall an.

Erst letzte Woche gab ein Team bekannt, dass es dank des JWST einige neue Erkenntnisse über die Dynamik der Gasriesenbildung hat. Genauer gesagt, sagen die Forscher, dass sie bei der Beantwortung der Frage, wie lange Gasriesen wahrscheinlich um ihre Wirtssterne herum entstehen müssen, bevor das gesamte Gas um diese Sterne herum verschwindet, Fortschritte gemacht haben.

Die kurze Antwort lautet: nicht sehr lange – aber die ganze Geschichte ist viel nuancierter.

Das Team nutzte das JWST, um zu untersuchen, was (etwas verwirrend) als „Scheibenwind“ bezeichnet wird. Damit ist nicht wirklich ein Wind gemeint, wie Sie sich vielleicht vorstellen. Vielmehr ist damit der Prozess gemeint, bei dem Gas eine Scheibe um einen Stern verlässt. Diese „Scheibe“ ist mit verschiedenen Arten von Material gefüllt, die das Potenzial haben, Planeten zu bilden. Sie wird daher auch als „protoplanetare Scheibe“ bezeichnet.

„Wir wussten, dass sie existieren und dass sie eine wichtige Rolle bei der Scheibenentwicklung spielen könnten“, sagte Naman Bajaj, Hauptautor der neuen Scheibenwindanalyse und Wissenschaftler am Lunar and Planetary Science Laboratory der Universität Arizona, gegenüber kosmischeweiten.de. „Was wir nicht wussten, war die zugrundeliegende Physik und folglich, wie viel Masse verloren geht. Dies ist der Schlüssel zur Beantwortung all unserer Fragen zu den Auswirkungen.“

Eine solche Scheibe würde auch nicht gasförmige Trümmer enthalten, wie z. B. Staub, der sich mit der Zeit zu felsigen Planeten zusammensetzen kann. Es wird angenommen, dass sich die Erde einst auf diese Weise gebildet hat.

„Bei dem Namen kann ich nur vermuten, dass es an seiner ‚langsamen‘ Geschwindigkeit liegt“, sagte Bajaj. Der vom Team untersuchte Scheibenwind scheint sich mit einer Geschwindigkeit von 10 bis 15 Kilometern pro Sekunde zu bewegen, erklärt er. Sich schnell bewegende Gasmuster hingegen werden üblicherweise als „Jets“ bezeichnet. Diese können Geschwindigkeiten von über 100 Kilometern (62 Meilen) pro Sekunde erreichen.

Obwohl Bajaj und seine Forscherkollegen keine endgültige, genau bestätigte Antwort auf die Frage gefunden haben, wie lange Gasplaneten entstehen müssen, bevor das Gas in der protoplanetaren Scheibe vollständig verbraucht ist, hat er auf der Grundlage seiner Berechnungen eine grobe Schätzung abgegeben. „Unter Berücksichtigung der Gasmasse in dieser Scheibe und unter der Annahme, dass das Gas weiterhin mit dieser konstanten Rate austritt, die wir gefunden haben – etwa eine Mondmasse pro Jahr – wird es ungefähr 100.000 Jahre dauern“, schätzt er.

Ja, das klingt nach einer langen (langen) Zeit. Aber, wie Bajaj betonte, ist es eine unglaublich kurze Zeitspanne in astronomischer Hinsicht: „Eine protoplanetare Scheibe lebt etwa fünf bis 10 Millionen Jahre!“

Wie man eine Weltraumscheibe findet

Der erste Schritt bei der Bekämpfung von Scheibenwindbewegungen besteht einfach darin, ein Scheibenwind-Subjekt zu finden. Und um ein Scheibenwind-Subjekt zu finden, muss man natürlich eine protoplanetare Scheibe finden.

Unser Sonnensystem eignet sich nicht für diese Art von Analyse, da alle unsere Planeten vollständig sind – auch die gasförmigen. Das Ziel des Teams für den Scheibenwind war also die Scheibe um einen jungen, massearmen Stern namens T Cha. Ehrlich gesagt, ist dieser Stern schon für sich genommen hochinteressant. Der funkelnde Körper, der etwa 350 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, hat bekanntermaßen eine große Staublücke in seiner Scheibe. Diese Staublücke ist genau das, wonach sie klingt.

„Man nimmt an, dass diese Lücken von Planeten geschaffen werden, die auf ihrem Weg um den Stern alles Material verbrauchen, das ihnen im Weg steht“, sagte Bajaj.

Daher deutet eine solche Lücke darauf hin, dass der Stern tatsächlich knospende Planeten um sich herum hat und alt genug ist, dass diese entstehenden Welten Zeit hatten, etwas von der Scheibe selbst wegzufressen. „Wir nennen dies auch das Übergangsstadium“, sagte Bajaj. „Es ist der Übergang von einer protoplanetaren Scheibe zu einer eher sonnensystemähnlichen Struktur“. Außerdem hätten frühere bodengestützte Beobachtungen darauf hingedeutet, so Bajaj, dass es in der Scheibe Neon gibt, das im Wesentlichen markiert, wie das Gas der Scheibe langsam ausströmt. Mehr dazu in Kürze.

Damit hatten wir ein hervorragendes Scheibenobjekt in der Hand. Der nächste Schritt bestand darin, einige Beobachtungen zu machen, um zu sehen, was um T Cha herum vor sich geht.

Es war an der Zeit, etwas Neon aufzuspüren.

Ein Weitfeldbild im sichtbaren Licht der Region um den jungen Stern T Cha, erstellt aus Fotos, die durch Rot- und Blaufilter aufgenommen wurden und Teil des Digitized Sky Survey 2 sind. (Bildnachweis: ESO und Digitized Sky Survey 2. Danksagung: Davide De Martin)

Gasförmiger Adel

Neon ist ein Edelgas, d. h. eine Kategorie von Elementen, die durch Atome mit vollständig gefüllten äußeren Elektronenschalen (Valenzschalen) repräsentiert werden. Aufgrund dieses Valenzschalenmerkmals sind diese Gase sehr unreaktiv. Es ist jedoch möglich, dass sie eines dieser Außenelektronen verlieren, wenn sie einer ausreichend hohen Temperatur ausgesetzt werden. In diesem Fall würde das Gas „ionisiert“ oder elektrisch geladen werden.

Da Elektronen negativ geladen sind, wird ein zuvor neutrales Atom durch den Verlust eines Elektrons etwas positiver. Wenn man ein zusätzliches Elektron erhält, wird ein zuvor neutrales Atom ebenfalls etwas negativer. Wichtig für die Astronomen ist jedoch, dass bei einer solchen Ionisierung irgendwo im Universum eine Signatur zurückbleibt, die von ihren Geräten verfolgt werden kann. Dazu gehört auch das James-Webb-Weltraumteleskop.

Und, wie Bajaj erklärt, ist die Neon-Signatur besonders für das Disk-Wind-Tracking geeignet.

Zunächst einmal ist es einfach wahrscheinlicher, dass einige Gase in protoplanetaren Scheiben vorkommen. Das leichte Neon ist eines von ihnen. „Bei schwereren Edelgasen ist die Häufigkeit sehr gering, so dass wir sie nicht sehen würden“, erklärt Bajaj.

Zweitens verläuft die Ionisierung bei verschiedenen Elementen unterschiedlich. Manchmal ist eine sehr hohe Temperatur erforderlich, um ein Elektron aus einem Atom herauszuschleudern; manchmal treten die Elektronen bereitwilliger aus und tun dies bei niedrigeren Temperaturen.

„Helium, das viel häufiger vorkommt als jedes dieser [Edelgase] , benötigt eine viel höhere Temperatur, um ionisiert zu werden“, sagte Bajaj.

Neon hingegen spuckt schon bei geringeren Temperaturanforderungen ein Elektron aus. Deshalb hat das Team speziell nach Neon-Emissionslinien gesucht, um zu sehen, wie sich das Gas in der protoplanetaren Scheibe T Cha entwickelt. Kurz gesagt, sie fanden zwei.

„Als wir das Spektrum zum ersten Mal sahen – in meiner ersten Studienwoche – sahen wir, dass die beiden Neonlinien boomten!“ bemerkte Bajaj und fügte hinzu, dass eine dieser Linien in der Nähe von T Cha noch nie zuvor gesehen worden war. „Wir fanden heraus, dass das Neon von weiter weg vom Stern kommt, indem wir es mit JWST betrachteten.“

„Ich habe viele Monate damit verbracht, anhand der Bilder herauszufinden, ob wir die Neon-Emissionsstruktur sehen können; das war sehr schwierig“, sagte Bajaj. Er erklärte, dass es etwa acht Monate dauerte, bis er anhand der JWST-Bilder bestätigen konnte, dass die Struktur tatsächlich vorhanden war.

Aber das ist noch nicht alles. Es gab noch eine Überraschung.

Diese Illustration eines Künstlers zeigt, wie das Gas aussehen könnte, das die entstehende Scheibe eines Planeten verlässt. (Bildnachweis: ESO/M. Kornmesser)

Neben den Neonlinien fand das Team eine sehr starke Argonlinie, so Bajaj. Eine solche Argonlinie wurde zwar schon in einigen protoplanetaren Scheiben gesehen, aber keine war so stark.

Dann gab es eine weitere Überraschung.

„Wir dachten immer, wir hätten zwei Neon-Emissionslinien und eine Argon-Emissionslinie, aber eines schönen Tages ging ich das Spektrum durch und stellte fest, dass wir eine weitere Argonlinie haben“, sagte Bajaj. „Diese war viel schwächer als die anderen, so dass wir sie lange Zeit übersehen haben.“

„Wir haben festgestellt, dass dies das erste Mal ist, dass wir diese Linie in einer protoplanetaren Scheibe sehen!“, fügte er hinzu. „Einige der leitenden Forscher dachten, dass es niemals möglich sein würde, dies zu tun, aber mit einigen strengeren Tests während einiger Monate haben wir bestätigt, dass wir es geschafft haben.“

Wie geht es jetzt weiter?

Ein wichtiger Punkt, den Bajaj wiederholte, war, dass das neue Ergebnis des Teams wirklich nur ein kleiner, wenn auch entscheidender Schritt auf dem großen Weg ist, mehr über die verblüffende Natur von Gasplaneten zu verstehen. Woher kommen diese seltsamen Gaskugeln? Ihre Architektur scheint so schwer zu erklären zu sein.

Die neue Arbeit untermauert nicht nur viele frühere Beobachtungen in diesem Bereich (von denen einige von Bajajs Co-Autoren durchgeführt wurden), sondern öffnet auch die Tür für eine Vielzahl faszinierender zukünftiger Studien. So hat Andrew Sellek, Mitautor der Studie und Postdoktorand an der Universität Leiden in den Niederlanden, mit diesen Scheibenwind-Details in der Hand eine weitere Arbeit verfasst, in der er Simulationen vorstellt, die darauf hindeuten, dass der Scheibenwindprozess durch etwas angetrieben wird, das Fotoverdampfung genannt wird.

Auf die Gefahr hin, dass man es zu sehr vereinfacht, bezieht sich die Fotoverdampfung in diesem Fall auf die Energie eines Sterns, die das Gas in der Scheibe um ihn herum aufheizt, wodurch dieses Gas gezwungen wird, sich im Weltraum zu verteilen. „Ähnlich wie Wasser auf der Erde verdampft“, sagte Bajaj. Selleks Arbeit wurde kürzlich zur Veröffentlichung im The Astronomical Journal angenommen; ein Vorabdruck ist hier verfügbar.

Okay, an dieser Stelle bin ich vielleicht ein wenig ins Grübeln geraten, aber nachdem ich mich so tief in die Dynamik des Scheibenwindes vertieft habe, kann ich nicht anders, als darüber nachzudenken, wie befriedigend dieses Thema ist. Es ist fast so, als würden die Teile einfach an ihren Platz fallen.

Aufgrund der Art und Weise, wie Gas aus einer protoplanetaren Scheibe austritt, stimmt es zum Beispiel, dass sich nur noch Gesteinsplaneten bilden können, sobald das Gas verschwunden ist. Es ist auch so, dass Gaswelten, insbesondere Gasriesen, eher in den äußeren Bereichen eines Planetensystems auftauchen. In den äußeren Regionen einer protoplanetaren Scheibe ist in der Regel mehr Masse vorhanden, was insgesamt zu massereicheren Planeten führt, zu denen auch die jupiterähnlichen Gasriesen gehören. Außerdem haben die Wirtssterne selbst ein Wörtchen mitzureden.

„Gesteinsplaneten, die sich sehr nahe am Stern befinden, werden nur wenig oder gar keine Atmosphäre haben [wie Merkur] , da diese durch die hochenergetischen Photonen der Sonne abgetragen wird – ähnlich wie bei der Photoverdampfung“, so Bajaj. „Bei Gasriesen, die sich zufällig in der Nähe des Sterns bilden, ist es möglich, dass sie ein Gleichgewicht zwischen ihrem Gas und der Energie der Sonne finden.“

Und schließlich, auch wenn es an dieser Stelle ein starkes Klischee ist, ist all dies ein Beweis dafür, wie sehr das James Webb Space Telescope unser Verständnis des Universums revolutioniert. Seine Infrarotempfindlichkeit ist sicherlich immens, aber viele seiner Entdeckungen verdanken sich der bereits vorhandenen Arbeit, auf der man aufbauen kann – der Bibliothek von Papieren, die den Wissenschaftlern bei der Entscheidung geholfen haben, wo genau das JWST suchen soll.

„Wir stehen wirklich auf den Schultern von Riesen – und Riesenteleskopen“, sagte Bajaj.

Die Studie wurde am 4. März in der Zeitschrift The Astronomical Journal veröffentlicht.