Die Illustration zeigt einen Sub-Neptun-Planeten, der einen gelben Stern umkreist. Ob dieser Planet bauschig ist, hängt von seiner Resonanz ab.(Bildnachweis: NASA, ESA, CSA und D. Player (STScI))
Sub-Neptun-Planeten, die im Takt mit dem Rest ihres Planetensystems tanzen, sind weniger dicht als solche, die dies nicht tun, haben Planetenforscher herausgefunden.
Die häufigsten Planeten in der Milchstraße sind „Sub-Neptune“, d. h. Welten, deren Größe zwischen der der Erde und des Eisriesen Neptun liegt, obwohl sie im Sonnensystem nicht vorkommen. Man schätzt, dass zwischen 30 % und 50 % der sonnenähnlichen Sterne von mindestens einem Sub-Neptun umkreist werden – aber trotz der Allgegenwart dieser Welten haben Wissenschaftler, die extrasolare Planeten oder Exoplaneten untersuchen, traditionell Schwierigkeiten, die Dichte von Sub-Neptunen zu messen.
Abhängig von den für diese Messungen verwendeten Techniken scheinen sich die Sub-Neptunes in zwei verschiedene Kategorien aufteilen zu lassen: „geschwollen“ und „nicht geschwollen“. Es stellt sich jedoch die Frage, ob es tatsächlich zwei verschiedene Populationen von Sub-Neptunes gibt oder ob diese Unterschiede auf die Methode zurückzuführen sind, die zur Messung der Dichte verwendet wurde. Neue Forschungsergebnisse der Universität Genf (UNIGE) und der Universität Bern (UNIBE) deuten darauf hin, dass es tatsächlich zwei physisch unterschiedliche Familien von Sub-Neptunes gibt. Und geschwollene Sub-Neptune stehen eher in Resonanz mit ihren planetarischen Geschwistern.
Inhaltsübersicht
Walzen mit planetarischen Partnern
Planeten befinden sich in Resonanz, wenn z. B. ein Planet eine Umlaufbahn in der gleichen Zeit vollendet, in der ein anderer Planet zwei Umlaufbahnen vollendet.
Ein außergewöhnliches Planetensystem mit Resonanz, das kürzlich entdeckt wurde, ist HD 110067, das 100 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Die sechs Sub-Neptun-Welten in diesem System tanzen in einem präzisen kosmischen Walzer umeinander. Der innere Planet absolviert eine Umlaufbahn in 9,1 Erdtagen, der nächste Planet in 13,6 Tagen, der dritte in 20,5 Tagen, der vierte in 30,8 Tagen, der fünfte in 41 Tagen und der äußerste Planet in 54,7 Tagen.
Für jede Umrundung des Sterns, die der äußere Planet vollzieht, vollzieht der innere Planet also sechs Umrundungen. Das bedeutet, dass sich diese Sub-Neptune in einer 6:1-Resonanz befinden. Die anderen Resonanzen zwischen verschiedenen Planetenpaaren im System HD 110067 sind 3:2, 3:2, 3:2, 4:3 und 4:3.
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Dieser rhythmische Tanz um den hellen orangefarbenen Stern HD 110067 existiert seit etwa 4 Milliarden Jahren, was in etwa der Zeit entspricht, in der das Sonnensystem existiert. So faszinierend dies auch ist, es sagt uns jedoch nicht, warum die Sub-Neptune in diesem System weniger dicht zu sein scheinen.
Das Team, das hinter dieser neuen Forschung steht, hat einige mögliche Erklärungen für die Leichtigkeit der resonanten Sub-Neptunes vorgeschlagen; die wahrscheinlichste scheint darauf hinzuweisen, dass der Prozess mit der Art und Weise ihrer Entstehung zusammenhängt.
Die sechs Planeten umkreisen ihren Zentralstern HD 110067 in einem harmonischen Rhythmus, wobei sich die Planeten alle paar Umläufe ausrichten. (Bildnachweis: Thibaut Roger, NCCR Planets)
Das Team hält es für möglich, dass alle Planetensysteme während ihrer frühen Existenz zu einer resonanten Kette konvergieren. Sie glauben jedoch, dass nur 5 % der Systeme diesen Rhythmus beibehalten können.
Der Bruch der Resonanzkette kann zu einer Reihe von katastrophalen Ereignissen führen, bei denen Planeten zusammenstoßen und oft zu dichteren Konglomeratwelten verschmelzen. Das bedeutet, dass Systeme mit resonanter Kette auch ihre aufgeblasenen Sub-Neptunes beibehalten können, so das Team, während Kollisionen und Verschmelzungen die Dichte derselben Planeten in nicht-resonanten Systemen erhöhen.
„Die numerischen Modelle der Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen, die wir in den letzten zwei Jahrzehnten in Bern entwickelt haben, reproduzieren genau diesen Trend: Planeten in Resonanz sind weniger dicht“, sagte Yann Alibert, Professor an der Abteilung für Weltraumforschung und Planetenwissenschaften der UNIBE und Mitglied des Entdeckungsteams, in einer Erklärung. „Diese Studie bestätigt außerdem, dass die meisten Planetensysteme Schauplatz riesiger Kollisionen waren, die ähnlich oder sogar noch heftiger als diejenige waren, aus der unser Mond hervorging.
Sub-Neptun-Verwirrung und Erkennungsfehler
Um die Dichte eines Planeten zu schätzen, benötigen die Astronomen zwei Informationen: die Masse des Planeten und seinen Radius. Zwei Methoden zur Bestimmung der Masse sind die Transit-Timing-Variation (TTV), die nur funktioniert, wenn ein Planet die Oberfläche seines Sterns von unserem Blickwinkel auf der Erde aus kreuzt, und die Radialgeschwindigkeitsmethode, die die Gravitationskraft, die ein Planet auf seinen Stern ausübt, zur Messung der Masse verwendet.
„Bei der TTV-Methode werden Variationen im Transitzeitpunkt gemessen. Die Gravitationswechselwirkungen zwischen Planeten im selben System verändern den Zeitpunkt des Vorbeiziehens der Planeten an ihrem Stern geringfügig“, so Teammitglied Jean-Baptiste Delisle vom Fachbereich Astronomie der UNIGE-Fakultät für Naturwissenschaften in der Erklärung. „Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode hingegen werden die Veränderungen der Geschwindigkeit des Sterns gemessen, die durch die Anwesenheit des Planeten um ihn herum verursacht werden.“
Die TTV-Methode, so stellten die Wissenschaftler fest, neigte dazu, Sub-Neptun-Planeten mit einer geringeren Dichte zu finden als diejenigen, die mit der Radialgeschwindigkeitsmethode gemessen wurden.
Bei einer statistischen Analyse stellte das Team fest, dass die Radialgeschwindigkeitsmethode mehr Zeit benötigt, um große und massearme Planeten, wie z. B. bauschige Sub-Neptune, zu entdecken. Das bedeutet, dass Beobachtungen mit der Radialgeschwindigkeit eher Gefahr laufen, unterbrochen zu werden, bevor die Masse eines Planeten geschätzt wird. Dies führt zu einer Verzerrung zugunsten höherer Massen und Dichten für Planeten, die mit der Radialgeschwindigkeitsmethode charakterisiert werden, wobei weniger dichte Planeten ausgeschlossen werden.
Weitere Untersuchungen ergaben, dass die TTV-Methode nicht nur mit größerer Wahrscheinlichkeit weniger dichte Exoplaneten aufspürt, sondern dass die Dichten dieser Planeten in resonanten Systemen auch geringer sind als in nicht-resonanten Systemen – unabhängig von der Methode zur Bestimmung ihrer Masse.
Mit der Bestätigung der Existenz von zwei verschiedenen Familien von Sub-Neptunen und der Entdeckung eines Zusammenhangs zwischen Puffy-Planeten und resonanten Planetensystemen sind die Wissenschaftler nun besser in der Lage, die Entwicklung des häufigsten Planetentyps unserer Galaxie zu verstehen.
Möglicherweise können sie bald auch endlich erklären, warum es in unserem Sonnensystem keine solche Welt gibt.
Die Forschungsergebnisse des Teams wurden in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.
