Ferne Riesenplaneten entstehen anders als „verhinderte Sterne“

Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Brendan Bowler von der Unversität Texas in Austin, hat den Entstehungsprozess von riesigen Exoplaneten und Braunen Zwergen untersucht, einer Klasse von Objekten, die massereicher als Riesenplaneten sind, aber nicht massereich genug, um in ihrem Inneren die Kernfusion zu zünden, um dann wie echte Sterne zu leuchten.

Unter Verwendung der direkten Bildgebung mit bodengestützten Teleskopen auf Hawaii – W.M. Keck Observatorium und Subaru Teleskop am Mauna Kea – untersuchte das Team die Umlaufbahnen dieser lichtschwachen Begleiter, die in 27 Systemen Sterne umkreisen. Diese Daten, kombiniert mit der Modellierung der Umlaufbahnen, ermöglichten es den Forschern festzustellen, dass sich die Braunen Zwerge in diesen Systemen wie Sterne bildeten, während die Gasriesen wie Planeten entstanden sind.

Die Ergebnisse der Forschung wurden im Astronomical Journal veröffentlicht.

In den letzten zwei Jahrzehnten haben technische Fortschritte bei Teleskopen ermöglicht, das Licht eines Muttersterns vom Licht eines viel schwächer leuchtenden ihn umkreisenden Objekts zu trennen. Mit dieser neuen Fähigkeit konnte 1995 das erste Bild eines Braunen Zwerges gewonnen werden, der einen Stern umkreist. Das erste direkte Bild eines Planeten, der einen anderen Stern umkreist, folgte 2008.

„In den letzten 20 Jahren konnten wir immer masseärmere Objekte abbilden, wobei die Fähigkeit der direkten Bildgebung derzeit bei etwa einer Jupitermasse liegt,“ sagte Bowler. Als sich die Technologie verbesserte, tauchte eine große Frage auf: „Wie ist die Natur der Begleiter die wir finden?“

Wie von Astronomen definiert, haben Braune Zwerge Massen zwischen 13 und 75 Jupitermassen. Sie haben die Charakteristika von Planeten und Sternen und Bowler und sein Team wollten die Frage klären: Sind Gasriesenplaneten am äußeren Rand von Planetensystemen die Spitze des „Planeteneisbergs“ oder das an Masse arme Ende von Braunen Zwergen? Frühere Forschungen haben gezeigt, dass sich Braune Zwerge die Sterne umkreisen, wahrscheinlich wie an Masse arme Sterne gebildet haben. Aber es ist weniger klar, welche Mindestmasse eines Begleiters diesen Entstehungsmechanismus erzeugen kann.

„Eine Möglichkeit dies zu erreichen besteht darin, die Dynamik des Systems zu untersuchen“, sagte Bowler. Die aktuellen Umlaufbahnen sind der Schlüssel zur Erkennung ihrer Entwicklung.

Unter Verwendung des Adaptiven Optik (AO) – Systems des Keck Observatoriums mit der Nahinfrarot-Kamera der zweiten Generation (NIRC2) am Keck II-Teleskops sowie dem Subaru-Teleskop machte das Bowler-Team Aufnahmen von Riesenplaneten und Braunen Zwergen die ihre Muttersterne umkreisen.

Dies ist ein langer Prozess, da die untersuchten Gasriesen und Braunen Zwerge sehr weit von ihren Muttersternen entfernt sind, so dass eine Umlaufbahn Hunderte von Jahren dauern kann, um auch nur einen kleinen Prozentsatz der Umlaufbahn zu bestimmen. „Man macht ein Bild und wartet ein Jahr“, sagte Bowler, damit der lichtschwache Begleiter sich ein wenig auf seiner Bahn bewegt. „Dann macht man ein weiteres Bild und wartet wieder ein Jahr.“

Diese Forschung stützt sich auf die AO-Technologie, die es Astronomen ermöglicht, die Verzerrungen durch die Atmosphäre zu korrigieren. Da sich die AO-Instrumente in den letzten drei Jahrzehnten kontinuierlich verbessert haben, wurden mehr Braune Zwerge und Riesenplaneten direkt abgebildet. Da die meisten dieser Entdeckungen in den letzten ein oder zwei Jahrzehnten gemacht wurden, verfügt das Team nur über Bilder, die einige Prozent der gesamten Umlaufbahn eines Objekts abbilden. Das Team kombinierte ihre neuen Beobachtungen von den 27 Systemen mit allen früheren Beobachtungen, die von anderen Astronomen veröffentlicht oder in Teleskop-Archiven verfügbar waren.

An dieser Stelle kommt die Computermodellierung ins Spiel. Co-Autoren dieses Papers haben geholfen, einen Code für die Anpassung an die Umlaufbahn mit Namen „Orbitize!“ zu entwickeln, der die Keplergesetze der Planetenbewegung verwendet, um zu identifizieren, welche Arten von Umlaufbahnen mit den gemessenen Positionen übereinstimmen könnten und welche nicht.

Der Code generierte eine Reihe von möglichen Umlaufbahnen für jeden Begleiter. Die langsame Bewegung jedes Riesenplaneten oder Braunen Zwergs bildet eine „Wolke“ möglicher Umlaufbahnen. Je schmaler die Wolke, desto mehr nähern sich die Astronomen der wahren Umlaufbahn eines Trabanten. Und mehr Datenpunkte – das heißt, mehr direkte Aufnahmen eines Objekts auf seiner Umlaufbahn – verfeinern die Form der Bahn.

„Anstatt Jahrzehnte oder Jahrhunderte zu warten, bis ein Planet eine komplette Umlaufbahn absolviert hat, können wir die kürzere Zeitbasislinie unserer Daten mit sehr genauen Positionsmessungen ausgleichen“, sagte Teammitglied Eric Nielsen von der Universität Stanford. „Ein Teil von Orbitize, den wir speziell für Teilorbits entwickelt haben mit Namen OFTI (Orbits For The Impatient), ermöglichte es uns, auch Umlaufbahnen für die Begleiter mit der längsten Periode zu bestimmen.“

Die Form der Umlaufbahn festzustellen ist der Schlüssel: Objekte mit eher kreisförmigen Umlaufbahnen sind vermutlich wie Planeten entstanden. Das heißt, wenn eine Wolke aus Gas und Staub kollabiert und einen Stern bildet, entsteht der ferne Begleiter und alle anderen Planeten aus der abgeflachten Scheibe aus Gas und Staub, die den Stern umgibt.

Auf der anderen Seite sind jene Begleiter die langgestreckte Bahnen haben, vermutlich wie Sterne entstanden. In einem solchen Szenario kollabiert eine Wolke aus Gas und Staub zu einem Stern, der jedoch in zwei Teile zerbricht und jeder dieser Teile kollabierte weiter. Ein Teil bildete einen Stern und der andere einen Braune Zwerg, der um diesen Stern kreist. Dies ist im Wesentlichen ein binäres Sternsystem, obwohl es aus eine echten Stern und einem „verhinderten Stern“ besteht.

Obwohl diese Kompagnons Millionen Jahre alt sind, ist die Erinnerung an ihre Entstehung immer noch in ihrer heutigen Exzentrizität verschlüsselt.

Die Ergebnisse der Studie mit 27 fernen Begleitern waren eindeutig.

Die Forscher haben festgestellt, dass wenn man diese Objekte an der Grenze bei etwa 15 Jupitermassen teilt, jene Objekte, die als Planeten bezeichnet wurden, tatsächlich eher kreisförmige Umlaufbahnen haben verglichen mit den restlichen Objekten. „Und der Rest sieht aus wie Doppelsterne“, sagte Bowler.

Die Zukunft dieser Arbeit besteht sowohl darin, diese 27 Objekte weiter zu überwachen als auch neue Objekte zu identifizieren. „Die Bestimmung der Größe ist im Moment noch bescheiden“, sagte Bowler. Sein Team nutzt den Gaia-Satelliten, um nach weiteren Kandidaten für die direkte Bildgebung mit noch höherer Empfindlichkeit am kommenden Giant Magellan Telescope (GMT) und an anderen Einrichtungen zu suchen.

Die Ergebnisse des Bowler-Teams bestätigen ähnliche Schlussfolgerungen, zu denen kürzlich die GPIES-Direktabbildungsstudie mit dem Gemini Planet Imager kam, die aufgrund ihrer statistischen Eigenschaften Hinweise auf einen anderen Entstehungsweg für Braune Zwerge und Riesenplaneten fand.

Diese beiden Kurven zeigen die endgültige Verteilung der Umlaufbahnen für Riesenplaneten und Braune Zwerge. Die Exzentrizität der Umlaufbahn bestimmt, wie lang die Ellipse ist, wobei ein Wert von 0,0 einer Kreisbahn entspricht und ein hoher Wert nahe 1,0 eine abgeflachte Ellipse ist. Gasriesenplaneten, die sich in weiten Abständen von ihren Muttersternen befinden, weisen geringe Exzentrizitäten auf, aber Braune Zwerge haben ein breites Spektrum von Exzentrizitäten, die Doppelstern-Systemen ähneln. Zum Vergleich: Die Riesenplaneten in unserem Sonnensystem weisen Exzentrizitäten von weniger als 0,1 auf. Credit: Brendan Bowler (UT Austin)