Das wird jetzt ein Heimspiel. Die CoRoT-Community hat eine Veröffentlichung zu CoRoT-Exo-3b herausgegeben. Dieses Objekt ist deswegen so interessant, weil es nichts so ganz zu dem passt, was bisher entdeckt wurde. Es lässt sich bislang noch nicht entscheiden: Ist das jetzt ein Planet? Oder gehört es schon zur nächsthöheren Liga?
Zu der Liga der Braunen Zwerge? Um die ranken sich aber sowieso noch einige Geheimnisse.
So etwas ist in der Wissenschaft der Jackpot. Etwas, über das man nachdenken muss: Neue Ideen werden entwickelt, alte verworfene wieder herausgekramt und noch mal angeschaut.
Aber von Anfang an: Was wissen wir über CoRoT-Exo-3b?
Er wurde vor etwa einem Jahr entdeckt und zwar mittels der sogenannten Transitmethode. Die CoRoT-Wissenschaftler haben genauer gesagt das hier gesehen:
Bild: Corot-Team. Lichtkurve des Sterns CoRoT-Exo-3. Immer alle 4,26 Tage schiebt sich etwas ins Sichtfeld und deckt einen Teil des Sterns ab, wodurch die Helligkeit, die hier auf der Erde ankommt, absinkt. Ganz einfach.
Aus dem Spektrum des Sternenlichtes, der Zerlegung in Einzelfarben, kann man ziemlich viel über den Stern aussagen. Z.B. auch seine Masse und Größe bestimmen. Aus dem Grad der Verdeckung bekommt man jetzt unmittelbar die wahre Größe des bedeckenden Objektes heraus. Dummerweise ist das aber ein sehr schlechtes Kriterium, um in dieser Oberliga kleine Sterne, Braune Zwerge und Gasriesen voneinander zu unterscheiden. Man muss sich nur vor Augen halten, dass die Sonne zwar ca. 1000 mal schwerer ist als der Jupiter, aber der Radius nur etwa 10mal größer. Man kann sich ausmalen, dass bei sehr kleinen Sternen (die Untergrenze liegt bei etwa 80 Jupiter- bzw. etwa 8% Sonnenmasse) die Unterscheidung zwischen Planeten und Sternen alleine anhand der Größe unmöglich ist.
Deshalb braucht Corot unbedingt eine weitere Methode, um die Masse zu bestimmen und den Planetencharakter zu bestätigen. Dafür sind dann wieder bodengestützte Teleskope zuständig wie z.B. das Alfred-Jentsch-Teleskop an der Thüringer Landessternwarte in Tautenburg.
Bild: (Thüringer Landessternwarte, Christian Högner) Das erste CoRoT-Suchfeld im Sternbild Einhorn über dem Tautenburger Alfred Jensch 2m Teleskop mit dem die Massenbestimmung von CoRoT-Entdeckungen durchgeführt wird. Direkt über der Kuppel steht das Sternbild Orion, der helle Stern links ist Sirius, dazwischen zeichnen sich die schwachen Sterne des Sternbildes Einhorn ab, in dem CoRoT in den Winterhalbjahren nach Planeten sucht.
So, könnte man fragen, wozu brauchen wir dann CoRoT, wenn wir eh noch mal mit anderen Teleskopen nachsehen müssen?
Die Suche nach extrasolaren Planeten ist ein bisschen wie die Suche nach der Nadel im Heuhaufen und Beobachtungszeit ist gerade bei größeren Teleskopen ein rares Gut, um das sich viele Leute kloppen. Nicht nur Planetenjäger. Es gibt jedes Jahr regelrechte Wettbewerbe darum, wer wieviel Teleskopzeit bekommt. Wer also ein größeres Teleskop bucht, der sollte schon verdammt sicher sein, dass er hinterher was vorweisen kann. Sonst lässt man ihn nicht so schnell wieder mitspielen.
Bild: CNES. Künstlerische Darstellung natürlich stark übertrieben.
CoRoT ist eigentlich ein fliegendes Fernrohr mit Fotosensoren und macht einfach alle paar Sekunden lang Bildern von 10-20 tausend Sternen gleichzeitig. Was man hat, das hat man und kann diese Lichtkurven dann nach interessanten Kandidaten durchsieben. Ich sag das hier so locker-flockig. Im Moment stecke ich da gerade meine ganze Arbeit rein und ich sage Euch: Arrgh.
Jedenfalls gerade für sehr kleine Planeten wird diese Vorselektion immer wichtiger, weil der Aufwand am anderen Ende, an den Teleskopen dieser Welt, stark ansteigt. Nicht umsonst wurden die meisten kleinen Planeten in Systemen entdeckt, von denen man bereits wusste, dass sie Gasriesen enthielten bzw. um relativ kleine Sterne. Weil im ersten Fall die Chancen gut stehen, etwas zu finden und im letzteren Fall der Aufwand sich bei kleinen Sternenmassen in Grenzen hält.
So und wie funktioniert jetzt diese andere Methode?
Die Methode der Wahl ist die Radialgeschwindigkeitsmethode.
Bild: Doppler-Verschiebung des Sternenlichte aufgrund der Eigenbewegung des Sterns.
Man macht sich zu Nutze, dass wenn man ganz genau hinsieht, der Planet und der Stern beide um einen gemeinsamen Punkt kreisen. Den Schwerpunkt des Systems. Das gilt überall dort, wo sich Körper umkreisen. Auch beim Erde-Mond-System. Ein Stern als “Tanzpartner” ist nur so schwer, dass man kaum sieht, dass er ebenfalls herumgewirbelt wird. Da der Schwerpunkt im Inneren des Sterns liegt, sieht es eher wie eine Eier- denn wie eine Kreisbewegung aus.
Aber man kann es messen. Schließlich sendet der Stern die ganze Zeit Licht aus und wenn er auf seiner Kreisbahn auf uns zukommt, dann wird das Licht vor dem Stern zusammengeschoben, also blauer, und wenn sich der Stern wieder entfernt, wird das Licht auseinandergezogen, also roter (siehe Bild oben). Das ist der typische Dopplereffekt und daraus kann man dann die Geschwindigkeit der Eierbewegung die so genannte Radialgeschwindigkeit bestimmen. Heutzutage liegt die Messgenauigkeit bei etwa 1m/s. 1 m/s! Das ist ein flotter Spaziergang. Das schaffe sogar ich. Aber wir reden hier von einem ganzen Stern mit etwa 700 000 km Radius.
Bild: CoRoT. Das sind die gemessenen Radialgeschwindigkeiten des Sterns CoRoT-Exo-3b, aufgenommen an verschiedenen Observatorien. Erst eine volle Sinusschwingung belegt, dass der Stern Teil eines Planetensystem ist.
Je schwerer und näher dran der Begleiter des Sterns ist, umso größer ist dessen Radialgeschwindigkeit. D.h. wenn man den Abstand kennt – und der lässt sich nach dem 3. Keplerschen Gesetz und der bekannten Masse des Sterns relativ leicht bestimmen – dann hat man auch die Masse des Objektes.
Und das kommt bei CoRoT-Exo-3b heraus:
Masse: 21 Jupitermassen.
Radius: 1 Jupiterradius.
Abstand zum Zentralstern: 0.057 Astronomische Einheiten.
Dichte nach Adam Riese: 21 mal dichter als Jupiter.
Das Objekt ist nicht schwer genug und auch zu klein für einen Stern, ja eigentlich sogar zu klein für einen Braunen Zwerg und gleichzeitig zu schwer für einen Planeten. Ab etwa 13 Jupitermassen sollte der Druck im Inneren so groß sein, dass Deuterium anfängt zu fusionieren. Kernfusion ist allerdings ein Charakteristikum für einen Stern, nicht für einen Planeten. Andererseits ist Deuterium-Fusion ein ziemliches Strohfeuer. Erst wenn Wasserstoff im Inneren fusioniert, sprechen wir von einem “echten” Stern. Diese setzt aber erst ab etwa 80 Jupitermassen ein.
Zwischen 13 und 80 Jupitermassen befindet sich die Wüste der Braunen Zwerge und Corot-Exo-3b liegt mittendrin.
Damit ende ich mit einem Cliffhanger. Im nächsten Beitrag (heute oder morgen) erkläre ich dann, was es mit der Braunen Zwerge-Wüste auf sich hat und warum Corot-Exo-3b da so interessant ist. Das sprengt hier sonst einfach den Rahmen.
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M. Deleuil, H. Deeg, R. Alonso, F. Bouchy, D. Rouan, T. Guillot et al. (2008). Transiting exoplanets from the CoRoT space mission.VI. CoRoT-Exo-3b: the first secure inhabitant of the brown-dwarf desert Astronomy and Astrophysics DOI: 10.1051/0004-6361:200810625
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