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Pressemitteilung 04-11-24 Pressemitteilungen 2004


Junge Sterne im Vorstadium der Bildung erdähnlicher Planeten
Beobachtungen der inneren Bereiche zirkumstellarer Staubscheiben um junge Sterne am Very Large Telescope der ESO zeigen, dass dort die Entwicklungsprozesse bereits begonnen haben, die zum Aufbau neuer Planeten führen.[1]

Erdähnliche Planeten bei anderen Sternen zu finden und ihre Entstehung zu verstehen, ist eine der großen Aufgaben der Astronomie unserer Tage. Infrarotspektren, die am Very Large Telescope der europäischen Südsternwarte ESO in Chile aufgenommen wurden, geben uns nun erstmals einen tiefen Blick in den Innenbereich dreier junger Sternsysteme, die den Anfangsstadien unseres eigenen Sonnensystems gleichen. In jedem von ihnen sind Anzeichen dafür vorhanden, dass der Aufbauprozess begonnen hat, der letztlich von Staubkörnchen zu erdähnlichen Planeten führt. Unsere Sonne wurde vor 4.5 Milliarden Jahren aus einer großen staubhaltigen Scheibe geboren, in der sich später die Erde, andere Planeten, Kometen und Asteroiden bildeten.

Erstaunlicherweise können wir noch heute Zeugen dieses Vorgangs sein, wenn wir die Infrarotstrahlung untersuchen, die von sehr jungen Sternen und von den staubreichen Scheiben, die sie noch umgeben, ausgestrahlt wird. Besonders interessant ist der Innenbereich dieser Scheiben, in dem sich in unserem Sonnensystem die erdähnlichen Planeten Venus, Erde und Mars gebildet haben. Bisher konnten die Astronomen aber in den die Sterne umgebenden Scheiben keine Einzelheiten entdecken, einfach weil sie von uns zu weit entfernt sind. Selbst die besten Teleskope können keine Einzelheiten erkennen – das Bild einer solchen Scheibe wäre kleiner als ein einzelnes Pixel ihrer CCD-Kamera.

Diese Situation hat sich neuerdings geändert. Denn am Very Large Telescope der ESO ist es möglich geworden, das Licht zweier auch 100 Meter auseinander stehender Teleskope zur gemeinsamen Beobachtung zusammenzuführen und seit kurzem steht mit MIDI [2] ein Instrument zur Verfügung, welches für die von den Innenbereichen der Scheiben ausgesandte Infrarotstrahlung bei 10 Mikrometer Wellenlänge empfindlich ist. Diese spezialisierte Infrarotkamera wurde unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Astronomie in Heidelberg in Zusammenarbeit mit niederländischen und französischen Instituten entwickelt. Unter Verwendung der speziellen Technik der Interferometrie kann sie aus dem Licht der beiden entfernt stehenden Teleskope eine dutzendfach größere Bildschärfe gewinnen als mit einem einzelnen 8-m-Teleskop möglich wäre. Damit erreicht sie sogar eine hundertmal bessere räumliche Auflösung als das Infrarot-Weltraum-Teleskop SPITZER (0.02 Bogensekunden gegenüber 2 Bogensekunden).

Ein internationales Team um Christoph Leinert vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, Roy van Boekel und Rens Waters von der Universität Amsterdam [3] nutzte diese neuen Möglichkeiten, um einen tiefen Blick in die Innenbereiche dieser Sternscheiben zu werfen, so nah an den Stern heran, wie etwa der Abstand der Erde von der Sonne beträgt. Die Infrarotstrahlung der Scheiben zeigt im beobachteten Wellenlängenbereich um 10 Mikrometer Strukturen, aus denen sich die chemische Zusammensetzung des strahlenden Staubs und die durchschnittliche Größe der Staubkörner erschließen lassen.

Die Forscher waren in der Lage, unter Benutzung des Instruments MIDI die Strahlung aus dem inneren Bereich der Scheibe und aus den weiter außen liegenden Bereichen getrennt zu untersuchen. Die Beobachtungen zeigten, dass im Innenbereich kristalline, etwa 1/100 mm große Silikatkörnchen (feiner »Sand«) stark angereichert sind. Diese relativ großen Teilchen haben bereits begonnen, sich aus den viel kleineren, amorphen Staubteilchen zusammenzuklumpen, die ursprünglich in der ganzen Scheibe vorhanden waren, und von denen bei diesen Untersuchungen die Strahlung aus den Außenbereichen der Scheiben emittiert wurde. Modelle, mit denen Wissenschaftler die Bildung erdähnlicher Planeten zu verstehen versuchen, erforden, dass solche bereits angewachsene Silikatteilchen in großer Zahl in den Innenbereichen der Scheibe vorhanden sind. Tatsächlich setzen sich auch die Meteoriten unseres Sonnensystems hauptsächlich aus dieser Art von Silikat zusammen. Rens Waters, einer der an den Beobachtungen beteiligten Astronomen, bringt es auf den Punkt: »Es ist sehr unwahrscheinlich, dass, wenn die Grundbausteine am richtigen Platz vorhanden sind, der Aufbauprozess wieder abbrechen würde, nachdem er bereits begonnen hat. So ist es fast unvermeidlich, dass sich größrere und größere Gesteinsbrocken und schließlich auch erdähnliche Planeten aus diesen Scheiben bilden werden.«

Es ist schon seit einiger Zeit bekannt, dass der meiste Staub in den Scheiben um neu geborene Sterne aus Silikaten besteht. Zunächst ist er amorph, d.h. die Atome und Moleküle, welche die Staubkörner bilden, sind völlig unregelmäßig angeordnet. Auch sind die Staubkörner noch sehr klein, etwa 1/10 Mikrometer nur. Nahe beim Stern, wo Temperatur und Dichte der staubreichen Scheibe am höchsten sind, haften Teilchen nach Zusammenstößen aneinander. Indem der Staub aufgeheizt wird, ordnen sich die Atome und Moleküle so um, dass die Staubkörner kristallisieren. So wird der Staub im Innenbereich der Scheibe vom ursprünglichen Zustand (kleine, amorphe Teilchen) in »prozessierten« Staub (größere, teilweise kristalline Teilchen) umgewandelt.

Silikatteilchen zeigen eine ihnen eigentümliche Emission bei Wellenlängen von etwa 10 Mikrometern. Die Form dieser Emission (ihr Spektrum) hängt sowohl von der Teilchengröße als auch vom Kristallgehalt der Teilchen ab. Bisher konnte aus früheren Beobachtungen der Sternscheiben nur auf die Anwesenheit eines Gemisches von ursprünglichem und prozessiertem Material geschlossen werden, es war aber nicht möglich zu bestimmen, wo in der Scheibe sich dieses Material befand. In den neuen, nun räumlich aufgelösten Infrarotspektren um drei junge Sterne fanden die Wissenschaftler des Teams heraus, dass der Staub in den Innenbereichen der Scheiben sehr viel weitergehende Veränderungen erfahren hat als der in den Außenbereichen. In zweien der Sterne (mit den Katalognummern HD 144432 und HD 163296) ist der Staub innen weit entwickelt, außen praktisch im ursprünglichen Zustand. Im dritten (HD 142527) hat sich der Staub in der ganzen Scheibe entwickelt, im Innenbereich aber in extremer Weise, sodass praktische nur noch kristallines Material vorhanden ist. Christoph Leinert fasst zusammen: »Hier sehen wir die allerersten Schritte auf dem langen, stufenreichen Weg von interstellaren Staubteilchen zu den kilometergroßen Brocken der Planetesimale, aus denen sich schließlich die Planeten selbst zusammenklumpen.« Diese ersten kleinen Bausteine waren also schon in der ersten Frühphase der Entstehung eines Sterns vorhanden. Auch die Erde muss sich aus solchem kristallinen Material gebildet haben.

Bei der Erde können wir diese Grundbausteine nicht mehr finden, da sie völlig aufgeschmolzen war, ehe sich dann in ihrer Kruste von neuem festes Material bilden konnte. Die Kometen unseres Sonnensystems zeigen in ihren Spektren aber sowohl ursprüngliches wie kristallisiertes Material. Wir wissen, dass sich die Kometen in großem Abstand von der Sonne bildeten, wo es stets sehr kalt war. Deswegen ist es nicht klar, wie diese kristallinen Teilchen Teil der Kometen wurden.

Dies könnte durch radiale Durchmischung der Scheibe geschehen sein. Dabei werden die kristallinen Teichen durch Turbulenzbewegungen in der dichten, die junge Sonne umgebenden Scheibe nach außen getragen. Andere Vorstellungen gehen davon aus, dass die kristallinen Teilchen der Kometen an Ort und Stelle nach und nach im Laufe langer Zeiträume entstanden sind, durch Prozesse wie Schockwellen, oder blitzähnliche Entladungen.

Die an dem Projekt beteiligten Astronomen, deren Ergebnisse in der Ausgabe der Zeitschrift Nature vom 25. November 2004 berichtet werden, folgern, dass die Theorie der radialen Durchmischung die wahrscheinlichste Erklärung für ihre Beobachtungsbefunde ist. Das würde heißen, dass die Kometen, welche uns in unregelmäßiger Weise aus den Außenbereichen des Sonnensystems besuchen, tatsächlich unverändertes Material aus der Frühzeit des Planetensystems enthalten, aus einer Zeit, als die Erde und die anderen Planeten noch nicht existierten, als aber die von den Wissenschaftlern beobachteten und hier beschriebenen Wachstums- und Kristallisationsvorgänge schon angelaufen waren.


Zirkumstellare Scheibe   Abb. 1: Oben eine schematische Ansicht der zirkumstellaren Scheibe. Darunter die Spektren aus dem inneren und außeren Bereich, die in den drei Sternen mit Katalognummern HD ... beobachtet wurden. In allen Fällen gibt es deutliche Unterschiede zwischen den innen und außen emittierten Spektren, die auf eine unterschiedliche mineralogische Zusammensetzung der emittierenden Staubteilchen hinweisen. Die breitere Form der Spektren aus dem inneren Bereich weist auf die Anwesenheit größerer Teilchen hin; das nur im Inneren auftretende Maximum bei 11.3 Mikrometer Wellenlänge ist für kristalline Silikate charakteristisch.


Anmerkungen:
[1]: Diese Pressemitteilung wird vom MPIA in Abstimmung mit ESO und dem Astronomischen Institut der Universität Amsterdam herausgegeben.

[2]: Das MIDI-Instrument ist das Ergebnis einer Zusammenarbeit deutscher, holländischer und französischer Institute. Weitere Informationen: MPIA PR 02.12.19, sowie ESO PR 17/03 und ESO PR 25/02.

[3]: Die beteiligten Forscher sind: Roy van Boekel, Michiel Min, Rens Waters, Carsten Dominik, Alex de Koter (Astronomisches Institut der Universität Amsterdam), Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Thomas Henning, Rainer Köhler, Frank Przygodda (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), Andrea Richichi, Sebastien Morel, Francesco Paresce, Markus Schöller, Markus Wittkowski (ESO), Walter Jaffe, Jeroen de Jong (Sterrewacht Leiden), Anne Dutrey, Fabien Malbet (Observatoire de Bordeaux), Bruno Lopez (Observatoire de la Cote d'Azur, Nizza), Guy Perrin (LESIA, Observatoire de Paris) und Thomas Preibisch (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn).


Weitere Informationen:
Christoph Leinert
Phone: +49 6221 528 264
email: leinert@mpia.de

Jakob Staude (PR-Abteilung)
Phone: +49 6221 528 229
email: staude@mpia.de

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Königstuhl 17
69117 Heidelberg, Germany
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