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Astronomen klären den Verbleib von Wasser auf heißen Gasplaneten auf
20. Dezember 2015

Seit der Entdeckung von 51 Pegasi b sind sternennahe, jupiterähnliche Gasplaneten Objekte intensiver Forschung, unterscheiden sie sich doch ganz dramatisch von den bis dato bekannten Planeten. Einige befinden sich nur wenige Stellarradien von ihrem Stern entfernt und werden durch den enormen Energieeintrag auf Temperaturen von über 1.000 oder in einigen Fällen sogar 2.000°C aufgeheizt. Es gilt als ausgeschlossen, dass sich diese Planeten, die ganz überwiegend aus leichten Gasen wie Wasserstoff und Helium bestehen sollten, so nahe an ihrem Stern gebildet haben. Vielmehr geht man heute davon aus, dass sich diese Himmelskörper einst in größerer Entfernung zum Stern, in kühleren Bereichen des protoplanetaren Nebels, formiert haben und erst später durch Wechselwirkungen mit anderen Planeten des Systems auf ihre tiefen Umlaufbahnen geraten sind. Wäre diese Annahme korrekt, dann sollten die heißen Gasplaneten unter anderem auch Wasser enthalten.

Eine direkte Beobachtung ist jedoch sehr schwierig, weil der nahe gelegene Stern das vom Planeten reflektierte Licht komplett überstrahlt. Einen Ausweg bieten indirekte Beobachtungsmethoden, wie z.B. die Verdunkelung des Sternenlichts während des Vorbeizugs des Planeten. Hierbei lässt sich messen, welcher Anteil des Sternenlichtes vom Planeten absorbiert wurde und anhand der elementspezifischen Spektrallinien und Absorbtionsbereiche die Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten ermitteln. Erste Untersuchungen im Infrarotbereich fanden sehr viel schwächere Wassersignaturen als vorhergesagt. Dies hätte die Vorstellungen zur Entstehung dieser Welten wieder in Frage gestellt.

Einer Gruppe um David Sing und Hannah Wakeford gelang es nun mit Hilfe des Hubble-Teleskops einen sehr viel breiteren Spektralbereich einer größeren Stichprobe von Planetenatmosphären aufzuzeichnen. Dabei machten sie sich einen optischen Trick zunutze: Infrarotes Licht dringt tiefer in die Atmosphäre eines Planeten ein als sichtbares Licht; beim Durchzug vor seinem Stern erscheint der Planet im infraroten Licht etwas kleiner als im sichtbaren Licht. Hat ein Planet besondes viel Wolken und Dunst in seiner Atmosphäre, so wird er im sichtbaren Licht größer erscheinen als im Infrarotbereich. Diese Daten verglichen Sing und Wakeford nun mit der Stärke der vom Wasserdampf hervorgerufenen Absorbtionen.

Dabei fanden sie einen eindeutigen Zusammenhang zwischen der Stärke des Wassersignals und der Wolkendecke der Planeten. Himmelskörper mit klarer, nicht von Wolken oder Dunst verdeckter Atmosphäre zeigten ein starkes Wassersignal, welches mit zunehmender Bewölkung schwächer wurde. Daraus schlossen sie, dass die zuerst berichteten schwachen Wassersignaturen der Voruntersuchungen eine Folge starker Bewölkung oder einer dunstigen Atmosphäre waren, welche das Wassersignal abschwächten. Dies bestätigt die Korrektheit der bisherigen Modelle zur Entstehung der sternnahen Gasplaneten: Das Wasser, welches sie enthalten sollten, ist tatsächlich vorhanden. Es wird lediglich vom Dunst überdeckt.

Die Ergebnisse dieser Untersuchung wurden in der Fachzeitschrift Nature veröffentlicht und basieren im Wesentlichen auf Hannah Wakefords Doktorarbeit.


Hypothetischer Blick auf die oberen Wolkenschichten eines sternennahen, jupiterähnlichen Exoplaneten.
Bei einigen dieser heißen Planeten verschleiern Wolken und Dunst die spektralen Signaturen des Wassers.

Quellen:


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