Eines der derzeit heißesten astrophysikalischen Themen - die Jagd nach erdähnlichen Planeten um andere Sterne - hat gerade einen wichtigen Impuls durch neue spektrale Beobachtungen mit dem MIDI-Instrument am ESO VLT Interferometer (VLTI) erhalten.
Ein internationales Team von Astronomen [2] hat einzigartige Infrarotspektren des Staubes in den innersten Regionen der protoplanetaren Scheiben um drei junge Sterne erhalten - jetzt in einem Zustand, der möglicherweise dem unseres Sonnensystems sehr ähnlich ist, etwa 4.500 vor Millionen Jahren.
Sie berichten in der dieswöchigen Ausgabe des Wissenschaftsjournals Nature und zeigen dank der unvergleichlichen, scharfen und durchdringenden Sicht der Interferometrie, dass in allen drei Fällen die richtigen Inhaltsstoffe am richtigen Ort vorhanden sind, um die Bildung felsiger Planeten an diesen Sternen zu beginnen.
"Sand" in den inneren Regionen von Sternscheiben
Die Sonne wurde vor etwa 4.500 Millionen Jahren aus einer kalten und massiven Wolke aus interstellarem Gas und Staub geboren, die unter ihrer eigenen Anziehungskraft zusammenbrach. Um den jungen Stern herum befand sich eine staubige Scheibe, in der sich später die Erde und andere Planeten sowie Kometen und Asteroiden bildeten.
Diese Epoche ist lange vorbei, aber wir können diesen Prozess immer noch beobachten, indem wir die Infrarotemission sehr junger Sterne und die staubigen protoplanetaren Scheiben um sie herum beobachten. Bisher erlaubte die verfügbare Instrumentierung jedoch keine Untersuchung der Verteilung der verschiedenen Bestandteile des Staubes in solchen Scheiben; Selbst die bekanntesten sind zu weit entfernt, als dass die besten Einzelteleskope sie auflösen könnten. Aber jetzt erklärt Francesco Paresce, Projektwissenschaftler für das VLT-Interferometer und Mitglied des ESO-Teams: „Mit dem VLTI können wir das Licht von zwei gut getrennten großen Teleskopen kombinieren, um eine beispiellose Winkelauflösung zu erzielen. Dies hat es uns zum ersten Mal ermöglicht, direkt in den innersten Bereich der Scheiben um einige nahe gelegene junge Sterne zu blicken, genau dort, wo wir erwarten, dass sich Planeten wie unsere Erde bilden oder bald bilden werden. “
Insbesondere neue interferometrische Beobachtungen von drei jungen Sternen durch ein internationales Team [2] unter Verwendung der kombinierten Leistung von zwei 8,2-m-VLT-Teleskopen in einem Abstand von 100 Metern haben eine ausreichende Bildschärfe (etwa 0,02 Bogensekunden) erreicht, um die Infrarotemission von der zu messen innere Region der Scheiben um drei Sterne (entsprechend ungefähr der Größe der Erdumlaufbahn um die Sonne) und die Emission aus dem äußeren Teil dieser Scheiben. Die entsprechenden Infrarotspektren haben entscheidende Informationen über die chemische Zusammensetzung des Staubes in den Scheiben und auch über die durchschnittliche Korngröße geliefert.
Diese bahnbrechenden Beobachtungen zeigen, dass der innere Teil der Scheiben sehr reich an kristallinen Silikatkörnern („Sand“) mit einem durchschnittlichen Durchmesser von etwa 0,001 mm ist. Sie entstehen durch Koagulation von viel kleineren, amorphen Staubkörnern, die in der interstellaren Wolke, aus der die Sterne und ihre Scheiben hervorgegangen sind, allgegenwärtig waren.
Modellberechnungen zeigen, dass kristalline Körner zum Zeitpunkt der Bildung der Erde im inneren Teil der Scheibe reichlich vorhanden sein sollten. Tatsächlich bestehen die Meteoriten in unserem eigenen Sonnensystem hauptsächlich aus dieser Art von Silikat.
Der niederländische Astronom Rens Waters, ein Mitglied des Teams des Astronomischen Instituts der Universität Amsterdam, ist begeistert: „Mit allen vorhandenen Zutaten und der Bildung größerer Körner aus Staub hat bereits die Bildung immer größerer Steinbrocken begonnen Schließlich sind erdähnliche Planeten von diesen Scheiben fast unvermeidlich! “
Die Körner transformieren
Es ist seit einiger Zeit bekannt, dass der größte Teil des Staubes in Scheiben um neugeborene Sterne aus Silikaten besteht. In der Geburtswolke ist dieser Staub amorph, d. H. Die Atome und Moleküle, aus denen ein Staubkorn besteht, sind chaotisch zusammengesetzt, und die Körner sind flauschig und sehr klein, typischerweise etwa 0,0001 mm groß. In der Nähe des jungen Sterns, wo die Temperatur und Dichte am höchsten sind, neigen die Staubpartikel in der zirkumstellaren Scheibe jedoch dazu, zusammenzukleben, so dass die Körner größer werden. Darüber hinaus wird der Staub durch Sternstrahlung erwärmt, wodurch sich die Moleküle in den Körnern in geometrischen (kristallinen) Mustern neu anordnen.
Dementsprechend wandelt sich der Staub in den Scheibenbereichen, die dem Stern am nächsten liegen, bald von „makellosen“ (kleinen und amorphen) zu „verarbeiteten“ (größeren und kristallinen) Körnern um.
Spektrale Beobachtungen von Silikatkörnern im Wellenlängenbereich im mittleren Infrarot (ca. 10 um) zeigen, ob sie "makellos" oder "verarbeitet" sind. Frühere Beobachtungen von Scheiben um junge Sterne haben gezeigt, dass eine Mischung aus makellosem und verarbeitetem Material vorhanden ist, aber es war bisher unmöglich zu sagen, wo sich die verschiedenen Körner in der Scheibe befanden.
Dank einer hundertfachen Erhöhung der Winkelauflösung mit dem VLTI und dem hochempfindlichen MIDI-Instrument zeigen detaillierte Infrarotspektren der verschiedenen Regionen der protoplanetaren Scheiben um drei nur wenige Millionen Jahre alte neugeborene Sterne, dass der Staub nahe ist Der Stern wird viel mehr verarbeitet als der Staub in den äußeren Scheibenbereichen. Bei zwei Sternen (HD 144432 und HD 163296) wird der Staub in der inneren Scheibe ziemlich verarbeitet, während der Staub in der äußeren Scheibe nahezu makellos ist. Im dritten Stern (HD 142527) wird der Staub in der gesamten Scheibe verarbeitet. Im zentralen Bereich dieser Scheibe wird sie extrem verarbeitet, was mit vollständig kristallinem Staub vereinbar ist.
Eine wichtige Schlussfolgerung aus den VLTI-Beobachtungen ist daher, dass die Bausteine für erdähnliche Planeten von Anfang an in zirkumstellaren Scheiben vorhanden sind. Dies ist von großer Bedeutung, da es darauf hinweist, dass Planeten vom terrestrischen (felsigen) Typ wie die Erde höchstwahrscheinlich in Planetensystemen, auch außerhalb des Sonnensystems, weit verbreitet sind.
Die unberührten Kometen
Die vorliegenden Beobachtungen haben auch Auswirkungen auf die Untersuchung von Kometen. Einige - vielleicht alle - Kometen im Sonnensystem enthalten sowohl unberührten (amorphen) als auch verarbeiteten (kristallinen) Staub. Kometen wurden definitiv in großen Entfernungen von der Sonne in den äußeren Regionen des Sonnensystems gebildet, wo es immer sehr kalt war. Es ist daher nicht klar, wie verarbeitete Staubkörner in Kometen gelangen können.
In einer Theorie wird verarbeiteter Staub durch Turbulenzen in der ziemlich dichten Zirkumsolarscheibe von der jungen Sonne nach außen transportiert. Andere Theorien behaupten, dass der verarbeitete Staub in Kometen über einen viel längeren Zeitraum lokal in den kalten Regionen erzeugt wurde, möglicherweise durch Stoßwellen oder Blitze in der Scheibe oder durch häufige Kollisionen zwischen größeren Fragmenten.
Das gegenwärtige Team von Astronomen kommt nun zu dem Schluss, dass die erste Theorie die wahrscheinlichste Erklärung für das Vorhandensein von verarbeitetem Staub in Kometen ist. Dies impliziert auch, dass die langperiodischen Kometen, die uns manchmal vom äußeren Rand unseres Sonnensystems aus besuchen, wirklich unberührte Körper sind, die aus einer Zeit stammen, als die Erde und die anderen Planeten noch nicht gebildet worden waren.
Untersuchungen solcher Kometen, insbesondere wenn sie vor Ort durchgeführt werden, bieten daher direkten Zugang zu dem ursprünglichen Material, aus dem das Sonnensystem gebildet wurde.
Mehr Informationen
Die in dieser ESO-PR berichteten Ergebnisse werden in einem Forschungsbericht „Die Bausteine von Planeten in der„ terrestrischen “Region protoplanetarer Scheiben“ von Roy van Boekel und Co-Autoren (Nature, 25. November 2004) ausführlicher vorgestellt. Die Beobachtungen wurden im Rahmen des frühen wissenschaftlichen Demonstrationsprogramms der ESO gemacht.
Anmerkungen
[1]: Diese ESO-Pressemitteilung wurde in Zusammenarbeit mit dem Astronomischen Institut der Universität Amsterdam, Niederlande (NOVA PR) und dem Max-Planck-Institut für Astronomie (Heidelberg, Deutschland (MPG PR)) herausgegeben.
[2]: Das Team besteht aus Roy van Boekel, Michiel Min, Rens Waters, Carsten Dominik und Alex de Koter (Astronomisches Institut, Universität Amsterdam, Niederlande), Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Thomas Henning und Rainer K. Hler und Frank Przygodda (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), Andrea Richichi, Sebastien Morel, Francesco Paresce, Markus Schüller und Markus Wittkowski (ESO), Walter Jaffe und Jeroen de Jong (Observatorium Leiden) , Niederlande), Anne Dutrey und Fabien Malbet (Observatoire de Bordeaux, Frankreich), Bruno Lopez (Observatoire de la Côte d'Azur, Nizza, Frankreich), Guy Perrin (LESIA, Observatoire de Paris, Frankreich) und Thomas Preibisch (max -Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Deutschland).
[3]: Das MIDI-Instrument ist das Ergebnis einer Zusammenarbeit zwischen deutschen, niederländischen und französischen Instituten. Weitere Informationen finden Sie unter ESO PR 17/03 und ESO PR 25/02.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
