Abenteuer Astronomie

Die Temperatur von mehreren »Heissen Jupiters« hat der kleine NASA-Infrarotsatellit Spitzer bereits gemessen und damit etwas geleistet, was man ihm vor dem Start nie zugetraut hätte: Dabei stellte sich heraus, dass es manchmal einen großen Unterschied von Tag- und Nachtseite gibt, dann wieder gar keinen, was auf heftige Winde hindeutet. Die Technik besteht immer darin, das – für das Spitzer Space Telescope natürlich wie eine gemeinsame Wärmequelle erscheinende – System Stern+Planet bei verschiedenen Phasen des Umlaufs zu vergleichen. Und so hat nun auch die Aufnahme echter IR-Spektren der Atmosphären zweier Heisser Jupiters funktioniert, die die NASA auf einer Telefonkonferenz am 21. Februar präsentierte und zu denen es auch schon ein publiziertes Paper von Richardson et al. (Nature 445 [22.2.2007] 892-5) und Preprints von Grillmair et al. und Swain et al. gibt.

Die Planeten von HD 209 458 und HD 189 733 gehören zu jenen etwa 14 der bisher gut 200 aufgespürten Exoplaneten, die von der Erde aus gesehen vor den Scheiben ihrer Sterne herziehen – und damit einen halben Umlauf später kurz hinter den Sternen verschwinden. Schwankungen der IR-Strahlung des Gesamtsystems mit dem Planetenumlauf werden also durch das Erscheinen und Verschwinden des Emissionsbeitrags des heissen Planeten bzw. seinen Transit vor dem Stern verursacht, und durch sorgfältige Differenzbildung können die Emissionsspektren der Planeten isoliert werden. Das gelang nun zum ersten Mal – und zwar fast gleichzeitig drei Forschergruppen an zwei Planeten. Bei HD 209 458 haben sich kurioserweise zwei unabhängige Arbeitsgruppen an denselben Spitzer-Messungen versucht, die ein Jahr nach der Datenaufnahme im Juli 2005 automatisch öffentlich zugänglich geworden waren: Die Astronomen, die die Messungen in Auftrag gegeben hatten, waren nicht rechtzeitig mit der Auswertung fertig geworden, ihre Konkurrenten dafür um so schneller! Das hat mächtig böses Blut gegeben (Nature ibid. 803), aber bei der Telefonkonferenz war man wieder nett zueinander.

Alle drei Gruppen interpretieren die Spektren ihrer Exoplaneten von 7,5 bis 13,2 µm im Wesentlichen gleich, im Detail aber durchaus unterschiedlich. Sie sehen im Wesentlichen nur die Emission eines warmen Körpers und eindeutig keinerlei Wasserdampf-Absorption (und auch kein CO2 oder Methan), die nach praktisch allen Modellen von solch heissen Planetenatmosphären zu erwarten gewesen wäre: Wo es H und O gibt, entsteht H2O, das dann nicht verschwinden kann. Auf der Telecon wurden verschiedene Ideen diskutiert, wie sich der Wasserdampf verstecken könnte: Vielleicht emittiert zufälligerweise ein anderes Molekül genau bei der Wellenlänge, wo H2O absorbiert? Oder die Druck- und Temperaturverhältnisse unterdrücken ausgerechnet auf der Mittagsseite des Planeten – die die Spitzer-Technik bevorzugt misst – das Wasser-Signal, während es aus anderen Richtungen erkennbar wäre. Oder aber es haben sich sich dichte, hohe Wolken gebildet, die den Blick in die Tiefe schlicht versperren.

Ein Hinweis darauf könnte ein Emissionsfeature bei 9,7 µm liefern, das die Beobachter von HD 209 458 in ihrer Analyse sehen, die Wiederverwerter ihrer Daten dagegen nicht: Wenn real, könnte das auf Silikat-Wolken (SiO) hindeuten. (Die Beobachter sehen ausserdem noch mysteriöse schmale Emission bei 7,8 µm.) Die dritte Arbeitsgruppe fand derweil bei HD 189 733 weder Wasserdampf noch Silikate noch sonst irgendetwas im IR-Spektrum, womit die Unterdrückung des Wasser-Signals eine verbreitete Eigenschaft Heisser Jupiters sein könnte. Die niemand vorausgesagt hat, wie der Planetentheoretiker Alan Boss auf der Telecon betonte: Erstaunlicherweise eilen bei der Exoplanetologie die Beobachter derzeit den Theoretikern weit voraus. Das gilt auch für die Windmuster der Heissen Jupiters: Auch bei einem der beiden hier diskutierten Exemplare sind die Tag- und Nachttemperaturen (rund 1100 K) ziemlich ausgeglichen. Und Boss wusste keine Antwort auf die interstellarum-Frage, wieso es denn auf manchen Exoplaneten stürmt und auf anderen nicht …

Eine metallreiche Gasscheibe um einen jungen Weissen Zwerg, SDSS 1228+1040, halten Gänsicke et al. (Science 314 [22.12.2006] 1908-10) für die Überreste eines 50-km-Asteroiden: Der habe ursprünglich viel weiter draussen gekreist, sei dann aber von einem anderen Körper in Richtung Stern abgelenkt worden, wo ihn Gezeitenkräfte zerrissen. Die hohe Masse des Weissen Zwergs von 0,77 Sonnenmasse zeige dabei, dass auch massereiche Sterne Planetensysteme bilden können: Wer so endet, hat nämlich auf der Hauptreihe 4 bis 5 Sonnenmassen gehabt. Ein – ehemals – akkretierender Doppelstern, bei dem ein Brauner Zwerg einen Weissen Zwerg fütterte, ist von Littlefair et al. (Science 314 [8.12.2006] 1578-80, auch Maxted, ibid. 1550-1) entdeckt worden: Substellare Materiespender von Weissen Zwergen (bei SDSS 1035: 0,052±0,002 Sonnenmassen) waren schon lange vorausgesagt worden, wenn ein Weisser Zwerg seinen Begleiter weitgehend »ausgesaugt« hat. Das System WD 1037 (zu dem es auch neue Untersuchungen gibt), kommt allerdings als Vorgänger für SDSS 1035 nicht in Betracht, weil dort der Abstand der Sterne zu groß ist.