Ulkig, diese aufgeblähten, heißen Jupiter Curious, these inflated hot

Jahrbuch 2011/2012 | Spruit, Henk C.; Martin, Eduardo L. | Ulkig, diese aufgeblähten, heißen Jupiter
Ulkig, diese aufgeblähten, heißen Jupiter
Curious, these inflated hot Jupiters
Spruit, Henk C.; Martin, Eduardo L.
Max-Planck-Institut für Astrophysik, Garching
Korrespondierender Autor
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Zusammenfassung
Bis heute haben Astronomen mehr als 500 „Exoplaneten“ gefunden, also Planeten, die um andere Sterne
kreisen. Darunter gibt es eine Gruppe besonders großer Planeten, deren Bahn um ihren Stern sehr eng ist, die
sogenannten „heißen Jupiter“. Die Masse dieser Planeten ist ähnlich der unseres Jupiters, sie sind allerdings
oft viel größer, w as darauf hinw eist, dass sie im Inneren viel heißer sind.
Summary
Astronomers have so far found more than five hundred "exoplanets", i. e. planets orbiting other stars. A group
of these are large planets w ith orbits very close to their host stars, the so-called "hot Jupiters". Their mass is
similar to our Jupiter but they are often much bigger, indicating that their interior is much hotter. Left to
themselves, they should cool dow n and deflate fairly rapidly to a size similar to the Jupiter in our solar system.
Die gezielte Suche nach „Exoplaneten“, also Planeten, die um andere Sterne kreisen, hat bis jetzt 500 Objekte
geliefert. Dank neuen Teleskopen in einer Erdumlaufbahn w ächst die Zahl rasant. Es gibt darunter eine
Gruppe großer Planeten, deren Bahn um ihren „W irtsstern“ sehr eng ist: die sogenannten „heißen Jupiter“, mit
Umlaufbahnen von 2–5 Tagen [1]. Die Masse dieser Planeten ist ähnlich der unseres Jupiters, sie sind aber oft
bis zu 3-mal größer. W ie Jupiter (und auch der Zentralstern selbst) bestehen sie aus Gas, hauptsächlich
Wasserstoff. Die Ausdehnung solcher Gaskugeln w ird durch die Temperatur in ihren Inneren bestimmt: Je
höher die Temperatur, desto stärker dehnt sich die Gaskugel aus. Aufgrund ihrer Größe müssen diese
aufgeblähten Planeten also heißer als unser Jupiter sein. Sich selbst überlassen kühlt so ein anfänglich heißer
Planet schnell durch Strahlung von seiner Oberfläche ab und schrumpft in 10–100 Millionen Jahren auf die
Größe des Jupiters. Dies w irft allerdings ein Problem auf: Die W irtssterne sehen nicht so aus, als w ären sie
erst kürzlich entstanden, es dürfte sich eher um Sterne im Alter von 2–5 Milliarden Jahren handeln. W ieso
kreisen junge Planeten um alten Sterne?
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A bb. 1: Künstle rische Da rste llung e ine s Syste m s von he iße n
Jupite rn, m it de m Sonne nä hnliche n W irtsste rn und de r
Ga ssche ibe , wora us sie na ch de r Ve rschm e lzung de s
Doppe lste rnsyste m s e ntsta nde n sind.
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Große Planeten die so nah am W irtsstern stehen (Abb. 1), sind viel leichter zu finden als kleine Planeten auf
w eiter entfernten Bahnen. Wenn man diesen Selektionseffekt korrigiert machen die heißen, aufgeblähten
Jupiters vermutlich nur etw a 1% der tatsächlich vorhandenen Planetensysteme aus. Es ist also denkbar, dass
es sich hier um Ausnahmefälle handelt, dass sie also anders entstanden sind als unser eigenes
Sonnensystem. Der von den Autoren vorgeschlagene Entstehungsw eg lässt sich w ie folgt beschreiben: Die
Planeten sind jung, ihre W irtssterne dagegen nicht ganz so normal und so alt w ie sie ausssehen, sondern erst
vor kurzem aus Doppelsternen entstanden.
Dass so viele (w enn auch nicht alle) heiße Jupiter seltsamerw eise so groß sind, ist zu einer der spannendsten
Fragen
in
der
Erforschung
von
Exoplaneten
gew orden.
Viel
Arbeitsaufw and
w urde
investiert,
um
ausgeklügelte Prozesse zu finden, die erklären können, w ie diese Jupiters w ährend des scheinbar langen
Lebensalters ihrer Zentralsterne aufgebläht bleiben können. Der vielversprechendste Vorschlag bestand darin,
dass es etw as mit der Nähe zum W irtsstern zu tun hat. Die Strahlungsw ärme des Sterns heizt die Oberfläche
des Planeten auf. Die Folgen für den Planeten kann man recht gut berechnen. Die Strahlungsw ärme w ird
ziemlich effizient zurückgestrahlt und dringt nur w enig ins Innere, w o sie nötig w äre, um den Planeten
aufgebläht zu halten. Man bräuchte also irgendeinen zusätzlichen Prozess, um die Strahlungsenergie ins
Innere zu transportieren. Die dazu vorgeschlagenen Mechanismen sind bis jetzt sehr hypothetisch.
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A bb. 2: Sche m a tische Da rste llung, wie sich be im
Ve rschm e lze n zwe ie r Ste rne P la ne te n bilde n. Ein e nge s
Doppe lste rnsyste m a us zwe i k le ine n Ste rne n (a ) wird im m e r
k le ine r, da die Ste rne durch m a gne tische W inde Ene rgie
ve rlie re n, bis sich die be ide n Ste rne be rühre n (b). W e nn die
be ide n Ste rne ve rschm e lze n, so sorgt de r übe rschüssige
Dre him puls da für, da ss sich e ine dichte Sche ibe a us
Ste rnm a te rie a usbre ite t, in de r sich P la ne te n bilde n (c).
W ä hre nd sich die Sche ibe la ngsa m we ite r a usbre ite t und
a uflöst, störe n sich die P la ne te n a ufgrund de r ge ge nse itige n
Gra vita tion in ihre r Ba hnbe we gung, wa s zu e x ze ntrische n,
schie fe n Ba hne n a us de r Sche ibe ne be ne he ra us führt. In
die se m Be ispie l wird de r k le inste P la ne t a us de m Syste m
ge schle ude rt, in vie le n Fä lle n ble ibt nur e in (große r) P la ne t
übrig, de r de n Ste rn e ng um k re ist.
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Doppelsysteme, bestehend aus zw ei relativ kleinen Sternen, mit einer Gesamtmasse von etw a einer
Sonnenmasse, gibt es recht häufig. Solche Sterne sind magnetisch „aktiv“, d. h. sie haben Magnetfelder, die
w ie unsere Sonne einen „Sonnenw ind“ antreiben. Anders als die Sonne, drehen sie sich sehr schnell, synchron
mit der Bahnbew egung, w as dazu führt, dass auch der W ind um einiges stärker ist. Durch diesen W ind w ird
Drehimpuls aus dem Doppelsternsystem abtransportiert und die Umlaufbahnen der beiden Sterne dadurch
immer enger. Es kann mehrere Milliarden Jahre dauern, bis sich die beiden Sterne berühren, das Weitere läuft
dann aber sehr schnell ab (Abb. 2): Die beiden Sterne verschmelzen zu einem Einzigen. Bei der
Verschmelzung bleibt Drehimpuls aus der Bahnbew egung übrig, der nicht durch den Einzelstern aufgenommen
w erden kann. Aus diesem Überschuss bildet sich in der Ebene der ursprünglichen Bahn eine Gasscheibe, die
um den neu entstandenen Stern kreist. Die Masse in dieser Scheibe reicht im Prinzip aus, um eine ganze Reihe
von Riesenplaneten zu bilden, alle in der Nähe des Sterns. Sobald sie entstanden sind, w erden ihre Bahnen
aber durch die gegenseitige Gravitationsanziehung stark gestört. Die meisten Planeten w erden dadurch
w ahrscheinlich entw eder aus dem System hinausgeschleudert, oder verschw inden in den W irtsstern. Es
bleiben w enige (oder nur ein einzelner Planet) übrig, oft auf schiefen (oder sogar retrograden) und
exzentrischen Bahnen, ganz anders als die Planetenbahnen in unserem Sonnensystem (Abb. 1). Der
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vielversprechendste Vorschlag bestand darin, dass es etw as mit der Nähe der heißen Jupiter zu ihren
W irtssternen zu tun hat, denn die Strahlungsw ärme des Sterns heizt die Oberfläche des Planeten auf. Könnte
dies auch das Innere des Planeten aufheizen? Die Folgen dieser Anstrahlung für den Planeten kann mann
recht gut berechnen.
[1] Martin, E. L.; Spruit, H. C.; Tata, R.
A binary merger origin for inflated hot Jupiter planets
Astronomy and Astrophysics 535, A50 (2011)
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