Der Super-Merkur

Das Kepler-Teleskop, das die NASA gebaut hat, um damit im Grossen Stil nach Planeten zu suchen, hat seinen ersten Felsplaneten entdeckt – und was für einen…

Das NASA-Teleskop Kepler wurde gebaut, um die minimale Abdunklung des Sternlichts zu messen, die durch den Vorbeizug eines Planeten um diesen Stern bewirkt wird, wenn er sich zwischen Erde und Stern schiebt. Seit seinem Start vor bald zwei Jahren hat Kepler vorwiegend „Heisse Jupiter“ (also Gasriesen, die ihren Stern in etwa einem zwanzigstel der Erdentfernung zur Sonne umkreisen) und auch ein paar „Heisse Neptune“ entdeckt. Welten, die sich für Spezialisten interessant sind, sich aber vor allem für eine statistische Übersicht über die Häufigkeiten verschiedener Planetentypen eignen (soweit sind wir schon… noch vor 10,15 Jahren war jede Exoplanetenentdeckung spektakuläres Neuland), und weniger für die Titelseiten.

Auch der neuste von Kepler entdeckte Planet (Nummer 10 auf der langsam wachsenden Liste und deshalb Kepler-10 b genannt) wird, obwohl er „nur“ gerade 4.5 Mal so massiv ist wie die Erde und mit ihrem 1.4-fachen Durchmesser (also ca. 18000 km) ausgestattet, niemanden von Aliens fabulieren lassen (wobei…). Die Oberfläche dieser heute vom Kepler-Team angekündigten Welt hat eine Temperatur von etwa 1500 Grad Celsius, heiss genug, um Gestein langsam verdampfen zu lassen. Nur gerade 20 Stunden benötigt er, um seinen Stern einmal zu umkreisen. Der Planet hat dann auch eine aussergewöhnlich hohe Dichte von 8.8 g/cm^3. Das entspricht etwa der Dichte von reinem Eisen. Da das Eisen im Zentrum des Planeten aber stark komprimiert werden dürfte, muss der Planet auch noch über leichtere Elemente verfügen, in diesem Fall dürften das Silikate, also Gesteine sein. Der Planet ist also vermutlich so etwas wie der grosse Cousin von Merkur, mit einem massiven, übergrossen Eisenkern und einem relativ dünnen Gesteinsmantel rund herum. Vermutlich sorgt die permanente Hitze des Sterns (der in etwa sonnenähnlich ist, wenn auch etwas leuchtschwächer und mit rund 12 Milliarden Jahren einiges älter) dafür, dass der Gesteinsmantel des Planeten langsam ins All verdampft – dies sollte sich in den nächsten Jahren durch weitere Beobachtungen zeigen oder widerlegen lassen. Ebenfalls in den nächsten Jahren wird sich zeigen, wie stark der Planet das Licht seines Sterns reflektiert – damit liesse sich darauf schliessen, ob er über so etwas wie eine Atmosphäre aus leichteren Stoffen verfügt, oder ob diese einfach nur aus Gesteinsdampf besteht.

Interessanterweise scheint es noch eine zweite Welt in diesem System zu geben. Vorläufig heisst sie „KOI-72.02“ (KOI steht für Kepler Object of Interest, 72 bezeichnet das System und .02 steht für die zweite in diesem System entdeckte Welt – Kepler 10-b ist also auch KOI-72.01). Vermutlich ist ihre Entdeckung noch nicht wirklich durch Radialgeschwindigkeitsmessungen (mit denen das „Taumeln“ des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt mit dem Planet bestimmt wird) bestätigt. Die Kepler-10 b Seite gibt den Durchmesser dieser Welt mit 2.2 Erddurchmessern, und eine Masse von -2.8 Erdmassen an, wobei es sich eigentlich nur um einen Tippfehler handeln kann (2.8 Erdmassen? 12.8? – eine negative Masse wäre, auf jeden Fall, sehr seltsam… – aber wer weiss, was das Universum noch alles für Überraschungen für uns bereithält?) Interessant ist auf jeden Fall, dass die Welt (mit einer angenommenen, erdähnlichen Reflektivität von 0.3) eine Oberflächentemperatur von „nur“ etwa 200 Grad hat, ganz ähnlich zu GJ 1412 b, von dem hier letzten Herbst die Rede war.

Update: Die „negative“ Masse steht auch im Preprint (neu unten verlinkt), es ist also kein Tippfehler, sondern ein Artefakt der Datenauswertung. Das Signal dieses Planeten wurde bisher in den Radialgeschwindigkeitsmessungen nicht entdeckt, wenn es existiert, muss der Planet mit grosser Wahrscheinlichkeit eine Masse zwischen -9.3 und +3.5 Erdmassen haben (natürlich machen nur positive Massen physikalisch wirklich Sinn). Der zweite Planet, so er dann wirklich real ist (dessen sind sich die Wissenschaftler noch nicht sicher), wäre dann erstaunlich massenarm für seinen Durchmesser. Anderseits wären noch bis zu 20 Erdmassen einigermassen mit den Beobachtungen verträglich.

Was sagt uns diese Entdeckung? Einmal mehr: da draussen gibt es enorm viele Planeten, und sie kommen in einer Diversität, wie wir sie von unserem Sonnensystem allein nicht erwarten würden (wo es ja z.B. weder Heisse Jupiter noch Supererden gibt). Die Entdeckung zeigt uns auch, wie fähig das Kepler-Teleskop wirklich ist: einen Planeten von 1.4-fachem Erdradius über eine Entfernung von 173 Parsec (564 Lichtjahre), selbst wenn es sich dabei „nur“ um die Transitmethode handelt – das ist faszinierend. Irgendwann werden wir eine solche Welt in der bewohnbaren Zone ihres Sterns entdecken, und dann vielleicht beginnen, darüber nachzudenken, ob wir jemals dorthin kämen, und wenn ja, wie

Seite mit allen Informationen zu Kepler-10 b

Liste mit allen Planetenentdeckungen von Kepler

Preprint der wissenschaftlichen Arbeit zur Entdeckung von Kepler 10-b

13 Kommentare

  1. Die Zeit kommt nur als Grössenordnung rein. Um ein bestimmtes Molekül über eine Milliarde Jahre zu halten, muss die Fluchtgeschwindigkeit des Planeten grösser als n=6 mal die mittlere Geschwindigkeit dieses Moleküls in der Atmosphäre sein, die sich zu Wurzel (3 * k * T / m) berechnet, mit k = Boltzmann-Konstante, T = Temperatur in Kelvin und m = Molekularmasse in kg. Für höhere Werte von n kann die Atmosphäre länger gehalten werden, wobei ein Unterschied von 1 etwa einem Faktor 10 entspricht. n=7 heisst also z.B. 10 Milliarden Jahre, n=5 heisst 100 Mio Jahre.

  2. Zitat:
    \“Ich hab mal nachgerechnet: ähnlich wie die Erde würde der Planet bei seiner Temperatur über 10 Mrd Jahren sicher allen Wasserstoff und alles Helium verlieren, aber nicht Wasserdampf, Sauerstoff und Kohlendioxid\“

    Hallo Bynaus, du hast vielleicht meine Versuche im Astronewsforum mitgekriegt. Kannst du mir sagen, wie du die Zeit ausgerechnet hast?

  3. Wie unten erwähnt, es gibt keinen Grund, zu vermuten, dass der Planet CO2 nicht über Jahrmilliarden halten kann, selbst wenn man die Temperaturen berücksichtigt. Sobald der Planet sein Wasser durch Photodissoziation (H2O -> 2 H + O, wobei H entweicht) verloren hat, gibt es auch keinen hydrodynamischen Verlust mehr. Wenn der Planet mal eine CO2-Atmosphäre hat, wird er sie auch behalten.

    Wenn der Planet aus irgendwelchen Gründen allerdings von Anfang an sehr wenige volatile Stoffe erhalten hat, insbesondere wenig CO2, dann ist so ein atmosphärenloses Szenario schon denkbar. Denn ohne CO2 kann sich keine stabile Atmosphäre bilden, die die Wärme am Subsolaren Punkt über die Oberfläche verteilt und so das Ausfrieren der Atmosphäre auf der Planetenrückseite verhindert. Ein CO2-freier Planet hätte in der Tat ein äusserst dünne Atmosphäre mit einer dicken Eiskappe aus Stickstoff- und Sauerstoffeis auf der Rückseite.

  4. ich würde vermuten das der Planet nur eine ausgesprochen dünne Athmosphäre verfügt. denn alles was vom sauerstoff oxidierbar ist wird vom sauerstoff oxidiert(siehe Mars).
    wenn, dann hat er eine sehr dünne gashülle die aus edelgasen und zu einem noch geringeren anteil aus \“leicht\“ verdampfbaren metallen besteht.
    alternativ wäre aber auch ein planet der in richtung venus geht.
    der auch entsprechend größeren anteil an kohlenstoff und sauerstoff enthällt und sich dadurch über einen längeren zeitraum durch ausgasen immer wieder eine co2 athmosphäre generiert.

  5. Wenn ein Planet Masse verliert, ändert das nichts an seiner Bahn (ganz anders wäre es, wenn der Stern Masse verliert). Der Sonnenwind ist so dünn und schwach (selbst in der geringen Entfernung des Planeten von seinem Stern), dass er die Bahn eines so grossen Objektes nicht beeinflusst. Auf der Höhe der Erde ist die bewirkte Kraft etwa ein Milliardstel Newton pro Quadratmeter (1 Tausendstel Newton pro Quadratkilometer). Die Kraft der Photonen, zum Vergleich, ist fast 10000 Mal grösser.

    Im Übrigen, selbst wenn der Wind enorm (unphysikalisch) viel stärker wäre, würde das den Planeten nicht einfach immer mehr von seinem Stern \“wegschieben\“. Seine Bahn könnte um einen geringen Betrag weiter aussen verlaufen (wo er langsamer unterwegs wäre), denn dank dem Wind würde er gegen die Gravitation seines Sterns zusätzlich \“gestützt\“.

    Man geht aber nicht eigentlich davon aus, dass die Planeten auf die Sonne zuwandern. Ausser bei sehr nahen Planeten, die ihren Stern schneller umkreisen, als der sich um die eigene Achse dreht. Für alle anderen gilt eigentlich das Gegenteil: Da Sterne (eben über den Sonnenwind) immer etwas Masse verlieren, wandern die Planeten wegen diesem Massenverlust langsam nach aussen – dazu kommen die Gezeitenkräfte, die die Planeten ebenfalls nach aussen drängen (wie die Erde den Mond) aber die sind jenseits der Erdbahn verschwindend gering.

  6. Sag mal, Bynaus, wenn so ein Planet ständig Masse verliert und außerdem noch dem intensiven Sonnenwind ausgesetzt ist, sollte er sich doch mit der Zeit von seiner Sonne weg bewegen? Während man üblicherweise davon ausgeht, daß die Planeten auf die Sonne zu wandern in den vielen Millionen Jahren. Wie groß ist eigentlich der Druck durch den Sonnenwind bei unsrer Erde hier? Oder spielen da noch andere Fakten eine viel größere Rolle?

  7. Die Häufigkeit von Elementen ist im Universum überall ungefähr gleich. Betonung auf \“ungefähr\“, es gibt natürlich schon Variationen, Sterne mit mehr Kohlenstoff, mehr oder weniger Eisen, Kalzium etc – aber trotzdem, die \“Hauptelemente\“ (ungefähr: Fe, Mg, Si, Ca, Al, O), die wir auf der Erde haben, werden auch anderswo die Hauptelemente sein, und die Spurenelemente (wie zB Gold oder Platin) werden immer Spurenelemente bleiben, auch wenn sich vielleicht die Reihenfolge auf der Häufigkeitstabelle verschiebt. Der Grund ist, dass die \“Hauptelemente\“ von einer ganzen Reihe von \“nukleosynthetischen\“ Prozessen erzeugt werden, Spurenelemente aber nur von ganz ausgewählten, eher seltenen Prozessen – und selbst diese Prozesse produzieren vorwiegend die Hauptelemente. Deshalb ist es ziemlich naheliegend, dass Kepler 10-b vorwiegend aus einem (häufigen) Hauptelement von passender Dichte besteht – und das ist eben Eisen.

    Allfällige Entmischungsprozesse bei der Bildung von Staub- und Gasscheiben sind offenbar sehr moderat. Marsgesteine sind nicht grundsätzlich anders zusammengesetzt als Erdgesteine, auch die Isotopenzusammensetzung variiert nur minim. Alle Simulationen von Planetenakkretion zeigen, dass jeder Planet ein wildes Durcheinander von Objekten aus der ganzen Scheibe akkretiert, das heisst, selbst wenn es in der Scheibe einen Gradienten gäbe (z.B. mehr Eisen in der Nähe der Sonne) heisst das nicht, dass Planeten, die näher an der Sonne kreisen mehr Eisen haben müssen. Aber anderseits haben wir es bei Kepler 10-b mit einem Planeten zu tun, der nicht in diese \“klassischen\“ Akkretionsmodelle passt, weil er sich darin gar nicht bilden könnte.

    Die Idee mit dem Gold in Südafrika geht folgendermassen: Die Kruste der Erde ist an Gold und Platin stark abgereichert, weil diese Metalle chemische gesehen \“eisenliebend\“ sind und sich im Kern gesammelt haben. Das heisst, ein primitiver Meteorit bzw Asteroid, der noch die \“durchschnittliche\“ Zusammensetzung des Sonnensystems hat (aus der sich ja letztlich auch die Erde gebildet hat), hat eine im Vergleich zur Erdkruste erhöhte Konzentration an Eisen und Platin. Wenn nun so ein Objekt einschlägt und verdampft, ist die Gold- und Platin-Konzentration in den Gesteinen darum herum erhöht, und hydrothermale Prozesse (heisses Wasser, das durch das Gestein fliesst) können dieses Gold und Platin dann nochmals anreichern. Beim Sudbury-Crater in Kanada ist das auf jeden Fall so geschehen (denkt man).

  8. Muß es Eisen sein?

    Ich habe die Vorstellung, daß bei Novae oder Supernovae und auch bei der Bildung von protoplanetaren Scheiben Selektionsprozesse und Entmischungseffekte stattfinden, wie man sie in einem Massenspektrographen beobachtet. Wäre dem so, würden sich doch die Zusammensetzungen von Planeten je nach ihrem zufälligen Entstehungssort in weiten Bereichen unterscheiden. Warum sollte es da draußen keine Exoten geben? Ich habe mal irgendwo gehört, daß die massiven Gold- und Platinvorkommen in Südafrika durch den Einschlag eines entsprechend zusammengesetzten Meteoriten entstanden sein könnten? Soll nur eine Bemerkung sein.

  9. Jep, das Eisen im Kern der Erde hat eine Dichte von gegen 13 g/cm^3, wenn ich mich recht erinnere.

    Die Oberflächengravitation beträgt etwa 2.4 Ge. Ich hab mal nachgerechnet: ähnlich wie die Erde würde der Planet bei seiner Temperatur über 10 Mrd Jahren sicher allen Wasserstoff und alles Helium verlieren, aber nicht Wasserdampf, Sauerstoff und Kohlendioxid (Si, Mg, Fe haben in etwa ähnliche Massen wie diese Moleküle, und würden sich also ähnlich verhalten). Wasserdampf würde aber wohl, so nahe am Stern, vom UV-Licht gespalten und damit ins Weltall verloren. Dann gibt es natürlich noch andere Faktoren, wie etwa den Verlust der Atmosphäre durch den Sonnenwind (insbesondere bei geladenen Ionen aus verdampftem Gestein).

    Wir werden es allerdings bald wissen: da der Planet im Transit ist, kann man im Prinzip die chemische Zusammensetzung seiner Atmosphäre mit Transmissionsspektroskopie bestimmen – dann werden wir sehen, ob er von einem Halo aus Metallionen umgeben ist oder nicht.

  10. @Bozano: wie geschrieben, zum Inneren hin wird das Material ja auch komprimiert, womit auch Eisen eine höhere Dichte erreicht.

    Was das Verdampfen des Gesteins angeht bin ich aber etwas skeptisch; bei der Dichte und Gesamtmasse hat dieser Planet eine immense Oberflächengravitation. Das Forttragen von Teilchen wird imho nicht schneller geschehen als z.B. aus der Venusatmosphäre; vorhanden ja aber nicht so stark daß es den hohen Eisenanteil erklären könnte.

    Gruß Alex

  11. Die Dichte von Eisen ist weniger als 8g/cm^3. Somit sind schwerere Elemente noch auf dem Planeten. Wobei ich jetzt nicht nachgeschaut habe, um wieviel die Dichte bei den Temperaturen genau ist, aber mit Sicherheit noch weniger.

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