V Menschen und Ereignisse - Max-Planck-Institut für Astronomie

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50 III. Wissenschaftliche Arbeiten tige Schlüsse zu ziehen. Ein Atmosphärenmodell, das Strahlungstransport, Staubbildung und Konvektion beinhaltet, ist höchst komplex (tatsächlich gibt es noch kein solches selbstkonsistentes Modell). Daher ist es nicht möglich, durch eine begrenzte Anzahl von Beobachtungen Einschränkungen für alle Teile eines solchen Modells zu bestimmen. Um irgendwelche Schlüsse ziehen zu können, müssen wir daher gewisse Annahmen machen. Doch bislang scheinen unsere Daten Veränderungen von Staubwolken bei Braunen Zwergen zu stützen. Ausblick Die Erforschung Brauner Zwerge durchlebt gerade aufregende Zeiten. Sie begann mit den ersten theoretischen Vorhersagen in den 1960ern, gefolgt von detaillierten Modellrechnungen und der Entdeckung möglicher Kandidaten Ende der 1980er und Anfang der 1990er und schließlich der sicheren Identifikation der ersten Braunen Zwerge 1995. Im Laufe der vergangenen zehn Jahre gab es enorme Fortschritte bei ihrem Nachweis und bei ihrer Charakterisierung mittels Beobachtungen, wie auch Fortschritte auf dem theoretischen Sektor, bei der Berechnung von Entwicklungs- und Atmosphärenmodellen. Ein Teil der spannendsten Untersuchungen finden im mittleren Infrarot statt, zum Beispiel mit dem Weltraumteleskop SPITZER, das von unschätzbarem Wert ist für die Erkundung zirkumstellarer Scheiben sowie der Entstehung Brauner Zwerge und ihre ersten Entwicklungsstadien: Dies wird von entscheidender Bedeutung sein bei der Beurteilung, wie viel diese mit der Sternentstehung gemein haben. Ebenso geben uns hochaufgelöste Direktaufnahmen im nahen Infrarot Aufschluss über die Doppelsternnatur Brauner Zwerge und die Statistik massearmer Begleiter, darunter auch Objekte mit vielleicht nur einigen Jupitermassen, die recht wohl Planeten sein können. Tiefe Durchmusterungen mit Weitwinkelkameras werden weiterhin große und lichtschwächere Populationen im galaktischen Feld und in mehr Sternhaufen aufspüren. Somit wird es uns möglich sein, die Entwicklung Brauner Zwerge und den Einfluss der Umgebung auf diese Entwicklung zu untersuchen. Theoretische Fortschritte bei Modellrechnungen von Staubwolken werden uns erlauben, die beobachteten Spektren besser zu interpretieren; und genauere Beobachtungen, darunter Überwachungen und hochauflösende Spektroskopie, werden weitere Erkenntnisse über ihre kühlen, komplexen Atmosphären liefern. Und während die Beobachtungen zu immer schwächeren und masseärmeren Objekten vordringen, könnten wir schon bald eine neue Spektralklasse jenseits der kühlsten T-Zwerge benötigen, für jene Objekte mit ähnlichen Temperaturen wie Jupiter. Braune Zwerge haben wahrlich aufregende Zeiten vor sich. (Coryn Bailer-Jones, Wolfgang Brandner, Thomas Henning, Rainer Lenzen, Stefan Umbreit)
III.2 Staub im Computer: Numerisches zur Entstehung von Planeten Teleskope sind das klassische Arbeitsmittel der Astro- nomen. Doch man kann nicht alle Vorgänge am Himmel durch Beobachtung alleine verstehen. Wichtige Prozesse, wie zum Beispiel die Entstehung von Planeten aus der Zusammenlagerung mikroskopischer Staubkörner, verschließen sich der direkten Beobachtung. Hier kommen Computersimulationen ins Spiel, die von ihren Entwicklern auch gerne »numerische Teleskope« genannt werden. Am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg werden eine Vielzahl solcher Werkzeuge entwickelt und erfolgreich bei der Planung und Interpretation von Beobachtungen auf dem Gebiet der Planetenentstehung eingesetzt. Astronomie am Teleskop und am Computer Die Untersuchung des Prozesses der Sternentstehung war einer der Schwerpunkte der astrophysikalischen For- schung der letzten zwanzig Jahre. Im Fall sehr massereicher Sterne mit Massen oberhalb von zehn Sonnenmassen sind noch viele Fragen unbeantwortet. Dies liegt vor allem an der relativen Seltenheit und der kurzen Dauer ihrer Entstehung, was ihre Beobachtbarkeit stark einschränkt. Für die viel häufigeren Sterne mittlerer und geringer Masse ist inzwischen jedoch ein sehr gutes Verständnis der wichtigsten Prozesse der Sternentstehung erreicht worden. Sterne dieses Massenbereiches sind vor allem deshalb von herausragender Bedeutung, da sich an ihnen beispielhaft die Entwicklung unseres eigenen Sonnensystems und damit die Entstehung von Planeten wie Jupiter, aber auch die unseres Heimatplaneten Erde studieren lässt. Astronomie umfasst immer zwei Teilbereiche, welche Hand in Hand gehen müssen. Einerseits muss der beobachtende Astronom Sterne und andere kosmische Objekte in ihren Strahlungserscheinungen vermessen. An- dererseits muss der theoretische Astrophysiker diese Beobachtungen mit auf der Erde experimentell bestimmten Naturgesetzen zu erklären suchen. Schon Mitte des letzten Jahrhunderts zeigte sich, dass sich beispielsweise die Entwicklung eines Sterns nicht als Ergebnis einer einfachen Gleichung niederschreiben lässt. Aufwendige numerische Simulationen auf den damaligen noch mit Röh- ren bewaffneten Großrechnern waren notwendig und man freute sich als man es schaffte, die verschiedenen Ent- wicklungsstadien von Sternen im Computer mit den Beobachtungen von echten Sternen in Übereinstimmung zu bringen. Alles, was wir heute über Masse, Zusammensetzung und Alter eines Sterns wissen, stammt aus solchen ausgefeilten numerischen Experimenten. Die Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten bei einem sonnenähnlichen Stern mit dem Namen 51 Pegasi im Jahre 1995 war ein echter Schock für die Theoretiker. Was man damals fand, war ein Gasriese von der Größe Jupiters auf einer Umlaufbahn näher am Zentralstern, als Merkur an der Sonne! Hatte man bis dato die Modelle zur Planetenentstehung an den Gegebenheiten in unserem Heimatsystem ausgerichtet, so musste man nun umdenken. Bei uns befinden sich die erdähnlichen Planeten auf niedrigen Umlaufbahnen, und die Gasriesen wie Jupiter und Saturn umlaufen die Sonne weit draußen in großer Entfernung. Dies erschien natürlich, da es wäh- rend der Planetenentstehung nah an der Sonne stets wärmer war als weiter außen. Jupiter, welcher fünfmal so weit von der Sonne entfernt ist wie die Erde, befindet sich jenseits der sogenannten »Schneegrenze«. Das ist die Entfernung von der Sonne, ab der das Gas und der Staub, aus dem die Planeten entstehen, so kalt sind, dass Moleküle wie zum Beispiel Wasser ausfrieren können, wodurch sich die zur Verfügung stehende Materialmenge zur Entstehung von Jupiter beträchtlich erhöht. Die Beobachtungsfakten, also die kleinen Planeten Venus, Erde und Mars innen und die weit massereicheren Planeten Jupiter, Saturn und die Eisplaneten Uranus und Neptun weit außen, wurden als allgemein gültig angesehen und waren Grundlage aller Erklärungsversuche von Kant und Laplace über Weizsäcker und Savronov bis hin zu den modernen, auf detaillierten Computersimulationen beruhenden Modellen der letzten Jahre von Pollack und Boss. In all diesen Modellen geht man davon aus, dass die junge Sonne einst von einem Gas- und Staubgemisch umgeben war, welches ähnlich den Saturnringen in einer flachen Scheibe um den Stern verteilt war. Ausdehnung und Umlaufgeschwindigkeiten entsprechen dabei dem heutigen Sonnensystem. Die Modelle unterscheiden sich lediglich darin, wie die Planeten im Einzelnen aus diesem Urnebel auskondensierten. Was nun den meisten Theoretikern seit der Entdeckung von 51 Pegasi b immense Kopfschmerzen breitet, nämlich zu erklären, warum es massereiche Gasriesen auf niedrigen Umlaufbahnen, so genannte »Heiße Jupiter«, geben kann, war für zumindest einige wenige Forscher eine große Freude. Hatten sie doch schon in den 80er Jahren eine radiale Wanderung von jungen Planeten proklamiert. Diese Wanderung resultiert aus der Wirkung der Schwerkraft des Planeten auf die Gas- und Staubscheibe sowie auf der entsprechenden Rückwirkung auf den Planeten. Dieser Theorie wurde zunächst wenig Beachtung geschenkt, da man ja in unserem Planetensystem keinerlei Hinweise auf eine solche Wanderung fand. Unsere Planeten scheinen sich alle da zu befinden, wo sie auch einst entstan- 51
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