Schutz für junge Planeten

Numerische Simulationen einer Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Mario Flock vom Max-Planck-Institut für Astronomie haben gezeigt, dass junge Planeten­systeme in natürlicher Weise „kinder­sicher“ sind: Physikalische Prozesse halten junge Planeten davon ab, in den Stern zu fallen. Ähnliche Prozesse ermög­lichen die Geburt von Planeten in direkter Nähe von Sternen – aus kleinen Felsbrocken, die sich in einer Region nahe dem Stern sammeln. Eine neue Studie erklärt Beobachtungen des Kepler-Weltraum­teleskops, denen zufolge eine große Anzahl von Super-Erden ihre Sterne sehr eng umkreisen – nämlich direkt an der Kinder­sicherung.

Planeten entstehen rund um einen jungen Stern, der von einer Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist. In dieser protoplanetaren Scheibe kleben Staubkörner zusammen und werden immer größer. Nach einigen Millionen Jahren haben die betreffenden Brocken einen Durch­messer von einigen Kilometern erreicht. Ab dann ist die Schwerkraft stark genug, um solche Objekte zu Planeten zusammen­zuziehen, also zu runden Objekten, solide oder zumindest mit einem festen Kern, mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern oder mehr. Feste Objekte in einem so jungen Planeten­system neigen dazu, sich in alle Richtungen zu bewegen – nicht nur um den Stern herum, sondern auch auf ihn zu oder von ihm weg. Das kann fatal enden, nämlich dann, wenn ein Planet in seinen Stern hineinfällt.

In der Nähe des Sterns begegnen wir nur terrestrischen, also erdähnlichen Planeten. Die haben eine feste Oberfläche, wie bei unserer Erde. Planetenkerne können nur dann große Mengen an Gas einfangen und halten, wenn sie sich deutlich weiter entfernt vom Stern befinden. Nur dort entstehen Gasriesen wie Jupiter. Die einfachste Art der Berechnung der Bewegung eines Planeten im Gas einer proto­planetaren Scheibe in der Nähe des Sterns lässt bei Planeten­freunden Alarmglocken klingeln: Sie zeigen, dass ein solcher Planet kontinuierlich nach innen driften und auf einer Zeitskala von weniger als einer Million Jahren in den Stern fallen sollte. Dieser Zeitraum ist viel kürzer als die Lebensdauer der proto­planetaren Scheibe. 

Wäre das alles, dann müsste uns sehr wundern, dass der Nasa-Satellit Kepler bei seinen Untersuchungen sonnen­ähnlicher Sterne (Spektral­klassen F, G und K) etwas ganz anderes gefunden hat: zahlreiche Sterne nämlich, die eng von Super-Erden umkreist werden, also von Felsplaneten, die deutlich mehr Masse besitzen als unsere Erde. Besonders häufig sind Planeten mit Umlaufzeiten von rund zehn bis zwölf Tagen. Für unsere Sonne würde das einem Planeten entsprechen, der die Sonne im Abstand von nur 0,1 astronomische Einheiten umkreist. Das ist nur etwa ein Viertel des Sonnenabstands des Merkurs, des in unserem Planetensystem sonnen­nächsten Planeten. Diesen scheinbaren Widerspruch aufzuklären, nahm sch Mario Flock vor, ein Gruppen­leiter am Max-Planck-Institut für Astronomie, gemeinsam mit Kollegen vom Jet Propulsion Laboratory, der University of Chicago und der Queen Mary University, London. Die beteiligten Forscher sind Experten für die Simulation der komplexen Umgebung, in der Planeten entstehen, sowie für die Model­lierung der Strömungen und Wechsel­wirkungen von Gas, Staub, Magnetfeldern, untereinander und mit Planeten deren Vorstufen. Angesichts des scheinbaren Paradoxons der nahen Kepler-Super-Erden machten sie sich daran, die Planeten­bildung in der Nähe sonnen­ähnlicher Sterne im Detail zu simulieren. 

Ihre Ergebnisse erklären in der Tat, warum Kepler so viele sternnahe Super-Erden findet – und liefern sogar gleich zwei physika­lische Mechanismen dafür. Erstens zeigte sich, dass solche frühen Sternensysteme zumindest für Gesteinsplaneten mit einer bis zu zehnfachen Erdmasse eine natürliche Kindersicherung aufweisen. Wie bei vielen herkömmlichen Kindersicherungen gibt es dabei eine Barriere kurz vor der Gefahrenzone. Bei jungen Sternen funktioniert dies wie folgt: Je näher wir dem Stern kommen, desto intensiver ist die Strahlung des Sterns. Jenseits der Silikat-Sublimations­grenze steigt die Scheiben­temperatur auf über 1200 Kelvin, und Staubpartikel (Silikate) werden zu Gas. Das extrem heiße Gas in diesem Bereich ist äußerst turbulent. Diese Turbulenz transportiert das Gas mit hoher Effek­tivität in Richtung Stern und dünnt dabei den inneren Bereich der Scheibe aus.

Wenn eine junge Super-Erde durch das Gas reist, wird sie typischerweise von Gas begleitet, das zusammen mit dem Planeten in einer hufeisen­ähnlichen Anordnung um den Stern kreist. Wenn der Planet nach innen driftet und die Silikat-Sublimations­grenze erreicht, verpassen die Gaspartikel, die sich vom heißen, dünneren Gas innerhalb der Grenze zum etwas dichteren Gas außerhalb bewegen, dem Planeten jeweils einen kleinen Kick. Ingesamt übt das Gas dabei ein Drehmoment auf den Planeten aus, der ihn von der Grenze zurückschiebt. Die Grenze wird auf diese Weise zur Sicherheits­barriere, die verhindert, dass junge Planeten in den Stern stürzen. Ihre Position entspricht für sonnen­ähnliche Sterne genau den Umlaufzeiten, die auch das Kepler-Teleskop gefunden hat. Und es gibt noch eine weitere Erklärung für die eng umlaufenden Supererden. Verfolgt man in der Simulation kleine, kieselstein­ähnliche Felsbrocken mit Durchmessern von wenigen Millimetern oder Zentimetern, dann zeigt sich, dass sich solche Brocken direkt hinter der Silikat-Sublimations­grenze ansammeln. Hintergrund ist, dass das Gas diesseits und jenseits der Grenze im Kräftegleichgewicht sein muss, denn andernfalls würde sich die Grenze verschieben. Da ein Teil der Stabilisierung über die Zentri­fugalkraft erfolgt, muss das dünne Gas im Übergangs­bereich besonders schnell rotieren. Insbesondere rotiert das Gas damit schneller als die Kepler-Geschwin­digkeit, nämlich die Umlauf­geschwindigkeit eines einzelnen Teilchens, das einen Stern der betreffenden Masse umkreist.

Bei der Kepler-Geschwindigkeit halten sich aus Sicht des kreisenden Teilchens die Anziehungskraft des Sterns und die Zentri­fugalkraft gerade die Waage. Ein Felsbrocken, der in diese Übergangs­region eintritt, wird nun aber vom Gas mitgerissen und kreist damit schneller als mit der Kepler-Geschwindigkeit. Bei so hoher Geschwindigkeit überwiegt die Zentrifugalkraft, und der Felsbrocken wird nach außen gedrückt. Im Endeffekt sammeln sich Felsbrocken damit außerhalb der Übergangsregion – weiter außen befindliche Brocken driften nach innen, und was in die Übergangs­region driftet wird gleich wieder nach außen befördert. Die Ansammlung bietet ideale Bedingungen dafür, dass aus den Felsbrocken außerhalb der Übergangs­region eine neue Super-Erde entsteht. Das bietet eine weitere Erklärung dafür, warum man genau dort besonders viele Super-Erden fand.

Diese Ergebnisse kamen für die Forscher nicht ganz überraschend. Tatsächlich hatten sie zuvor bereits eine ähnliche Felsbrocken-Falle in Modellen von viel massereicheren Sternen (Herbig-Sterne) gefunden, allerdings in viel größerer Entfernung zum Stern. Die neuen Forschungen erweitern den Mechanismus auf sonnenähnliche Sterne und fügen den Schutz für neugeborene Planeten hinzu. Darüber hinaus zieht die Arbeit einen systematischen Vergleich mit statis­tischen Daten des Kepler-Weltraumteleskop und berücksichtigt, dass Kepler aufgrund der Transit­methode prinzipiell nur einen Teil der betreffenden Systeme identi­fizieren kann.

Interessanter­weise hätte unser eigenes Sonnensystem nach diesen Kriterien auch einen erdähnlichen Planeten beherbergen können, der der Sonne näher ist als der derzeit innerste Planet, der Merkur. Ist die Tatsache, dass es einen solchen Planeten im heutigen Sonnensystem nicht gibt, ein statistischer Zufall, oder existierte ein solcher Planet und wurde irgendwann aus dem Sonnen­system ausgestoßen? Das ist eine interessante Frage für die weitere Forschung. Mario Flock sagt: „Nicht nur, dass unser Sonnensystem früher eine Kinder­sicherung besaß – es ist durchaus möglich, dass das damalige Baby inzwischen erwachsen geworden und ausgezogen ist!“

MPIA / JOL

Weitere Infos

• Originalveröffentlichung
  M. Flock et al.: Planet formation and migration near the silicate sublimation front in protoplanetary disks, Astron. & Astrophys. 630, A147 (2019); DOI: 10.1051/0004-6361/201935806
• Planeten- und Sternentstehung, Max-Planck-Institut für Astronomie MPIA, Heidelberg