Exoplaneten, Magnetfelder und kosmische Strukturen

Exoplaneten und kein Ende: Auf fast 2000 ist die Anzahl der bestätigten Planeten bei anderen Sternen inzwischen angewachsen. Das liefert nicht nur immer neue Rekorde – wie etwa HAT-P-11b, den kleinsten und kühlsten Exoplaneten, bei dem Astronomen Wasser nachgewiesen haben. Es ermöglicht auch neue statistische Untersuchungen zur Planetenentstehung. Eine Analyse von über 2000 hochaufgelösten Spektren von Sternen, bei denen das Weltraumteleskop Kepler Planeten aufgespürt hat, zeigt überraschend statistisch signifikante Änderungen der stellaren Metallizität bei zwei Planetengrößen, nämlich bei 1,7 und 3,9 Erdradien. Offenbar entstehen bei geringer Metallizität felsige, terrestrische Planeten, bei hoher Metallizität Gas- und Eisriesen und im mittleren Bereich kleine Gasplaneten mit Gesteinskernen und Hüllen aus Wasserstoff und Helium.

Die Planetenjäger mussten trotz aller Erfolge aber auch lernen, vorsichtig zu sein. Denn wie die Umlaufbewegung eines Planeten kann auch die magnetische Aktivität auf der Sternoberfläche periodische Dopplerverschiebungen der stellaren Spektrallinien verursachen. So führte die Korrektur der Doppler-Daten des Sterns Gliese 581 gegen den aus der Intensität der H-Alpha-Linie abgeleiteten Einfluss der stellaren Aktivität zum Verschwinden der vermeintlichen Signale von gleich drei Planeten. Unter den durch Sternflecken vorgetäuschten Planeten ist auch Gliese 581g, der als vermeintlich erdähnlicher Begleiter in der lebensfreundlichen Zone für Aufsehen gesorgt hatte.

Kosmische Magnetfelder

Magnetfelder spielen nicht nur auf Sternen, sondern überall im Kosmos eine Rolle. So prägt das interstellare Magnetfeld in der Umgebung des Sonnensystems der Verteilung der hochenergetischen kosmischen Strahlung eine Anisotropie im Promille-Bereich auf. Und eine solche Anisotropie findet sich für die kosmische Strahlung im TeV-Bereich tatsächlich in den kombinierten Daten der Detektoranlagen Milagro, Tibet AS-gamma und IceCube. Mehr noch: Die daraus abgeleitete Richtung des interstellaren Magnetfelds stimmt mit jener überein, die sich aus dem vom „Interstellar Boundary Explorer“ entdeckten Aktivitätsband am Rand des Sonnensystems ergibt. Weitere Erkenntnisse über das lokale interstellare Magnetfeld erhoffen sich die Forscher von der Raumsonde Voyager-1, die gerade die Heliosphäre verlässt und in den interstellaren Raum vordringt.

Auch bei der Entstehung neuer Sterne spielen Magnetfelder eine wichtige Rolle. T-Tauri-Sterne sind jünger als eine Million Jahre und haben die Hauptreihe noch nicht erreicht. Aus einer zirkumstellaren Scheibe strömt immer noch Materie auf den entstehenden Stern, bis er schließlich auf seine endgültige Masse angewachsen ist. Viskosität allein kann die Akkretion nicht erklären, ein viel versprechender Lösungsansatz ist die Magnetorotationsinstabilität. Beobachtungen des Sterns HL Tauri mit dem „Combined Array for Millimeterwave Astronomy“ CARMA konnten erstmals die Morphologie des Magnetfelds in der zirkumstellaren Scheibe dieses T-Tauri-Sterns auflösen. Die Messungen zeigen, dass das Magnetfeld auf einer Skala von achtzig Astronomischen Einheiten parallel zur großen Hauptachse der zirkumstellaren Scheibe ausgerichtet ist. Es kann demnach weder eine dominierende vertikale Komponente besitzen, noch rein toroidal sein. Diese unerwartete Morphologie deute darauf hin, dass die Rolle des Magnetfelds bei der Akkretion auf T-Tauri-Sterne komplexer ist als das gegenwärtige theoretische Verständnis vermuten lässt.

Auch bei Schwarzen Löchern ist die Akkretion von Materie von entscheidender Bedeutung. Neue Einblicke in diesen Prozess liefert die Untersuchung der Spektren von 20.000 Quasaren mit breiten Emissionslinien aus dem Sloan Digital Sky Survey. Allein zwei Parameter reichen danach aus, um alle Quasare – supermassive Schwarze Löcher in den Zentren von Galaxien – einheitlich zu beschreiben. Entscheidend ist einerseits das Eddington-Verhältnis, das Verhältnis der Menge der einfallenden Materie zum Strahlungsoutput des Quasars, das die Effektivität der Energieerzeugung beschreibt. Und andererseits die Orientierung der Rotationsachse des Schwarzen Lochs und damit auch die Lage der Akkretionsscheibe relativ zur Blickrichtung von der Erde. Damit können Astronomen künftig aus relativ leicht messbaren Größen – wie dem Intensitätsverhältnis und der Breite von Emissionslinien im Spektrum eines Quasars – auf seine physikalischen Eigenschaften, die Effektivität seiner Energieerzeugung und seine Lage im Raum, zu schließen. Zudem deuten die Ergebnisse auf einen Zusammenhang zwischen der großräumigen Umgebung der Quasare und ihrem Eddington-Verhältnis. Das Verhalten der supermassiven Schwarzen Löcher ist offenbar eng an die Entwicklung von Galaxien und Galaxienhaufen gebunden.

Kosmische Strukturen

Wie haben sich diese großen Strukturen – Galaxien, Galaxienhaufen, Filamente – aus den ersten Dichteschwankungen nach dem Urknall gebildet? Mithilfe aufwändiger Simulationen auf Supercomputern vollziehen Astrophysiker die komplexen Prozesse der kosmischen Evolution nach, um diese Frage zu beantworten. Die Ergebnisse der Illustris-Kollaboration lassen sich auf den ersten Blick nicht mehr von realen Beobachtungen unterscheiden. Mit fünf Supercomputern – darunter „SuperMUC“ am Leibniz-Rechenzentrum in Garching – und einer Prozessorzeit von insgesamt 16 Millionen Stunden haben die Wissenschaftler die Entwicklung des Kosmos über einen Zeitraum von 13 Milliarden Jahren verfolgt. Erstmals gelang es dabei, sowohl die heute beobachteten Häufigkeiten von unterschiedlichen Galaxientypen, als auch deren chemische Zusammensetzung korrekt wiederzugeben. Doch auch „Illustris“ ist noch nicht perfekt: In der Simulationen entstehen die Sterne in Zwerggalaxien viel zu früh. Möglicherweise spielen Rückkopplungseffekte im Zusammenhang mit interstellarem Staub eine bislang unterschätzte Rolle.

Simulationen wie „Illustris“ zeigen, wie die größten kosmischen Strukturen ineinander über gehen und sich deshalb für Super-Galaxienhaufen nur schwer klare Grenzen finden lassen. Bislang war daher auch unklar, wie groß der Superhaufen ist, zu dem unsere Milchstraße gehört. Ein neues Verfahren erlaubt es nun, die Grenze von Superhaufen über die Dynamik der Galaxien festzulegen. Rekonstruiert man das lokale Geschwindigkeitsfeld der Galaxien, so stößt man auf Divergenzen, auf Flächen im Raum, auf denen sich die mittlere Bewegungsrichtung der Galaxien umkehrt. Als Super-Galaxienhaufen lässt sich eine Region definieren, die vollständig von einer solchen Divergenz-Fläche umschlossen ist und in der die Galaxienbewegung – nach Abzug des Hubble-Flusses – nach innen gerichtet ist. Auch unsere kosmische Heimat ist von einer solchen Region umhüllt. Sie hat eine Ausdehnung von 500 Millionen Lichtjahren, enthält etwa einhunderttausend Galaxien und eine Gesamtmasse von 10¹⁷ Sonnenmassen. „Laniakea“ haben die Astrophysiker diesen lokalen Superhaufen getauft, das bedeutet in der Sprache der polynesischen Ureinwohner der Hawaii-Inseln „immenser Himmel“.

Rainer Kayser

OD