Der Ursprung der Exoplaneten

Wir leben wirklich in einer erstaunlichen Zeit für die Exoplanetenforschung. Noch in jüngerer Zeit sprießen direkte Bilder sowie die ersten Spektren der Atmosphäre solcher Planeten. Es werden so viele Daten verfügbar, dass Astronomen sogar anfangen können, Rückschlüsse darauf zu ziehen, wie sich diese zusätzlichen Sonnenplaneten gebildet haben könnten.

Im Allgemeinen gibt es zwei Methoden, mit denen sich Planeten bilden können. Die erste Möglichkeit ist die Koakkretion, bei der sich der Stern und der Planet aus dem Gravitationskollaps unabhängig voneinander bilden, jedoch so nahe beieinander, dass ihre gegenseitige Schwerkraft sie im Orbit zusammenhält. Die zweite Methode, durch die sich unser Sonnensystem gebildet hat, ist die Scheibenmethode. Dabei kollabiert Material von einer dünnen Scheibe um einen Protostern und bildet einen Planeten. Jeder dieser Prozesse hat einen anderen Satz von Parametern, die Spuren hinterlassen können, die es Astronomen ermöglichen könnten, herauszufinden, welche Methode dominiert. Ein neues Papier von Helmut Abt vom Kitt Peak National Observatory untersucht diese Eigenschaften und stellt fest, dass unser Sonnensystem aus unserer aktuellen Stichprobe von Exoplaneten eine Seltsamkeit sein kann.

Der erste Parameter, der die beiden Bildungsmethoden unterscheidet, ist der der Exzentrizität. Um eine Vergleichsbasis zu erstellen, zeichnete Abt zunächst die Verteilung der Exzentrizitäten für 188 Hauptreihen-Doppelsterne auf und verglich diese mit der gleichen Art von Diagramm für das einzige bekannte System, das sich über die Scheibenmethode (unser Sonnensystem) gebildet hat. Dies ergab, dass während die Mehrheit der Sterne Umlaufbahnen mit geringer Exzentrizität aufweist, dieser Prozentsatz mit zunehmender Exzentrizität langsam abfällt. In unserem Sonnensystem, in dem nur ein Planet (Merkur) eine Exzentrizität von mehr als 0,2 aufweist, fällt die Verteilung viel steiler ab. Als Abt die Verteilung für die 379 Planeten mit bekannter Exzentrizität konstruierte, war sie nahezu identisch mit der für Doppelsterne.

Ein ähnliches Diagramm wurde für die Halb-Hauptachse der Doppelsterne und unser Sonnensystem erstellt. Als dies wiederum für die bekannten zusätzlichen Sonnenplaneten aufgezeichnet wurde, war die Verteilung ähnlich der von binären Sternensystemen.

Abt überprüfte auch die Konfiguration der Systeme. Sternensysteme mit drei Sternen enthielten im Allgemeinen ein Paar Sterne in einer engen binären Umlaufbahn, ein Drittel in einer viel größeren Umlaufbahn. Durch Vergleichen der Verhältnisse solcher Bahnen quantifizierte Abt den Orbitalabstand. Anstatt jedoch nur mit dem Sonnensystem zu vergleichen, betrachtete er die analoge Situation der Sternentstehung um die Zentralmasse der Galaxie und baute auf diese Weise eine ähnliche Verteilung auf. In diesem Fall waren die Ergebnisse nicht eindeutig; Beide Bildungsarten führten zu ähnlichen Ergebnissen.

Zuletzt betrachtete Abt die Menge schwerer Elemente in dem massereicheren Körper. Es ist allgemein bekannt, dass die meisten außersolaren Planeten um metallreiche Sterne herum gefunden werden. Es gibt zwar keinen Grund, warum sich Planeten in einer Scheibe bilden konnte nicht um massereiche Sterne gebildet werden, mit einer metallreichen Wolke, aus der sich Sterne und Planeten bilden können ist Eine Voraussetzung für das Coakkretionsmodell, da es dazu neigt, den Kollaps zu beschleunigen, sodass sich riesige Planeten vollständig bilden können, bevor sich die Wolke auflöst, wenn der Stern aktiv wird. Die Tatsache, dass die überwiegende Mehrheit der außersolaren Planeten um metallreiche Sterne herum existiert, spricht für die Koakkretionshypothese.

Zusammen ergibt dies vier Tests für Formationsmodelle. Aktuelle Beobachtungen deuten in jedem Fall darauf hin, dass die Mehrzahl der bisher entdeckten Planeten aus der Koakkretion und nicht aus einer Scheibe stammt. Abt stellt jedoch fest, dass dies höchstwahrscheinlich auf statistische Verzerrungen zurückzuführen ist, die durch die Sensitivitätsgrenzen aktueller Instrumente auferlegt werden. Wie er bemerkt, haben Astronomen "noch nicht die Radialgeschwindigkeitsempfindlichkeit, um Scheibensysteme wie das Sonnensystem zu erkennen, außer für einzelne große Planeten wie Jupiter bei 5 AU." Daher wird sich diese Ansicht wahrscheinlich ändern, wenn neue Generationen von Instrumenten verfügbar werden. In der Tat können Astronomen einen weiteren Test hinzufügen, um die Formationsmodi zu bestimmen, wenn sich die Instrumente so weit verbessern, dass dreidimensionale Kartierungen verfügbar werden und Orbitalneigungen direkt beobachtet werden können.

EDIT: Nach einigen Verwirrungen und Diskussionen in den Kommentaren wollte ich noch eine Anmerkung hinzufügen. Denken Sie daran, dies ist nur die durchschnittlich aller Systeme zur Zeit bekannt, dass wie akkretierte Systeme aussieht. Zwar gibt es zweifellos einige, die sich aus Datenträgern gebildet haben, aber ihre Seltenheit in den aktuellen Daten lässt sie nicht auffallen. Sicher wissen wir von at am wenigsten Ein System, das einen starken Test für die Festplattenmethode bietet. Diese jüngste Entdeckung von Kepler, bei der drei Planeten beim Durchgang ihres Wirtssterns beobachtet wurden, zeigt, dass alle diese Planeten Muss liegen in einer Scheibe, die nicht den Erwartungen einer unabhängigen Kondensation entspricht. Wenn mehr Systeme wie dieses entdeckt werden, erwarten wir, dass die Verteilungen der oben beschriebenen Tests bimodal werden und Komponenten aufweisen, die mit jeder Formationshypothese übereinstimmen.

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