63,4 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Pictor befindet sich der junge und helle blaue Stern Beta Pictoris. Im Jahr 2008 wurden Beobachtungen der ESO Paranal-Observatorium in Chile bestätigte die Anwesenheit eines extrasolaren Planeten. Dieser Planet war Beta Pictoris b, ein Super-Jupiter mit einer Umlaufzeit zwischen 6890 und 8890 Tagen (~19 bis 24 Jahre), was durch eine direkte Aufnahme bestätigt wurde, als er hinter dem Stern vorbeizog.
Im August 2019 wurde ein zweiter Planet entdeckt (ein weiterer Super-Jupiter), der näher an Beta Pictoris kreist. Aufgrund seiner Nähe zu seinem Mutterstern konnte er jedoch nur auf indirektem Wege (Radialgeschwindigkeitsmessungen) untersucht werden. Nach einer erneuten Analyse der vom VLT erhaltenen Daten haben Astronomen mit dem GRAVITY-Zusammenarbeit konnten bestätigen die Existenz von Beta Pictoris c durch direkte Bildgebung.
Die für die Forschung verantwortlichen Forscher haben ihre Ergebnisse in zwei Studien detailliert beschrieben, die in der 2. Oktober-Ausgabe von . erschienen sindAstronomie & Astrophysik. Die Erste wurde von Mathias Nowack von der Kavli-Institut für Kosmologie (Universität Cambridge), während die Sekunde wurde von Anne-Marie Lagrange von der Labor für Weltraumstudien und Instrumentierung in der Astrophysik (LESIA) und das Pariser Observatorium.
Künstlerische Illustration von Beta Pictoris b, dem Super-Jupiter, der mit der Direct Imaging-Methode entdeckt wurde. Bildnachweis: ESO/L. Calçada
Wie sie in ihrem . erklären erstes Studium , kombinierte die GRAVITY-Kollaboration Licht von vier der großen Teleskope des VLT, um die allerersten direkten Beobachtungen von Beta Pictoris c durchzuführen. Dies war nicht nur das erste Mal, dass ein Planet so nah an seinem Mutterstern direkt abgebildet wurde, sondern es war auch das erste Mal, dass eine direkte Bildgebung verwendet wurde, um einen Nachweis zu bestätigen, der mit dem Radialgeschwindigkeit (auch bekannt als Doppler-Spektroskopie) Methode.
Seit Jahrzehnten verlassen sich Astronomen auf Radialgeschwindigkeitsmessungen, um das Vorhandensein von Exoplaneten zu erkennen. Mit Hunderten von bisher entdeckten Kandidaten war es die zweitbeliebteste Methode (nach dem Transitmethode ) und wird oft mit Transiten kombiniert, um die Existenz von Exoplaneten zu bestätigen. Jedoch wurden noch nie zuvor mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckte Kandidaten durch direkte Beobachtung bestätigt.
Dies war nur dank des GRAVITY-Instruments möglich, einem Gerät der zweiten Generation, das Teil des Interferometers (VLTI) des VLT ist. Dieses Instrument kombiniert Licht von vier VLT-Teleskopen – entweder den vier Einheitsteleskopen oder den vier Hilfsteleskopen, die jeweils unterstützt werden von Adaptive Optik (AO) – und kombiniert sie dann zu einem virtuellen Teleskop, das beispiellose Details und Empfindlichkeit ermöglicht.
Als Frank Eisenhauer, leitender Wissenschaftler des GRAVITY-Projekts am Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE), sagte in a aktuelle Institutsmitteilung :
„Es ist erstaunlich, welche Detailgenauigkeit und Sensibilität wir mit GRAVITY erreichen können. Wir fangen gerade erst an, atemberaubende neue Welten zu erkunden, vom supermassereichen Schwarzen Loch im Zentrum unserer Galaxie bis hin zu Planeten außerhalb des Sonnensystems.“
Ein Perseiden-Meteorstreifen aus dem Jahr 2010 über dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte. Bildnachweis: ESO
Gleichzeitig konnte das Team Beta Pictoris c nur beobachten, weil neue Radialgeschwindigkeitsmessungen die Bahnbewegung des Planeten genau bestimmen konnten. Dies war das Thema der zweites Papier , wo sie zeigen, wie eine Kombination aus kontrastreicher Bildgebung, langer Basislinien-Interferometrie und Radialgeschwindigkeitsdaten es ihnen ermöglichte, die Position von Beta Pictoris b präzise vorherzusagen, sodass GRAVITY es finden konnte.
Ihre Beobachtungen ermöglichten es ihnen auch, die orbitalen und physikalischen Eigenschaften von Beta Pictoris b . weiter einzuschränkenundc und sagen auch die nächsten Annäherungen beider Planeten voraus. Was dies jedoch enthüllte, war für das GRAVITY-Team ziemlich rätselhaft. Beta Pictoris c ist etwa 8-mal so massereich wie Jupiter und etwa 2,7 AE von seinem Stern entfernt – etwa der gleiche Abstand wie der Haupt-Asteroidengürtel von der Sonne.
Dabei ist c etwa sechsmal lichtschwächer als Beta Pictoris b, das seinen Stern in einer Entfernung von etwa 9,8 AE umkreist, was der Entfernung zwischen Saturn und der Sonne entspricht. Dabei stellt sich die Frage, wie groß und massiv es sein muss, damit es sechsmal so viel Licht reflektiert. Im Moment sind die Massenschätzungen für b weniger eng gefasst und liegen zwischen 10 und 11 Jupitermassen.
Aber wie sie zeigen, werden zukünftige Beobachtungen mit der Radialgeschwindigkeitsmethode in der Lage sein, diese Frage zu beantworten. Das einzige Problem ist, dass es mehrere Jahre dauern wird, da Beta Pictoris b etwa 28 Jahre braucht, um einen einzigen Umlauf um seinen Stern zu vollenden. Zusätzliche Daten könnten auch von GRAVITY+ bereitgestellt werden, dem Instrument der nächsten Generation, das sich derzeit in der Entwicklung befindet.
Künstlerische Darstellung des Wegs des Sterns S2, den die GRAVITY-Kollaboration mit dem VLT am Paranal-Observatorium in Chile verfolgt hat. Bildnachweis: ESO/M. Kornmesser
Als Paul Molliere, Postdoc am MPIA, der Exoplanetenspektren modelliert, hinzugefügt :
„Wir haben GRAVITY zuvor verwendet, um Spektren anderer direkt abgebildeter Exoplaneten zu erhalten, die selbst bereits Hinweise auf ihren Entstehungsprozess enthielten. Diese Helligkeitsmessung von Beta Pictoris c in Kombination mit seiner Masse ist ein besonders wichtiger Schritt, um unsere Planetenentstehungsmodelle einzuschränken.“
Die Ergebnisse des Teams ermöglichten es ihnen auch, das Vorhandensein zusätzlicher Planeten im Beta-Pictor-System einzuschränken. Dank der kombinierten Messungen und Daten können sie die Anwesenheit von Planeten ausschließen, die mit 3 AE des Sterns mehr als 2,5 Mal so massereich sind wie Jupiter; Planeten mit mehr als 3,5 Jupitermassen zwischen 3 und 7,5 AE und mehr als 1-2 Jupitermassen über 7,5 AE.
Aber die vielleicht beeindruckendste Erkenntnis aus dieser Forschung ist, wie Astronomen jetzt die größten Vorteile direkter und indirekter Methoden für Exoplanetenstudien kombinieren können. Wie sie in der ersten Studie erklärten, ist die direkte Detektion empfindlicher für Planeten, die in großer Entfernung von ihrem Wirtsstern umkreisen, während indirekte Methoden empfindlicher für Planeten mit einer kleinen Umlaufzeit sind.
Laut Nowak öffnet dies die Tür zu neuen Studien, die Planeten mit engeren Umlaufbahnen direkt abbilden können, wo potenziell bewohnbare und „erdähnliche“ (Gesteins-)Planeten im Allgemeinen gefunden werden. „Das heißt, wir können jetzt sowohl die Helligkeit als auch die Masse dieses Exoplaneten ermitteln“, sagte er. „In der Regel gilt: Je massereicher der Planet, desto leuchtender ist er.“
Künstlerische Darstellung des ELT mit Laser zur Korrektur atmosphärischer Störungen, Teil der als adaptive Optik bekannten Technik. Bildnachweis: ESO/L. Calçada/N. Aufsteiger
Eine der am meisten erwarteten Entwicklungen für Exoplaneten-Studien in naher Zukunft ist die Art und Weise, wie Teleskope und Instrumente der nächsten Generation direkte bildgebende Untersuchungen von eng gebundenen Gesteinsplaneten ermöglichen werden. Dies wird es Astronomen endlich ermöglichen, Spektren aus den Atmosphären der vielen potenziell bewohnbaren Welten zu gewinnen, die in den letzten Jahrzehnten entdeckt wurden.
Wenn wir die Zusammensetzung der Atmosphären dieser Planeten beurteilen, können wir schließlich mit Sicherheit sagen, welche von ihnen in der Lage ist, das Leben, wie wir es kennen, zu unterstützen.
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