Die Studie zeigt, dass die beobachtete Seltenheit nicht aus einer Beobachtungsverzerrung, sondern eher aus physischen Ursachen herrührt. Gezeitenkräfte und Magnetismus reichen aus, um die Migration von nahen Planeten um schnell rotierende Sterne qualitativ und quantitativ zu erklären. Darüber hinaus scheint diese Migration vom Spektraltyp abhängig zu sein (welcher grundsätzlich von der Masse abhängt). Obwohl diese Ergebnisse vielversprechend sind, ist es dennoch notwendig, die Stichprobengröße zu vergrößern, um den Mangel besser einzuschränken und die Mechanismen, die im Spiel sind, besser zu verstehen. Insbesondere betont diese Studie die Bedeutung, den Spektraltyp der Sterne (ihre Massen) zu berücksichtigen, um die Stern-Planet-Interaktionen richtig zu modellieren.
Diese Arbeit wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.
Eine Lücke in den Daten: Beobachtungsverzerrung oder physikalische Realität?
Eingeführt im Jahr 2009, hat der Kepler-Satellit denselben Himmelsausschnitt über mehr als 4 Jahre hinweg beobachtet, auf der Suche nach Exoplaneten mittels der Transitmethode. Mit der Entdeckung von mehr als 3000 Exoplaneten, was mehr als die Hälfte der bis heute bestätigten Entdeckungen ausmacht, hat Kepler unser Verständnis von Planeten und ihren Muttersternen revolutioniert.
Abbildung 1 - Modellierung der magnetischen Wechselwirkung zwischen Stern und Planet.
Credit: CEA/A. Strugarek
Wissenschaft ist von Entdeckungen geprägt, steht jedoch immer unter dem Vorbehalt von Unsicherheiten und Verzerrungen, die auf verschiedenen, bekannten oder unbekannten Faktoren beruhen. Insbesondere gibt es Beobachtungsverzerrungen, die zu falschen Schlüssen führen können, einfach weil die untersuchte Stichprobe nicht repräsentativ ist. Forscher sind daher auf der Jagd nach solchen Verzerrungen, nicht zuletzt durch statistische Tests.
Im Falle der Kepler-Beobachtungen wurde ab 2013 (McQuillan et al. 2013) ein Mangel an Planeten festgestellt, je näher sie den Sternen sind, aber nicht irgendwelchen Sternen: denen, die schnell um sich selbst rotieren, sogenannte "schnell rotierende" (d.h. bis zu 10 Mal schneller als unsere Sonne). In Abbildung 2 ist dieser Mangel deutlich unterhalb der magentafarbenen Linie zu sehen. Ist diese Lücke einfach auf eine Beobachtungsverzerrung, etwa aufgrund einer zu geringen Anzahl von Beobachtungen, zurückzuführen, oder gibt es eine zugrundeliegende physikalische Ursache?
Sorgfältig ausgewählte Daten
Um diesen Mangel in den Daten zu verstehen, vergleichen die Forscher diese beobachteten Systeme mit einer synthetischen Population, die mit dem Stern-Planet-Evolutionscode ESPEM (Evolution von Planetensystemen und Magnetismus) berechnet wurde. Dieser berechnet die Gezeiten- und magnetischen Wechselwirkungen in einem System, das aus einem einzigen Stern und einem einzigen Planeten besteht, von der Phase der Auflösung der Gasdisk, in der das Exoplanetensystem entsteht, bis zum Ende der Hauptreihe.
Genauso wie ein guter Koch sorgfältig seine Zutaten auswählt, bevor er ein Gericht zubereitet, beginnen die Forscher damit, die Studienstichprobe streng auszuwählen, um keine Beobachtungsverzerrungen einzuführen, die die Ergebnisse verfälschen könnten.
Abbildung 2 - Das Diagramm stellt die Rotationsperiode des Sterns (Prot) in Abhängigkeit von der Umlaufperiode der Planeten (Porb) dar, die vom Kepler-Satelliten entdeckt wurden. Die blauen Punkte repräsentieren ein System aus einem einzigen Planeten und einem einzigen Stern. Je tiefer dieser Punkt im Diagramm ist, desto schneller rotiert der Wirtsstern auf sich selbst. Je weiter links der Punkt ist, desto schneller umkreist der Planet seinen Stern, was bedeutet, dass er ihm nahe ist.
So zeigt sich ein Mangel an nahen Planeten um schnell rotierende Sterne (also unten links), dargestellt durch die gepunktete magentafarbene Linie. Die gepunktete graue Linie entspricht der 1:1-Synchronisation, d.h. der Planet umkreist seinen Stern mit derselben Geschwindigkeit, mit der dieser sich selbst dreht.
Credit: Garcia et al. 2023.
Aus diesem Grund müssen die Beobachtungsdaten zwei Kriterien erfüllen:
- Verwenden Sie ausschließlich Kepler-Beobachtungen, deren Merkmale sehr gut bekannt und beherrscht sind. Eine Mischung von Daten aus verschiedenen Teleskopen könnte Beobachtungsverzerrungen einführen.
- Systeme, die mit dem Code ESPEM modelliert werden können. Das heißt: Die Systeme müssen genau einen Planeten und genau einen Stern enthalten. Der Stern muss sich in der Hauptreihe befinden (d.h. Sterne, die in ihrem Kern Wasserstoff verbrennen) und muss genügend magnetische Flecken auf ihrer Oberfläche haben, um ihre Rotationsperiode (Prot) genau messen zu können.
Letztlich erfüllen 576 exoplanetare Systeme, die von Kepler beobachtet wurden, diese Kriterien.
Ein durch stellare Modelle bestätigter Mangel
Auch die synthetischen exoplanetaren Systeme, die vom Modellcode ESPEM generiert wurden, prognostizieren einen Mangel an Planeten in enger Umlaufbahn um schnell rotierende Sterne, was mit dem Datensatz Kepler, wie in Abbildung 2 gezeigt, übereinstimmt. Darüber hinaus scheint eine Korrelation mit dem Spektraltyp der Sterne, also mit ihrer Masse, zu entstehen: Es gibt tendenziell mehr nahe Planeten um schnell rotierende, kältere Sterne des K-Typs, also weniger massive (0,436 ≤ M ≤ 0,896 M☉), als um heiße Sterne des F-Typs, also massivere (M >= 1.015 M☉).
Dieser Trend lässt sich durch die komplexe Wechselwirkung zwischen Stern und Planet erklären, die hauptsächlich durch die Gravitationskraft und magnetische Kräfte bestimmt wird.
Die gravitationelle Wechselwirkung zwischen zwei Himmelskörpern erzeugt Gezeiteneffekte, die Strukturdeformationen hervorrufen. Diese Deformationen dissipieren Energie (ursprünglich in Form von gravitativen) als Wärme, was zu einem Austausch von Drehimpuls führt, der die Rotation des Zentralsterns verlangsamen oder beschleunigen und den Planeten nach außen oder in Richtung des Sterns migrieren lassen kann. Aus diesem Grund entfernt sich der Mond jährlich um 3,8 cm von der Erde: Die irdischen Gezeiten, hauptsächlich durch den Mond verursacht, führen zu einer Verlangsamung der Erdrotation, was zur Entfernung des Mondes beiträgt. Auf ähnliche Weise kann ein Planet aufgrund der Gezeitenwirkung, die er auf seinen Stern ausübt, migrieren, wobei die Effekte umso ausgeprägter sind, je massiver der Planet ist.
Dann kommt, in der Regel von geringerer Intensität (aber nicht immer), der Magnetismus ins Spiel. So wie ein großes Schiff die Geschwindigkeit eines kleineren beeinflusst, das in seinen Kielwasser fährt, wendet der magnetische Abdruck eines Sterns in seiner Umgebung eine magnetische Schleppwirkung auf kreisende Planeten an. Je näher der Planet dem Stern ist, desto intensiver ist diese Schleppwirkung, und kann dann den Planeten auf Zeitskalen der hundert Millionen Jahre migrieren lassen.
Abbildung 3 - Dieselbe Legende wie Abbildung 2, diesmal getrennt nach dem Spektraltyp des Sterns, die kältesten oben, darauf wurde die mögliche Stern-Planet-Verteilung, berechnet durch den Code ESPEM, überlagert, mit Rot die höchste Dichte. Zu beachten ist, dass es einen Faktor 100 Unterschied zwischen den roten und grünen Farben in der Dichteskala gibt. Die graue Zone entspricht dem Parameterraum, der von ESPEM nicht berechnet werden kann.
Credit: Garcia et al. 2023
Die Umlaufbahnen der massiven Planeten werden hauptsächlich von den Gezeiten beeinflusst, während weniger massive Planeten hauptsächlich durch Magnetismus beeinflusst werden. Bei heißen F-Typ-Sternen ist der vorherrschende Einfluss magnetisch, während bei anderen, kälteren Sternen hauptsächlich die Gezeiten eine entscheidende Rolle spielen. Thus, abhängig vom Spektraltyp des Sterns und der Masse des Planeten, kann ein Planet mehr oder weniger weit von seinem Stern migrieren, was die beobachtete planetare Verteilung in Umlaufbahnen um schnell rotierende Sterne erklärt.
Dennoch, obwohl diese Ergebnisse vielversprechend sind, ist es notwendig, die Stichprobengröße zu erhöhen, um den Mangel besser einzuschränken und die Mechanismen, die im Spiel sind, besser zu verstehen. Diese vorläufigen Schlussfolgerungen demonstrieren dennoch die Wichtigkeit, in Zukunft den Spektraltyp der Sterne zu berücksichtigen, wenn man die Interaktionen modelliert, die einen Stern mit seinem Planeten vereinen.