Braunfleckiger Perlmutterfalter

Auf den Wiesen zwischen Oberlichtenwalde, dem Falkenstein und Jonsdorf im Zittauer Gebirge (Oberlausitz) findet man im Juli den Braunfleckigen Perlmutterfalter  (Boloria selene).

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Großes Ochsenauge

Zu den auf unseren Wiesen noch recht häufig anzutreffenden Tagfaltern gehört das Große Ochsenauge (Maniola jurtina). Männchen und Weibchen unterscheiden sich in ihrer Flügelzeichnung, eine Erscheinung, die man als Sexualdichroismus bezeichnet. Die Raupen dieses zur Familie der Edelfalter gehörenden Tagschmetterlings leben an verschiedenen Gräsern.

Weibliches Großes Ochsenauge

Männliches Großes Ochsenauge

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Junge Amsel

Die ersten jungen Amseln (Turdus merula) verlassen ihr Nest ...

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Exoplaneten (10) - Planetologie der extrasolaren Gasplaneten

Planetologie der extrasolaren Gasplaneten (Gasriesen)

Seit der Entdeckung der ersten „hot jupiters“ begannen sich die Planetologen dafür zu interessieren, wie diese exotischen Welten wohl aufgebaut sind und wie sie wohl einem Betrachter in ihrer Nähe erscheinen würden, wie sie entstanden sind und wie man sie sicher von Braunen Zwergsternen unterscheiden kann. Das hat das Fachgebiet der vergleichenden Planetologie geradezu beflügelt, weil man sich fragen mußte, ob die Planeten in unserem Sonnensystem wirklich repräsentativ für die Population aller denkbaren Planeten in unserem Kosmos sind. Auch schien diese vorher völlig unbekannte Klasse von Planeten der Lehrmeinung, daß sich Gasriesen nur in großer Entfernung von ihrem Mutterstern bilden können, diametral zu widersprechen. Heute, knapp zwei Jahrzehnte nach der ersten Entdeckung eines solchen Planeten um einen sonnenähnlichen Stern (51 Pegasi b, M. Mayor, D.Queloz 1995), sieht man in dieser Beziehung deutlich klarer. Beobachtungen gaben vielfältige Hinweise auf die Basisparameter von Exoplaneten diesen Typs, mit denen wiederum die Theoretiker arbeiten konnten, die den Versuch unternahmen, möglichst realistische Modelle dieser neuen Objektklassen zu entwickeln. Die physikalischen Gesetze, die Gasplaneten beschreiben, entsprechen im Wesentlichen den der ebenfalls aus Gasen aufgebauten Sterne, wobei die Unterschiede in der Art der Energiequellen, in der Form des Energietransports im Planeteninneren und in der Planetenatmosphäre, in den zu verwendenden Zustandsgleichungen und in der radialen Verteilung der den Planet aufbauenden Stoffe zu suchen sind. Auch die Physik der Atmosphären der Gasplaneten ist stark an die Theorie der Sternatmosphären angelehnt, nur das man es hier hauptsächlich mit molekularen Neutralgasen (wie z.B. H2, CH4, NH3, H2O… ) und keinen extrem heißen Plasmen zu tun hat. Die Theorie ist dabei soweit fortgeschritten, daß mit Hilfe entsprechender Computerprogramme synthetische Spektren berechnet werden können, die sich prinzipiell mit den Spektren von Exoplaneten vergleichen lassen – vorausgesetzt, es gelingt auch, sie meßtechnisch zu erfassen (das Beispiel HR 8799b ist z.Z. noch eine Ausnahme, hat aber bereits zu interessanten neuen Erkenntnissen geführt, die wiederum Eingang in verbesserte Modelle planetarer Atmosphären gefunden haben).

In unserem Sonnensystem bilden Jupiter und Saturn (Riesenplaneten) sowie Uranus und Neptun (Großplaneten) zwei Untergruppen der Gasriesen. Die vergleichende Planetologie benutzt sie als relativ gut erforschte Referenzobjekte, um Gemeinsamkeiten und Unterschiede zu Exoplaneten herauszuarbeiten. Rückt man sie beispielsweise gedanklich noch näher an die Sonne als Merkur, dann sollten daraus hot jupiters und hot neptunes entstehen…

Ab wann wird ein Stern zum Gasplaneten?

Ein Stern ist laut Definition ein individuelles kosmisches Objekt, welches zumindest einmal während seines Lebenszyklus in seinem Inneren Energie durch Kernfusion erzeugt. Dazu muß es eine Mindestmasse besitzen, um durch Kontraktion am Ende der Protosternbildung im Kernbereich eine so hohe Temperatur und Druck zu erzeugen, daß Kernfusionsprozesse zünden können (Virialsatz). Ein „gewöhnlicher“ Zwergstern (genauer Hauptreihenstern) liegt dann vor, wenn die Energieerzeugung, die den Stern hydrodynamisch stabilisiert, durch „Wasserstoffbrennen“, d.h. durch Fusion von Wasserstoff zu Helium, erfolgt. Dazu ist eine Zündtemperatur von mindestens 3 Millionen K notwendig. Die dazu erforderliche Mindestmasse folgt aus der Theorie der Sternentwicklung und liegt je nach Metallizität zwischen 75 und 90 Jupitermassen (MJ). Je mehr „Metalle“ (als „Metalle“ werden im Astronomen-Jargon bekanntlich alle Elemente schwerer als Helium bezeichnet) die protostellare Gas- und Staubwolke enthält, aus der sich ein Stern bildet, desto geringer ist die Sternmasse, ab welcher Wasserstoffbrennen möglich wird. Eine verschwindende Metallizität haben Sterne der Population III, die nur eine relativ kurze Zeit nach dem Urknall vor 13.7 Milliarden Jahren existent waren (die ersten Millionen Jahre nach dem Urknall gab es im Wesentlichen nur Wasserstoff, Helium und ein wenig Lithium. Alle anderen Elemente sind erst in Sternen „erbrütet“ worden).

Braune Zwerge

Unterhalb der Temperaturschwelle für das Wasserstoffbrennen gibt es einige wenige Fusionsreaktionen, die z.T. schon ab einer Kerntemperatur von ~ 1 Million K zünden. Für die Astrophysik sind davon nur das sogenannte „Deuteriumbrennen“ sowie das „Lithiumbrennen“ von Bedeutung. Deuteriumbrennen setzt bereits ab einer Masse von ungefähr 13 MJ  ein, während das Lithiumbrennen (es zündet bei ungefähr 2 Millionen K) eine Mindestmasse von 65 MJ voraussetzt. Sterne im Massebereich zwischen 13 MJ  und 75 MJ (ab der Wasserstoffbrennen möglich wird) bezeichnet man als Braune Zwerge. 

Die untere Grenzmasse von ~13 MJ kennzeichnet den Übergang zu den Gasriesen, die entweder gebunden an einen Mutterstern als Planet oder – in Form von Einzelobjekten – als free floaters oder Planemos die Galaxien bevölkern.

Für die Planetologie ist die Abgrenzung dieser Objektgruppen untereinander anhand von Beobachtungsdaten ein großes Problem. Die Masse als entscheidender Parameter ist oftmals nur bis auf einen Faktor  sin i  bestimmbar, was natürlich große Unsicherheiten bei Exoplaneten mit Massen im Grenzbereich hervorruft.  

Ist das fragliche Objekt individuell auflösbar (was bei kritischen Exoplanetenkandidaten fast nie der Fall ist), dann kann man in seinem Spektrum nach für Braune Zwergsterne typischen Merkmalen suchen. Als ein relativ sicherer Test gilt der Nachweis von Lithiumlinien (R.Rebolo, 1992). Aber auch Linien, die sich Methan zuordnen lassen, helfen u.U. einen Braunen Zwergstern von einem (planetaren) Gasriesen zu unterscheiden. 

Gliese 229B

Ein Objekt, welches man auf dem ersten Blick für einen Exoplaneten halten könnte, ist der Begleiter des kleinen roten Zwergsterns Gliese 229A im Sternbild Lupus. Er konnte mit Hilfe des Hubble-Teleskops deutlich von seinem Mutterstern getrennt und damit näher untersucht werden. Das war nur wegen der sehr geringen Entfernung (18.8 Lj) und dem noch vergleichsweise moderaten Helligkeitsunterschied im infraroten Spektralbereich zwischen Hauptstern und Begleiter möglich. Die Entdeckung gelang übrigens mit dem berühmten 5-Meter Mount Palomar-Spiegelteleskop am 27. Oktober 1994.

5.43  Gliese 229B ist einer der wenigen genauer untersuchten Braunen Zwergsterne, die zwar zu den gewöhnlichen Bewohnern unserer Milchstraße gehören, die aber aufgrund ihrer extrem geringen Leuchtkraft nur extrem schwer zu entdecken sind    © HST

Gliese 229B benötigt  rund 40 Jahre für einen Umlauf um den als Flare-Stern auffällig gewordenen Roten Zwergstern, der lediglich eine Masse von 0.58 MS und eine Leuchtkraft von 0.016 LS besitzt und am Himmel aufgrund seiner geringen Helligkeit von 8.13 mag (bei einer Entfernung von 18.8 Lj) nur mit einen Feldstecher oder Fernrohr gesehen werden kann. Gliese 229B selbst besitzt eine visuelle Helligkeit von 31.8 mag und kann deshalb nur im Infraroten Bereich sicher beobachtet werden, wo die Helligkeit im K-Band (λ≈ 2.2 μm) ungefähr 14.4 mag beträgt (S.K.Legget et.al. 1999). 

Die Masse konnte aus den Bahndaten zu 20 bis 50 MJ bestimmt werden. Besonders wichtig war jedoch der spektroskopische Nachweis von absorbierenden Methanbanden im infraroten Spektralbereich. Da das Methanmolekül CH4 nur bis zu Temperaturen von maximal 1400 K stabil ist, muß die Temperatur der Atmosphäre von Gliese 229B auf jedem Fall darunter liegen. Das ist zugleich auch der beste Beweis dafür, daß es sich um einen Braunen Zwerg und nicht um einen massearmen Hauptreihenstern handeln kann (die kleinste mögliche Photosphärentemperatur eines Hauptreihensterns liegt bei ~2000 K). Mit Hilfe des Hubble-Teleskops konnte schließlich die Temperatur direkt bestimmt werden, ~1020 K, was in völliger Übereinstimmung mit der Theorie Brauner Zwergsterne steht.

Übergang zu Gasriesen

Die Grenzmasse von 13 MJ, (oder 0.013 MS) ist, wie bereits erläutert, eine Festlegung, die aus der Sternphysik folgt. Physikalisch ist der Übergang fließend, d.h. massearme Braune Zwerge und massereiche Gasriesen sind vom Standpunkt des Beobachters nicht zu unterscheiden, wenn ihre Massen nicht hinlänglich genau bekannt sind. Oder anders ausgedrückt, die Möglichkeit, daß in einen Braunen Zwergstern in einer frühen Phase seiner Entwicklungsgeschichte einmal Kernfusionsprozesse stattgefunden haben, hat keine Bedeutung für die Einordung dieser Objekte in die Klasse der Gasriesen. Aus diesem Grund sollte man sich auch nicht wundern, daß in den Exoplanetenlisten (z.B. http://exoplanet.eu/catalog-all.php) auch Gasplaneten geführt werden, deren (projizierte) Masse oberhalb der Grenzmasse für Braune Zwerge liegt. 

5.44   Der T-Tauri-Stern GQ Lupi A besitzt in einem Winkelabstand von 0.7 Bogensekunden einen schwachen Begleiter, bei dem es sich entweder um einen Braunen Zwerg oder um einen Exoplaneten handelt. Da die Masse nur mit einem großen Fehlerintervall bestimmt werden konnte, steht die Entscheidung noch aus. © ESO

Ein Beispiel für einen Grenzfall stellt GQ Lupi b dar. Er wurde dadurch näher bekannt, weil er direkt mit dem NACO-Instrument des VLT/Yepun der Europäischen Südsternwarte abgebildet werden konnte (R.Neuhäuser et.al. 2005). Er bewegt sich in rund 1000 Jahren in einer Entfernung von über 30 AU einmal um den sehr jungen roten Zwergstern (genauer T-Tauri-Stern vom Spektraltyp K7, Entfernung 400 Lj) GQ Lupi A. Da seine Masse sehr unsicher ist (M sin i=21.5±20.5 MJ), läßt sich bis heute (2010) nicht entscheiden, ob es sich um einen jupiterähnlichen Gasriesen oder um einen Braunen Zwerg handelt. Im letzteren Fall müßte er in GQ Lupi B (mit großem „B“) umbenannt werden. 

Typen von Gasriesen

Die grundlegende Unterteilung der Gasriesen orientiert sich an den Riesenplaneten Jupiter und Saturn und den Großplaneten (engl. ice giants) Uranus und Neptun in unserem Sonnensystem. Entsprechend der kosmischen Elementehäufigkeit bestehen beide Typen überwiegend aus Wasserstoff und Helium mit einem unterschiedlichen Anteil an schwereren Elementen, wobei der Wasserstoff in der ersten Gruppe im Innern aufgrund des hohen Druckes im metallischen Zustand vorkommt, während es bei den Neptun-artigen im (flüssigen) molekularen Zustand verbleibt. Außerdem erwartet man im Zentrum der Planeten einen Kern aus einem Gemisch aus Silikaten, Wasser, Methan und Ammoniak. Da im Astronomen-Jargon Mixturen aus Wasser, Methan und Ammoniak schlicht „Eis“ genannt werden, werden die „neptuns“ im englischen Sprachraum meistens als „Eisriesen“ bezeichnet. Dieses „Eis“ hat mit dem „Eis“, wie man es sich gewöhnlich vorstellt, überhaupt nichts zu tun. Unter den Bedingungen des Planeteninneren handelt es sich dabei um eine extrem verdichtete heiße Flüssigkeit, die sich im Laufe der Zeit aufgrund ihrer im Vergleich zu Wasserstoff und Helium höheren Dichte im Kernbereich angesammelt hat. Bei den  jupiterartigen Planeten ist das zwar auch der Fall, jedoch ist bei ihnen die „Eisschicht“ um den festen Gesteinskern weniger stark ausgeprägt.

Der direkten Beobachtung zugänglich sind nur die äußersten Schichten der Planetenatmosphären. Lediglich die Jupiteratmosphäre konnte bis jetzt mittels einer Eintauchsonde (Galileo, 7. Dezember 1995) näher untersucht werden. Es gelang mit dieser Sonde z.B. ein Temperatur- und Druckprofil der Troposphäre bis in eine Tiefe, die der Isobare 22 Bar entspricht, aufzunehmen. 

Die physikalischen Bedingungen in den Atmosphären der Gasplaneten des Sonnensystems erlauben eine reichhaltige Atmosphärenchemie, wie sie besonders in den vielfarbigen Wolkenstrukturen Jupiters sichtbar wird. Obwohl die die Wolken bildenden Stoffe nur in Spuren vorkommen (meist Verbindungen von Kohlenstoff, Stickstoff, Phosphor und Schwefel mit Wasserstoff), dominieren sie aufgrund ihrer Absorptionseigenschaften für elektromagnetische Strahlung das optische Antlitz der Planeten. Da die Troposphärentemperatur neben der Konzentration der Spurenstoffe im wesentlichen die Wolkenbildung beeinflußt, wird sich das Aussehen einer solchen Atmosphäre stark mit diesen Parametern ändern (siehe Sudarsky-Klassifikation), was die eigentliche Formenvielfalt in der äußeren Erscheinungsform der Exoplaneten vom Typ der Gasriesen ausmachen sollte.

5.45   Masse-Radius-Beziehung für planetare Körper unterschiedlicher Zusammensetzung. Man erkennt deutlich, daß die „neptunes“ und die „jupiters“ deutlich getrennte Parameterbereiche in diesem Diagramm besiedeln.  © D.J. Stevenson 

Jupiters

Gasplaneten im Massebereich zwischen der Grenzmasse zu Braunen Zwergsternen (13 MJ ) und ungefähr 0.5 MJ, die überwiegend aus Wasserstoff und Helium und einen vergleichsweise geringen Anteil an „Eis“ bestehen, werden als Jupiter-Zwillinge oder jupiters bezeichnet. Man unterscheidet heuristisch zwei Untergruppen, einmal die cold jupiters, die sich in ähnlich großem Abstand wie Jupiter und Saturn um ihren Mutterstern bewegen, und die hot jupiters, deren Bahnen extrem nahe (so zwischen 0.015 und 0.5 AU) am Mutterstern verlaufen, was zu Umlaufszeiten in der Größenordnung von Tagen führt. Der Name soll auf die extreme Aufheizung ihrer Atmosphären hinweisen, die insbesondere die Tagseite betrifft (aus himmelsmechanischen Gründen nimmt man an, daß die überwiegende  Mehrzahl dieser Planeten eine gebundene Rotation besitzt).

Neptuns

Exoplaneten mit einem ähnlichen stofflichen Aufbau wie Uranus und Neptun im Massebereich zwischen ungefähr einer Saturnmasse und der Massegrenze für Supererden (10 Erdmassen) nennt man neptunes. Auch hier ist die Unterscheidung zwischen cold neptunes und hot neptunes sinnvoll, wobei für die Einordnung die gleichen Kriterien gelten wie bei den jupiters.

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Mädesüß-Perlmutterfalter

Obwohl Perlmutterfalter allein über die Zeichnung der Oberseite ihrer Flügel nur schwer zu bestimmen sind, wage ich es hier doch einmal. Ich vermute also, daß es sich um einen Mädesüß-Perlmutterfalter (Brenthis ino) handelt, denn auf einer Waldwiese unweit von Reichenberg (Liberec, Nordböhmen), wo das Foto am 25.6.2011 entstand, habe ich auch die Haupt-Futterpflanze seiner Raupen, das Echte Mädesüß, in Menge entdecken können. 

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Berg-Raubfliege

Auf diesem Foto ist eine Berg-Raubfliege (mit einem ?) Didysmachus picipes bei der Eiablage zu sehen. Ich habe sie auf einer Waldwiese nahe Reichenberg (Liberec, Nordböhmen) mit meinem 60 mm Makroobjektiv frei Hand fotografiert. Raubfliegen sind hochinteressante Zweiflügler (Diptera), die sich räuberisch von anderen Insekten ernähren. Ihr ganzer, typischer Körperbau ist dem angepaßt, weshalb man sie leicht an ihrem Habitus erkennen kann. Bedeutend schwieriger ist es schon, anhand von Fotos ihre Art zu bestimmen (deshalb ein ?). So kann die Berg-Raubfliege nur sehr schwer von der extrem seltenen D. fuscipennis unterschieden werden. Deshalb nehme ich einmal an, daß ich mit meiner Canon 550D die häufigere Art erwischt habe. Die Larven der meisten Raubfliegen leben in Totholz, während die Imagines im Sommer im rasanten Flug andere Insekten erbeuten.

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Achateulenspinner

Auch der nicht besonders seltene Achat-Eulenspinner (Habrosyne pyritoides) fliegt gern künstliche Lichtquellen an. Er ist dabei sehr unruhig und es dauert meist lange, bis er für ein paar Sekunden aufhört mit den Flügeln zu schlagen, um ihn in seiner ganzen Schönheit fotografieren zu können. Seine Raupe lebt an Brombeer- und Himbeersträuchern.

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Eidechsensichler

Ein häufiger Bewohner von Laubmischwäldern und Erlenbrüchen ist der Eidechsensichler (Drepana lacertinaria). Er kommt des Nachts gern ans Licht geflogen und kann dann, so wie hier, fotografiert werden.  Seine Raupen leben von Birken- und Erlenblättern.

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Johanniswürmchen

Es ist wieder Glühwürmchenzeit. An Waldrändern, in Parkanlagen und Gärten kann man jetzt für ungefähr eine Stunde bei fortschreitender Dämmerung überall kleine grüne Lichtpunkte, die an und ausgehen, lautlos dahinfliegen sehen. Es sind Kleine Leuchtkäfer (Lamprohiza splendidula), die auf der Suche nach den flügellosen Weibchen sind, die irgendwo im Gras oder im Gebüsch ihre Leuchtzeichen geben. Damit sie in der Dunkelheit auch leicht erkannt werden können, haben die männlichen Käfer (und nur die können fliegen) außergewöhnlich große Augen. Entdecken Sie bei ihrem Flug durch die Nacht ein Weibchen, dann lassen sie sich einfach darüber fallen. 

Die Käfer, die mit Hilfe des Enzyms Luziferase in der Lage sind "kaltes Licht" zu erzeugen (das Leuchtorgan befindet sich auf deren Unterseite im Bereich der letzten Abdominalringe), haben eine dreijährige Entwicklungszeit hinter sich. Da sie immer um den 24. Juni, d.h. dem Johannistag, erscheinen, werden sie "Johanniswürmchen" genannt. Bei uns sind sie lokal noch sehr häufig und es ist beeindruckend, spät abends ihrem stillen Treiben zuzusehen.

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Senfweißling

Der Senfweißling  stellt - wie man erst seit kurzem weiß - einen sogenannten Artenkomplex dar. Das bedeutet, daß sich hinter diesem Namen zwei Arten verbergen (Leptidea sinapis und Leptidea reali), die sich in ihrem Phänotyp so gut wie nicht unterscheiden. Deshalb kann ich mit Sicherheit auch nicht sagen, welche Art auf den Fotos abgebildet ist. Um sie sicher zu bestimmen, muß man sie präparieren und ihre Genitalorgane untersuchen. Meine Beobachtungen sind, daß dieser kleine Weißling, deren Männchen einen großen dunklen Fleck auf den Oberflügeln besitzen ("Tintenfleck"), in den letzten Jahren in unserer Gegend (Oberlausitz, Lausitzer Gebirge) immer zahlreicher geworden sind. Man kann sie übrigens schon leicht an ihrem "Flugstil" von anderen Weißlingen unterscheiden.

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Weichwanze Hoplomachus thunbergii

Die kleine (4 mm) Weich- oder Blindwanze Hoplomachus thunbergii lebt auf Kleinem Habichtskraut.

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Exoplaneten (9) - Exoplanetenfamilien

Exoplanetenfamilien

Im Sonnensystem unterscheidet man drei (vier) Klassen von Planeten, die sich im Wesentlichen in ihrer Größe (Masse) und ihrem stofflichen Aufbau unterscheiden:

• Erdartige oder terrestrische Planeten (Gesteinsplaneten)
• Riesen- oder jupiterartige Planeten (Gasplaneten)
• Groß- oder neptunartige Planeten (Gasplaneten)
• (Eisplaneten – nur als Monde oder Kuiperoide präsent)

Es ist klar, daß man es hier nur mit einer sehr kleinen Stichprobe von möglichen planetaren Körpern zu tun hat und man daraus nicht zwingend auf die Population von Planeten um andere Sterne schließen kann. Schon die ersten Entdeckungen von extrasolaren Planeten Ende der neunziger Jahre haben gezeigt, daß die Formenvielfalt offenbar größer als erwartet ist und man sich deshalb neue Gedanken über deren Klassifizierung machen muß. 

Klassifizierungsmerkmale

Im Gegensatz zu den Planeten des Sonnensystems stehen zur Beschreibung extrasolarer Planeten nur relativ wenige, durch Beobachtungen bestimmbare Parameter zur Verfügung, aus denen sich aber unter Verwendung theoretischer Modelle durchaus realistische Vorstellungen über deren Natur entwickeln lassen. Diese Parameter sind:

• Bahn (Umlaufszeit, große Bahnhalbachse, Exzentrizität, Abstand zur Oberfläche des Muttersterns)
• Masse (aus Transit- und Dopplermessungen, Astrometrie) bzw. Minimalmasse (nur aus Dopplermessungen)
• Größe (aus Transitlichtkurven)
• Dichte (folgt aus Masse und Größe)
• Chemische Zusammensetzung (spektroskopische Transitbeobachtungen, direkte Spektroskopie von Exoplaneten)
• Temperatur (aus theoretischen Erwägungen  - effektive Temperatur des Muttersterns, Bahnlage, Messung bei direkter Beobachtung)

Heuristisches Klassifikationsschema

In einem ersten heuristischen Klassifikationsschema hat man sich an die beiden vom Sonnensystem her bekannten Objektklassen Riesenplaneten (Jupiter, Saturn) und Großplaneten (Uranus und Neptun) orientiert. „jupiters“ sind beispielsweise Exoplaneten, deren Größe ungefähr mit der des Jupiters vergleichbar ist und deren Masse unterhalb der (hypothetischen) Grenzmasse für Braune Zwergsterne (~ 13 MJ) bleibt. „neptunes“ bevölkern dagegen den Massebereich zwischen ~10 Erdmassen (der Obergrenze der „super earths“) und ungefähr der Saturnmasse und ähneln ansonsten den Großplaneten unseres Sonnensystems. Bei beiden Typen handelt es sich um Gasplaneten, die fast ausschließlich aus den Elementen Wasserstoff und Helium bestehen. 

Die zuerst entdeckten Exoplaneten der „jupiters“-Klasse bewegten sich auf extrem nahen Bahnen (d.h. in weniger als 0.1 AU Abstand) um ihren Mutterstern, was den Effekt hat, daß ihre Atmosphären extrem aufgeheizt (über 1000 K) und damit nach (3.7) auch mächtiger sind. Ihr Prototyp war der Planet 51 Pegasi b (unter Insidern auch „Bellerophon“ genannt), der gerade einmal 4.2 Tagen braucht, um seinen Heimatstern (der im Übrigen verblüffend unserer Sonne ähnelt) einmal zu umlaufen. Kurzzeitig wurde deshalb für diese Art von Exoplanet der Begriff „Pegasid“ geprägt. Heute spricht man nur noch von „hot jupiters“.

Es erscheint dann konsequent, jupiterartige Gasplaneten, die ähnlich Jupiter und Saturn in unserem Sonnensystem weitab von ihrem Mutterstern ihre Bahn ziehen, als „cold jupiters“ zu bezeichnen.

Eine ähnliche Systematik gilt auch für die „neptunartigen“ Exoplaneten. Auch hier unterscheidet man je nach Entfernung vom Mutterstern „hot neptunes“ und „cold neptunes“.

Die Lücke zwischen Planeten, deren Masse in etwa dem unserer Erde entspricht, und den „neptunes“, wird durch Planeten geschlossen, die man „Supererden“ genannt hat.  Diese Typisierung sagt jedoch nichts über ihren physischen Zustand aus, d.h. ob es sich um kleine „Gaskugeln“ („gas dwarfs“), Flüssigkeitsplaneten oder große Gesteinskörper handelt. So ist es kein Wunder, daß diese Bezeichnung, nachdem sie in ersten Pressemeldungen aufgetaucht ist, vielerorts zu falschen Assoziationen geführt hat. Ein Beispiel für eine „Supererde“ ist der Planet Gliese 876d, dessen Masse das 7.5-fache der Erdmasse beträgt.

Ein Exoplanet, dessen Masse zwischen 0.5 und 1 Erdmasse liegt, nennt man einen „earth-class planet“. Die untere Grenze von 0.5 Erdmassen wurde aus astrobiologischen Erwägungen gewählt, da man annimmt, daß Planeten mit geringerer Masse die potentielle Fähigkeit verlieren, Leben tragen zu können. 

Neben dieser nachvollziehbaren Klassifizierung werden gelegentlich auch noch andere Bezeichnungen für unterscheidbare Gruppen von Exoplaneten verwendet. So stellen z.B. die „eccentric jupiters“ eine spezielle Gruppe von Gasplaneten vom Jupiter-Typ dar, die auf stark exzentrischen, man kann fast sagen, kometenähnlichen Bahnen (e > 0.1), ihren Mutterstern umlaufen. Sie sind nicht selten. Nach dem gegenwärtigen Wissensstand besitzen ~7% aller Sterne mit Planetensystemen einen solchen Gasriesen. Diese Beobachtung ist dahingehend von Bedeutung, daß aufgrund der massiven Störwirkungen in solchen Planetensystemen erdähnliche Planeten innerhalb der habitablen Zone quasi nicht vorkommen können.

Der große Nachteil dieser heuristischen Klassifikation liegt in ihrer Unschärfe (wann ist ein „hot jupiter“ kein „hot jupiter“ mehr?) und im Fehlen einer konkreten physikalischen Differenzierung, die über Größe, Masse und Temperaturen hinausgehen und die eigentliche Formenvielfalt der Exoplaneten (und auch der Planeten des Sonnensystems) begründen. 

Einteilung in Gesteinsplaneten und Gasplaneten

Eine weitere, durchaus sinnvolle Klassifizierung läßt sich anhand des stofflichen Aufbaus von Planeten vornehmen. Der entscheidende, aus den Beobachtungen folgende Parameter ist dabei die mittlere Dichte ρm. Sie korrespondiert bekanntlich mit den Stoffen bzw. Stoffgruppen, aus denen Planeten aufgebaut sind (Wasserstoff+Helium bei Gasplaneten; Metalle und Silikate bei Gesteinsplaneten, Silikate und Wassereis bei Eisplaneten). Anhand dieser Größe läßt sich demnach entscheiden, ob der betreffende planetare Körper im Wesentlichen ein „Gesteins- oder Eisplanet“ oder aber ein „Gasplanet“ ist.

Gesteinsplaneten

Für die Kategorisierung von Gesteinsplaneten verwendet man die jeweiligen Anteile bestimmter, die Planeten aufbauender Stoffgruppen (Metalle, charakterisiert durch Fe, silikatische Minerale, charakterisiert durch Si und Wassereis, charakterisiert durch H2O) an ihrem Aufbau. Wenn die mittleren Dichten dieser Stoffgruppen vorgegeben sind (z.B. Fe/Ni ~8000 kg/m³, Silikate ~3300 kg/³ und H2O ~1000 kg/m³), können aus der mittleren Dichte des Planeten gemäß dem Zweischalenmodells (wenn eine Stoffgruppe vernachlässigt werden kann, siehe (1.9)) bzw. eines Dreischalenmodells ihre jeweiligen Anteile abgeschätzt werden. Diese Anteile stellen dann die Klassifikationsmerkmale dar:

Metallplaneten

Diese hypothetischen Planeten bestehen aus einem hochverdichteten Eisenkern und aus einem nur geringmächtigen Mantel aus leichteren Silikaten. Der gesamte oder teilweise Verlust des Mantels kann dabei entweder durch Kollisionen (ähnlich wie bei Merkur in unserem Sonnensystem) oder durch Verdampfung (wenn sich der Exoplanet auf einer extrem nahen Bahn nahe seines Muttersterns bewegt) verursacht sein. Das Eisenplaneten während des Prozesses der Planetenbildung „nativ“ entstehen können, ist eher unwahrscheinlich. Der Planet Merkur kommt in unserem Sonnensystem diesen Typ am nächsten.

Metallosilikatplaneten

Planeten, die zu dieser Klasse gehören, besitzen einen sehr hohen Metallanteil, der sich im Kern konzentriert. Volumenmäßig überwiegen aber die Silikate. Die „terrestrischen“ Planeten Merkur, Venus und  Erde gehören zu dieser Gruppe.

Silikatplaneten

Die Mitglieder dieser Klasse von Planeten bestehen überwiegend aus Silikaten. Der volumenmäßige Anteil an Eisen bzw. Wassereis ist im Vergleich dazu gering. Sie können aber durchaus einen kleinen Eisenkern ausbilden (z.B. Mars). Weitere Beispiele in unserem Sonnensystem sind der Jupitermond Io, aber auch der Erdmond gehört in diese Gruppe. 

Hydrosilikatplaneten

Die Hauptbestandteile von diesen planetaren Körpern sind Silikate und Wasser (meist in Form von Eis), die entweder ausdifferenziert sind (z.B. Ganymeds) oder eine gemeinsame Matrix bilden (z.B. Jupitermond Kallisto, Saturnmond Titan).

Eisplaneten

Diese spezielle Klasse von Objekte besitzt nur einen geringen Anteil an Silikaten. Deshalb liegt ihre mittlere Dichte auch sehr nahe an jener von Wassereis (~1000 kg/m³). Ein Beispiel aus unserem Sonnensystem ist der kleine Saturnmond Enceladus.

Hypothetische Gesteinsplaneten

Neben Silikaten kommen auch Kohlenstoff und kohlenstoffhaltige Minerale (z.B. Karbide) als Bestandteile von planetaren Körpern in Frage (M.J.Kuchner et.al. 2005). Kohlenstoff ist ein im Kosmos recht häufiges Element und steht damit in protoplanetaren Scheiben als Baustoff zukünftiger Planeten ausreichend zur Verfügung. Ausschlaggebend ist dabei das Kohlenstoff-Sauerstoff (C/O) –Verhältnis in der protoplanetaren Scheibe, welches festlegt, ob mehr Staubpartikel in Form von Silikaten oder Silikatkarbiden bzw. Karbiden (oder nativen Kohlenstoff) zur Planetenbildung zur Verfügung stehen.  Mangel an Sauerstoff hemmt die Bildung von Silikaten, weshalb sich in solch einem Fall Gesteinsplaneten bilden sollten, bei denen die silikatische Komponente durch Karbide (z.B. Siliziumkarbid, Titankarbid)  und reinem Kohlenstoff ersetzt ist. Derartige Planeten werden als Kohlenstoffplaneten bezeichnet. Sie sollten bevorzug in den zentralen Bereichen von Spiralgalaxien entstehen, da dort durch die hohe Frequenz von Supernovaexplosionen die interstellare Materie stärker mit Kohlenstoff angereichert ist als in der galaktischen Scheibe. Man vermutet, daß der Pulsar PSR 1257+12 von Kohlenstoffplaneten umkreist wird.

Eine spezielle Gruppe der „Eisplaneten“ stellen die reinen Wasserplaneten („pure water planets“) dar. Sie haben die gleiche Zusammensetzung wie Eisplaneten, bewegen sich aber auf Bahnen um ihren Mutterstern, bei denen die Temperaturen ausreichen, das Wasser flüssig zu halten. Das bedeutet konkret, daß sie sich immer in der habitablen Zone aufhalten. Wenn sie nicht zu massereich sind, könnten sie theoretisch sogar Leben beherbergen.

5.42   Theoretische Durchmesser-Masse-Funktion für verschiedene Typen von Gesteinsplaneten. Anhand dieser Kurven sollte es in der Zukunft möglich sein, z.B. reine Eisenplaneten von reinen Wasserplaneten zu unterscheiden.  © M.J. Kuchner, NASA

Gasplaneten

Bei der Klassifikation von Gasplaneten spielen auch drei Stoffgruppen eine Rolle: Wasserstoff und Helium, „Eis“ (nicht nur Wasser, sondern auch Methan, Ammoniak und andere flüchtige Stoffe) sowie Silikate. Letztere beide Stoffgruppen konzentrieren sich im Kern und sind unter den dort herrschenden Druckbedingungen meist fest.  Dieser feste Kern nimmt nur einen geringen Teil des Volumens eines Gasplaneten ein. Er selbst ist von einer riesigen Hülle aus molekularem Wasserstoff und Helium umgeben, die man eigentlich in ihrer Gesamtheit nur eingeschränkt als Atmosphäre im herkömmlichen Sinn bezeichnen kann, da sie stufenlos mit steigendem Druck in den flüssigen Zustand übergeht. 

Ist der „Eis“- und Silikatanteil gering, dann spricht man von „Gasriesen“ (oder „jupiters“), ist der Anteil von „Eis“ dagegen relativ hoch, dann handelt es sich um sogenannte „Eisriesen“ (oder „neptunes“). Die dritte Möglichkeit, „Felsriesen“, ist zumindest in unserem Sonnensystem nicht realisiert.  Ein aussichtsreicher Kandidat ist Gliese 876 d, wobei nicht ganz klar ist, ob es sich dabei doch nicht eher um einen großen Gesteinsplaneten handelt. 

Auch bei den Gasplaneten gibt es das Problem der Abgrenzung. Die aus Beobachtungen folgenden physikalischen Parameter lassen meist nur eine pragmatische Einordnung zu. Auch gibt es keine Grenzkriterien in der Art, daß man festgelegt hat, ab „diesem“ Prozentsatz an „Eis“ an der Gesamtmasse ist der Exoplanet ein „neptune“ und ab „diesem“ Prozentsatz an Silikaten ein „Felsplanet“. Es läßt sich lediglich anhand der mittleren Dichte eine grobe Einordnung vornehmen, die nicht unbedingt Bestand haben muß.

Sudarsky-Klassifikation von Gasriesen („jupiters“) 

Könnte man Exoplaneten vom Typ der Gasriesen aus der Nähe betrachten (so wie z.B. Jupiter und Saturn), dann würde ihr Aussehen u.a. stark von den in ihren Atmosphären herrschenden Temperaturen abhängen. Dieses Aussehen, d.h. die Färbung und die Art der Wolken, die in ihrer Gashülle treiben, kann prinzipiell aus theoretischen Atmosphärenmodellen hergeleitet werden. Das ist möglich, weil z.B. das frequenzabhängige Absorptionsvermögen einer planetaren Atmosphäre in erster Linie eine Funktion der Temperatur und der atmosphärischen Zusammensetzung ist. Unter Anwendung der Theorie des Strahlungstransports in Neutralgasen kann man diese Größe für verschiedene Stern- und Planetenparametrisierungen (Spektraltyp des Muttersterns; Masse, Oberflächengravitation des Exoplaneten, chemische Zusammensetzung Planetenatmosphäre, Wolkenbildung) berechnen und auf diese Weise Modelle von Planetenatmosphären entwickeln, die konkrete Aussagen über deren Aussehen (insbesondere Farbe, Albedo und Wolkenbildung bzw. Art der Wolken) erlauben. Darüber hinaus sind noch Streuprozesse und Kondensationsabfolgen verschiedener, in der Atmosphäre vorhandener Stoffe zu berücksichtigen. Auch die Rotationsperiode spielt natürlich eine Rolle, da ein Planet immer eine von der Sternstrahlung beeinflußte Tagseite und eine weitgehend unbeeinflußte Nachtseite besitzt. „Heiße Jupiter“ auf ihren sternnahen Bahnen sollten z.B. aus himmelsmechanischen Gründen eine gebundene Rotation besitzen, so daß sie immer die gleiche Hemisphäre ihrem Mutterstern zuwenden. Das hat natürlich Einfluß auf den Strahlungshaushalt des Planeten sowie auf die Strömungsmuster in seiner Atmosphäre und muß entsprechend berücksichtigt werden.

Für die effektive Temperatur Teff eines Planeten mit dem Albedo A, der sich im Abstand a um einen Stern mit der Leuchtkraft L* bewegt, gilt unter Berücksichtigung der Rotation nach (3.23)

ϕ wird vom Rotationsverhalten beeinflußt und zwar derart, daß ϕ=1 gilt, wenn die Reemission gleichmäßig über die gesamte Planetenoberfläche erfolgt (schnelle Rotation). Bei einer gebundenen Rotation, wo nur eine Planetenseite durch den Mutterstern aufgeheizt wird, gilt dagegen offensichtlich ϕ≈0.5, d.h. der Anteil der Nachtseite an der Reemission ist nur gering. Ergebnis ist ein extremer Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite (bei hot jupiters einige 100 K), die zu entsprechenden Druckunterschieden und damit starken atmosphärischen Strömungen (Winde) führen. Solche Winde konnten z.B. bei dem Exoplaneten HD209458b mit Hilfe des VLT-Spektrographen CRIRES nachgewiesen werden (I. Snellen et.al. 2010). 

Anhand von Modellrechnungen haben David Sudarsky, Adam Burrows und Ivan Hubeny 2003 ein Klassifikationsschema von Gasriesen vorgeschlagen, die ähnlich der Spektralklassifikation der Sterne auf eine Temperaturabfolge und dem daraus folgenden Aussehen (Albedo, Farbe) beruht. Es wird in der Fachliteratur als Sudarsky-Klassifikation bezeichnet und soll hier kurz vorgestellt werden. Sie teilt jupiterähnliche Gasplaneten in folgende 6 Klassen ein:

Klasse 0  (Methan-Wolken)

Die Atmosphäre der Planeten dieser Klasse besitzt eine Temperatur von ~80 K. Methandunst in der Atmosphäre absorbiert effektiv den rötlichen Anteil der Sternstrahlung, so daß die Gashülle für einen Beobachter in der Nähe bläulichgrün erscheint. Farbe und Aussehen ähnelt stark dem des Planeten Neptun in unserem Sonnensystem. Die geringen Temperaturen implizieren einen entsprechend großen Abstand vom Mutterplaneten.

Klasse 1  (Ammoniak-Wolken)

Der Temperaturbereich dieser Klasse liegt ungefähr zwischen 80 K und 150 K. Analog zu Jupiter und Saturn können sich in der Atmosphäre beigefarbige Wolken aus Ammoniumhydrosulfid und helle Wolken aus kristallinen Ammoniakpartikel bilden. Das erhöht im optischen Bereich die Albedo bis auf 50%.

Klasse 2  (Wasserdampfwolken)

Im Temperaturbereich zwischen 150 K und 350 K erwartet man die Auskondensation von Wasserdampf, was aufgrund der Mie-Streuung des Sternlichts zu schneeweißen Wolken führen sollte. Derartige Planeten besitzen im optischen Bereich ein Rückstrahlungsvermögen von bis zu 80%.

Klasse 3 (durchsichtige Atmosphäre)

Derartige Planeten, die im Temperaturbereich zwischen 350 K und 900 K angesiedelt sind, weisen keine Wolkenbildung auf. Aufgrund der Rayleigh-Streuung erscheinen sie tief dunkelblau. 

Klasse 4 (Alkaliabsorption)

Bei dieser Klasse von Planeten spielt die Absorption durch Alkalimetalle in der Atmosphäre eine dominierende Rolle. Diese Planeten erscheinen aus diesem Grund für einen Beobachter in ihrer Nähe dunkelbraun bis fast schwarz, d.h. das Albedo beträgt gerade einmal 3%. Die Temperatur liegt zwischen 900 K und 1500 K. Die sogenannten „hot jupiters“ gehören dieser Klasse an.

Klasse 5 (Silizium-Wolken)

Auf diesen Planeten bilden insbesondere Silizum-, aber auch andere Metalldämpfe weiße Wolken aus, die sich deutlich von dem dunklen, tiefer liegenden Alkali-Untergrund abheben. Man schätzt, daß diese Planeten bis zu 55% des Lichtes ihres Muttersterns zurückwerfen können. Ihre Temperatur liegt bei mehr als 1500 K, was eine entsprechend intensive Infrarotstrahlung zur Folge hat.

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Skabiosen-Langhornmotte

Die Falter der Skabiosen-Langhornmotte  (Nemophora metallica )  fliegen von Juni bis August auf  blumenreichen Wiesen, wo sie fast ausschließlich die Blüten von Skabiosen und Witwenblumen besuchen. Dort legen die Weibchen auch ihre Eier ab. Die Raupen leben zunächst in deren Samen, lassen sich dann aber auf den Boden hinab und bauen sich einen Raupensack aus verschiedenen Blatteilen. Im Mai oder Juni verpuppt sich die Raupe in diesem Sack, woraus einige Zeit später dann der Kleinschmetterling schlüpft. 

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Thymian-Widderchen

Auf Wiesenflächen, wo im Sommer der Feld-Thymian seinen typischen Duft verbreitet, lebt auch das Thymian-Widderchen (Zygaena purpuralis). Im Gegensatz zu den meisten anderen "Blutströpfchen" sind bei ihr die roten Flecken zu drei langen Streifen auseinander gezogen (das sehr ähnliche Bibernell-Widderchen (Z. minos) ist auf Fotos nicht vom Thymian-Widderchen zu unterscheiden, kommt aber bei uns im Gebirge kaum vor). Die ersten beiden Fotos stammen vom 25.6.2011 von einer Wiese bei Reichenberg (Liberec, Nordböhmen), die anderen von einem ehemaligen militärischen Übungsgelände bei Niemes (Mimon, Nordböhmen).

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Dukatenfalter

Der Allerroteste unter den Bläulingen, den es gibt, ist der Dukatenfalter (Lycaena virgaureae). Er flog heute bei durchwachsenen Temperaturen (17° C) in Menge auf einer Waldwiese am Ortsrand von Reichenberg (Liberez, Nordböhmen). Ich habe aber nur männliche Falter entdecken können. Aufnahmen der etwas unscheinbareren Weibchen werde ich gelegentlich nachreichen. Da der Falter normalerweise erst Mitte Juli zu sehen ist und bei mir im Garten bereits die Süßkirschen reif sind, macht mich diese Beobachtung etwas nachdenklich ;-). Die Raupen dieses Juwels unter den Tagschmetterlingen fressen übrigens hauptsächlich Sauerampferblätter.  

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Frühe Adonislibelle

Die Frühe Adonislibelle (Pyrrhosoma nymphula) kann man bereits ab Mai an langsam fließenden und sauberen Flüssen und Bächen beobachten. Ihre Grundfärbung entspricht der des Sommer-Adonisröschens - deshalb der Name. Sie kann leicht mit der sehr selten gewordenen Scharlachlibelle verwechselt werden, die aber rote Beine besitzt.

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Rüssel-Rotdeckenkäfer

Der ungefähr 1 cm große Rüssel-Rotdeckenkäfer (Lygistopterus sanguineus) findet man im Sommer vereinzelt an Laubwaldrändern auf Doldenblüten. Seine Larve, die für ihre Entwicklung oftmals mehrere Jahre benötigt, lebt unter der Rinde von totem, vermodernden Laubholz, wo sie sich von anderen Insekten ernährt.

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Rundaugen-Mohrenfalter

Diesen hübschen Mohrenfalter (Erebia medusa) konnte ich dieses Jahr an der Radebeule bei Leitmeritz im warmen Elbtal fotografieren. Das einzige Vorkommen, welches ich in der südlichen Oberlausitz kenne (Grenzholz bei Reichenbach), scheint erloschen zu sein. Wie bei allen Mohrenfaltern leben die Raupen an Gräsern, z.B. Schafschwingel. 

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Erdkröten

Erdkröten (Bufo bufo) gibt es überall. Sie fallen aber kaum auf (es sei denn, sie befinden sich im Frühjahr auf ihren Weg zu den Laichplätzen), da sie überwiegend nachtaktiv sind. 

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