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.
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.
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:
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.
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.
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.
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).
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.
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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