Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007
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26 II. Highlights<br />
Alter [Ga]<br />
0.25<br />
0.20<br />
0.15<br />
0.10<br />
0.05<br />
0.00<br />
0<br />
Spektraltyp: M KGFA<br />
10 20 30 40 50<br />
Entfernung [pc]<br />
Abb. II.2.2: Alter und Entfernungen der in der Durchmusterung<br />
beobachteten Sterne.<br />
te Unschärfe beseitigt. Die Zusatzoptik SDI zerlegt das<br />
Licht eines einzelnen Sterns in vier identische Bilder bei<br />
benachbarten Wellenlängen. Diese liegen inner- und außerhalb<br />
der <strong>für</strong> massearme Objekte (Gasplaneten oder<br />
einige Braune Zwerge) charakteristischen, infraroten<br />
Methanbanden. Auf geeigneten Differenzbildern dieser<br />
vier Aufnahmen verschwindet der Hauptstern mit seinem<br />
hellen Lichthof nahezu vollständig, und der massearme,<br />
kühle Begleiter wird deutlich erkennbar (Abb. II.2.3).<br />
Schon in der Testphase von Na C O SDI gelang eine<br />
bedeutende Entdeckung, als das 12 Lichtjahre entfernte<br />
Objekt υ Indi B in zwei T-Zwerge getrennt werden konnte.<br />
Die beiden Komponenten υ Indi Ba und υ Indi Bb sind<br />
die nächsten bekannten Braunen Zwerge (<strong>Jahresbericht</strong><br />
2005, S. 22). Weitere Erfolge kamen hinzu. So wurde<br />
mit AB Dor C der bislang lichtschwächste, nur 0.16<br />
Bogensekunden vom Hauptstern entfernte Begleiter ent-<br />
simulierte Planeten<br />
1 1<br />
deckt, und bei Gl 86B, dem bislang einzigen bekannten<br />
Weißen Zwerg in einem Exoplanetensystem, konnte die<br />
Umlaufbewegung nachgewiesen werden. Weiterhin wurde<br />
der zweitnächste Braune Zwerg entdeckt (<strong>Jahresbericht</strong><br />
2006, S. 20). Das Objekt mit der Bezeichnung SCR 1845-<br />
6357B steht 12.7 Lichtjahre entfernt und umkreist einen<br />
massearmen Stern der Spektralkasse M 8.5.<br />
In einer großangelegten Durchmusterung suchten Rainer<br />
Lenzen, Wolfgang Brandner und ihr Team in den Jahren<br />
2004 bis 2006 bei insgesamt 54 Sternen nach Plane<br />
ten. Bei der Auswahl konzentrierten sie sich auf 45<br />
jun ge und nahe (bis zu 250 Millionen Jahre alte und<br />
160 Lichtjahre entfernte) Sterne. Genauer waren bis zu<br />
80 Lichtjahre entfernte Sterne jünger als 250 Millionen<br />
Jahre und bis zu 150 Lichtjahre entfernte Sterne jünger<br />
als 40 Millionen Jahre (Abb. II.2.2). Der Grund <strong>für</strong> diese<br />
Unterscheidung liegt darin, dass sich Planeten nach ihrer<br />
Entstehung abkühlen, so dass sich der Helligkeitskontrast<br />
zwischen Planet und Zentralstern (der die Entdeckung erschwert)<br />
mit zunehmendem Alter vergrößert. Zu diesen<br />
45 nahen, jungen Sternen kamen drei Sterne hinzu, bei<br />
denen mit der Radialgeschwindigkeitsmethode bereits<br />
Planeten nachgewiesen waren, und vier ältere Sterne, die<br />
aber mit Entfernungen bis 65 Lichtjahre sehr nahe sind,<br />
sowie zwei weiter entfernte (490 Lichtjahre), sehr junge<br />
Sterne.<br />
Die Beobachtungen fanden am Very Large Telescope<br />
(VLT) sowie mit einer zweiten Kamera am Multiple<br />
Mirror Telescope (MMT) in Arizona statt. Je de<br />
Aufnahmeserie wurde bei zwei unterschiedlichen Drehwinkeln<br />
der Kamera durchgeführt. Dies hat den Vorteil,<br />
Abb. II.2.3: Vollständig reduzierte Aufnahmen des Sterns AB<br />
Dor A mit drei simulierten Begleitern. Links: Daten von Na C O<br />
SDI, rechts: normale Aufnahmen mit Adaptiver Optik.