eso1821de-at — Pressemitteilung Wissenschaft

Erstes bestätigtes Bild eines neugeborenen Planeten vom VLT der ESO

Spektrum macht Wolken-Atmosphäre sichtbar

2. Juli 2018

SPHERE, ein Instrument zur Planetensuche am Very Large Telescope der ESO, hat das erste bestätigte Bild eines Planeten aufgenommen, der sich in der Staubscheibe um einen jungen Stern gebildet hat. Der junge Planet pflügt sich seinen Weg durch die primordiale Scheibe aus Gas und Staub um den sehr jungen Stern PDS 70. Die Daten deuten darauf hin, dass die Atmosphäre des Planeten Wolken enthält.

Astronomen unter Leitung einer Gruppe vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg haben eine spektakuläre Momentaufnahme der Planetenbildung um den jungen Zwergstern PDS 70 aufgenommen. Mit dem SPHERE-Instrument am Very Large Telescope (VLT) der ESO – einem der leistungsfähigsten Instrumente zur Planetensuche überhaupt – hat das internationale Team die erste hieb- und stichfeste Detektion eines jungen Planeten namens PDS 70b machen können, der sich seinen Weg durch das den jungen Stern umgebende planetenbildende Material gräbt [1].

Das SPHERE-Instrument ermöglichte es dem Team auch, die Helligkeit des Planeten bei verschiedenen Wellenlängen zu messen, wodurch Eigenschaften seiner Atmosphäre abgeleitet werden konnten.

Der Planet hebt sich in den neuen Beobachtungen sehr deutlich ab, sichtbar als heller Punkt rechts vom geschwärzten Bildmittelpunkt. Er befindet sich etwa drei Milliarden Kilometer von seinem Zentralstern entfernt, was in etwa der Entfernung zwischen Uranus und der Sonne entspricht. Die Analyse zeigt, dass PDS 70b ein großer Gasplanet mit einer Masse ist, die mehrere Male größer ist als die des Jupiters. Die Oberfläche des Planeten hat eine Temperatur von etwa 1000°C und ist damit viel heißer als jeder andere Planet in unserem Sonnensystem.

Der dunkle Bereich in der Bildmitte ist auf einen Koronografen zurückzuführen, eine Maske, die das blendend helle Licht des Zentralsterns blockiert und es den Astronomen erlaubt, seine viel schwächere Scheibe und seinen planetaren Begleiter zu erkennen. Ohne diese Maske wäre das schwache Licht des Planeten vom intensiven Leuchten von PDS 70 völlig überstrahlt.

"Diese Scheiben um junge Sterne müssen die Geburtsorte von Planeten sein, aber bisher haben nur wenige Beobachtungen Hinweise auf junge Planeten in ihnen gezeigt", erklärt Miriam Keppler, die das Team bei der Entdeckung des noch entstehenden Planeten um PDS 70 geleitet hat. "Das Problem ist, dass die meisten dieser Planetenkandidaten bisher auch einfach nur Strukturen in der Scheibe sein könnten."

Die Entdeckung des jungen Begleiters von PDS 70 ist ein spannendes wissenschaftliches Ergebnis, das bereits weitere Untersuchungen nach sich gezogen hat. Ein zweites Team, bei dem auch viele der Astronomen aus dem Entdeckerteam beteiligt waren, darunter auch Keppler, hat in den vergangenen Monaten Nachfolgebeobachtungen angestellt, um den planetaren Begleiter von PDS 70 genauer zu untersuchen. Sie machten nicht nur die eindrucksvoll scharfe, hier gezeigte Aufnahme des Planeten, sondern konnten zusätzlich auch ein Spektrum des Planeten gewinnen. Die Analyse dieses Spektrums ergab, dass seine Atmosphäre von Wolken durchzogen ist.

Der planetare Begleiter von PDS 70 hat um den Stern eine sogenannte Übergangsscheibe geformt – eine protoplanetare Scheibe mit einem riesigen "Loch" in der Mitte. Diese inneren Lücken sind bereits seit Jahrzehnten bekannt und man hatte schon zuvor spekuliert, dass sie durchdie Wechselwirkung der Scheibe mit einem Planeten entstanden sind. Jetzt können wir den Planeten zum ersten Mal sehen.

"Miriams Ergebnisse haben uns ein neues Fenster zu den komplexen und schlecht verstandenen Anfangsstadien der planetaren Evolution geöffnet", kommentiert André Müller, Leiter des zweiten Teams zur Erforschung des jungen Planeten. "Wir müssen einen Planeten in der Scheibe eines jungen Sterns beobachten, um die Prozesse hinter der Planetenbildung wirklich zu verstehen." Durch die Bestimmung der atmosphärischen und physikalischen Eigenschaften des Planeten können die Astronomen theoretische Modelle der Planetenbildung testen.

Der Blick auf die staubbedeckte Geburt eines Planeten war nur Dank der beeindruckenden technologischen Möglichkeiten des ESO-Instruments SPHERE möglich, das Exoplaneten und Scheiben in der Nähe von Sternen mit einer Technik untersucht, die als Hochkontrast-Abbildung bezeichnet wird – eine große Herausforderung. Selbst wenn man das Licht eines Sterns mit einem Koronografen blockiert, muss SPHERE mit ausgeklügelten Beobachtungsstrategien und Datenverarbeitungstechniken das Signal der schwachen planetaren Begleiter um helle junge Sterne [2] bei mehreren Wellenlängen und Epochen herausfiltern.

Thomas Henning, Direktor am Max-Planck-Institut für Astronomie und Leiter der Teams, fasst das wissenschaftliche Abenteuer zusammen: "Nach mehr als einem Jahrzehnt enormer Anstrengungen, diese High-Tech-Maschine zu bauen, ermöglicht uns SPHERE nun, Planeten direkt bei ihrer Entstehung zu finden und zu studieren!"

Endnoten

[1] Die Scheiben- und Planetenbilder sowie das Planetenspektrum wurden im Rahmen der beiden Vermessungsprogramme SHINE (SpHere INfrared survey for Exoplanets) und DISK (sphere survey for circumstellar DISK) aufgenommen. Ziel von SHINE ist es, 600 junge, nahe gelegene Sterne im nahen Infrarot mit dem hohen Kontrast und der hohen Winkelauflösung von SPHERE abzubilden, um neue Exoplaneten bzw. ganze Planetensysteme zu entdecken und zu charakterisieren. DISK erforscht bekannte, junge Planetensysteme und ihre zirkumstellaren Scheiben, um die Ausgangsbedingungen der Planetenbildung und die Entwicklung planetarer Strukturen zu untersuchen.

[2] Um das schwache Signal des Planeten neben dem hellen Stern sichtbar zu machen, verwenden Astronomen eine ausgeklügelte Methode, die von der Rotation der Erde profitiert. In diesem Beobachtungsmodus nimmt SPHERE über einen Zeitraum von mehreren Stunden kontinuierlich Bilder des Sterns auf, wobei das Instrument so stabil wie möglich gehalten wird. Infolgedessen scheint sich der Planet langsam zu drehen und seine Position auf dem Bild in Bezug auf das Beugungsscheibchen des Sterns zu ändern. Mit aufwendigen numerischen Algorithmen werden die einzelnen Bilder dann so kombiniert, dass alle Teile des Bildes, die sich während der Beobachtung nicht zu bewegen scheinen, wie das Signal vom Stern selbst, gefiltert werden. So bleiben nur diejenigen übrig, die sich scheinbar bewegen – und den Planeten sichtbar machen.

Weitere Informationen

Die hier präsentierten Forschungsergebnisse sind in zwei Fachartikeln mit den Titeln “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70” und “Orbital und atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk” dargestellt, die in der Fachzeitschrift in Astronomy & Astrophysics erscheinen werden.

Das Team hinter der Entdeckung besteht aus M. Keppler (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), M. Benisty (Univ. Grenoble, Frankreich und Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, Chile),  A. Müller (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), Th. Henning (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), R. van Boekel (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), F. Cantalloube (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), C. Ginski (Sterrewacht Leiden, Niederlande), R.G. van Holstein (Sterrewacht Leiden, Niederlande), A.-L. Maire (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg),  A. Pohl (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), M. Samlund (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), H. Avenhaus (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), J.-L. Baudino (Department of Physics, University of Oxford, Großbritannien), A. Boccaletti (LESIA, Observatoire de Paris, Frankreich), J. de Boer (Sterrewacht Leiden, Niederlande), M. Bonnefoy (Univ. Grenoble, Frankreich), S. Desidera (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien),  M. Langlois (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Marseille, Frankreich und CRAL, UMR 5574, CNRS, Université de Lyon, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Frankreich), C. Lazzoni (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), N. Pawellek (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), T. Stolker (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), A. Vigan (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Marseille, Frankreich), T. Birnstiel (Universitätssternwarte München, Faakultät für Physik, Ludwig-Maximilians- Universität München), W. Brundner (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), G. Chauvin (Univ. Grenoble, Frankreich und Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, Chile), M. Feldt (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), M. Flock (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, USA und Kavli Institute For Theoretical Physics, University of California, USA), J. Girard (Univ. Grenoble, Frankreich und ESO, Chile), R. Gratton (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), J. Hagelberg (Univ. Grenoble, Frankreich), A. Isella (Rice University, Department of Physics und Astronomy, USA), M. Janson (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg und  Department of Astronomy, Stockholm University, Sweden), A. Juhasz (Institute of Astronomy, Cambridge, Großbritannien), J. Kemmer (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), Q. Kral (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité, Frankreich und Institute of Astronomy, Cambridge, Großbritannien), A.-M. Lagrange (Univ. Grenoble, Frankreich), R. Launhardt (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), G. Marleau (Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard Karls Universität Tübingen und Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg) A. Matter (Université Côte d’Azur, OCA, CNRS, Frankreich), F. Ménard (Univ. Grenoble, Frankreich), J. Milli (ESO, Chile), P. Mollière (Sterrewacht Leiden, Niederlande), C. Mordasini (Physikalisches Institut, Universität Bern, Schweiz), J. Olofsson (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Instituto de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias, Universidad de Valparaíso, Chile, und Núcleo Milenio Formación Planetaria - NPF, Universidad de Valparaíso, Chile), L. Pérez (Max-Planck-Institute for Astronomy, Bonn und Universidad de Chile, Departamento de Astronomia, Chile), P. Pinilla (Department of Astronomy/Steward Observatory, University of Arizona, USA), C. Pinte (Univ. Grenoble, Frankreich, UMI-FCA, CNRS/INSU, Frankreich (UMI 3386), und Dept. de Astronomía, Universidad de Chile und  Monash Centre for Astrophysics (MoCA) und School of Physics und Astronomy, Monash University, Australien), S. Quanz (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), T. Schmidt (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), S. Udry (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), Z. Wahhaj (ESO, Chile), J. Williams (Institute for Astronomy, University of Hawaii at Manoa, Honolulu, USA), A. Zurlo (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich, Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile, Escuela de Ingeniería Industrial, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile), E. Buenzli (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), M. Cudel (Univ. Grenoble, Frankreich), R. Galicher (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), M. Kasper (ESO), J. Lannier (Univ. Grenoble, Frankreich), D. Mesa (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien und INCT, Universidad De Atacama, Copiapó, Chile), D. Mouillet (Univ. Grenoble, Frankreich), S. Peretti (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), C. Perrot (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité, Frankreich), G. Salter (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), E. Sissa (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), F. Wildi (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), L. Abe (Université Côte d’Azur, OCA, CNRS, Lagrange, Frankreich), J. Antichi (INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), J.-C. Augereau (Univ. Grenoble, Frankreich), P. Baudoz (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Sorbonne Paris Cité, Frankreich), J.-L. Beuzit (Univ. Grenoble, Frankreich), P. Blanchard (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), S. S. Brems (Landessternwarte Königstuhl, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg),  M. Carle (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), A. Cheetham (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), A. Costille (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), A. Delboulbé (Univ. Grenoble, Frankreich), C. Dominik (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, The Netherlunds), P. Feautrier (Univ. Grenoble, Frankreich), L. Gluck (Univ. Grenoble, Frankreich), D. Gisler (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), Y. Magnard (Univ. Grenoble, Frankreich), D. Maurel (Univ. Grenoble, Frankreich), M. Meyer (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), T. Moulin (Univ. Grenoble, Frankreich), T. Buey (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), A. Baruffolo (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), A. Bazzon (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), V. De Caprio (INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Italien), M. Carbillet (Université Côte d’Azur, OCA, CNRS, Lagrange, Frankreich), E. Cascone (INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Italien), R. Claudi (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), K. Dohlen (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), D. Fantinel (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), T. Fusco (ONERA (Office National d’Etudes et de Recherches Aérospatiales), Frankreich), E. Giro (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), C. Gry (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), N. Hubin (ESO), E. Hugot (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), M. Jaquet (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), D. Le Mignant (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), M. Llored (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), O. Möller-Nilsson (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), F. Madec (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), P. Martinez (Université Côte d’Azur, OCA, CNRS, Lagrange, Frankreich), L. Mugnier (ONERA (Office National d’Etudes et de Recherches Aérospatiales), Frankreich), A. Origné (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), P. Puget (Univ. Grenoble, Frankreich), D. Perret (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), J. Pragt (NOVA Optical Infrared Instrumentation Group, Dwingeloo, The Netherlunds), F. Rigal (Anton Pannekoek Institute for Astronomy, The Netherlunds), R. Roelfsema (NOVA Optical Infrared Instrumentation Group, Dwingeloo, The Netherlunds), A. Pavlov (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), C. Petit (ONERA (Office National d’Etudes et de Recherches Aérospatiales), Frankreich), G. Rousset (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), J. Ramos (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), P. Rabou (Univ. Grenoble, Frankreich), S. Rochat (Univ. Grenoble, Frankreich), A. Roux (Univ. Grenoble, Frankreich), B. Salasnich (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien),C. Soenke (ESO), E. Stadler (Univ. Grenoble, Frankreich), J.-F. Sauvage (ONERA (Office National d’Etudes et de Recherches Aérospatiales), Frankreich), M. Suarez ( INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri, Italien), A. Sevin (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), M. Turatto (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), L. Weber (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz).

Das Team hinter der Analyse zur Charakterisierung des PLaneten besteht aus A. Müller (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), M. Keppler (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), Th. Henning (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), M. Samlund (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), G. Chauvin (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich und Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, CNRS/INSU Universidad de Chile, Chile), H. Beust (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), A.-L. Maire (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), K. Molaverdikhani (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), R. van Boekel (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg),  M. Benisty (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich und Unidad Mixta Internacional Franco-Chilena de Astronomía, CNRS/INSU Universidad de Chile, Chile), A. Boccaletti (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), M. Bonnefoy (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), F. Cantalloube (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), B. Charnay (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), J.-L. Baudino (Department of Physics, University of Oxford, Großbritannien), M. Gennaro (Space Telescope Science Institute, USA), Z. C. Long (Space Telescope Science Institute, USA), A. Cheetham (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), S. Desidera (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), M. FeldMiriam (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), T. Fusco (DOTA, ONERA, Université Paris Saclay, und Aix Marseille Université, CNRS, LAM Marseille, Frankreich), J. Girard (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich und Space Telescope Science Institute, USA), R. Gratton (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), J. Hagelberg (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), M. Janson (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg und Department of Astronomy, Stockholm University, Sweden),  A.-M. Lagrange (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), M. Langlois (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Marseille, Frankreich und CRAL, UMR 5574, CNRS, Université de Lyon, Ecole Normale Supérieure de Lyon, Frankreich), C. Lazzoni (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien), R. Ligi (INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, Italien), F. Ménard (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), D. Mesa (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien und INCT, Universidad De Atacama, Copiapó, Atacama, Chile), M. Meyer (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz und Department of Astronomy, University of Michigan, USA), P. Mollière (Sterrewacht Leiden, Universität Leiden, Niederlande), C. Mordasini (Physikalisches Institut, Universität Bern, Schweiz), T. Moulin (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), A. Pavlov (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), N. Pawellek (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg und Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy und Earth Sciences, Hungarian Academy of Sciences, Hungary), S. Quanz (Institute for Particle Physics und Astrophysics, ETH Zurich, Schweiz), J. Ramos (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg), D. Rouan (LESIA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités, UPMC, Univ. Paris 06, Univ. Paris Diderot, Frankreich), E. Sissa (INAF - Osservatorio Astronomico di Padova, Italien),  E. Stadler (Univ. Grenoble Alpes, Frankreich), A. Vigan (Aix Marseille Univ, CNRS, LAM, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Frankreich), Z. Wahhaj (ESO, Chile), L. Weber (Observatoire de Geneve, Universität Genf, Schweiz), A. Zurlo (Núcleo de Astronomía, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile, Escuela de Ingeniería Industrial, Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Diego Portales, Chile).

Die Europäische Südsternwarte (engl. European Southern Observatory, kurz ESO) ist die führende europäische Organisation für astronomische Forschung und das wissenschaftlich produktivste Observatorium der Welt. Die Organisation hat 15 Mitgliedsländer: Belgien, Dänemark, Deutschland, Finnland, Frankreich, Großbritannien, Italien, die Niederlande, Österreich, Polen, Portugal, Spanien, Schweden, die Schweiz und die Tschechische Republik. Hinzu kommen das Gastland Chile und Australien als strategischer Partner. Die ESO ermöglicht astronomische Spitzenforschung, indem sie leistungsfähige bodengebundene Teleskope entwirft, konstruiert und betreibt. Auch bei der Förderung internationaler Zusammenarbeit auf dem Gebiet der Astronomie spielt die Organisation eine maßgebliche Rolle. Die ESO verfügt über drei weltweit einzigartige Beobachtungsstandorte in Chile: La Silla, Paranal und Chajnantor. Auf dem Paranal betreibt die ESO mit dem Very Large Telescope (VLT) das weltweit leistungsfähigste Observatorium für Beobachtungen im Bereich des sichtbaren Lichts und zwei Teleskope für Himmelsdurchmusterungen: VISTA, das größte Durchmusterungsteleskop der Welt, arbeitet im Infraroten, während das VLT Survey Telescope (VST) für Himmelsdurchmusterungen ausschließlich im sichtbaren Licht konzipiert ist. Die ESO ist außerdem einer der Hauptpartner bei zwei Projekten auf Chajnantor, APEX und ALMA, dem größten astronomischen Projekt überhaupt. Auf dem Cerro Armazones unweit des Paranal errichtet die ESO zur Zeit das Extremely Large Telescope (ELT) mit 39 Metern Durchmesser, das einmal das größte optische Teleskop der Welt werden wird.

Die Übersetzungen von englischsprachigen ESO-Pressemitteilungen sind ein Service des ESO Science Outreach Network (ESON), eines internationalen Netzwerks für astronomische Öffentlichkeitsarbeit, in dem Wissenschaftler und Wissenschaftskommunikatoren aus allen ESO-Mitgliedsländern (und einigen weiteren Staaten) vertreten sind. Deutscher Knoten des Netzwerks ist das Haus der Astronomie in Heidelberg.

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Kontaktinformationen

Miriam Keppler
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528 203
E-Mail: keppler@mpia.de

André Müller
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528 227
E-Mail: amueller@mpia.de

Thomas Henning
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528 200
E-Mail: henning@mpia.de

Mariya Lyubenova
ESO Outreach Astronomer
Garching bei München, Germany
Tel: +49 89 3200 6188
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Dies ist eine Übersetzung der ESO-Pressemitteilung eso1821.

Über die Pressemitteilung

Pressemitteilung Nr.:eso1821de-at
Name:PDS 70
Typ:Milky Way : Star : Circumstellar Material : Disk : Protoplanetary
Facility:Very Large Telescope
Instruments:SPHERE
Science data:2018A&A...617L...2M
2018A&A...617A..44K

Bilder

SPHERE-Aufnahme des neugeborenen Planeten PDS 70b
SPHERE-Aufnahme des neugeborenen Planeten PDS 70b
Weitwinkelaufnahme der Himmelsregion um PDS 70
Weitwinkelaufnahme der Himmelsregion um PDS 70
Der Zwergstern PDS 70 im Sternbild Centaurus
Der Zwergstern PDS 70 im Sternbild Centaurus

Videos

ESOcast 169 Light: Erstes bestätigtes Bild eines neugeborenen Planeten (4K UHD)
ESOcast 169 Light: Erstes bestätigtes Bild eines neugeborenen Planeten (4K UHD)
Zoom auf den orangenen Zwergstern PDS 70 und seinen neu entdeckten Planeten
Zoom auf den orangenen Zwergstern PDS 70 und seinen neu entdeckten Planeten

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