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Als Michel Mayor und Didier Queloz1995 den ersten Planeten entdeck-ten, der nicht unsere Sonne umkreist,benutzten sie eine indirekte Metho-de, die auf dem Dopplereffekt be-ruht.Wenn die Schwerkraft des Pla-neten den Stern in seiner Bewegungum einen winzigen Bruchteil ver-langsamt oder beschleunigt, lässt sichdiese Bewegungsänderung aus derWellenlänge des ausgestrahlten Lichtsablesen. Da es sich um einen ver-schwindend kleinen Anteil handelt,kann man mit dieser Methode nurPlaneten von der Größe des Jupiterentdecken, und auch diese nur dann,wenn sie eine extrem kleine Umlauf-bahn haben.

Auf diesen Riesenplaneten herr-schen Temperaturen von mehrerenTausend Grad, sie kommen also alsLebensraum für Außerirdische nichtin Frage. Zudem sind sie vermutlichuntypisch:Wenn andere Planeten-systeme sich nach ähnlichen Gesetz-mäßigkeiten gebildet haben wie un-seres, sollten sich kleine Planeten mitschwereren Elementen in engerenUmlaufbahnen bilden, die Gasriesenhingegen in größerer Entfernung –als Chemiker kann man sich das wie

eine fraktionierte Destillation vorstel-len.

Zwei neuere Methoden, beru-hend auf dem Mikrolinsen-Effekt undder Beobachtung von Transits, habendas Spektrum der beobachtbaren Pla-neten jedoch soweit ausgedehnt, dassObjekte von der Größe des Neptunroutinemäßig erfasst werden, und so-gar „Super-Erden“ im Massenbereichvon einer bis zehn Erdmassen ent-deckt werden können. Beim Gravita-tionslinsen-Verfahren macht man sichdie von Einstein postulierte Krüm-mung des Raums durch die Schwer-kraft zunutze. Licht von demselbenweit entfernten Objekt kann, wennes durch schwere Objekte abgelenktwird, auf verschiedenen Wegen zurErde gelangen. Da das als Linse die-nende nähere Objekt keine eigeneStrahlung auszusenden braucht, eig-net sich das Verfahren auch zur Ent-deckung von Exoplaneten.

Beim Transit-Verfahren hingegenbenutzt man die Abschwächung desSternenlichts, wenn ein Planet zwi-schen uns und dem Stern vorbei-zieht.Auf die Planetensuche speziali-sierte Raumsonden wie CoRoT (Con-vection, Rotation, and Transit) und

Kepler haben bereits mehrere neuePlaneten auf diese Weise entdecktund näher untersucht. CoRoT 7b istzum Beispiel ein Planet, der nur 4,8-mal so schwer ist wie die Erde.Aller-dings herrscht an seiner Oberflächeeine unwirtliche Temperatur vonrund 2000 °C, da er sich einem ex-trem engen Orbit befindet [1,2].

Selbst mit relativ einfachen Fern-rohren auf der Erde kann man solcheTransit-Ereignisse entdecken. DavidCharbonneau von der Harvard-Uni-versität und Kollegen haben vor kurz-em mit acht bescheidenen Telesko-pen mit 40-cm-Spiegeln, wie sie sichauch Amateure leisten können, eineSuper-Erde mit nur dem 6,55-fachender Erdmasse entdeckt. Der Planetnamens GJ1214b umkreist einen rela-tiv nahe gelegenen Stern von gerin-gerer Masse und Leuchtkraft als unse-re Sonne, deshalb war die Verdunke-lung durch die Super-Erde gut zu er-kennen. Die Forscher konnten seineDichte ermitteln (1870±400 kg/m3)und schließen aus diesem auffallendgeringen Wert, dass der Planet erheb-liche Mengen Wasser besitzen muss.

Wenn man seine Fernrohre erstmal auf einen solchen Planeten jus-tiert hat, der in regelmäßigen Abstän-den vor seinem Stern vorbeizieht,dann kann man auch darangehen, mitdem durch die Atmosphäre des Pla-neten gefilterten Sternenlicht Spek-troskopie zu betreiben. Mit Hilfe derWeltraumteleskope Hubble und Spit-zer ist es Astronomen auf diese Weisebereits gelungen, bei den Jupiter-ähn-lichen Exoplaneten HD 189733b undHD 209458b die Verbindungen Me-than, Kohlendioxid und Kohlen-monoxid nachzuweisen.

Vor kurzem konnte die Arbeits-gruppe von Mark Swain am Jet Pro-pulsion Laboratory in Pasadena, Kali-fornien, sogar Fluoreszenzlicht voneinem Exoplaneten auffangen. DieForscher untersuchten von der Erdeaus die Infrarot-Strahlung des Plane-ten HD 189733b kurz bevor er hinterseinem Stern verschwindet, alsowährend er uns seine Tag-Seite zu-wendet. Sie konnten auf diese Weisedie charakteristische Fluoreszenz von

Der Exoplanet HD189733b aus Sichteines Künstlers.[Bild: NASA/ ESA/G. Bacon (STScl)]

A S T RO C H E M I E

Chemie ferner Planeten

Erst vor 15 Jahren konnten Forscher nachweisen,dass andere Sterne auch Planeten besitzen.Inzwischen kennt man weit über 400 extrasolarePlaneten und kann sogar spektroskopischeUntersuchungen ihrer Atmosphären durchführen.

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Methanmolekülen in den oberenSchichten der Atmosphäre nachwei-sen, wo die Gasdichte so gering ist,dass Anregungsenergie nicht gleichdurch Zusammenstöße wieder abge-baut wird. Die Entdeckung diesesGases ist an sich natürlich keine Sen-sation, da Methan eine der häufigstenVerbindungen im Weltall ist. Dochder Nachweis, dass man mit rechteinfachen, am Erdboden befindlichenInstrumenten die Zusammensetzungder Atmosphäre von Exoplaneten un-tersuchen kann, ist durchaus spekta-kulär.Weitaus mehr und noch interes-santere Einblicke in ferne Weltendürften schon bald auf uns zukom-men.

Im Prinzip könnte die Zusam-mensetzung der Atmosphäre einesExoplaneten, wenn sie ein chemi-sches Ungleichgewicht aufweist, so-gar auf die Anwesenheit von Lebenhindeuten. Einen ersten Hinweis aufinteressante Abweichungen von demvorhergesagten chemischen Gleich-gewicht erhielten Kevin Stevenson et al. bei Beobachtungen des relativnahe liegenden Exoplaneten GJ 436bmit Hilfe des Spitzer-Teleskops.Aufdiesem „heißen Neptun“, dessen At-mosphäre von Wasserstoff dominiertist, fanden die Forscher etwa 10.000mal mehr Kohlenmonoxid bezogenauf das überwiegend vorliegendeMethan als sie erwartet hätten [5].Zwar ist dieser Befund mit Sicherheitkein Fingerabdruck von ET, doch erzeigt bereits, dass man in Zukunftsehr detaillierte Informationen überferne Welten gewinnen können wird.

Literatur[1] A. Léger et al., Astron. Astrophys. 2009, 506,

287.[2] D. Queloz et al., Astron. Astrophys. 2009,

506, 303.[3] D. Charbonneau et al., Nature 2009, 462,

891. [4] M.R.Swain et al., Nature 2010, 463, 637.[5] K. B. Stevenson et al., Nature 2010, 464,

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Michael Großwww.michaelgross.co.uk

Der Farbwechsel vom jungen, hellenRotwein hin zu dem kraftvollen Roteines ausgebauten Weins erfolgt inEichenfässern schneller als etwa inStahl- oder Zementtanks. Bislang wur-de dies mit der Porosität des Holzeserklärt: Sauerstoff könne leichter ein-diffundieren und zu Oxidationenführen. Setzt man Wein in Stahl- oderZementtanks jedoch Holzchips zu,tritt der Farbumschlag genauso be-schleunigt auf. Die Forscher gebennun die chemische Antwort: Die Far-be ändert sich nicht durch Oxidati-on, sondern durch eine Substitution.

Ausgangspunkt der Weinfarbesind Anthocyane. Die Gruppe derAnthocyane sind wasserlöslichePflanzenfarbstoffe. Sie bewirken inBlüten, Blättern und Früchten Farben

von blau über violett zu rot. Struktu-rell zählen sie zu den Glykosiden.Säuren spalten Anthocyane in Zuckerund Aglykone. Diese Spaltproduktesind die eigentlichen Chromophore.

Beim Ansetzen des Weins lösensich die Anthocyane aus der Haut derroten Trauben. Der wichtigste Farb-stoff dieser Gruppe ist Oenin. Im Rei-feprozess sinkt die Konzentration desOenins und stabilere, für den Weinspezifische Farbstoffe bilden sich.Zwei davon wurden nun strukturellaufgeklärt und physikalisch-chemischcharakterisiert.

Für die Reaktivität des Oenins istdie positive Ladung im Hetero-Sechs-ring der Benzopyridin-Grundstrukturwichtig, das Flavylium-Kation. DiesesStrukturelement bleibt auch bei der

BAT H O C H RO M I E D U RC H BA R R I Q U E- AU S BAU

Die Farbe des Weins

Reift ein junger Rotwein, verdunkelt sich seine Farbe. Welchen Einflussein Barrique-Ausbau auf die chemischen Prozesse der Weinreifung hat,beschäftigte französische Chemiker aus Avignon und der RegionBordeaux [1].