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Weltraum-Astronomie Informationen |
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| ESO - The European Southern Observatory |
| Beobachtungsmethoden bei Exoplaneten |
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| 1992 wurden die ersten Planeten ausserhalb unseres Sonnensystems entdeckt. Dieser Planet umkreiste einen Pulsar. 1995 entdeckten die beiden Genfer Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz den ersten Exoplaneten, welcher einen "normalen" Stern umrundete. dieser Planet wurde 51 Pegasi b benannt. Exoplanet 51 Pegasi b hat eine etwa halb so grosse Masse wie der Planet Jupiter. Er umkreiste den Zentralstern in 5 Erdtagen. Die Umlaufbahn von 51 Pegasi b verläuft rund 8mal näher bei seinem Zentralstern als Merkur bei seinem Umlaufum die Sonne. |
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Bis im Mai 2010 haben die Astronomen über 450 Exoplaneten im Weltall gefunden. Die Suche von Extraplaneten kann mit "der Suche nach einer Nadel in einem Heuhaufen" verglichen werden.
Die Exoplaneten senden wenig bis gar kein Licht aus. Ihr Zentralstern leuchtet dafür umso kräftiger. Der kleine Exoplanet kann vor seinem stark leuchtenden Zentralplaneten auch mit den besten Teleskopen im Lichtspektrum nicht wahrgenommen werden. Die Wahrnehmung des Exoplaneten ist ebenso schwierig, wie wenn wir den glimmenden Docht einer Kerze vor dem hellen Hintergrund kräftig lodernder Flammen eines Waldbrandes sehen möchten.
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Methoden zum Aufspüren von Exoplaneten
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Für das Aufspüren von Exoplaneten werden sechs verschiedene Methoden (Tools) benutzt:
1. die direkte Beobachtungsmethode
- die Abbildung mit Kameras im IR-Bereich
2. die indirekten Beobachtungsmethoden
- die Astrometrie
- Radiowellen-Messung bei Pulsaren
- Effekte bei Vorbeiflügen
- Geschwindigkeitsmessung der Kreisbewegung des Sterns
- Gravitational microlensing (Abweichung der Lichtwege unter dem Einfluss der Schwerkraft)
| 1. die direkte Beobachtungsmethode
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Die direkte Abbildung der Exoplaneten mit Kameras ist der schwierigste Weg, dies Planeten zu erkunden. Es ist allerdings der einzige Weg, um ihre physikalischen Daten wie das Vorhandensein einer Biosphäre oder den Wasseranteil festzustellen.
Um auf einer Fotografie den Exoplaneten vor seinem hell leuchtenden Zentralstern zu erkennen, muss das Licht des Zentralsterns maskiert (d.h. abgedeckt oder herausgefiltert) werden. Auf diese Weise können Forscher in den Schatten des Exoplaneten sehen.
Das infrarote Lichtspektrum eignet sich für die Beobachtung besser als das sichtbare Licht. Die Lichtstärke eines dem Jupiter ähnlichen Exoplaneten beträgt lediglich ein Milliardstel verglichen mit der Lichtstärke seines Zentralsterns. Im IR-Bereich beträgt der Unterschied der beiden Lichtmengen lediglich ein paar Tausendstel.
Junge Exoplaneten, welche sich noch zusammenziehen und dabei Hitze ausstrahlen, können mit der direkten Beobachtungsmethode besonders gut erforscht werden. Mit Coronagraphen wird die helle Oberfläche des Zentralsterns maskiert. Sichtbar bleibt dabei lediglich die die Corona des Sterns, die äussere Plasmahülle der Sternatmosphäre. Exoplaneten, welche sich vor diesem Plasmaring aufhalten, können so besser beobachtet werden.
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| 2. die indirekte Beobachtungsmethode |
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Die meisten Exoplanetenwurden bisher mit der indirekten Beobachtungsmethode entdeckt. Exoplaneten beeinflussen mit ihrer Existenz das Verhalten des Zentralsterns. Ein Zentralstern verhält sich anders, wenn sich ein Exoplanet im Beobachtungsfeld befindet, als wennkein solcher Planet darin vorhanden ist. Diese minimalen Verhaltensänderung der Zentralsterns können aufgezeichnet werden.
Die schwache Schwerkraft des Exoplaneten zwingt den Zentralstern in einen sehr kleine Kreisbewegung. Mit astrometrischen Methoden oder der radialen Geschwindigkeitsmessung können diese Veränderungen registriert werden.
Die Lichtmenge eines Zentralsterns ändert sich für einen Erdbeobachter, wenn ein Exoplanet zwischen dem Beobachter und dem Zentralstern durchfliegt. Diese minimalen Veränderungen der Lichtmengen können von der Erde aus aufgezeichnet werden.
| 3. Beobachtungsmethoden |
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| Radial velocity tracking (Geschwindigkeitsmessung der Kreisbewegung des Sterns) |
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| Ein Zentralstern bewegt sich unter dem Einfluss der geringen Schwerkraft (= Gravitationskraft) des Exoplaneten ein wenig in Richtung Erde, wenn der Exoplanet auf der Achse zwischen dem Erdbeobachter und dem Zentralstern vorbeifliegt. Anschliessend bewegt sich der Zentralstern mit einer Kreisbewegung wieder von der Erde weg. Die Lichtwellen des Zentralsterns verändern sich, je nachdem ob er sich der Erde nähert oder sich von ihr wegbewegt. Aus den unterschiedlichen Lichtspektren lassen sich wissenschaftliche Aussagen über den Zentralstern bzw. den ihn umkreisenden Exoplaneten machen.
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Mit der Grösse de Kreisbewegung lassen sich etwa Aussagen über die Masse des Exoplaneten bzw. seine Entfernung vom Zentralstern machen.
| Astrometry (Astrometrie) |
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Die astrometrischen Methoden sind ähnlich derjenigen des Radial velocity trackings. Mit dieser Methode wurden bisher noch keine Exoplaneten aufgespürt.
| Pulsar timing (Radiowellen-Messung bei Pulsaren) |
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Pulsare sind Sterne, welche als Folge ihrer Eigenrotation Radiowellen aussenden. Die Rotation eines Pulsars erzeugt einen für ihn charakteristischen, pulsierenden Strahl von Radiosignalen. Die Radiosignale verändern sich periodisch. sie nehmen gleichmässig zu und nehmen ebenso regelmässig wieder ab. Ein vorbeifliegender Exoplanet stört diese Radiosignale. Der pulsierende Strahl verändert sich. Mit dieser Methode wurde die ersten Exoplaneten entdeckt.
| Transit Photometry (Effekte beim Vorbeiflug von Planeten) |
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Die Lichtmenge eines Zentralsterns ändert sich für einen Erdbeobachter, wenn ein Exoplanet zwischen dem Beobachter und dem Zentralstern durchfliegt. Diese minimalen Veränderungen der Lichtmengen können von der Erde aus mit fotometrischen Methoden aufgezeichnet werden.
Beim Vorbeiflug eines Exoplaneten durchquert Licht des Zentralsterns die Atmosphäre des Planeten und wird dabei teilweise von dieser absorbiert. Aus dem Vergleich der drei Absorptionsspektren (vor, während und nach dem Vorbeiflug) lassen sich Aussage über die Zusammensetzung der Atmosphäre des Exoplaneten machen.
Werden die Radial velocity tracking- und die Transit Photometry-Methode kombiniert, so lassen die Masse, die Dichte und der Durchmesser eines Planeten bestimmen.
| Gravitational microlensing (Abweichung der Lichtwege unter dem Einfluss einer Schwerkraft) |
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| Elektromagnetische Strahlen werden beim Durchgang durch ein Gravitionsfeld eines Himmelskörpers auf ähnliche Weise abgelenkt (gebrochen oder gestreut), wie wenn Lichtstrahlen durch eine optische Linse (Bsp. eine Brille oder ein Mikroskop) laufen. Dabei entstehen Interferenzen zwischen den Strahlen aus der Lichtquelle im Hintergrund und dem Licht anderer leuchtender oder beleuchteter Himmelskörper, wenn sich deren Wellen gegenseitig überlagern. Die Amplituden des Linienspektrums der Hintergrundlichtquelle erfahren wegen der Beeinflussung durch andere Lichtquellen Veränderungen. |
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Die Linienspektren des Amplitudendigramms enthalten zusätzlich Peaks (Spitzen). Mit Hilfe der Form und der Höhe dieser neuen Spitzen lassen Aussagen über die Masse und die Entfernung eines Planeten vom Zentralstern machen.
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| Quelle:
ESO, the European Southern Observatory, August 2010 (Text: RAOnline) |
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Planeten, welche sich um einen sonnenähnlichen Stern ausserhalb unseres Sonnensystems bewegen, heissen Exoplaneten.
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