Exoplaneten
Schon lange hat sich der Mensch die Frage gestellt: „Gibt es Planeten außerhalb unseres Sonnensystems?“
Selbst noch vor drei Jahrzehnten konnten die Astronomen über Planetensysteme bei fremden Sternen nur spekulieren. Wie viel Sterne besitzen Planeten?
Wie könnte man Planeten bei anderen Sternen entdecken und beobachten?
Die dabei verwendeten Methoden hängen hauptsächlich von der perspektivischen Ansicht des extrasolaren Planetensystems ab. Mit zwei Extremfällen wollen wir die Methoden näher betrachten.
a.) Aufsicht auf das Planetensystem
Sehen wir das Planetensystem in der Aufsicht, drehen sich der Stern und seine Planeten um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich ganz leicht hin und her, dann verwenden die Astronomen die Positions-Methode. |
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b.) Kantenlage des Planetensystems
Im zweiten Extremfall sehen wir ein Planetensystem von der Seite, dann laufen der Stern und die Planeten hin und her. Beim Stern ist das die Bewegung um den Schwerpunkt des Planetensystems, die Planeten umrunden dabei ihren Zentralstern. Die Bewegung des Sterns wird durch die Verschiebung der Spektrallinien gemessen (Dopplereffekt). |
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| Hier wird die Radialgeschwindigkeits-Methode eingesetzt. Eine weitere Methode ist die Transitmethode. Hier blicken wir exakt auf die Kantenlage des Planetensystems, so dass der Planet vor dem Stern läuft (Venustransit). Die damit verbundene typische Art der Helligkeitsänderungen wird als Ansatz der Planetengröße verwendet. |
Die unterschiedlichen Verfahren
Die Verwendung verschiedener Nachweismethoden spielt für die Entdeckung von Exoplaneten eine große Rolle. Zum einen können Wissenschaftler Störfaktoren sehr viel besser ausschließen, zum anderen ergänzen sich die einzelnen Methoden sehr gut, was die ermittelbaren Messgrößen betrifft. So lässt sich aus der Transitmethode die Größe des Planeten bestimmen. Zusammen mit der Radialgeschwindigkeitsmethode, die Auskunft über die Masse des Planeten gibt, erhalten Wissenschaftler Informationen über die Dichte. Die Dichte von Exoplaneten ist eine sehr interessante Größe, da sie direkte Hinweise auf die Zusammensetzung des Himmelskörpers gibt.
Die Methoden im einzelnen:
Minimale Positionsänderung des Sterns (astrometrischen Methode)
Ist die Bahnebene beispielsweise so ausgerichtet, dass man von der Erde aus "von oben" darauf sehen kann, wird eine Verfahren angewendet, dass sich der Astrometrie bedient. Dieser Begriff steht allgemein für das Vermessen von Sternen und deren Positionen. Für die Suche nach extrasolaren Planeten versuchen die Astronomen die "Eierbewegung" des Sterns durch die Bewegung von Planeten und Zentralstern um einen gemeinsamen Schwerpunkt zu messen. Hierbei benutzen sie einzig und allein die Position des Sterns. Dieser bewegt sich, wie oben beschrieben, kaum merklich hin und her - und dies möchte man nachweisen.
Schon Mitte des 20. Jahrhunderts wurde mit der astrometrischen Methode nach Exoplaneten gesucht, die Beobachtungen waren aber zu ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. Auch der Astrometrie-Satellit Hipparcos hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit um neue Exoplaneten zu entdecken. Diese soll in Zukunft durch Interferometrie mit dem Very Large Telescope und Weltraumexperimenten wie zum Beispiel Gaia erreicht werden.
Die Radialgeschwindigkeits-Methode (dunkelblau im Diagramm unten)
Sie macht sich ebenfalls die Bewegung des Sterns und seiner Planeten um den gemeinsamen Schwerpunkt zu Nutze, wenn wir das Planetensystem mehr von der Seite sehen.
Der Stern kommt immer wieder minimal auf uns zu und dann bewegt er sich wieder von uns weg. Eine solche Radialbewegung führt im elektromagnetischen Spektrum des Sterns zu einer kleinen, periodischen Verschiebung der Spektrallinien, was mit dem Dopplereffekt erklärt werden kann: Das Licht des Sterns wird einmal zum blauen Wellenlängenbereich hin verschoben, dann wieder zum roten. Mit Hilfe des zeitlichen Verlaufs dieser Verschiebung der Spektrallinien kann die Umlaufdauer eines Planeten abgeschätzt werden. Diese Umlaufzeit ergibt als Nebeneffekt eine genaue Massenbestimmung des Zentralsterns, was für die Sterntheorie ein wichtiger Faktor ist.
Leider lassen sich mit dieser Methode zur Zeit nur große Planeten nachweisen, da die Genauigkeit der Spektroskopie heutzutage auf etwa ein Meter pro Sekunde begrenzt ist.
Transit-Methode (dunkelgrün im Diagramm unten)
Ist ein Planetensystem von der Seite zu sehen, kann man von der Erde aus beobachten, wie ein Planet über seinen Zentralstern hinweg läuft. Er verdunkelt dabei einen Teil des Sterns, es kommt zu einer Art Mini-Sonnenfinsternis. Dieses Vorüberziehen und damit die teilweise Verdecken eines Himmelobjektes durch einen anderen nennt sich Transit. Die geringe Größe des Exoplaneten im Vergleich zum Mutterstern und die große Entfernung zu uns führen dazu, dass die verursachten Helligkeitsschwankungen sehr sehr klein sind.
Allerdings können Wissenschaftler nicht von einem Helligkeitsminimum auf einen Exoplaneten schließen. Sonnenflecken, Mehrfachsternsysteme, Pulsare und Veränderliche zeigen ebenfalls Helligkeitsschwankungen auf, ohne dass ein Planet an ihnen vorüberzieht. Deshalb beobachten Forscher solche Sterne über sehr lange Zeit. Erst wenn sie mindestens drei Transits detektieren, die sich periodisch wiederholen, kommt ein Exoplanet infrage. Um die Entdeckung eines neuen Planeten aber endgültig zu bestätigen, sind Untersuchungen mit weiteren Aufspürmethoden nötig.
Diese Methode ist derzeit die einzige Methode, mit der sich direkt der Planetendurchmesser bestimmen lässt.
Das Weltraumteleskop Kepler befindet sich in einer Umlaufbahn um die Sonne und arbeitet (wenn auch eingeschränkt) seit 2014. Es überwacht ca. 190.000 Sternen im Sternbild Schwan, um extrasolare Planeten mit Hilfe der Transitmethode zu entdecken.
Schwankungen der Transitzeit (dunkelgelb im Diagramm unten)
Ändert sich die Transitzeit eines Planeten periodisch, so kann man davon ausgehen, dass eine weitere Masse (also ein Planet) die Umlaufbahn des ersten Planeten stört. Ein Beispiel eines entdeckten Planeten führt uns die erforderliche Genauigkeit vor Augen: Das Weltraumteleskop Kepler entdeckte mit der Transitmethode den Planeten Kepler-19b. Dieser Planet zeigt Schwankungen der Transitzeit von 5 Minuten in der Umlaufzeit von 300 Tagen
Direkte Abbildung (dunkelrot im Diagramm unten)
Auch eine direkte Beobachtung von Exoplaneten ist inzwischen technisch möglich und auch bereits gelungen. Nun darf man sich das nicht so vorstellen, dass tatsächlich ein Planetenkörper zu sehen ist. Vielmehr sind es winzige Pünktchen, die auf den Aufnahmen zu erkennen sind, und das auch erst nach einer aufwändigen Nachbearbeitung des Fotos.
Für die direkte Methode können wir sowohl die größten erdgebundenen Teleskope einsetzen (z.B. das VLT in Chile) als auch Weltraumteleskope. Das Weltraumteleskop Hubble z.B. hat bereits 16 Exoplaneten entdecken können.
Mikrogravitationslinsen (dunkelorange im Diagramm unten)
Wandert ein Stern oder Planet (also eine Masse) zwischen einem fernen Stern und der Erde hindurch, wird das Licht des hinten stehenden Sterns kurzzeitig heller und der Stern vergrößert. Die Sternhelligkeit nimmt zu und nimmt dann wieder ab. Die Lichtkurve, die dabei entsteht, ist absolut symmetrisch. Da ein Planet nur eine geringe Masse darstellt, sprechen wir hier besser von einem Mikrolinseneffekt.
Das Verfahren ist neu und technisch sehr anspruchsvoll. Für die Bewältigung dieser Aufgabe wurde im März 2009 das Weltraumteleskop Kepler in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht.
Entwicklung der Entdeckung
Mit dem Stand vom 5. Januar 2017 sind 3557 Exoplaneten in 2668 Systemen bekannt, darunter 601 Systeme mit zwei bis sieben Planeten sowie über 2000 Planetenkandidaten. Planetensysteme gelten heute in der unmittelbaren Umgebung der Sonne als sicher nachgewiesenes, allgemein verbreitetes Phänomen. Untersuchungen und Messungen des Institut astrophysique de Paris ergaben, dass ein Stern der Milchstraße im Durchschnitt ein bis zwei Planeten hat.
| 1988 | 1989 | 1990 | 1991 | 1992 | 1993 | 1994 | 1995 | 1996 | 1997 | 1998 | 1999 | 2000 | 2001 | 2002 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | 1 | 0 | 0 | 3 | 0 | 0 | 1 | 7 | 0 | 8 | 11 | 21 | 13 | 31 |
| 2003 | 2004 | 2005 | 2006 | 2007 | 2008 | 2009 | 2010 | 2011 | 2012 | 2013 | 2014 | 2015 | 2016 | 2017 |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 26 | 31 | 33 | 30 | 58 | 61 | 84 | 116 | 195 | 155 | 188 | 841 | 182 | 1458 |
Beispiele für Sterne mit Planeten
Sterne mit Exoplaneten sind im Objekt des Monats Juli 2017 beschrieben.
Unterschiedliche Klassen von Planeten
Die wichtigste Erkenntnisse aus der Arbeit (von Chen & Kipping, 2016) lassen sich mit der folgenden Figur (aus der genannten Arbeit) zusammenfassen, in welcher der Planetenradius und die Planetenmasse einer großen Anzahl von Kepler-Planeten (bei denen beide Werte bekannt sind) eingetragen sind: Die rote Kurve (vier Geraden) ist durch eine große Zahl von Planeten gesichert. So lässt sich bei bekannter Planetenmasse dessen Radius abschätzen.
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Wie man sieht, lassen sich vier Bereiche, bzw. vier Klassen von Welten ausmachen:
Eingezeichnet sind nicht nur Kepler-Exoplaneten, sondern auch Planeten, Zwergplaneten und große Monde des Sonnensystems sowie Braune Zwerge. |
- Die Linie (eigentlich eine exponentielle Funktion), welche die Masse und den Radius der Welten in Beziehung zueinander setzt, hat in jedem Bereich eine deutlich andere Steigung. Im Bereich der „Terrestrischen“ Welten (kleiner als 2 Erdmassen) ist der „normierte“ Radius proportional zur „normierten“ Masse hoch 0.28. Wenn man also in „Erdradien“ und „Erdmassen“ rechnet, bestimmt man den Radius eines Planeten, in dem man seine Masse (in Erdmassen) hoch 0.28 rechnet. Für den Mars mit 0.11 Erdmassen wäre das also 0.54 Erdradien oder 6875 km, was weniger als 100 km vom tatsächlichen Radius entfernt liegt.
- Oberhalb von 2 Erdmassen beginnt die „Neptunische“ Region, bis hoch zu etwa 0.41 Jupitermassen (oder etwa 130 Erdmassen). Demnach gäbe es im Sonnensystem drei „Neptunier“: Uranus, Neptun und Saturn, der sich in der Übergangszone zu den „Jovianischen“ Planeten befindet. Im Bereich der „Neptunier“ beträgt der Exponent 0.59 statt 0.28,
- und im Bereich der „Jovianischen“ Planeten ist er sogar kleiner als 0, das heisst, der Radius nimmt mit zunehmender Masse sogar ab! Erst bei 0.08 Sonnenmassen (oder etwa 80 Jupitermassen) gibt es wieder einen abrupten Wechsel: die einsetzende Kernfusion bläht die Radien der Sterne stark auf.
Aus www.planeten.ch
Habitable Zone: |
Bedingungen für Leben auf einem Planeten |
Dann muß der Planet seinen Zentralstern im richtigen Abstand umkreisen. Wasser muß flüssig sein, damit Leben existiert, wie wir es kennen. Die Umlaufbahn des Planeten darf nicht zu elliptisch sein, da er sonst die habitable Zone zeitweise auf seinem Umlauf verlassen würde.
Die Lage der inneren und äußeren Grenze der habitablen Zone eines Sterns hängt von seiner Leuchtkraft ab. Tom E. Morris vom Fullerton College in Kalifornien hat ein Verfahren zur Berechnung dieser Grenzen für Hauptreihensterne entwickelt. Er verwendet, abhängig von der Spektralklasse des Zentralsterns, Korrekturfaktoren. Dieses Verfahren ist eine Abschätzung der Grenzen der habitablen Zone!
Vereinfacht lässt sich sagen: Bei einem Stern mit 25 % Sonnenhelligkeit würde der Zentralbereich der habitablen Zone etwa 0,5 AE vom Stern entfernt sein, bei einem Stern doppelt so hell wie die Sonne wäre der Abstand 1,4 AE. Das ist das Ergebnis des Abstandsgesetzes der Lichthelligkeit. Der Zentralbereich der bewohnbaren Zone ist in diesem einfachen Modell so definiert, dass ein Exoplanet mit vergleichbarer Atmosphäre der Erde (Aufbau und Dichte) in etwa der globalen Durchschnittstemperatur der Erde entspricht, die Ränder entsprechen den Temperaturen, bei denen Wasser gefriert beziehungsweise siedet.
Zweidimensionales inneres Sonnensystem mit den Bereichen der planetaren Orbits überlagert mit der nach der Formel von Morris berechneten habitablen Zone. |
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Die unterschiedliche Lage der habitablen Zone bei Sternen verschiedener Spektralklassen: Von Derpedde (Diskussion) - Derpedde, CC BY-SA 3.0 de, wikimedia |
Zum Einen werden in der Abschätzung (von Morris) der habitablen Zone nur Hauptreihensterne berücksichtigen da sie stabil leuchten und wenn sie eine nicht zu große Masse haben, auch lange genug, um der Entwicklung von Leben Zeit zu geben. Sterne der Spektralklassen O und B werden ebenfalls nicht in die Rechnung mit einbezogen, da sie eine große Masse besitzen und ihre Lebensdauer kleiner als 2 Milliarden Jahre ist. Dies ist die Zeitspanne, die die Erde gebracht hat, um Leben zu entwickeln.
Die Lage der habitablen Zone verschiebt sich je nach Temperatur des Zentralsterns, und damit je nach Spektralklasse. Sterne der Spektralklasse A und F haben eine hohe Oberflächentemperatur und die habitable Zone liegt in größerer Entfernung vom Stern als bei den kühleren M-Sternen.
Ob ein Planet, der in der habitablen Zone seinen Zentralstern umkreist, letztendlich Leben trägt hängt noch von vielen weiteren Faktoren ab:
- Die Umlaufbahn des Planeten darf nicht zu elliptisch sein, da er sonst die habitable Zone zeitweise auf seinem Umlauf verlassen würde.
- Der Planet sollte nicht gebunden rotieren, also dem Stern immer die gleiche Seite zuwendet. Das ist oft bei kleinen Planeten (erdähnlich) und nahe am Stern umlaufenden Planeten der Fall.
- Die Atmosphäre des Planeten stellt einen entscheidenden Faktor dar.
Waisenplaneten
| In der Milchstraße befinden sich Planeten, die nicht um einen Heimatstern kreisen. Zehn solcher frei wandernden Planeten wurden bereits entdeckt. Die Wissenschaftler gehen davon aus, dass solche wandernden Planeten etwa doppelt so häufig vorkommen wie Sterne. Die Astronomen glauben, dass diese Planeten aus entstehenden Planetensystemen herausgeschleudert wurden. Die zehn Planeten wurden mit Hilfe des so genannten Gravitationslinseneffekts aufgespürt. Nachfolgend sind einige Objekte mit planetarer Masse (PMO zwischen hydrostatischem Gleichgewicht und 13 Jupitermassen) aufgeführt, die sich außerhalb des Sonnensystems befinden und keinen Stern umlaufen.
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Dopplereffekt
| Eine Beobachtung hat sicher jeder schon gemacht: Die Veränderung der Tonhöhe der Sirene eines vorbeifahrenden Polizeiautos. Bewegt sich eine Licht – oder Schallquelle auf den Beobachter zu, so werden die Licht – oder Schallwelle zusammen gestaucht. Die Wellen erhalten eine höhere Frequenz, also eine kürzere Wellenlänge, Licht verschiebt sich ins Blaue, der Ton des Schalls wird höher. Entfernt sich die Quelle vom Beobachter ist es umgekehrt, Licht verschiebt sich ins Rote, der Schall wird tiefer. |
Quellen und Links:
Spektrum der Wissenschaft 2016/4 Seite 36
Spektrum der Wissenschaft 2016/5 Seite 45
Spektrum der Wissenschaft 2016/6 Seite 36
Deutsche Gesellschaft für Luft – und Raumfahrt (DLR)
Wikipedia
Vorhersage von Masse und Radius anderer Welten, Chen und Kipping, 2016 Universität Cornell (http://arxiv.org/abs/1603.08614)
www.raumfahrer.net
www.planeten.ch
www.weltderphysik.de
www.astrokramkiste.de