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Blum, J.; Grimm, H.:
Extrasolare Planeten - Planeten in anderen Sonnensystemenhttp://www.wissenschaft-technik-ethik.de/extrasolare-planeten.shtmlVortrag am 06.06.2007; zuletzt aktualisiert am 05.12.2016 |
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Kurzfassung eines Vortrags von Professor Dr. Jürgen Blum, Institut für Geophysik und extraterrestrische Physik (IGEP) der Technischen Universität zu Braunschweig, am 6. Juni 2007 in der evangelischen Studentengemeinde (ESG) Clausthal-Zellerfeld Seiteninhalt:
Vorwort Seit der ersten Entdeckung eines "extrasolaren" Planeten, also eines Planeten außerhalb unseres Sonnensystems, finden sich unter den diesbezüglichen Meldungen in der Tagespresse immer wieder Artikel und Schlagzeilen, deren Inhalt mit der Realität wenig zu tun hat, sondern vielmehr auf Sensations- und Effekthascherei abzielt. Eine Meldung wie "Erdähnlicher Planet entdeckt" z.B. kann man getrost als Humbug betrachten. Um einen Planeten als "erdähnlich" einstufen zu können, müssen eine ganze Reihe seiner Eigenschaften bekannt sein. Mit den heutigen technischen Möglichkeiten ist aber, wie im Folgenden deutlich werden wird, eine Ermittlung nur weniger grundlegender Daten über Planeten in anderen Sonnensystemen möglich. Die folgende Kurzfassung wurde auf der Grundlage der Vortragspräsentation erstellt und enthält, der Vollständigkeit halber, einige Begriffe, die zwar im Vortrag näher erläutert wurden, jedoch in dieser Kurzfassung aufgrund der inzwischen vergangenen Zeit vom Verfasser nicht mehr im Detail nachvollzogen werden können. Warum sucht man nach extrasolaren Planeten?
Wie findet man extrasolare Planeten? Eine direkte Beobachtung eines Planeten in einem anderen Sonnensystem ist äußerst schwierig. Das von einem Planeten reflektierte Licht ist sehr viel schwächer als das von einem Stern abgestrahlte Licht. Der Helligkeitsunterschied zwischen unserer Sonne und Jupiter z.B. beträgt 250 Millionen zu 1. Zudem ist der Blickwinkel zwischen Stern und Planet aus großem Abstand extrem klein. Der Abstand zwischen Jupiter und Sonne z.B. ergäbe bei Betrachtung aus 100 Lichtjahren Entfernung einen Blickwinkel von ca. 1/6 Bogensekunde, was einer 1-Euro-Münze in 28 km Entfernung entspricht. Auch durch technische Tricks, wie das Ausblenden des Sternenlichtes, die Betrachtung im Infrarotbereich (im IR ist der Helligkeitsunterschied zwischen Stern und Planet weniger groß) oder durch "Nulling-Interferometrie", die das Sternenlicht auslöscht, nicht jedoch das Planetenlicht, ist eine direkte Beobachtung eines Planeten in einem anderen Sonnensystem vermutlich bislang noch nicht gelungen. Daher wurden Planeten in anderen Sonnensystemen bisher nur durch indirekte Methoden gefunden. Welche indirekten Methoden zur Entdeckung von Planeten in anderen Sonnensystemen werden angewandt? Bei einem Stern, der "von Planeten umkreist" wird, kreisen tatsächlich der Stern und seine Planeten um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Die Kreisbewegung des Sterns äußert sich für den astronomischen Beobachter in einer periodischen Hin- und Herbewegung, und ebenso in einer periodischen Vor- und Zurückbewegung des Sterns. Erstere kann durch Vergleich der Position, Letztere durch Vergleich der spektralen Verschiebung des Sterns zu unterschiedlichen Zeitpunkten gemessen werden. In beiden Fällen sind die zu messenden Änderungen sehr klein, und Sternflecken, soweit vorhanden, und Sternrotation können ein falsches Ergebnis vortäuschen. Im ersten Fall sind Planeten mit großem Abstand zu einem relativ nahe gelegenen Stern besonders leicht zu entdecken, im zweiten Fall Planeten mit geringem Abstand zu ihrem Stern, wobei der Abstand des Sterns zu uns keine Rolle spielt. Um einen Eindruck zu vermitteln, wie gering die beobachtbare Hin- und Herbewegung eines Sterns aufgrund des Einflusses seiner Planeten ist, hier ein Beispiel: Aus nur 10 Lichtjahren Entfernung beobachtet, beträgt die Auslenkung unserer Sonne ca. 0,003 Bogensekunden, das entspricht einer 1-Euro-Münze in 1500 km Entfernung! Falls die Bahnebene des Planeten dafür günstig ist (selten), zieht der Planet vor dem Stern vorbei, wobei ein (geringer) Helligkeitsabfall beobachtet werden kann. Ein noch geringerer Helligkeitsabfall ergibt sich, wenn der Planet hinter dem Stern vorbeizieht und dieser das Planetenlicht abschirmt. Ein "menschliches" Problem bei der Suche nach extrasolaren Planeten Die technischen Voraussetzungen für eine erfolgreiche Suche nach extrasolaren Planeten waren bereits lange Zeit vor 1995 gegeben, dem Jahr, als Mayor und Queloz den ersten Planeten außerhalb unseres Sonnensystems bei dem sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi entdeckten. Der Grund, warum diese Entdeckung erst relativ spät erfolgte, bestand darin, dass für die Suche nach einem extrasolaren Planeten die regelmäßige Beobachtung möglichst vieler Sterne über viele Jahre hinweg notwendig ist. Damals war niemand bereit, hinreichend Geld für das Mieten der erforderlichen Beobachtungszeiträume auszugeben. Schließlich griffen die Astronomen zu einem kleinen Trick: Sie gaben vor, eine große Zahl von Sternen hinsichtlich ihrer Sternflecken und Rotation katalogisieren zu wollen, wofür man damals eher bereit war, größere Summen bereitzustellen. Die Methoden für die Suche nach extrasolaren Planeten und ihre besonderen Merkmale Direkte Beobachtung der Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt des Planetensystems:
Bestimmung der Sternenbewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt durch Messung der periodischen Spektralverschiebung des Sternenlichts
Messung der Helligkeitsschwankung beim Vorbeiziehen des Planeten vor und hinter dem Stern (Sternbedeckungsmethode)
Ergebnisse der Suche nach extrasolaren Planeten 1995: Mayor und Queloz finden den ersten Planeten um einen sonnenähnlichen Stern (51 Pegasi) 1996: Marcy und Butler finden die nächsten beiden Planeten um sonnenähnliche Sterne (70 Virginis, 47 Ursae Majoris) Erster Nachweis eines Planeten mit der Sternbedeckungsmethode: Stern: HD 209458 (im Sternbild Pegasus) sonnenähnlich Entfernung 150 Lichtjahre Planet: HD 209458b Umlaufzeit 3,5 Tage Abstand zum Stern ca. 6 Millionen km Masse 70% der Jupitermasse (= 220 Erdmassen) Oberflächentemperatur 1100 Grad Celsius  Bild 1: Gemessene Lichtschwächung während des Transits; Erkennbar ist die große Empfindlichkeit und Reproduzierbarkeit der Messungen. Der bislang beste Kandidat für eine "zweite Erde" (entdeckt am 25.04.2007): Stern: Gliese 581 Entfernung ca. 20 Lichtjahre Masse 0,31 Sonnenmassen Planet: Gliese 581c Masse >= 5 Erdmassen Oberflächentemperatur um 300 K Umlaufdauer 13 Tage Der Planet Gliese 581c befindet sich innerhalb der habitablen Zone.  Bild 2: Gemessene Radialgeschwindigkeiten während eines Umlaufes von Gliese 581c; deutlich erkennbar ist, dass die Messungen an der Grenze der Messgenauigkeit durchgeführt wurden. Als "habitable Zone" wird üblicherweise der Bereich der Abstände vom Stern bezeichnet, in dem im Prinzip Leben möglich sein sollte. Das ist ungefähr der Bereich, in dem flüssiges Wasser auf der Oberfläche existieren könnte, sofern dort überhaupt Wasser vorhanden ist. Die Schwierigkeit, Planeten wie die Erde im Bereich der habitablen Zone zu entdecken, folgt aus deren relativ geringer Größe und Masse. Beispiel: Bei einem Stern mit nur 12% der Sonnenmasse (sehr günstiger Fall; z.B. Proxima Centauri) würde ein Planet wie die Erde, dessen Bahn in der habitablen Zone verläuft, beim Stern eine Geschwindigkeitsschwankung von ca. ±1 m/s verursachen. Dies ist etwa die heute mögliche Messgenauigkeit! Die Erde wäre folglich mit unseren heutigen technischen Möglichkeiten von einem anderen Stern aus nicht nachweisbar. Zahl der extrasolaren Planeten (Stand 02.06.2007): 242
Entdeckungs- Anzahl der
methode Planeten
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Radialgeschw. 230 (in 196 Systemen)
Transit 21
Microlensing 4
Bildgeb. Verf. 4 (Planetenstatus
unsicher)
Pulsar 4 (in 2 Systemen)
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Massenverteilung der extrasolaren Planeten:
Verteilung der Umlaufzeiten der extrasolaren Planeten:
(Problem bezüglich der sehr sternnahen Planeten: In der Entstehungsphase befindet sich nicht genügend Masse auf niedrigen Umlaufbahnen, um die Entstehung von Gasriesen nahe am Stern zu erklären. Lösung: "Migration"? Durch die Wechselwirkung des entstehenden Planeten mit dem umgebenden Gas kann es zu einer Drift nach innen kommen.) Ca. 0,7% aller sonnenähnlichen Sterne haben einen Planeten mit einer Masse von mehr als 0,5 Jupitermassen, mit einer Umlaufzeit bis zu 5 Tagen ("heiße Jupiter"). Ca. 7% aller sonnenähnlichen Sterne haben einen Planeten mit einer Masse von mehr als 0,5 Jupitermassen, mit einer Umlaufzeit bis zu 3900 Tagen. (Was ist mit den nicht-sonnenähnlichen Sternen?) Mindestens 12% aller Sterne mit Planeten haben mehr als einen Planeten. Deutlich mehr Sterne mit einem größeren Fe:H-Verhältnis als die Sonne haben Planeten als Sterne, die ein kleineres Fe:H-Verhältnis als die Sonne aufweisen. Die Bahnen der extrasolaren Planeten sind im Gegensatz zu den nahezu kreisförmigen Bahnen der solaren Planeten meist stark exzentrisch. Aus den wenigen verfügbaren Daten, die zumeist mittels indirekter Methoden erlangt wurden, können, unter Zuhilfenahme heutiger Kenntnisse über die Entstehung von Planeten, weitere Aussagen abgeleitet werden: Die bisher nachgewiesenen extrasolaren Planeten großer Masse haben einen ähnlichen inneren Aufbau wie die Gasriesen des Sonnensystems. Ihre Kerne sind zum Teil erheblich größer oder kleiner als die von Jupiter und Saturn. Bei all diesen Ergebissen ist zu berücksichtigen, dass die Genauigkeit der Daten zu den extrasolaren Planeten nicht größer sein kann als die Genauigkeit der Messungen. Manche Messungen bewegen sich an der Grenze der Messgenauigkeit. Zusammenfassung:
Die größten offenen Fragen:
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