1. Einleitung in das Thema
2. Hauptteil
2.1. Probleme bei der Suche nach Planeten außerhalb unseres Sonnensystems 2.2. Die wichtigsten Messmethoden bei der Suche nach extrasolaren Planeten 2.2.1. Die Radialgeschwindigkeitsmethode
2.2.2. Die Astrometriemethode
2.2.3. Die Transitmethode
2.2.4. Der Mikrolinseneffekt
2.2.5. Weitere Messmethoden
2.3. Erfolge bei der Suche nach extrasolaren Planeten
2.3.1. Gliese 581 c
2.3.2. HD 209458 b
3. Aktuelle Projekte, welche die Suche nach extrasolaren Planeten vereinfachen und verbessern sollen
3.1. Das Weltraumteleskop CoRoT
3.2. Die Raumsonde Kepler
3.3. Der Terrestrial Planet Finder
4. Schluss
5. Quellenverzeichnis
6. Anhang
Extrasolare Planeten, oder auch kurz Exoplaneten genannt, sind Planeten, die nicht unserem Sonnensystem, sondern einem anderen Planetensystem (eine Ansammlung von massereichen Körpern, welche sich – durch die Gravitationskraft gebunden – um mindestens einen Zentralstern bewegen) angehören.
Bis Mitte Dezember 2007 fanden Wissenschaftler und Astrophysiker 269 solcher Planeten in 231 verschiedenen Systemen und bis März 2003 konnten sie bei rund 7 Prozent der maximal 330 Lichtjahre entfernten Sterne mindestens einen Exoplaneten nachweisen.
Aufgrund der großen Entfernungen zwischen diesen Planetensystemen und unserem Sonnensystem ist es nicht möglich extrasolare Planeten mit einem Teleskop zu beobachten, deswegen mussten verschiedene indirekte Messmethoden entwickelt werden, mit denen man die Größe, die Masse, die Geschwindigkeit und die Umlaufbahn um ihren Stern abschätzen beziehungsweise eingrenzen kann.
Inhaltsverzeichnis
1. Einleitung in das Thema
2. Hauptteil
2.1. Probleme bei der Suche nach Planeten auRerhalb unseres Sonnensystems
2.2. Die wichtigsten Messmethoden bei der Suche nach extrasolaren Planeten
2.2.1. DieRadialgeschwindigkeitsmethode
2.2.2. Die Astrometriemethode
2.2.3. Die Transitmethode
2.2.4. DerMikrolinseneffekt
2.2.5. WeitereMessmethoden
2.3. Erfolge bei der Suche nach extrasolaren Planeten
2.3.1. Gliese 581c
2.3.2. HD 209458 b
3. Aktuelle Projekte, welche die Suche nach extrasolaren Planeten 16 vereinfachen und verbessern sollen
3.1. Das Weltraumteleskop CoRoT
3.2. Die Raumsonde Kepler
3.3. Der Terrestrial Planet Finder
4. Schluss
5. Quellenverzeichnis
6. Anhang
1. Einfuhrung in das Thema
Extrasolare Planeten, oder auch kurz Exoplaneten genannt, sind Planeten, die nicht unserem Sonnensystem, sondern einem anderen Planetensystem (eine Ansammlung von massereichen Korpern, welche sich - durch die Gravitationskraft gebunden - um mindestens einen Zentralstern bewegen) angehoren.
Bis Mitte Dezember 2007 fanden Wissenschaftler und Astrophysiker 269 solcher Planeten in 231 verschiedenen Systemen und bis Marz 2003 konnten sie bei rund 7 Prozent der maximal 330 Lichtjahre entfernten Sterne mindestens einen Exoplaneten nachweisen.
Aufgrund der groBen Entfernungen zwischen diesen Planetensystemen und unserem Sonnensystem ist es nicht moglich extrasolare Planeten mit einem Teleskop zu beobachten, deswegen mussten verschiedene indirekte Messmethoden entwickelt werden, mit denen man die GroBe, die Masse, die Geschwindigkeit und die Umlaufbahn um ihren Stern abschatzen beziehungsweise eingrenzen kann.
Die ersten beiden extrasolaren Planeten wurden 1992 um den Pulsar PSR B1257+12 (ein schnell rotierender Neutronenstern, welcher aus den Uberresten einer Supernova besteht) herum gefunden.
Viel interessanter als Exoplaneten die um Pulsare kreisen, sind far die Astronomen solche Exoplaneten, die in einem Planetensystem an einen Zentralstern gebunden sind. Erst mit dieser Entdeckung, dass Planeten um andere Sterne herum existieren, wurde es immer wahrscheinlicher, dass erdahnliche Planeten in anderen Planetensystemen bestehen konnten, auf denen, sofern sie sich in der Bewohnbaren Zone (Abstandsbereich, in dem sich ein Planet zu seinem Stern aufhalten muss, so dass Wasser in flussiger Form vorhanden sein kann; siehe Anhang 2) um ihren Zentralstern befinden, Leben moglich ware. Eine groBartige Entdeckung fur die Wissenschaft!
Noch ist die Technik nicht ganz ausgereift genug, um Planeten in der GroBenordnung unserer Erde zu entdecken, doch einzelne Erfolge wurden bereits erzielt. Was die Hoffnung nahe legt, dass die Entdeckung eines erdahnlichen Planeten nur noch eine Frage der Zeit ist.
Verwendete Quellen: Quelle 1, S. 171; Quelle 2, S. 1 f.; Quelle 3;
2. Hauptteil
2.1. Probleme bei der Suche nach Planeten auRerhalb unseres Sonnensystems
Da extrasolare Planeten mehrere Lichtjahre von uns entfemte, im Vergleich zu ihrem Stem sehr kleine und leuchtschwache Objekte sind, ist eine direkte Beobachtung mit einem Teleskop nahezu unmoglich. Selbst Jupiter, der grofite Planet unseres Sonnensystems, welcher nur die 10'9-fache Leuchtkraft der Sonne besitzt, ware in einem anderen Planetensystem nicht sichtbar, sein Zentralstern wurde ihn uberstrahlen. Das Auflosungsvermogen von erdgestutzten Teleskopen reicht heute noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so grofiem Helligkeitsunterschied getrennt darzustellen. Eine direkte Aufnahme eines extrasolaren Planeten gelang erst 2005 mit dem Very Large Telescope.
Wie aber soll man Exoplaneten finden, wenn man sie nicht sehen kann? Da sie fur uns unsichtbar bleiben, kann man sie nur anhand von indirekten Nachweismethoden ausfindig machen. Wenn ein extrasolarer Planet seinen Zentralstern umkreist, beeinflusst er damit dessen Bewegung oder auch seine Helligkeit. Dieser Einfluss ist allerdings sehr gering und nur im Rahmen der Messgenauigkeit erkennbar, wenn der Planet grofi und schwer genug ist. So handelt es sich bei den meisten bis heute entdeckten extrasolaren Planeten um Gasriesen, ahnlich Jupiter, die ihren Zentralstern in sehr geringem Abstand umkreisen. Verwendete Quellen: Quelle 1, S. 171; Quelle 2, S. 1 f.; Quelle 3;
2.2. Die wichtigsten Messmethoden bei der Suche nach extrasolaren Planeten
2.2.1. Die Radialgeschwindigkeitsmethode
Die meisten extrasolaren Planeten wurden bisher mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen. Als Radialgeschwindigkeit bezeichnet man die Geschwindigkeit eines Himmelskorpers in Richtung der Sichtlinie. Das Licht von Himmelskorpern mit erheblicher Geschwindigkeit unterliegt dem Dopplereffekt. Bewegt sich das Objekt also auf den Beobachter zu, so ist die Radialgeschwindigkeit negativ, die Wellenlange des Lichts wird kleiner und eine Blauverschiebung des Lichts kann festgestellt werden; bewegt sich das Objekt vom Beobachter weg, so ist die Radialgeschwindigkeit positiv, die Wellenlange des Lichts wird grofier und eine Rotverschiebung kann festgestellt werden.
Ein Planetensystem, bestehend aus einem Stern mit einem oder mehreren Begleitern, bewegt sich unter dem Einfluss der Gravitation um einen gemeinsamen Schwerpunkt, wobei der Stern aufgrund seiner groBeren Masse deutlich kleinere Wege zurucklegt. Durch diese Rotation um das Baryzentrum bewegt er sich mal vom Beobachter weg und mal auf ihn zu, wodurch das Licht, wie oben beschrieben, rot- bzw. blauverschoben wird.
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
Doppler-Verschiebung, Bild: Uni-Jena (Quelle: 4)
Diese Wellenlangenverschiebung kann man berechnen:
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
Wobei vr die Radialgeschwindigkeit,[Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten] die Wellenlange vom Licht des Sterns und c die Lichtgeschwindigkeit ist.
1st die Wellenlangenverschiebung [Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten] und die Wellenlange[Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten]des Lichts, welches von dem Stern ausgeht, bekannt, so kann man daraus auf die Radialgeschwindigkeit [Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten] schlieBen.
Das Kompetenzzentrum fur Exo-Planeten Jena/Tautenburg hat sich die Muhe gemacht die Gleichungen, mit deren Hilfe die Astrophysiker die Parameter neu entdeckter extrasolarer Planeten berechnen, ausfuhrlich auf ihrer Website herzuleiten und zu erklaren (Quelle 5).
Umkreist nun ein Begleiter seinen Stern auf einem kreisformigen Orbit einmal in der Zeit T, so liefert die Erweiterung des 3. Kepler-Gesetzes (Physik-Formelsammlung S. 21) die Bahngleichung. Diese ergibt nach r aufgelost, wenn man fur ri und r2 die groBen Halbachsen der Bahnen des Sterns ([Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten]) und des Begleiters ([Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten]) einsetzt:
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
G ist die Gravitationskonstante ([Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten] ), Mstern ist die Masse des Stems und Mbegieiter ist die Masse des Begleiters.
Durch den SchwerpunktsatZ gilt-[Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten]
Zudem ist die Masse des Sterns viel grofier als die Masse des Begleiters und die grofie Halbachse des Sterns viel kleiner als die grofie Halbachse des Begleiters, deswegen ergibt sich als sinnvolle Naherung:
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
Jetzt sind nur noch bekannte Grofien ubrig. Mstern konnen die Astrophysiker bestimmen, wenn sie den Sternentyp klassifizieren und die Umlaufzeit des Begleiters T ergibt sich aus der Periodendauer der gemessenen Dopplerverschiebung des Sternenlichts. Berucksichtigt man nun noch, dass sich der Stern im Abstand astern in der Zeit T einmal um das Massezentrum dreht, so ergibt sich
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
Diese Gleichung lost man nun nach astern auf und setzt sie in den SchwerpunktsatZ ein. Daraus ergibt sich die Masse des Begleiters:
Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten
Die Bestimmung der Umlaufgeschwindigkeit des Sterns vstern auf seiner Bahn ist nicht moglich. Aus der Messung der Wellenlangenverschiebung und damit der Radialgeschwindigkeit geht nur die Geschwindigkeit des Sterns in Richtung der Sichtlinie hervor, die Bahnneigung (Inklinitionswinkel i) der Kreisbahn der beiden Himmelskorper bleibt also unbekannt. Damit gilt fur die Geschwindigkeit des Sterns [Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten]und es kann nur eine minimale Massengrenze fur den Exoplaneten angegeben werden.
Der grofite Planet unseres Sonnensystems, Jupiter, erzeugt eine Radialgeschwindigkeit der Sonne von 12,5 m/s, die Erde dagegen nur 0,04 m/s. Die besten Spektrographen ermoglichen eine Messung der Radialgeschwindigkeit von bis zu 2 m/s. Damit lasst sich einjupiter-ahnlicher Planet in einem anderen Planetensystem gut auffinden, ist der Zentralstern massearmer, konnen auch kleinere Planeten nachgewiesen werden.
In diesen Spektrographen wird das Licht eines Stems in sein Spektrum, also in seine verschiedenen Farben, zerlegt und gemessen. Dabei werden auch sogenannte Absorbtionslinien einzelner Elemente, aus denen der Stern besteht, sichtbar. Um eine moglichst gute Messgenauigkeit der Blau- beziehungsweise Rotverschiebung festzustellen, schicken die Wissenschaftler das Sternenlicht zuerst durch eine Gas- Absorbtionszelle, in der die Absorbtionslinien von beispielsweise HF- oder I-Gas uberlagert werden, bevor das Licht in den Spektrographen fallt. Eine zweite Moglichkeit besteht darin, das Sternenlicht mit dem Licht einer Referenzquelle, zum Beispiel einem Thoriumstrahler, zu mischen. Dazu wird das Licht des Sterns und das der Referenzquelle mit Hilfe von Glasfaserkabeln getrennt in den Spektrographen geleitet und uberlagert, anschliefiend kann man anhand der genau bekannten Linien das Sternenspektrum vermessen.
Ziel der Astrophysiker ist es, die maximale Messgenauigkeit von lm/szu erreichen. Genauer ist die Radialgeschwindigkeit eines Sterns nicht feststellbar, da Sonnenflecken eine geringe Rotverschiebung des Lichtspektrums verursachen und so das Messergebnis in dieser Grofienordnung verfalschen.
Verwendete Quellen: Quelle l, S. 171 ff.; Quelle 5; Quelle 6;
2.2.2. Die Astrometriemethode
Wie schon bei der Radialgeschwindigkeitsmethode beschrieben, bewegen sich Stern und Begleiter um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, wodurch es scheint als ob der, fur uns unsichtbare, Planet seinen Zentralstern zum Wackeln bringt. Diese Bewegung hat neben der Radialgeschwindigkeit in Richtung der Sichtlinie auch eine Komponente quer zur Sichtlinie, welche nun fur die Astrometriemethode von Bedeutung ist.
Beobachtet man nun einen Stern im Abstand d, so bewegt er sich scheinbar auf einer Kreis- beziehungsweise Ellipsenbahn.[Abbildung in dieser Leseprobe nicht enthalten] ist der Winkel unter dem die grofie Halbachse dieser Ellipse dem Beobachter erscheint.
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