Wenn die meisten Leute den Ausdruck “Suche nach Planeten um andere Sterne” hören, würden sie sich ohne weitere Spezialkenntnisse sicher erstmal etwas in dieser Art vorstellen: Wir nehmen ein starkes Teleskop, vergrößern den Stern stark genug, und dann sehen wir den Planeten als kleineren hellen Punkt neben dem Stern. Dieser direkte Ansatz funktioniert allerdings nur in seltenen Fällen. Die meisten Planeten werden mit indirekten Methoden gefunden, insbesondere über ihren Transit oder Radialgeschwindigkeitsmessungen.
Wie kommt das? Was sind die Herausforderungen bei der direkten Abbildung und was kann man tun, um diese Herausforderungen zu überwinden?
Die Auflösung
Ein großes Problem bei der direkten Abbildung eines Exoplaneten ist die Auflösung. Im Vergleich zu interstellaren Distanzen von mehreren Lichtjahren sind typische Stern-Planet-Abstände von einigen Astronomischen Einheiten fast schon vernachlässigbar klein. Eine Astronomische Einheit (der mittlere Abstand zwischen Erde und Sonne) ist immerhin 60 0000-mal weniger als ein Lichtjahr. Stern und Planeten würden in den meisten Teleskopen fast direkt aufeinander abgebildet werden. Teilweise können wir dem entgegen wirken, indem wir Teleskope mit großen Aperturen – d.h. großen Öffnungen – bauen, oder indem wir das Licht mehrerer Teleskope kombiniert, die alle in dieselbe Richtung schauen und präzise aufeinander abgestimmt sind, ein Vorgang, der „Interferometrie“ genannt wird. Das Problem ist, dass große oder viele sehr präzise ausgerichtete Teleskope aufwändig und sehr teuer zu bauen sind. Diese Limitierung ist einer der Gründe, warum direkt abgebildete Planeten oft sehr weit außen um ihren Stern kreisen, wo man die beiden leichter voneinander unterscheiden kann.
Abbildung des Doppelsterns b Centauri A und B (oben links). Die beiden werden von einem Planeten (unten rechts) umkreist, der etwa 500-mal so weit von ihnen entfernt ist wie die Erde von der Sonne. Der dritte Lichtpunkt oben rechts ist ein Hintergrundstern. Das Bild wurde mit dem VLT in Chile im Infrarot-Bereich aufgenommen und dann in sichtbare Farben konvertiert. Bildnachweis: ESO/Janson et al., mit hinzugefügten Beschriftungen
Überstrahlt vom Stern
Das zweite Problem ist das des Überstrahlens. Um es zu veranschaulichen, stellen Sie sich vor, Sie wollen ein Glühwürmchen entdecken, das nahe an einem Scheinwerfer fliegt. Planeten sind viel, viel leuchtschwächer als Sterne. Das Sternenlicht überstrahlt also das Licht des Planeten. Dieser Effekt schlägt weniger stark zubuche, je weiter Planet und Stern voneinander entfernt sind. Aber für Sternsysteme, die nicht mehr ganz jung sind, reflektieren Planeten hauptsächlich das Licht ihres Sterns und geben kein eigenes ab. Dadurch sind Planeten weit draußen extrem dunkel, was es wieder schwierig macht, sie zu finden.
Dem Problem des Überstrahlens begegnen wir, indem wir mehrere Ansätze verbinden: Zum einen sind Planeten, wenn sie sich bilden, über tausend Grad Celsius heiß, sodass ein junger Planet vergleichsweise stark selbst strahlt, zumindest im infraroten Bereich des Spektrums. Junge Sterne, die junge Planeten besitzen, sind also vielversprechende Ziele für die Suche nach direkt abgebildeten Planeten, und es bietet sich an, im infraroten Bereich statt im sichtbaren Bereich des Spektrums zu beobachten. Ein wichtiger weiterer Schritt ist die Koronografie: Eine optische Maske wird in den Strahlengang des Teleskops, genauer gesagt in die Fokusebene, eingebracht, um den zentralen Stern, auf den das Teleskop gerichtet ist, auszublenden. Das kann man sich so ähnlich vorstellen, als wenn Sie Ihre Augen mit der Hand abschatten um an einem sonnigen Tag etwas zu erkennen, ohne geblendet zu werden. Dies ist der Grund, warum in vielen direkten Abbildungen von Exoplaneten das Zentrum, wo der Stern sein sollte, entweder dunkel ist oder der Stern nur symbolisch repräsentiert ist, wie im folgenden Bild:
Der Planet HIP 65246 b, abgebildet mit vier verschiedenen Instrumenten des James-Webb-Teleskops, alle im Infrarotbereich. Der Stern ist ausgeblendet und durch ein weißes Symbol repräsentiert. Bildnachweis: NASA/ESA/CSA, A Carter (UCSC), the ERS 1386 team, and A. Pagan (STScI)
Der erste direkt abgebildete Exoplanet
Im Jahr 2004, 9 Jahre nach der Entdeckung des ersten Exoplaneten um eine andere Sonne, wurde ein Planet um Umlauf um den Braunen Zwerg 2m1207 entdeckt, und zwar mithilfe direkter Abbildung. Im Anschluss wurde das System ein Jahr lang beobachtet, um sicherzugehen, dass es sich tatsächlich um einen Planeten handelt. Er war gleichzeitig der erste Exoplanet, den wir um einen Braunen Zwerg gefunden haben, und der erste, der direkt abgebildet wurde.Wie oben dargelegt, ist es ein Gasriese, der weit draußen kreist, fünfmal so schwer wie der Jupiter und einem Bahnradius von 42-mal dem Bahnradius der Erde um die Sonne.
Bild des Braunen Zwergs 1M1207 (weißer Kreis im Zentrum), und seines Planeten (rot, unten links).Sie wurden 2004 mit dem von der ESO betriebenen VLT in Chile abgebildet, unter Nutzung des infraroten Teils des Spektrums. Bildnachweis: ESO
Diese bahnbrechende Beobachtung wurde am Very Large Telescope in Chile gemacht, das vonEuropäischen Südsternwarte (ESO, European Southern Observatory) betrieben wird.
Zusammengefügtes Bild der ESO-Sternwarten und Einrichtungen in Chile. Die vier seperaten Teleskope, die das VLT bilden, sind in der Mitte zu sehen. Bildnachweis: ESO/M. Kornmesser
Interessante Fragen zu diesem Thema:
Was können wir mithilfe direkter Abbildung über einen Planeten lernen?
Das Bild selbst ermöglicht es uns, die Entfernung des Planeten zu messen und, wenn wir lange genug beobachten, die Umlaufzeit (oder zumindest eine gute Schätzung der letzteren zu bekommen).
Die Messung des Spektrums [Link zu Spektroskopie] des Planeten gibt uns Aufschluss über seine Temperatur und seine atmosphärische Zusammensetzung, und durch Messung der Helligkeit des Planeten und seiner Temperatur können wir seinen Radius schätzen.
Was für Planeten sind besonders dafür geeignet, direkt abgebildet zu werden?
Planeten, die weit von ihrem Stern entfernt sind, eignen sich besonders gut für diese Methode, da sie nicht so leicht vom Licht des Sterns verdeckt werden und sich leichter von ihrem Stern trennen lassen. Das bedeutet aber auch, dass sie nur sehr wenig Sternenlicht reflektieren, so dass wir in der Regel junge, noch heiße und damit vergleichsweise leuchtkräftige Planeten benötigen.
Außerdem sind große Planeten besser geeignet als kleine, da sie durch ihre größere Oberfläche mehr eigene Strahlung abgeben und Sternenlicht reflektieren können.
Im Gegensatz zu einigen anderen Methoden zur Entdeckung von Exoplaneten eignet sich die direkte Abbildung besser für die Beobachtung von Systemen, auf die wir „von oben“ schauen, da dort der Stern den Planeten nicht verdecken kann.
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