von Ludwig Scheibe (TU Berlin), September 2024
Die direkte Abbildung von Planeten um andere Sterne ist schwierig und nur in einigen wenigen Fällen praktikabel. Es stellt sich also die Frage: Wie können wir Planeten um andere Sterne finden und studieren, wenn wir sie nicht sehen können? Hier brauchen wir indirekte Methoden, und eine der erfolgreichsten Methoden, sowie die erste erfolgreiche, ist Radialgeschwindigkeitsmessung, auch Doppler-Methode genannt.
Die Suche nach dem Wackeln
Wenn ein Planet seinen Stern umkreist, bleibt der Stern nicht völlig bewegungslos. Tatsächlich stellt sich heraus, dass sowohl Stern als auch Planet um einen gemeinsamen Masseschwerpunkt kreisen. Um sich das plausibel zu machen, stellen Sie sich einen Hammerwerfer vor, der sich mit seinem Geschoss dreht. Der Körper des Sportlers bleibt nicht einfach nur aufrecht, sondern dreht sich ebenfalls um einen Punkt knapp außerhalb. Da der Stern viel, viel schwerer als der Planet ist, ist der gemeinsame Schwerpunkt meist entweder im Inneren des Sterns, oder nur knapp außerhalb seiner Oberfläche.
Der Planet verursacht in dem Stern also ein periodisches Schwingen, ein “Wackeln” (engl. “wobble”). Wenn wir das System von nahezu von der Seite aus betrachten, sorgt diese Bewegung dafür, dass sich der Stern abwechselnd von uns weg und zu uns hin bewegt. Diese Bewegung messen wir mit dieser Methode. Da wir die Bewegung des Sterns entlang der Achse beobachten, die uns mit ihm verbindet, also praktisch entlang des Radius unserer gedachten “Himmelskugel”, sprechen wir hier von “Radialgeschwindigkeit”.
Stern und Planet umkreisen einen gemeinsamen Massenschwerpunkt, wobei der Stern dem Planeten immer gegenüberliegt. Wenn sich also der Planet von uns entfernt, bewegt sich der Stern auf uns zu (oberes Feld) und umgekehrt (unteres Feld). Unterhalb der Bahnkonfigurationen befinden sich die Rot- und Blauverschiebung, die wir zur Messung verwenden (siehe nächster Abschnitt). Bildnachweis: ESA
Wie messen wir diese Bewegung nun? Wenn Licht von einer Quelle ausgestrahlt wird, die sich zu uns hin oder von uns weg bewegt, können wir die so genannte Doppler-Verschiebung messen. Licht von einer auf uns zukommenden Quelle ist blau-verschoben, das heißt es ist ein wenig zu kürzeren Wellenlängen hin verlagert. Andersrum, wenn sich eine Lichtquelle von uns weg bewegt, ist ihre ausgesendete Strahlung rot-verschoben, also hin zu längeren Wellenlängen.
Animierte Illustration der Radialgeschwindigkeitsmethode. Oben links: Draufsicht des Planeten und des Sterns, die ihre Umlaufbahn um den gemeinsamen Massenschwerpunkt zeigt. Unten links: Ansicht desselben Systems von der Seite aus, aus der Sicht des Beobachters. Oben rechts: Änderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns, d. h. seine Bewegung auf uns zu oder von uns weg. Unten rechts: Verschiebung der Linien im Sternenspektrum in Richtung kürzerer (blauerer) und längerer (röterer) Wellenlängen. Bildnachweis: Alysa Obertas via Wikimedia Commons
Im Falle unseres Sterns also, der sich aufgrund seines Planeten regelmäßig ein bisschen zu uns hin und von uns weg bewegt, ist sein Licht abwechselnd blau- und rot-verschoben. Das können wir entdecken, indem wir das Spektrum des Sternenlichts messen, dass eine hohe Zahl charakteristischer Linien aufweist – siehe hier für eine etwas ausführliche Einführung in das Thema Spektroskopie.
Der erste Exoplanet um einen sonnenähnlichen Stern – entdeckt mit der Radialgeschwindigkeitsmethode
Michel Mayor und Didier Queloz haben 1995 den ersten Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt (Mayor & Queloz 1995). Pegasi 51 b, auch “Dimidium” genannt, ist ein heißer Jupiter und umkreist den sonnenähnlichen Stern Helvetios im Sternbild Pegasus.
Künstlerische Darstellung des heißen Jupiter-Exoplaneten 51 Pegasi b, manchmal auch Dimidium oder Bellerophon genannt. Er umkreist einen Stern im Sternbild Pegasus, der etwa 50 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. 1995 war dies der erste Exoplanet, der um einen sonnenähnlichen Stern entdeckt wurde. Bildnachweis: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger
Für diese Entdeckung erhielt das Genfer Forscherteam 2019 den Nobelpreis für Phsik.
Die Schweizer Astronomen Didier Queloz und Michel Mayor vor dem 3,6-Meter-Teleskop der ESO im Observatorium La Silla in Chile, welches HARPS beherbergt, den Vorgänger von ESPRESSO als führendes Radialgeschwindigkeitsinstrument der Welt. Für ihre ihre Entdeckung von 51 Pegasi b wurden sie 2019 mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Bildnachweis: L. Weinstein/Ciel et Espace Photos via ESO
Mehr über den langen und verschlungenen Weg der Menschheit zu dieser historischen Entdeckung, die das Gebiet der Exoplanetenforschung explodieren ließ, können Sie hier nachlesen.
Interessante Fragen zu diesem Thema:
Wie können wir die periodische Bewegung des Sterns messen?
Durch den so genannten Dopplereffekt bewirkt die periodische Bewegung des Sterns eine wiederkehrende Verschiebung des Sternspektrums zu längeren, roten Wellenlängen, wenn er sich gerade von uns entfernt, oder zu kürzeren, blauen Wellenlängen, wenn er sich auf uns zu bewegt.
Bildquelle: ESO
Welche Art von Teleskop wird für die Radialgeschwindigkeitsmethode verwendet?
Die Messungen werden mit extrem hoch-präzisen Spektrometern durchgeführt, die ihr Licht von großen, bodengebundenen Teleskopen erhalten. Ein Beispiel dafür ist das ESPRESSO-Spektrometer, das an das Very Large Telescope in Chile angeschlossen ist.
Was können wir mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode über einen Planeten lernen?
Wir können die Masse des Planeten herausfinden. Wie stark der Planet seinen Stern beeinflusst, hängt von der Masse der beiden Objekte ab. Wenn wir also die Masse des Sterns kennen, können wir aus der Messung des periodischen Dopplereffekts die MAsse des Planeten berechnen. Das funktioniert jedoch nur, wenn wir die sog. Inklination des Planeten kennen, das heißt den Winkel seiner Umlaufbahn um den Stern relativ zu unserer Beobachtungsrichtung. Die Radialgeschwindigkeit selbst kann uns diesen Parameter nicht geben, und das heißt, dass wir mit dieser Messung allein nur eine untere Grenze für die Planetenmasse erhalten. Eine zusätzliche Beobachtung des Planeten mit der Transitmethode hilft uns aber dabei, die Inklination zu berechnen, und macht so die genaue Massenbestimmung möglich.
Zusätzlich gibt uns die Zeit, die der Stern braucht um einen kompletten Zyklus aus Blau- und Rotverschiebung zu durchlaufen, die Umlaufperiode des Planeten.
Welche Planeten sind für die Radialgeschwindigkeitsmethode besonders geeignet?
- Je massereicher ein Planet ist, desto stärker beeinflusst er seinen Stern, und desto einfacher ist es für uns, die Veränderungen zu messen. So sind zum Beispiel Planeten von der Größe des Jupiters (300-mal schwerer als die Erde) leichter zu entdecken als solche von der Größe der Erde.
- Ein Stern wird umso stärker beeinflusst, je heller er ist. Die Methode begünstigt also Planeten, die um kleine, leichte Sterne wie M-Zwerge kreisen.
- Schließlich kann man die Schwankungen der Radialgeschwindigkeit des Sterns leichter als periodische Erscheinung nachweisen, die von einem Planeten verursacht wird, wenn man eine große Anzahl von Planetenbahnen aufgezeichnet hat. Daher ist es einfacher, Planeten zu finden, die eine sehr kurze Umlaufzeit haben und sich daher in der Nähe ihres Sterns befinden.
Empfohlenes Buch zu diesem Thema (Englisch):
Radial-velocity Searches for Planets Around Active Stars
Raphaëlle D. Haywood
Publisher: Springer Verlag
ISBN: 978-3-319-41273-3
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