Einen Exoplaneten direkt abzubilden ist ausgesprochen schwierig und nur in einigen Fällen überhaupt machbar. Wir brauchen also indirekte Methoden, um fremde Welten zu finden und zu untersuchen. Die erfolgreichste dieser Methoden ist die Transitmethode, mit der wir die meisten Exoplaneten gefunden haben.
Auf die Helligkeit kommt es an
Stellen Sie sich einen Stern vor, um den ein Planet kreist. Wenn dieses System gerade so ausgerichtet ist, dass wir von der Erde aus “seitlich” auf die Umlaufbahn gucken, zieht der Planet in regelmäßigen Abständen zwischen uns und dem Stern vorbei. Diesen Vorbeizug nennt man Transit. Mit unseren Instrumenten können wir diesen Vorgang nicht genau auflösen, wir können also kein “Fotos” des schattenhaften Planeten vor dem Stern machen, wie man es von einem Merkur- oder Venustransit kennt, denn selbst mit richtig guten Teleskopen zeigt sich der weit entfernte Stern nur als Lichtpunkt, der wenige Pixel belichtet. Aber wenn der Planet zwischen uns und dem Stern ist, blockiert er einen Teil des Sternenlichts. Wenn wir also die Helligkeit des Sterns mit unseren Teleskopen messen, geht diese während des Transits ein wenig zurück. Das ist es, was wir suchen müssen: sich regelmäßig wiederholende kurze Absenkungen in der Lichtkurve des Sterns. Diese Animation veranschaulicht das Prinzip (Quelle: ESA):
Vom allerersten beobachteten Exoplanetentransit …
Zum ersten Mal wurde dieses wiederkehrende Transitsignal für den Exoplaneten HD 209458 b gemessen, inoffiziell auch “Osiris” genannt. 1999 wurde der Planet mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt, und sogleich darauf konnten zwei verschiedene Teams unabhängig voneinander ihre Messung der Transit-bedingten Absenkungen in der Helligkeit des Sterns veröffentlichen.
Das war ein großer Meilenstein: Bis dahin waren Exoplaneten nur mit der zuvor genannten Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt worden, und es gab immer noch einige die skeptisch waren, ob es sich dabei wirklich um Planeten handelte. Jetzt hatte die Wissenschaft einen unabhängigen Beleg für die Existenz eines Planeten, nicht nur durch verschiedene Beobachtungsteams, sondern durch verschiedene Methoden.
Künstlerische Darstellung des “Osiris”, HD 209458 b. Es ist ein heißer Jupiter, der so nah an seinem Stern kreist, dass man annimmt, dass er dabei ist, seine Atmosphäre zu verlieren. Bildnachweis: European Space Agency and Alfred Vidal-Madjar (CNRS)
… hin zu einem Katalog von tausenden
Ein anderer Aspekt, der die Transitmethode so wertvoll macht: Während uns die Radialgeschwindigkeitsmethode erlaubt, die Mindestmasse eines Planeten zu bestimmen, kann uns die Transitmethode seine Größe geben. Indem wir beide Messungen miteinander kombinieren, bekommen wir seine mittlere Dichte. Diese gibt uns dann einen Hinweis auf die Zusammensetzung des Planeten: Besteht er aus sehr dichtem, schwerem Material wie Eisen, oder einem leichten Stoff wie Wasserstoff?
Transitplaneten bieten außerdem die Möglichkeit herauszufinden, ob der Planet eine Atmosphäre hat und wie sie zusammengesetzt ist. Das Sternenlicht, das bei einem Transit durch den “Ring” fällt, den die Lufthülle um den Planeten bildet, wird durch die Atmosphäre verändert, die man messen kann.
In den 2000ern und 2010ern wurden viele sehr große und erfolgreiche Transit-Studien initiert, die systematisch Tausende Sterne nach Transitsignalen absuchten. Hier sei zum Beispiel die CoRoT– und die Kepler-Mission genannt. Ihr Erfolg führte dazu, dass Stand 2024 die deutliche Mehrheit der ~6000 bekannten Exoplaneten mit der Transitmethode entdeckt wurden.
Interessante Fragen zur Transitmethode (work in Progress):
Was können wir mit der Transitmethode über Exoplaneten lernen?
Es gibt zwei Dinge über einen Planeten, die uns die Transitmethode direkt verrät:
1) Natürlich blockiert ein großer Planet mehr Licht als ein kleiner. Das heißt, indem wir messen, wie stark die Sternenhelligkeit während des Transits abfällt, können wir auf die Größe des Planeten zurück schließen. Genauer gesagt, wir können das Verhältnis aus der Größe des Planeten und der des Sterns herausfinden, denn ein Planet um einen kleinen Stern blockiert einen größeren Teil von dessen Licht als ein gleich großer Planet um einen großen Stern. Wenn wir also die Transittiefe und den Sternenradius haben – bekannt aus stellarer Astrophysik – können wir den Radius des Planeten berechnen.
2) Der Transit geschieht genau einmal pro Umlauf des Planeten. Daher erhalten wir die Umlaufperiode des Planeten, indem wir die Zeit zwischen zwei oder mehr Transitereignissen messen.
Dies die Dinge, die wir direkt aus der Helligkeitskurve ablesen können. Zusätzlich wird während des Transits ein Teil des Sternenlichts verändert, indem es durch die Atmosphäre des Planeten fällt und einige der Wellenlängen mehr abgedämpft werden als andere. Indem wir also ausreichend präzise das Sternenspektrum sowohl während als auch außerhalb des Transits messen, können wir etwas über die Atmosphäre lernen. Mehr dazu hier.
Welche Planeten sind besonders für die Transitmethode geeignet?
Je größer ein Planet ist, desto mehr Licht blockiert er, und desto einfacher ist das Abfallen der Helligkeit während des Transits zu messen. Daher sind große Planeten wie z.B. der Jupiter (mit einem 11-mal größeren Durchmesser asl die Erde) sehr viel besser zu finden als erdgroße oder kleiner. Das ist einer der großen Gründe warum wir vor allem zu Beginn des Exoplanetenzeitalters vor allem große Gasriesen gefunden haben.
Außerdem finden wir besonders gut Planeten, die nah an ihrem Stern sind. Das hat mehrere Gründe: Einerseits, je näher ein Planet an seinem Stern ist, desto geringer ist die Umlaufzeit, das heißt desto schneller wiederholt sich der Transit. Für einen solchen Planeten müssen wir einen Planeten nur relativ kurze Zeit beobachten – manchmal reichen Tage aus – um einen wiederholten Transit zu sehen. Im Gegensatz dazu würde ein ferner Beobachter der Erde zum Beispiel nur einen Transit pro Jahr sehen können, und für noch weiter draußen gelegene Planeten wie den Jupiter sogar noch weniger. Zweitens können wir nur den Transit eines Planeten messen, der zwischen uns und dem Stern vorbeizieht, auf dessen Orbit wir also aus Richtung des Rands gucken. Weiter innen liegende Planeten haben einen größeren Bereich an Winkeln der Umlaufbahn, die noch zu einem Transit führen, siehe Grafik unten. Das heißt, Planeten näher an ihrem Stern haben eine höhere Wahrscheinlichkeit, dass wir ihren Transit messen können.
Schematische Darstellung des Transits eines Planeten auf einer engen Umlaufbahn, während ein Planet auf einer breiteren Umlaufbahn mit demselben Winkel möglicherweise keinen Transit ausführt. Bild von L. Scheibe
Erfahre hier mehr über die Radialgeschwindigkeitsmethode, der zweite hauptsächliche Weg zur Jagd nach Exoplaneten.
Buchempfehlung (Fachbuch, englisch):
Transiting Exoplanets
Carol Haswell
Verlag: Cambridge University Press
ISBN: 9780521191838
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