Jeder Stern rotiert. Blicken wir genau von “vorne” auf einen rotierenden Stern, dann dreht sich eine Hälfte auf uns zu, die andere von uns weg. Ganz unabhängig von der durch den Planeten verursachten Wackelei kann man auch diese Bewegung des Sterns in den Spektrallinien sehen. Die Rotation sorgt dafür, dass das Licht von der einen Seite des Sterns ein bisschen Richtung rot verschoben ist, die andere ein bisschen Richtung blau. Man bekommt also nicht nur eine scharfe Spektrallinie, sondern eine, die ein wenig hin und her wackelt und daher bei längerer Belichtung verschmiert und damit verbreitert wird. Je schneller sich der Stern dreht, desto größer ist auch die Verbreiterung der Linien. Aber wenn nun auch noch ein Planet mit ins Spiel kommt, wird die Sache wirklich interessant!
Das Bild oben zeight, was passiert. Während der Planet vor dem Stern vorüber zieht, blockiert er zuerst das Licht auf der einen Seite des Sterns. Wenn das zum Beispiel gerade die Seite ist, die sich auf uns zu dreht, dann wird dieses Richtung blau verschobene Licht kurzfristig blockiert und wir sehen nur rotverschobenes Licht von der anderen Seite. Bewegt sich der Planet weiter, dann sehen wir das blauverschobene Licht, aber das rotverschobene wird nun blockiert. Der Effekt ist meistens nicht sehr groß, kann aber gemessen werden. Wie genau die gemessene Radialgeschwindigkeitsänderung aussieht, hängt davon ab, wie groß der Winkel zwischen der Bahnebene des Planeten und der Rotationsachse des Sterns ist. Das zeigen diese Diagramme recht gut:
Links sieht man die “normale” Situation. Die Rotationsachse des Sterns steht senkrecht auf der Bahnebene des Planeten. So ist es auch bei den meisten Planeten in unserem Sonnensystem. Das Bild in der zweiten Reihe zeigt, wie sich hier die Radialgeschwindigkeit ändert. Die Bilder in der Mitte und ganz rechts zeigen nun Planeten, deren Bahn ein wenig “schief” ist. Dadurch verdecken sie die rotverschobene bzw. blauverschobene Seite des Sterns nicht mehr symmetrisch und auch die Radialgeschwindigkeitskurve wird asymmetrisch.
Der Rossiter-McLaughlin-Effekt erlaubt es, die Neigung der Bahnebene von extrasolaren Planeten zu bestimmen. Das ist aus mehreren Gründen wichtig. Man kann so verschiedene Migrationsmodelle überprüfen. Viele Planeten bleiben nach ihrer Entstehung nicht dort, wo sie sind, sondern bewegen sich durch das System. Es gibt theoretisch verschiedene Möglichkeiten, wie sie das tun können und sie unterscheiden sich unter anderem durch die Neigung der Bahn, die die Planeten nach der Migration haben. Man lernt mit dem Rossiter-McLaughlin-Effekt also nicht nur die Planeten selbst ein wenig besser kennen, sondern kann auch ihre Enstehung genauer verstehen. Und abgesehen davon zeigt er ziemlich beeindruckend, wie gut die Astronomen darin geworden sind, dem Licht auch noch das letzte bisschen Information zu entreißen!
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