Ich habe sicher schon das eine oder andere Mal erwähnt, dass die Astronomie eine ziemlich großartige Wissenschaft ist. Das ist sie nicht nur, weil sie sich mit ziemlich großartigen Themen und Dingen beschäftigt. Sondern auch aufgrund der Art und Weise wie man in der Astronomie das Universum untersucht. Astronomen können nur schauen. Sie können nichts von all den anderen Dingen machen, die in anderen Wissenschaften möglich sind. Astronomen können nur schauen, denn ihre Untersuchungsobjekte sind unvorstellbar weit entfernt. Ihnen bleiben nur ein paar Photonen, die aus dem fernen All auf ihre Teleskope treffen und daraus müssen sie alles ableiten, was sie wissen wollen. Erstaunlicherweise funktioniert das ziemlich gut! Und zwar nicht nur bei Himmelskörpern, die man auch tatsächlich sehen kann, sondern sogar bei denen, die nicht sichtbar sind. Den extrasolaren Planeten zum Beispiel.

Von den knapp 1000 bekannten extrasolaren Planeten haben wir nur eine Handvoll direkt gesehen. Denn so gut wie immer wird der kleine Planet vom viel helleren Stern komplett überstrahlt. Nur in ein paar Ausnahmefällen gelang es, das vom Planeten reflektierte Sternenlicht direkt im Teleskop zu beobachten. Aber auch wenn man die Planeten nicht direkt gesehen hat, hat man doch erstaunlich viele Informationen über sie gewinnen können. Die verschiedenen Entdeckungsmethoden habe ich in meiner Serie “Die wunderbare Welt der Exoplaneten” erklärt. Eine davon ist die Transitmethode. Mit ihren werden mittlerweile die meisten Planeten gefunden. Man beobachtet dabei einen Stern und hofft, dass ein Planet an ihm vorüber zieht. Dann blockiert er ein wenig vom Licht des Sterns und der wird ein bisschen dunkler. Natürlich klappt das nur, wenn man genau im richtigen Winkel auf das Planetensystem blickt und man braucht schon ein wenig Glück, um so Planeten zu finden. Aber da draußen sind jede Menge Sterne und wenn man genug davon betrachtet, dann findet man auch etwas. Mit dieser Methode kann man herausfinden, wie groß der Planet ist, auch wenn man ihn gar nicht sieht. Denn natürlich wird der Stern um so dunkler, je größer der Planet ist. Man kann auch herausfinden, wie schnell er sich bewegt (je schneller, desto kürzer ist die Verdunkelungsphase) und damit auf den Abstand zum Stern schließen (dabei hilft das dritte Keplersche Gesetz). Aber man weiß nichts über die Masse des Planeten. Und auch nichts darüber, wie “schief” die Bahn des Planeten im Raum liegt.

Die Masse ist relativ leicht herauszufinden. Dafür kann man eine andere Methode benutzen, die “Radialgeschwindigkeitsmethode”. Hier misst man nicht die Helligkeit des Sternenlichts, sondern seine Bewegung. Die Gravitationskraft des Planeten lässt den Stern ein klein wenig hin und her wackeln. Mal wackelt er auf uns zu und dann wieder von uns weg. Das kann man an einer Verschiebung der Spektrallinien erkennen (wie das genau funktioniert habe ich hier erklärt). Mal sind sie zum roten Ende des Lichtspektrums verschoben, mal zum blauen Ende.

Man kann im Prinzip bei jedem Stern mit einem Planeten auch eine entsprechende Verschiebung der Spektrallinien messen (vorausgesetzt die Instrumente sind genau genug), aber nicht bei jedem Stern mit einem Planeten sieht man auch einen Transit, weil das ja vom Blickwinkel abhängt. Aber wenn man einen Transit sieht, dann kann man auch nach einer Verschiebung der Spektrallinien suchen. Damit kann man dann nicht nur die Masse des entdeckten Planeten bestimmen, sondern auch noch die Neigung seiner Bahn. Das geht mit dem Rossiter-McLaughlin-Effekt und der zeigt ganz wunderbar, wie kreativ die Astronomen werden können, wenn sie etwas über Dinge herausfinden wollen, die sie nicht sehen können.

Der Effekt der Radialgeschwindigkeit ist nicht schwer zu verstehen. Im gleichen Rhythmus in der sich der Planet um den Stern bewegt, wackelt auch der Stern. Misst man also die Geschwindigkeit, mit er auf uns zu kommt bzw. sich von uns entfernt, dann wird sie sich periodisch ändern. Und je stärker die Änderung ist, desto schwerer ist der Planet. Das hat aber noch nichts mit dem Rossiter-McLaughlin-Effekt zu tun. Um den zu finden, muss man ganz genau schauen. Man muss den Stern genau in dem Moment beobachten, in dem der Planet vor ihm vorüber zieht.

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!

Kommentare (29)

  1. #1 Stefan K.
    23. April 2013

    Wieder Mal ein sehr lehrreicher Artikel! (vor allem, weil ich ihn irgendwie auch als ausführlichere Antwort auf meine Frage zu Transit und radialgeschwindigkeit von letzter Woche sehe 😉 Ich weiß schon, es gibt’s wohl eher keinen kausalen Zusammenhang, aber ich sag trotdzem mal: Super service, danke!!! 😉

  2. #2 Dietmar
    23. April 2013

    Nur in ein paar Ausnahmefällen gelang es, das vom Planeten reflektierte Sternenlicht direkt im Teleskop zu beobachten.

    Das ist so grandios! Wenn man bedenkt, dass man vor wenigen Jahrzehnten nur schlierige Fotos von den Planeten des eigenen Systems hatte! Wahnsinn.

  3. #3 Gregor Weidninger
    23. April 2013

    Was ich immer wieder faszinierend finde ist die Messgenauigkeit der Instrumente, die dabei eingesetzt werden.
    Die Rot/Blauverschiebung muss doch beinahe nicht messbar sein. Und das auch noch auf diese Entfernung.
    Toll.

    Wie hoch ist eigentlich die Messabweichung für die Bahnneigung/Masse/Größe/Distanz etc. der Planeten?

  4. #4 Florian Freistetter
    23. April 2013

    @Gregor: Wie groß die Werte sind, siehst du ja an den Skalen der Bilder. Sind ein paar 10 Meter pro Sekunde. Also der Stern wackelt ungefähr so schnell wie ein Auto im Stadtverkehr…

  5. #5 Alderamin
    23. April 2013

    @Gregor Weidninger

    Die Rot/Blauverschiebung muss doch beinahe nicht messbar sein. Und das auch noch auf diese Entfernung.

    Neulich stand in einem Artikel by Sky&Telescope, dass die Doppler-Geschwindigkeit irgendeines Sterns, bei dem Kepler, CoRot oder HARPS einen Planeten entdeckt hatte, nur 0,3 m/s war, was empirisch ermittelt der Geschwindigkeit entsprach, mit dem der kleine Sprössling eines der Redakteure sich krabbelnd fortzubewegen vermochte. Dies als Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit, das ist die derzeit mögliche Messgenauigkeit für den Doppler. Etwa 1 ppb.

  6. #6 Alderamin
    23. April 2013

    @Gregor Weidninger

    Hab’ den Artikel gefunden, es war HARPS, der Planet ɑ Cen Bb, die Geschwindigkeit war 0,51 m/s und der Sohnemann der Redakteurin schaffte in “Feldtests” die genannten 0,3 m/s 😉

  7. #7 Florian Freistetter
    23. April 2013

    @Gregor, Alderamin: Ach so, es ging um die Frage der aktuellen Messgenauigkeit? Ja, die liegt mittlerweile deutlich unter einem Meter pro Sekunde.

  8. #8 Alderamin
    23. April 2013

    @Florian

    Hatte ich so verstanden, und ich hatte meine Antwort losgeschickt, bevor ich Deine gelesen hatte.

    Konnte im übrigen auch nur HARPS (oder ein anderer Spektrograph) gewesen sein, Kepler und CoRot messen ja gar keine Spektren, sondern Transits durch Photometrie, ich Dummchen.

  9. #9 CM
    23. April 2013

    Sehr spannender Beitrag! Ich denke noch über folgende Frage(n) nach:

    Nehmen wir mal einen hypothetischen Planeten, der gegenüber seiner Sonne so klein ist, daß er nicht die halbe Sonne und damit nicht vollständig das blau- oder rotverschobene Licht im Transit auslöscht.

    Wenn dieser Planet einen solchen beschriebenen Transit vollzieht, kommt dann nicht zunächst ein Teil blauverschobenen Lichts mit dem rotverschobenen an und später dann umgekehrt? Sprich: Ist das Signal der Blau- bzw. Rotverschiebung durch diesen Effekt konvolutiert? Und wenn ja, groß kann so ein Effekt der Kovolution sein? Wie wird er in der Analyse berücksichtigt?

    (Das klingt jetzt vielleicht etwas laienhaft, aber irgendwie fuchst mich die Frage – vielleicht erfahre ich aber auch nur, daß das nicht zu dekonvolutieren ist bzw. der Effekt vernachlässigbar …)

  10. #10 Kilian
    23. April 2013

    “Nehmen wir mal einen hypothetischen Planeten, der gegenüber seiner Sonne so klein ist, daß er nicht die halbe Sonne und damit nicht vollständig das blau- oder rotverschobene Licht im Transit auslöscht.” Wenn man sich die Größenverhältnisse von Planeten zu Sternen und deren Abstände anschaut nehme ich doch mal an, dass die Planeten niemals die Hälfte ihres Sternes verdecken. Sonst würde man diese ja auch viel einfacher entdecken können.

  11. #11 CM
    23. April 2013

    na ja, ich hätte vielleicht schreiben sollen, daß das keine so abwegige Annahme ist 😉 Aber ich hab’ halt versucht den Gedankengang gut darzustellen – ist vielleicht etwas übertrieben gewesen.

  12. #12 Alderamin
    23. April 2013

    @CM

    Zunächst bedeckt der Planet ein winziges Bisschen der blauverschobenen Seite und dann der rotverschobenen Seite des Sterns. Man muss das Spektrum stark aufweiten (Echelle-Spektrograph) und dann die Helligkeit über der Wellenlänge messen; dies auch noch über die Zeit.

  13. #13 Florian Freistetter
    23. April 2013

    @CM: W”Nehmen wir mal einen hypothetischen Planeten, der gegenüber seiner Sonne so klein ist, daß er nicht die halbe Sonne und damit nicht vollständig das blau- oder rotverschobene Licht im Transit auslöscht.”

    Naja, das ist sowieso immer der Fall. Ein “Planet” der halb so groß wie ein Stern ist, wäre kein Planet mehr, sondern ein kleiner Stern oder brauner Zwerg.

  14. #14 Florian Freistetter
    23. April 2013

    @Alderamin: “Fährt man das Spektrum dann noch mit einem Spalt ab”

    Da bin ich überfragt. Ich hab selbst ja so gut wie nie beobachtet, und wenn, dann wars immer nur Photometrie.

  15. #15 Alderamin
    23. April 2013

    @Florian

    Fährt man das Spektrum dann noch mit einem Spalt ab, um die Helligkeit in den verschiedenen Spektralfarben exakt zu messen, oder macht man das einfach über die Pixelhelligkeit auf einem flächigen Sensor, der das ganze Spektrum (bzw. einen gewissen Ausschnitt davon) gleichzeitig aufnimmt?

  16. #16 Alderamin
    23. April 2013

    Hab’ selbst mal im Paper gesucht, da steht bei der einzigen gemessenen Kurve (Figure 3), dass man dafür mit dem HIRES-Spektrographen am Keck-Teleskop gearbeitet hat. Der sieht so aus. Also kein extra Spalt, man nimmt das Spektrum auf einen Schlag auf und nimmt dann wohl die Pixelwerte zur Helligkeitsmessung.

  17. #17 McPomm
    23. April 2013

    Hab’ den Artikel gefunden, es war HARPS, der Planet ɑ Cen Bb, die Geschwindigkeit war 0,51 m/s

    Also Genauigkeiten bis 0,01 m/s. Ist schon Wahnsinn. Da solch ein Planetendurchgang mehrere Stunden (in den Diagrammen 4h) dauert, muss ja auch noch der Relativgeschwindigkeitsvektor des Teleskops gegenüber des Beobachtungssterns so genau bekannt sein und herausgerechnet werden. Oder nicht?

  18. #18 Florian Freistetter
    23. April 2013

    @McPomm: “muss ja auch noch der Relativgeschwindigkeitsvektor des Teleskops gegenüber des Beobachtungssterns so genau bekannt sein und herausgerechnet werden. Oder nicht?”

    Klar, du musst die ganzen anderen Bewegungen rausrechnen. Die Erde bewegt sich ja auch um die Sonne und dreht sich und das Meßgerät checkt nicht, ob es der Stern ist, der wackelt, oder das Teleskop auf der Erde.

  19. #19 Alderamin
    23. April 2013

    @McPomm

    Nicht unbedingt, man hat ja die unverschobene Mitte der Spektrallinie, die man betrachtet, als Referenz. Also auch wenn sich z.B. die Richtung des Vektors der Erddrehung während der Beobachtung ändert, dann sollte man den Effekt, wenn man ihn auf die Mitte einer Linie bezieht, eigentlich unverändert sein.

    Ganz anders bei der Messung des Doppler-Wackelns des gesamten Sterns durch den umlaufenden Planeten, da muss man die Erdbewegung genau berücksichtigen, weil man keine solche Referenz hat.

    Schon einmal war man auf einen scheinbaren Planeten mit der Umlaufzeit von exakt auf den Tag eines halben Erdjahres hereingefallen. Der so entdeckte Planet war natürlich die Erde.

  20. #20 schlotte
    23. April 2013

    Wow….das ist genial….

  21. #21 Luk
    23. April 2013

    coole Sache dieser Effekt.

    Allgemein zum Thema Radialgeschwindigkeit (wurde weiter oben ja ziemlich thematisiert)

    http://en.wikipedia.org/wiki/ESPRESSO

    kurz: Geschwindigkeiten von “ein paar cm/s” sollen gemessen werden (maximal 10cm/s).

  22. #22 Luk
    23. April 2013

    oh ich seh grad:

    am E-ELT soll ein Instrument installiert werden “CODEX” das weniger als 2cm/s genau sein soll.

  23. #23 Gregor Weidninger
    24. April 2013

    @Alderamin und Florian Freistetter

    Danke für die Info.
    Hab aber noch eine Nachfrage:
    Wenn die Messabweichung deutlich unter +/-1m/s ist, wie kann ich dann einen extrasolaren erdähnlichen Planeten auch nur annähernd ausmessen?
    Ich nehme Bezug auf den von Luk genannten http://en.wikipedia.org/wiki/ESPRESSO Artikel.
    “Earth induces a radial-velocity variation of 9 cm/s on our Sun”
    Selbst wenn ich nur +/-10cm/s Abweichung rechne könnte ich doch nur einen solchen Planeten doch nur sehr ungenau berechnen?!

    Und: Nimmt die Messabweichung nicht mit der Entfernung des Planeten/der Sonne von der Erde zu?
    Ich meine die Bahn um einen Planeten um einen Stern in z.B. 1 Lichtjahr Entfernung kann ich doch sicher genauer bestimmen als die um einen Stern im z.B. 100.000 Lichtjahren Enfernung?

  24. #24 Alderamin
    24. April 2013

    @Gregor Weidninger

    Wenn die Messabweichung deutlich unter +/-1m/s ist, wie kann ich dann einen extrasolaren erdähnlichen Planeten auch nur annähernd ausmessen?

    Indem er näher an seinem Stern als die Erde an der Sonne ist. Dann ist seine Geschwindigkeit höher und die seines Sterns ebenfalls. Oder indem er massiver ist. Bisher sind ja auch nur Supererden und größere Planeten mit der Doppler-Methode vermessen worden, wenn ich mich nicht irre. Die Transit-Methode hat allerdings schon kleinere Planetenkandidaten entdeckt. Um die Dichte festzustellen, braucht man aber Radius und Masse, also zusätzlich eine Messung des Doppler-Shifts. Die Transit-methode misst nur den Durchmesser.

    Und: Nimmt die Messabweichung nicht mit der Entfernung des Planeten/der Sonne von der Erde zu?

    Die Genauigkeit hängt hauptsächlich von der Menge an Signal ab, die man hat, d.h. von der Sternenhelligkeit. Die wiederum hängt stark vom Sternentyp ab. Ein M-Zwerg erscheint aus ein paar Lichtjahren so hell wie die Sonne aus ein paar hundert Lichtjahren und massive Sterne sieht man tausende Lichtjahre weit. Natürlich nimmt die Helligkeit grundsätzlich mit der Entfernung ab. Und es gibt sehr viel mehr kleine, schwache Sterne als große. Und kleine, schwache Sterne werden mehr von ihren Planeten “geschüttelt”, als große. Und ihre habitable Zone ist enger, d.h. Planeten in der habitablen Zone verursachen mehr Doppler-Shift als bei großen Sternen. Also wird man erheblich mehr habitable Planeten in unserer nahe Umgebung finden, als weiter weg.

  25. #25 McPomm
    24. April 2013

    Ich bin auch immer fasziniert davon, wie man die Bewegungen der Kontinente misst. Das geschieht auch über Radioastronomie (astronomische Interferometrie): VLBI.
    Da werden mittlerweile Messgenauigkeiten im Millimeterbereich (mm/Jahr) erreicht.

    Da gibt es eine IAU-Liste von weit entfernten astronomischen Objekten, mit deren Hilfe das Internationale Himmelsreferenzsystem erstellt wird.

    Auch dort benötigt man zur Korrektur die Erdrotationsdaten. Diese kommen übrigens vom Internationalen Dienst für Erdrotation und Referenzsysteme, der alle diese ganzen Messungen offenbar übergreifend koordiniert (IERS).

  26. #26 Florian Freistetter
    24. April 2013

    @Gregor: “Wenn die Messabweichung deutlich unter +/-1m/s ist, wie kann ich dann einen extrasolaren erdähnlichen Planeten auch nur annähernd ausmessen?”

    Was genau meinst du mit “ausmessen”?

    Erdähnliche Planeten findet man derzeit nur mit der Transitmethode; da gehts um Helligkeitsmessungen.

  27. #27 Alderamin
    24. April 2013

    @Florian

    Stimmt, ich hatte gedacht, bei Kepler 62 e und f hätte man die Massen mittels Dopplershift-Methode gemessen, aber laut Paper wurden die nur geschätzt, da man gerade keinen Doppler-Shift oberhalb des Rauschens feststellen konnte. Dabei kam dann für e eine untere Obergrenze von 150 Erdmassen heraus, für f von 35. Zum Vergleich: Uranus hat 14 Erdmassen, Saturn 95 und Jupiter 318. Daraus kann man lediglich folgern, dass es Planeten und nicht etwa weiße oder braune Zwerge sind. Aufgrund des Radius und ihres Alters wurde dann geschätzt, dass die Planeten keine dichte primordiale Atmosphäre mehr haben können und somit wohl fest (“rocky”) sein müssten.

    Wenig konkretes.

  28. #28 Gregor Weidninger
    24. April 2013

    @Florian:
    Ich sehe schon, ich drücke mich nicht genau genug aus:
    Bin halt kein Wissenschaftler.

    Noch ein Versuch.:
    Ganz allgemein:
    Wenn ich einen Wert x messe, wie exakt ist dieser?
    Aus dem Wert x berechne ich ja Größe, Masse, Planetenbahn, was auch immer.
    Wenn der gemessene Wert x von dem wahren Wert x abweicht, so ist der Planet ja auch kleiner/größer, massereicher/masseärmer, näher/ferner der Sonne was auch immer.

    Kann es also sein, dass wenn ein Planet gefunden wird, der doppelt so groß wie die Erde ist, gleich schwer wie die Erde ist und in der habitablen Zone liegt aber in Wahrheit dreimal so groß, zweimal so schwer, und außerhalb der habitablen Zone liegt?
    (Die Werte habe ich völlig beliebig gesetzt!)

    Also wie hoch ist die Messabweichung?
    +/-0,00001%?
    +/-1%?
    +/-100%?

  29. #29 Alderamin
    24. April 2013

    @Gregor Weidninger

    Also wie hoch ist die Messabweichung?

    Das kann man so nicht allgemein sagen, höchstens für den Einzelfall, und dann auch nur für Planeten mit bekannter Bahnebene. Den Dopplershift kann man halt auf einige 10 cm/s genau messen. Ob das dann 100% Abweichung ausmacht oder nur 10% hängt davon ab, wie groß der absolute Effekt ist, und der wiederum hängt von vielen Faktoren ab, Masse des Planeten, Entfernung des Planeten vom Stern und vor allem die Bahnneigung des Planeten gegen die Sichtlinie, die außer bei Transitplaneten unbekannt ist und dann einen sehr großen Fehler von mehreren 100% verursachen kann (theoretisch nach oben sogar unbegrenzt).

    Wie man an den oben von mir ziitierten Zahlen aus dem Kepler-Paper sieht, ist die Messgenauigkeit für kleine Planeten in großer Sternentfernung ohnehin ziemlich mies, selbst wenn es ein Transitplanet ist und damit die Bahnebene bekannt ist. Die betrachteten Kepler-62-Planeten hätten, wenn sie die Dichte der Erde hätten, 2,7- und 4-fache Erdmasse (1,4 und 1,6 Erddurchmesser), aber die Messgenauigkeit reicht nur für 36 und 150 Erdmassen, unterhalb denen der wahre Wert liegen muss. Die Werte sind genauer, wenn der Planet enger um seinen Stern kreist, aber dann ist er garantiert nicht mehr habitabel.