Die Größe eines Planeten ist Ansichtssache. Wortwörtlich, denn es kommt immer darauf an, in welchem Licht man einen Himmelskörper betrachtet. Bei der Suche nach extrasolaren Planeten hat man sich bis jetzt im wesentlichen auf das sichtbare Licht beschränkt; also den Bereich des elektromagnetischen Spektrums den auch wir Menschen mit unseren Augen wahrnehmen können. Die beiden Weltraumteleskope Kepler und CoRoT haben zum Beispiel in den letzten Jahren hunderttausende Sterne beobachtet und darauf geachtet, ob manche von ihnen regelmäßig blinken. Denn der Grund für diesen periodischen Helligkeitsabfall könnten Planeten sein, die den Stern umkreisen und immer wieder einen Teil seines Lichts blockieren. Wie viel Sternenlicht durch einen Planeten blockiert wird, hängt natürlich von seiner Größe ab. Aber nicht alle Planeten sind feste Kugeln aus Metall und Gestein, so wie unsere Erde. Manche bestehen fast komplett aus Atmosphäre und bei diesen Gasriesen spielt auch die Zusammensetzung eine wichtige Rolle, denn sie bestimmt die “Größe”, die wir beobachten. Die Schichten der Atmosphäre, die das Licht des Sterns durchdringen kann, sind für uns quasi unsichtbar und tragen nichts zur beobachtbaren Größe bei. Ein Gas kann aber bei bestimmten Lichtwellenlängen durchlässig sein und bei anderen nicht. Wenn wir immer nur einen einzigen Bereich des gesamten Lichtspektrums für die Beobachtungen nutzen, verpassen wir also einiges. Aber das ändert sich langsam. Vor kurzem gelang die erste Detektion eines planetaren Transits im Röntgenlicht.

HD 189733b ist ein großer Planet aus Gas; größer noch als Jupiter, der größte Planet in unserem Sonnensystem. Er umkreist einen 63 Lichtjahre entfernten gelben Zwergstern in unmittelbarer Nähe. Seine Umlaufbahn ist so eng, dass er nur 2 Tage für eine Runde um den Stern braucht. Wegen dieser kurzen Distanz ist es auf dem Planeten auch enorm heiß; die Temperaturen betragen um die 1000 Grad. Der Planet machte vor kurzem Schlagzeilen, weil man mit dem Hubble-Teleskop seine Farbe bestimmen konnte. HD 189733b ist blau – was uns natürlich sofort an große Ozeane aus Wasser denken lässt. Die kann es dort aber nicht geben, denn der Planet hat keine feste Oberfläche und ist, wie schon gesagt, über 1000 Grad heiß. Die Farbe entsteht durch winzige Staubteilchen in der oberen Atmosphäre, die das blaue Licht stärker streuen als das rote und ihn so tief-blau erscheinen lassen.

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Aber es soll ja nicht schon wieder um das sichtbare Licht gehen. Da wir Menschen uns von allen Sinnen am meisten auf unsere Augen verlassen, ist es zwar verständlich, dass wir uns dafür interessieren, wie die Dinge für uns aussehen. Aber wir lernen mehr, wenn wir auch andere Augen zulassen. Zum Beispiel die großen Röntgenaugen von Chandra und XMM-Newton. Das sind zwei Weltraumteleskope, die Röntgenstrahlung beobachten können. Die wird von Sternen, schwarzen Löchern, Galaxien, Quasaren und jeder Menge anderer Himmelskörper erzeugt und wir können viel aus ihrer Beobachtung lernen. In der Exoplanetenforschung hat man sich aber bis jetzt eher wenig mit Röntgenstrahlung beschäftigt. Katja Poppenhaeger, eine deutsche Astronomin von der Hamburger Sternwarte die demnächst am Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics arbeiten wird, hat das geändert.

Sie war daran interessiert, ob man planetare Transits auch im Röntgenlicht beobachten kann. Die Erde zum Beispiel ist im Röntgenlicht betrachtet 100 Kilometer größer als im optischen Licht, da die äußeren Schichten ihrer Atmosphäre Röntgenlicht absorbieren, das normale Licht aber durchlassen. Solche Beobachtungen wären auch für die Exoplaneten interessant, denn dann wüssten wir, wie weit sich die obersten Atmsphärenschichten der großen Gasriesen ins All erstrecken. Poppenhaeger hat ihre Suche in den Archiven begonnen. Mit etwas Glück hatte eines der Röntgenteleskope genau in dem Moment auf einen Stern geblickt, in dem dort gerade ein Planet vorüber zog. Aus den optischen Beobachtungen von Kepler, CoRoT und den anderen Teleskopen und ihren Entdeckungen wusste man ja schon, welche Sterne Planeten haben und wann sie vor dem Stern vorüber ziehen. Und bei HD 189733b hatte Katja Poppenhaeger Glück. Ein bisschen zumindest.

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Kommentare (17)

  1. #1 Alderamin
    6. August 2013

    Ganz schön clever. Und verblüffend. Röntgenstrahlung geht nicht durch die Atmosphäre, aber Licht. Obwohl sie sonst durch den menschlichen Körper geht (klar, kommt auf die Beleuchtungsstärke und die Wegstrecke an).

    Nun schirmt die Erdatmosphäre auch andere Strahlung ab, z.B. hartes UV (dank Ozonschicht). Da könnte man je evtl. bei anderen Wellenlängen ebenfalls andere Durchmesser bestimmen und daraus Rückschlüsse über die Dichte und Zusammensetzung der Planetenatmosphäre schließen. Ganz ohne Spektroskopie.

  2. #2 Frank Melle
    6. August 2013

    @Florian

    Du schreibst, dass die Erde 100 km größer erscheint. Hat das etwas mit der Kármán-Linie zu tun?

  3. #3 Florian Freistetter
    6. August 2013

    Nein, gar nicht. Diese 100 km Linie ist nur eine recht willkürliche Grenze zwischen Erde und All.

  4. #4 Frank Melle
    6. August 2013

    Also bloß Zufall, dass die Höhenangaben identisch sind? Oder habe ich das mit deinen 100 km vllt falsch verstanden?

    Ich frage deswegen, weil ich mir den Atmosphärenaufbau auf Wiki angeschaut habe.
    Die Mesopause liegt etwa bei 80-85 km, kann aber auch schon bis 100 km reichen (Temperaturabhängigkeit). Daran schließt sich die Thermosphäre an bis eta 500 km.

    Wenn jetzt die Absorption der Röntgenstrahlung nur bis zu einer gewissen Höhe stattfindet, hängt das dann in diesem Fall mit der Mesopause zsm? Oder wird auch in der Thermosphäre noch Röntgenstrahlung absorbiert? Falls ja, muss das ja im unteren Bereich der Thermosphäre stattfinden. Heißt das im Umkehrschluss, dass die Thermosphäre im unteren Bereich nahe der Mesopause dichter ist, als weiter oben?

    Oder sind das alles fließende Übergänge und die Abgrenzungen nur grob gehalten?

  5. #5 Frank Melle
    7. August 2013

    Bzw. mir ist nicht ganz klar, bis zu welcher Höhe Licht absorbiert wird und bis zu welcher Höhe Röntgenstrahlung.
    Worauf werden denn diese 100 km drauf gerechnet?

  6. #6 Florian Freistetter
    7. August 2013

    @Frank Melle: “Also bloß Zufall, dass die Höhenangaben identisch sind? “

    Ja.

    “Oder sind das alles fließende Übergänge und die Abgrenzungen nur grob gehalten?”

    Natürlich ist das alles fließend; auch die Schichten der Atmosphäre varieren ein wenig und die ganzen Höhenangaben sind keine exakten werte.

  7. #7 Alderamin
    7. August 2013

    @Frank Melle

    Zumal der Durchmesser der Erde 200 km größer sein müsste, wenn die Karman-Linie die Grenze wäre, oberhalb der Röntgenstrahlung durchkäme. Sie gilt ja beidseitig der Erdkugel.

  8. #8 Jürgen
    7. August 2013

    Hallo,

    Was bedeutet “regelrecht verdampft” ? Ist damit das entweichen der Gase gemeint oder der Phasenübergang von einer Flüssigkeit zum einem Gas? Ich vermute mal das Erstere.

  9. #9 Florian Freistetter
    7. August 2013

    @Jürgen: Die Atmosphäre wird so weit aufgeheizt, dass sie sich ins All verflüchtigt.

  10. #10 Frank Melle
    7. August 2013

    Danke @Florian und @Alderamin

    Nur verstehe ich nun immer noch nicht so genau, ab welcher Höhe (vom Erdboden ausgehend) Licht nicht mehr absorbiert wird bzw. ab welcher Höhe Röntgenstrahlung nicht mehr absorbiert wird.

  11. #11 Florian Freistetter
    7. August 2013

    @Frank Melle: Naja, sichtbares Licht wird ja ganz offensichtlich NICHT absorbiert, ansonsten würden ja nix sehen vom Weltall.

    Dieser Artikel und die Grafiken dort sollten helfen: http://de.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A4risches_Fenster

  12. #12 Alderamin
    7. August 2013

    @Frank Melle

    Das ist reine Definitionssache. Auch Licht wird zu gewissen Teilen und abhängig von der Wellenlänge in jeder Höhe absorbiert (deswegen geht die Sonne rot unter: der Lichtweg druch die Atmosphäre ist bei tief stehender Sonne lang und alles andere als Rot wird absorbiert bzw. gestreut). Man merkt schon auf ein paar hundert Meter Entfernung, dass helle Gebäude ein wenig bläulich verfärbt erscheinen, weil die Luft zwischen ihnen und dem Betrachter das Sonnenlicht streut.

    Röntgenlicht wird nur viel stärker als Licht absorbiert. Für die 50 km Höhe wird man wohl irgendeinen gescheiten Absorptionsfaktor zu Grunde gelegt haben. 90% Absorption oder 1-1/e oder dergleichen. Ändere diesen Schwellwert und eine andere Höhe kommt raus. Der Rand der Atmosphäre ist nicht scharf.

  13. #13 Frank Melle
    7. August 2013

    Ok, danke für die Aufklärung. Ich bin mir noch nicht sicher ob ich das zu 100% verstanden habe, aber ich lese mich gleich noch weiter ein. Da ich mich erst seit Kurzem mit diesen Dingen befasse, fällt es mir nicht immer leicht, sich das alles richtig vorzustellen.

    Wenn ich das aber richtig verstanden habe, dann sehen wir mit normalen Teleskopen lediglich nur, dass in einem anderen System ein Planet um den Stern kreist. Mit Röntgenteleskopen können wir den ungefähren Durchmesser ermitteln, aber auch diese Messung ist nicht zu 100% sicher?

    Gliese 581 b hat zb einen ungefähren Radius von 17.000 km. Mit Hilfe eines Röntgenteleskops würde man also einen größeren Radius ermitteln.

    Aber worauf beziehen sich nun diese 17.000 km? Vom Mittelpunkt bis zur Planetenoberfläche (also Gesteinskruste oder was auch immer) oder ist da schon ein Teil der Atmosphäre miteinbezogen?

  14. #14 Alderamin
    7. August 2013

    @Frank Melle

    Wenn ich das aber richtig verstanden habe, dann sehen wir mit normalen Teleskopen lediglich nur, dass in einem anderen System ein Planet um den Stern kreist. Mit Röntgenteleskopen können wir den ungefähren Durchmesser ermitteln, aber auch diese Messung ist nicht zu 100% sicher?

    Nicht ganz, auch im Optischen können wir den Durchmesser bestimmen. Der Planet und der Stern sind beide kugelförmig und erscheinen aus der Ferne als Scheiben, die wir jedoch nicht von der Erde aus als solche erkennen können, dafür sind sie viel zu klein. Stelle Dir eine dunkle Fliege vor, die vor einer hellen Straßenlaterne vorbeifliegt, nur Kilometer weit weg. Wenn der Planet vor dem Stern vorbeizieht, verdunkelt er ihn ein wenig. Hat er z.B. 1/10 des Durchmessers der Sternenscheibe, dann wird von ihm 1/100 der Sternenfläche verdeckt und die Helligkeit des Sterns sinkt um 1%. Diese Helligkeitsänderung (und ihre zeitliche Änderung und Dauer) ist alles, was man messen kann, aber das reicht aus, den Durchmesser relativ zum Stern abzuschätzen. Dazu hat man noch die Geschwindigkeit, mit der die Helligkeit absinkt, die einem etwas über die Geschwindigkeit der Bewegung des Planeten und damit über seinen Abstand vom Stern aussagt, und die Dauer der Bedeckung, die damit zusammenhängt, ob der Planet den Stern zentral oder exzentrisch passiert. Der Durchmesser des Sterns wird aus seiner Spektralklasse abgeleitet, wenn ich mich nicht irre, und der gibt einem ein absolutes Maß für den Planetendurchmesser. Wenn Gliese 581 b einen Radius von 17000 km hat, dann ist das der Radius bis zu dem Punkt, an dem die Atmosphäre oder der feste Boden kein sichtbares Licht mehr durchlässt. Jupiter hat z.B. eine Wolkenschicht, die sieht ziemlich scharf begrenzt aus, aber die Atmosphäre darüber ist weitgehend transparent und immer noch vorhanden.

    Im Artikel geht es nun darum, dass der Planet im Röntgenlicht erheblich größer erscheint, weil ein optisch transparenter Teil der Atmosphäre kein Röntgenlicht durchlässt. Dies sagt etwas darüber aus, wie weit sich der im Optischen unsichtbare Teil der Atmosphäre in den Weltraum erstreckt, d.h. wie sehr der Planet durch seine hohe Temperatur aufgebläht wird. Im Sonnensystem gibt’s nämlich keine Entsprechung zu einem heißen Jupiter – unser Jupiter ist kalt und der innere Planet Merkur hat keine Atmosphäre. Außerdem ist gemessen am Standard von heißen Jupitern sehr weit von seinem Mutterstern entfernt.

  15. #15 Compuholic
    8. August 2013

    dann wird von ihm 1/100 der Sternenfläche verdeckt und die Helligkeit des Sterns sinkt um 1%

    Ist zwar wahrscheinlich Korinthenkackerei aber ich bin mir relativ sicher das man das so nicht rechnen kann, weil die Intensität ja nicht über die ganze Scheibe gleichmäßig ist. Keine Ahnung wie groß der Unterschied ist. Vielleicht rechne ich es mal durch, wenn ich Zeit habe…

  16. #16 Alderamin
    8. August 2013

    @Compuholic

    Du hast völlig Recht, wobei die Randverdunklung keine einheitliche Funktion hat (obwohl man einfache Modelle zugrunde legen kann; besser ist, einen Fit für das beste Modell zu entwickeln). In Wahrheit ist das alles viel komplexer als hier dargestellt, wie dieser Link zeigt (Vorsicht, 15 MB). Eine schöne Übersicht über die Transit-Lichtkurvenanalyse gibt dieser kurze Artikel.

  17. #17 Compuholic
    8. August 2013

    @Alderamin: Großartige Links, danke.