Neben den Vorträgen von allgemeinen Interesse am Vormittag gibt es bei der Tagung der Astronomischen Gesellschaft am Nachmittag immer jede Menge spezielle Meetings. Bei den vielen unterschiedlichen Sessions, die da parallel ablaufen ist es gar nicht so einfach, sich für ein Thema zu entscheiden. Ich bin dann aber doch dorthin gegangen, wo ich mich fachlich am wohlsten fühle: zu den Exoplaneten.
Als Einstieg in das Splintermeeting über “Solar and Extrasolar Plantes” erklärt David Champion vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie, wie man mit Pulsaren die Masse der Planeten im Sonnensystem messen kann. Pulsare (schnell rotierende Neutronensternen) sind zwar sehr weit weg – aber auch sehr genau Uhren: sie verlieren nur ein Millionstel einer Sekunde in 30 Jahren (wie die besten Atomuhren).
Um die Masse der Planeten zu bestimmen, erstellt man aus der vorläufigen Periode erstmal ein Modell und berechnet wann der nächste Puls zu erwarten ist. Aus dem Unterschied zwischen Theorie und Beobachtung lässt sich das Modell verbessern. Hier müssen viele Korrekturen angebracht werden; auch die Bewegung der Erde hat einen Einfluss auf die Pünktlichkeit der Pulse. Die Bewegung der Erde wird aber von den anderen Planeten gestört – und so lässt sich die Masse der Planeten bestimmen.
Die Simulation hier zeigt, welche Abweichungen man vom normalen Pulsarsignal bekommt, wenn ein Planet wie Mars (links) oder Jupiter (rechts) die Bewegung der Erde stören.
Die so erhaltenen Werte sind gut; bei Jupiter genauer als die der Pioneer und Voyager Sonden (allerdings nicht so genau wie die der Galileo-Mission). Mit dieser Technik lassen sich allerdings auch unbekannte Planeten finden; speziell die, die sich außerhalb der Ekliptikebene befinden würden.
Tristan Röll von der Unisternwarte Jena spricht nun über die Suche nach extrasolaren Planeten mittles astrometrischen Messungen in Mehrfachsystemen. Bei der astrometrischen Methode probiert man die Position von Sternen am Himmel extrem genau zu messen – und dann nachzusehen, ob sich diese Position auf eine bestimmte Art und Weise verändert. Denn wenn ein Stern von Planeten umkreist wird, dann bleibt er dabei nicht ruhig stehen sondern “wackelt” selbst ein wenig hin und her. Genaugenommen umkreisen nämlich nicht die Planeten einen Stern sondern alle zusammen kreisen um den gemeinsamen Massenschwerpunkt. Wenn man nun also so ein periodischen Kreisen eines Sterns beobachten könnte, dann kann man daraus auf die Existenz von Begleitern bzw. Planeten schließen. Natürlich sind die Effekte sehr gering – und darum ist so eine Messung ziemlich schwierig. Besonders wenn man sie vom Erdboden aus machen will…
Um solche Planeten zu sehen, braucht man vernünftigerweise eine Auflösung von 0.4 Bogensekunden. Erstes Beobachtungsobjekt der Astronomen war HD 19994; ein Stern mit einem Planeten von dem man weiß, dass er Teil eines Doppelsternsystems ist. Die Beobachtungen liefen aber nicht wie erwartet. Anstatt des schwachen Signals vom einen Stern das vom Planet verursacht wird hat man ein viel, viel stärkeres Signal gemessen. Genauere Untersuchungen zeigten, dass es vom anderen Teil des Doppelsternsystems kam. So wie es aussieht, ist HD 19994 kein Doppel- sondern ein Dreifachsternsystem…
Die Schwierigkeiten der astrometrischen Methode zeigt auch Rainer Köhler vom Zentrum für Astronomie der Uni Heidelberg. Seine erste Folie fasste das Problem gut zusammen:
Rechts ist hier zu sehen, wie die Sonne sich auf Grund des gravitativen Einfluss von Jupiter bewegen würde; gesehen aus 100 Parsec Entfernung. In diesem Bild scheint die Bewegung deutlich sichtbar zu sein – aber die Skalen (in Millibogensekunden) zeigen, dass so etwas immer noch sehr schwer zu detektieren ist.
In seinem (eher technischen) Vortrag erklärt Köhler dann, wie man mit dem PRIMA-Instrument (Phase Referenced Imaging and Microarcsecond Astrometry) des Very Large Telescopes (VLT) der Europäischen Südsternwarte bessere astrometrische Aufnahmen gewinnen kann. Allerdings wohl erst ab 2012, wenn die routinemäßigen Beobachtungen starten werden. Momentan befindet man sich nämlich noch in der Erprobungsphase.
Vor der Kaffeepause wird von der Astrometrie zur Transitmethode gewechselt. Sascha Grziwa vom Rheinischen Institut für Umweltforschung erzählt etwas über den Nachweis von Bedeckungsveränderlichen. Das sind Doppelsterne, die von der Erde aus gesehen immer wieder genau in einer Linie stehen. Die gemessene Gesamthelligkeit dieses Doppelstern schwankt also immer wieder in periodischen Abständen weil immer wieder mal der eine den anderen verdeckt. Aber warum spricht man in einer Session über Exoplaneten über Doppelsterne?
Bedeckungsveränderliche Doppelsterne stellen ein großes Problem dar, wenn man mit der Transitmethode nach Exoplaneten suchen will. Denn so ein Bedeckungsveränderlicher erzeugt im Prinzip genau das gleiche Signal wie ein Exoplanet, der auf seiner Umlaufbahn immer wieder vor der Scheibe des Sterns vorüberzieht und so dessen Licht verdunkelt.
In der Praxis detektiert man also jede Menge Exoplanetenkandidaten (manchmal mehr als 700…) – muss dann aber erstmal mühsam die ganzen Doppelsterne aussortieren, bevor man wirklich sagen kann, wieviele Planeten man gefunden hat. Sascha Grziwa arbeitet für die CoRoT-Mission. Dieses Weltraumteleskop will gerade die durch Exoplaneten verursachten Helligkeitsschwankungen finden – und darum ist es äußerst sinnvoll, wenn sich die CoRoT-Mitarbeiter auch mit den Bedeckungsveränderlichen beschäftigen. Denn nur wenn man genau weiß, wie sich die Lichtkurven von Doppelsternen von denen der Exoplaneten unterscheiden, kann man wirklich Exoplaneten finden. So wurden beispielsweise aus einem Datensatz von 17071 Lichtkurven 1130 Kandidaten herausgefiltert – und von denen konnten dann 248 eindeutig als Doppelsterne identifiziert – und damit als Exoplaneten verworfen – werden (was aber nicht heisst, dass die übrigen nun alle Planeten sind…)
Nach der Pause ging es gleich weiter mit CoRoT. Zuerst erklärte Anders Erikson vom DLR wie gut CoRoT eigentlich ist. Bei etwa 200 Detektionen pro Beobachtungslauf sollten etwa 2 bis 4 neu entdeckte Planeten rausspringen. Wie das mit der Entdeckung genau abläuft, hat im nächsten Vortrag Sciencebloggerin Ludmila verraten. Sie sprach speziell über die deutsche Beteilung an CoRoT. Die Frage ist: Wie kann man mehrere Transits in einer einzigen Lichtkurve identifizieren? (Denn um wirklich sicher sein zu können, dass man einen Planeten entdeckt hat, muss man mehr als einen Transit beobachten…) Die Vorträge sind hier leider sehr kurz; nur 10 Minuten stehen pro Person zur Verfügung. Aber wenn Wissenschaftler auch noch bloggen, dann ist das kein Problem – dann kann man alles Wissenswerte über Transits auch in ihren Blogs nachlesen 😉 Z.B. hier und hier. In ihrem Vortrag ging Ludmila noch ein wenig in die Tiefe und hat genau erklärt, wie die automatisierten Algorithmen arbeiten, die aus den CoRoT-Daten die Exoplanetentransits herausfiltern. Denn nicht überall, wo ein Transit detektiert wird, steckt auch ein Planet drin. Wie Sascha Grziwa schon vor der Kaffeepause erklärt hat, muss man hier immer erst die eventuellen Doppelsterne rausfiltern bevor man mit der eigentlichen Analyse anfangen kann. Und das ist wirklich knifflig und harte Arbeit (also ärgert Ludmila nicht so viel mit nervigen Kommentaren 😉 )
Szilard Csizmadia vom DLR spricht im nächsten Vortrag über die Genauigkeit, mit der man die Eigenschaften von Exoplaneten mit CoRoT bestimmen kann. Denn da gibt es jede Menge Möglichkeiten, Fehler zu machen. Wenn man beispielsweise die Parameter des Sterns nicht genau kennt, dann beeinflusst das die Interpretation eines Transits enorm. Die Masse des Planetes lässt sich mit der Transitmethode auch nicht wirklich bestimmen; dazu braucht man Radialgeschwindigkeitsmessungen die wieder neue Fehlerquellen mit sich bringen. Ebenso problematisch ist die Tatsache, dass man die Entfernungen zu den Sternen nicht immer genau kennt. Will man also die Eigenschaften eines extrasolaren Planeten möglichst genau bestimmen, so reicht es nicht, einfach nur einen Transit zu messen. Man muss sich auch intentsiv mit den Eigenschaften des Sterns beschäftigen und probieren sie durch zusätzliche Beobachtungen so genau wie möglich zu bestimmen. Die Transitmessungen selbst sind aber auch nicht so einfach, wie man denken möchte. Hier machen einem Phänomene wie das “Limb Darkening” also die “Randverdunkelung” der Sterne das Leben schwer…
CoRot und verwandte Mission wie Kepler laufen zwar so, wie sie sollen. Aber es schadet nie, sich Gedanken über die Zukunft zu machen. Das macht Heike Rauer von der TU Berlin und spricht über eine zukünftige Mission: PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars). So wie bei CoRoT sollen auch mit PLATO Transits von Exoplaneten gemessen werden – allerdings nur, wenn die Mission auch von der ESA zur Realisierung ausgewählt wird. Dann soll der Start des Weltraumteleskops 2018 erfolgen. PLATO wird dann wirklich gut sein. Sterne bis zur Magnitude 15-16 sollen beobachtet werden können und man wird Planeten finden zu können, deren Radius dem der Erde entspricht – und dann hoffentlich endlich einen halbwegs kompletten Überblick über die kleinen Exoplaneten bekommen. Das soll ja auch die NASA-Mission Kepler können. Das Problem ist allerdings (und Michel Mayor hat das in seinem Vortrag heute schon angesprochen), dass man solche Planeten auch noch bestätigen muss. Und bei den Kepler-Planetenkandidaten ist das von der Erde aus enorm schwer; dazu reicht die Genauigkeit nicht. PLATO allerdings kann und wird andere Sterne beobachten die auch in der Reichweite der erdgebundenen Teleskope liegen. Die Planetenkandidaten von PLATO werden sich also wesentlich leichter bestätigen lassen als die von Kepler.
Mit Transits geht es auch gleich weiter. Diesmal probiert man nicht, sie mit ausgefeilten Weltraumteleskopen zu messen sondern mit einem (relativ) kleinen Teleskop aus Thüringen. Wie die Transitbeobachtungen der Universitätssternwarte Jena so ablaufen, erzählt Thomas Eisenbeiss. Dort beobachtet man jede Menge Sterne- und sucht dort vor allem nach “Transitzeit-Variationen”. Über die Resultate und die erste potentielle Entdeckung eines Planeten mit dieser Methode haben ich hier schon detailliert geschrieben. Neben den Transitzeit-Variationen wird an der Unisternwarte auch noch die Young Extrasolar Transit Initiative mit dem schönen Akronym “YETI” durchgeführt – eine Initiative an der viele Sternwarten überall auf der Welt beteiligt sind.
Am Ende des Meetings kommen nun auch die Theoretiker an die Reihe. Ingo Thies spricht über ein mögliches Szenario, wie “misaligned planets” entstanden sein könnten. Das sind Planeten, deren Bahnen nicht in der Rotationsebene des Sterns liegen sondern deutlich geneigt sind. Folgt man den Standardtheorien der Planetenentstehung, dann sollten alle Planeten aus einer rotierenden Staubscheibe um den Stern entstehen und solche “misalignend planets” sollte es nicht geben. Deren Existenz kann nun auf verschiedene Arten erklärt werden. Es kann natürlich immer irgendein katastrophales Ereignis stattgefunden haben – ein anderer Stern kann am System vorbeigerauscht sein und alles durcheinander gebracht haben. Oder die Gezeitenwirkung zwischen Stern und Planeten könnte die Bahnen geneigt haben. Oder aber die Phase der Akkretion bei der Planetenentstehung lief ein wenig anders ab. Thies schlägt vor, dass der Stern Material um eine sehr ausgedehnte Scheibe eines Nachbarsterns “geklaut” hat. Da diese Scheibe dann vielleicht anders orientiert ist, können auch die Bahnen der entstandenen Planeten anders geneigt sein. Mir persönlich kommt das ein wenig unwahrscheinlich vor. Immerhin braucht man auch bei dieser These eine Begegnung zwischen zwei Sternen. Und wo die “einfache” Begegnung, die die Bahnen durcheinanderschmeisst irgendwann stattfinden kann, muss diese Begegnung gerade dann stattfinden, wenn bei beiden Sternen noch keine Planeten entstanden und noch Scheiben vorhanden sind – was viel unwahrscheinlicher ist als der andere Fall. Naja – aber interessant war der Vortrag zumindest!
Im vorletzten Vortrag spricht Christiane Helling von der University St. Andrews über die Exoplaneten des Sterns WASP-12 und stellt die Frage, wie “schockierend” diese Planeten sind. WASP-12b ist der heisseste Planet, bei dem man Transits gemessen hat. Er ist schwerer als Jupiter – aber so nah an seinem Stern das er gerade mal ein wenig mehr als einen Tag braucht, um ihn einmal zu umkreisen! Der Stern reisst die Atmopshäre des Planeten quasi weg und “frisst” den Planeten auf. Die Lichtkurve des Transits zeigt auch einige Seltsamkeiten – die zum Beispiel auf einen kometenartigen Schweif zurückzuführen sein könnten (ich habe hier schon mal einen ähnlichen Fall beschrieben). Es könnten aber auch die Interaktionen zwischen Planet und dem Plasma der Sternkorona für die Unregelmäßigkeiten verantwortlich sein – dann kann ein sogenannter “ahead-shock” entstehen (und nun erklärt sich auch der Titel “The WASP-12 starplanet system: How shocking can it be?”).
Die Möglichkeiten so eines “Schockeffekts” wurde von Helling ausführlich analysiert und simuliert. Ob das aber tatsächlich so ist, muss erst noch durch genauere Beobachtungen bestätigt werden.
Der letzte Vortrag des Tages kommt von Helmut Wiesemeyer der über die Magnetosphären von AGB-Sternen (das sind kühle Sterne, bei denen die Kernfusion von Wasserstoff und Helium im Kern schon weitesgehend zum Erliegen gekommen ist) spricht und überlegt, ob es Planeten geben kann, die sich innerhalb der (dünnen) äußeren Atmopshären dieser Sterne befinden. Momentan sucht man eher bei sonnenähnlichen oder sehr jungen Sternen nach Exoplaneten. Es wäre aber auch schön herauszufinden wie es mit den Planeten bei den alten, schon weit entwickelten Sternen aussieht. Denn jeder Stern wird mal alt und man möchte gerne wissen, was dann mit den Planeten geschieht. Aber wenn die Sterne so alt sind, ist es aus verschiedensten Gründen schwierig, entsprechende Beobachtungen anzustellen bzw. schwieriger als bei den jungen und sonnenähnlichen Sternen. Helmut Wiesemeyr hat nun untersucht, wie potentielle extrasolare Planeten mit der Entwicklung der Sterne klarkommen. Einerseits verliert der Stern Masse; dadurch werden die Bahnen der Planeten größer. Dann wirft er aber auch seine äußere Atmosphäre ab wodurch die Planeten, die nun durch diese Schichten durchmüssen, abgebremst werden. Die Ergebnisse dieser Arbeit hab ich dann leider nicht mehr verstanden – aber das lag wohl daran, dass es schon wirklich spät war und der Kopf nach so vielen Vorträgen irgendwann einfach voll ist. Morgen geht es dann in neuer Frische wieder weiter!
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