Zuerst war nichts. Danach jede Menge Staub. Und schließlich komische Pseudoplaneten die tote Sterne umkreisen. Aber echte Planeten, Planeten so wie die Erde, die einen ganz normalen Stern umkreisen – die hatte man noch nicht gefunden. Man war sich sicher, dass sie irgendwo da draußen sein müssen. Aber wie findet man sie? Die bisherigen Methoden hatten nicht funktioniert. Es musste etwas Neues her!

Das Neue war die sogenannte Radialgeschwindigkeitsmethode. Im Prinzip geht es auch hier wieder um wackelnde Sterne. Man musste die Planeten ja irgendwie indirekt finden, um sie direkt im Teleskop zu sehen, sind sie zu klein und der Stern zu hell. Aber wenn ein Stern von einem Planet umkreist wird, dann sorgt die Gravitationskraft des Planeten dafür, dass der Stern ein klein wenig hin und her wackelt. Dieses Wackeln wollte man ja schon früher direkt beobachten. Das hatte aber nicht geklappt. Nun probierte man es indirekt, und zwar mit Spektroskopie. Ein Spektrometer empfängt das Licht eines Sterns und spaltet es in seine Bestandteile auf. Man misst, wie viel rotes Licht enthalten ist, wie viel blaues Licht, wie viel grünes Licht, gelbes Licht, und so weiter. Außerdem sieht man in einem Spektrum sogenannte Spektrallinien. Die zeigen an, woraus der Stern besteht. Das Licht des Sterns trifft auf die Atome des Gases, aus dem er besteht. Jedes Atom hat eine Hülle aus Elektronen und wenn ein Lichtteilchen mit genau der richtigen Energie auf das passende Elektron trifft, kann es absorbiert werden. Licht mit genau dieser Energie fehlt dann später im Spektrum und dort erscheint eine dunkle Linie. Und da unterschiedliche chemische Elemente unterschiedliche Elektronenhüllen haben, erzeugen sie auch unterschiedliche Spektrallinien.

Aber noch wichtiger ist: Die Position der Spektrallinien verschiebt sich, wenn sich der Stern bewegt. Das ist der gleiche Effekt, der auch die Tonhöhe der Sirene eines Polizeiautos verschiebt, das an uns vorbei fährt. Kommt es auf uns zu, werden die Schallwellen zusammengedrängt und der Ton wird höher; entfernt es sich, werden die Wellen gedehnt und der Ton tiefer. Genauso ändert sich die Frequenz des Lichts, wenn sich der Stern auf uns zu bewegt oder von uns weg. Kommt er auf uns zu, werden die Spektrallinien zum blauen, also kurzwelligen Ende des Spektrums verschoben. Entfernt er sich, dann verschiebt sich alles Richtung rot. Ein Stern der wackelt, kommt mal auf uns zu und mal entfernt er sich wieder (wenn wir nicht gerade das Pech haben, genau von “oben” oder “unten” auf ihn zu blicken; also senkrecht zur Ebene, in der er hin und her wackelt). Das macht er in periodischen Abständen und die Periode entspricht genau der Umlaufzeit des Planeten, der das Wackeln verursacht. Würde die Sonne nur von der Erde umkreist werden, dann würde die Sonne im Laufe eines Jahres genau einmal hin und her wackeln.

Astronomen haben sich also Ende der 1980er Jahre auf die Suche nach diesem Wackeln gemacht. Sie haben Spektren von Sternen aufgenommen und nachgesehen, ob die Spektrallinien dort hin und her wackeln und sich von blau nach rot und wieder zurück verschieben. Sie rechnete nicht sofort mit Erfolg. Ganz im Gegenteil. Da die Periode des Wackelns der Umlaufzeit der potentiellen Planeten entspricht und man mit der damaligen Technik nur sehr große Planeten finden konnte, die ein starkes Wackeln verursachen, stellte man sich auf eine lange Suche an. Denn große Planeten vermutete man auch in großer Entfernung vom Stern, wo sie auch länger für einen Umlauf brauchen. So war es ja auch bei uns im Sonnensystem und so sagte es die Theorie der Planetenentstehung vorher.

Am Anfang entstehen noch alle Planeten gleich. Aus dem Staub der Staubscheiben (die kannte man ja schon) entstanden zuerst Asteroiden und dann Planeten. Wie es dann weitergeht, hängt davon ab, wo man sich befindet. Nah am Stern ist es warm und leicht flüchtige Elemente wie Helium, Wasserstoff oder Eis konnte nicht lange überleben. Entweder verdampfte das Zeug oder es bewegte sich dank der hohen Temperaturen zu schnell, um an einen der jungen Planeten gebunden zu werden. Aber weiter draußen war es kühl! Hier war das Wasser gefroren und konnte so wie die Felsbrocken zum Bau von Planeten verwendet werden. Die Planetenkerne wuchsen schneller und wurden größer, so groß, dass sie schließlich auch Gase wie Helium und Wasserstoff an sich binden konnte. So entstanden die großen Gasriesen wie Jupiter und Saturn.

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Kommentare (29)

  1. #1 Emanuel
    2. April 2013

    Finde ich interessant den Satz: “wenn wir nicht gerade das Pech haben, genau von “oben” oder “unten” auf ihn zu blicken; also senkrecht zur Ebene, in der er hin und her wackelt”… Bei diesen ganzen Verfahren ist ja die Voraussetzung, dass sie sich eben entsprechend der eingerichteten Messungen verhalten – die Frage ist also, wie groß dann die Dunkelziffer ist, von denen, die sich ungünstig bewegen, über wesentlich längere Zeiträume von anderen verdeckt werden, usw…

  2. #2 Florian Freistetter
    2. April 2013

    @Emanuel: “die Frage ist also, wie groß dann die Dunkelziffer ist, von denen, die sich ungünstig bewegen, über wesentlich längere Zeiträume von anderen verdeckt werden, usw…”

    Dazu gibts dann mehr in Teil VII

  3. #3 Alderamin
    2. April 2013

    @Emanuel

    Die beobachtete Masse ist die tatsächliche Masse mal Sinus des Inklinationswinkels (Winkel der Bahnachse zur Sichtlinie von der Erde zum Stern). Bei 0° Inklination (wenn man genau senkrecht auf die Bahn schaut) beobacht man gar kein Wackeln. Bereits bei 10° Inklination beobachtet man sin 10° = 17,3% der Planetenmasse, bei 20° sind schon es 34%.

    Man kann von einer zufälligen Orientierung der Bahnachsen ausgehen. Die Wahrscheinlichkeit, eine Inklination von weniger als 10° anzutreffen, entspricht der Fläche einer Kugelkalotte mit Öffnungswinkel von 10° auf der Einheitskugel dividiert durch die Fläche der halben Einheitskugel. Wenn ich mich nicht verrechnet habe, verhalten sich diese Flächen wie 1:262,8 = 0,38%. Die Dunkelziffer der wegen ungünstiger Bahnneigung unerkannten Planeten dürfte also relativ gering sein.

  4. #4 Zhar The Mad
    2. April 2013

    mit den umlaufzeiten ist das ja auch so eine sache, ich mein selbst von ‘unserem eigenen’ planeten neptun haben wir seit wir ihn kennen erst genau eine periode sehen können! ich find ein bischen schade, will ich doch zu lebzeiten möglichst viele exoplaneten kennenlernen..

  5. #5 hummlbach
    2. April 2013

    Wie bekommt man den Inklinationswinkel eigentlich raus? Den braucht man doch bestimmt um auf die Masse und Entfernung de(r|s) Planeten zu schließen oder?

  6. #6 hummlbach
    2. April 2013

    mhmm… wikipedia sagt:
    Da die Bahnneigung unbekannt ist, kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst, sondern nur eine Untergrenze berechnen. Die meisten Exoplaneten wurden bisher mit dieser Methode nachgewiesen.
    Wir wissen also i.d.R. nur wie schwer der Planet mindestens ist (es sei wir merken, dass der beobachtete Planet einen Transit vollzieht oder so…)? Das heißt vllt sind doch alle Exoplaneten nur braune Zwerge? 😉

  7. […] meiner Serie über Exoplaneten habe ich heute über die Entdeckung der ersten extrasolaren Gasplaneten berichtet. Auf diesen Gasriesen kann es kein Leben geben, wie wir es kennen. Aber Gasplaneten haben […]

  8. #8 znEp
    2. April 2013

    @Zhar The Mad
    Darüber würde ich mir keine Sorgen machen. Ich denke dass wir noch extrem viele Planeten während unseren Lebzeiten finden werden 🙂

  9. #9 Alderamin
    2. April 2013

    @hmmlbach

    Man hat mit M*sin(i) nur eine Untergrenze für die Masse, die Inklination selbst ist (außer bei Transitplaneten) unbekannt. Wie aber oben schon von mir berechnet, ist die Chance, etwa einen Planeten von 1 Jupitermasse mit einem Braunen Zwerg von 13 Jupitermassen zu verwechseln, sehr klein, wenn man bei nur 10° Inklination schon 17% (1/6) der wahren Masse misst.

    Wenn man mehrere Planeten beobachtet hat, dann sind die meisten davon auch echt.

  10. #10 Florian Freistetter
    2. April 2013

    @hummlbach: ” Das heißt vllt sind doch alle Exoplaneten nur braune Zwerge?”

    Ne, beliebig groß können die Massen ja auch nicht werden…

  11. #11 Mitgezwitschert
    Potsdam
    2. April 2013

    Eine ganz tolle Reihe, ich freue mich schon auf den nächsten Teil.

    Ein Hinweis: Es wäre schön, wenn du die Reihe als solche taggen könntest. Ein Tag für “Die wunderbare Welt der Exoplaneten” oder “Wunderbare Exoplaneten” oder “dwWdE”? Mir egal wie, um mit einem Klick alle zu Folgen zu erreichen. 😉

  12. #12 Florian Freistetter
    2. April 2013

    @Mitgezwitschert: Ich werde am Ende nochmal einen Übersichtsbeitrag mit Links zu allen Teilen der Serie veröffentlichen.

  13. #13 frantischek
    2. April 2013

    Ein ganz ähnlicher Effekt (also Rot und Blau Verschiebung vom Spektrum) sollte doch auch entstehen wenn ein Stern pulsiert oder irre ich mich da? Wie kann man, gerade bei einer Umlaufzeit von nur 4 Tagen, die beiden Ursachen auseinanderhalten und sicher sein das der Stern wackelt?

  14. #14 Liebenswuerdiges Scheusal
    2. April 2013

    Sag, FF, ist das der Draft für dein nächstes Buch, so geplant wie das ist?

  15. #15 Florian Freistetter
    2. April 2013

    @Liebenswuerdiges Scheusal: Hmm – da kann ich jetzt nur “Keinen Kommentar” sagen 😉

  16. #16 Alderamin
    2. April 2013

    @Frantischek

    Eine Pulsation hat ein anderes Schwingungsmuster als die Bewegung auf einer Ellipsenbahn. Vor allem aber verändert sich dabei die Oberfläche und Temperatur des pulsierenden Stern, was man an Helligkeit und Spektrum leicht erkennen kann. Bei einem umkreisenden Planeten bleibt der Stern gleich hell und gleich heiß.

  17. #17 Florian Freistetter
    2. April 2013

    @hummlbach: “Wie bekommt man den Inklinationswinkel eigentlich raus?”

    Schwer bis gar nicht. Wenn man Glück hat, dann sieht man einen Transit. Dann weiß man genau, unter welchem Winkel man drauf blickt und kennt auch den Radius des Planeten. Dann kann man die genaue Masse und die mittlere Dichte berechnen.

    Ansonsten kann man probieren, mit Doppler-Imaging ein paar Sternflecken zu “sehen”. Wenn man die verfolgt, sieht man, wie der Stern rotiert und wie seine Achse ausgerichtet ist. Das ist aber knifflig und aufwendig…

  18. #18 AmbiValent
    2. April 2013

    Wenn man bei einem Stern einen Gasriesen und seinen Nachbarplaneten nachweisen kann, bekommt man die Schätzungen der Bahnen gut genug hin, um schätzen zu können, wie stark der Gasriese die Bahn seines Nachbarplaneten beeinflusst?

  19. #19 PDP10
    3. April 2013

    @Florian, #17:

    “und kennt auch den Radius des Planeten.”

    Das kann man bei einem Transit so genau messen? Wow!

    Hast du eine Zahl zur Hand in welcher Grössenordnung die Genauigkeit für die Messung des Radius ungefähr liegt?

    Oder kommt das auch noch in einem späteren Teil der Serie dran? 😉

  20. #20 emreee
    3. April 2013

    Mein Feedly zeigt nur 2 Einträge von deinem Blog Florian.
    Mittlerweile sind dort 3 Millionen Ex Google Reader ..
    Würde mich über ein Feedback freuen .

  21. #21 Florian Freistetter
    3. April 2013

    @emree: “Mein Feedly zeigt nur 2 Einträge von deinem Blog Florian.”

    Naja, mein Blog hat einen RSS-Feed. Kann Feedly den nicht lesen? Was genau ist das Problem (ich verstehe es noch nicht ganz)

  22. #22 emreee
    3. April 2013

    Ich habe sogar extra das das Abo abbestellt und neu Abonniert .Hab jede Konfiguration ausprobiert um sicher zu gehen das sich kein technischer Fehler eingeschlichen hat .
    Am Ergebnis hat es nichts verändert .
    Vielleicht ist das nur bei mir so , deswegen habe ich mich an dich gewendet .

  23. #23 Florian Freistetter
    3. April 2013

    @emree: “Vielleicht ist das nur bei mir so , deswegen habe ich mich an dich gewendet .”

    Ich verstehs immer noch nicht? Du meinst, feedly zeigt dir meine neuen Artikel nicht an? wie gesagt – Scienceblogs stellt nur den RSS-Feed bereit. Für das, was andere Dienste wie z.B. feedly damit anstellen, kann ich nichts. Ich glaube aber, das feedly bei mir funktioniert (ich werd mal darauf achten).

  24. #24 Florian Freistetter
    4. April 2013

    @emree: Ich hab grad nochmal geschaut. Mein aktueller Artikel wurde heute ganz normal in feedly angezeigt…

  25. #25 emreee
    4. April 2013

    Dann liegt es an meiner Inkompetenz 😀

  26. […] muss man den Stern verstehen, wenn man mehr über den Planeten wissen will. Das gilt für die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der man das von Planeten verursachte Wackeln eines Sterns beobachtet genau so wie bei der […]

  27. […] ist, hat aber keine Ahnung wie schwer er ist. Normalerweise benutzt man zur Massenbestimmung die Radialgeschwindigkeitsmethode. Das war hier aber nicht möglich weil der Stern dafür einfach zu schwach leuchtete und von den […]

  28. […] Ende der 1990er Jahre. Damals hatte man gerade eine Handvoll Planeten entdeckt und die waren alle ziemlich seltsam. Auch das waren Planeten, die eigentlich nicht da sein sollten, wo man sie fand (ganz dicht an […]

  29. […] noch viel mehr machen können! So wie die Suche nach extrasolaren Planeten mit der Entdeckung enorm seltsamer Himmelskörper begonnen hat und erst nach knapp 15 Jahren bei den “normalen” Planeten angekommen ist, […]