Abenteuer-Forschung

Wir wissen heute, daß Kant und Laplace recht hatten und unser Sonnensystem aus einer rotierenden staubhaltigen Scheibe entstanden ist. Wir beobachten solche Scheiben um entstehende Protosterne und T-Tauri-Sterne. Werden sich auch dort Planeten bilden? Umkreisen Planeten andere vollentwickelte Sterne ? Welche Hinweise können wir sammeln, die auf andere Planetensysteme hindeuten? Und die Antwort lautet: Man kann Planeten um andere Sterne aufspüren ! Man kann sie wiegen, etwas über ihre Größe und Beschaffenheit sagen:

Extrasolare Planeten

Zuletzt editiert 17. Januar 2001. Fragen und Anregungen an Michael Hannawald

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Abbildung 1:Das Hubble-Weltraumteleskop nahm eine Reihe Staubscheiben um junge Sterne im Orion-Nebel auf. Die Scheibe ist von der Kante her zu sehen, wobei ein kleiner Teil des eingebetteten Sternlichts von ihrem Zentrum reflektiert wird. Könnten sich hier vor unseren Augen Planeten bilden?

HD209458 ist ein unauffälliger Stern im Sternbild Pegasus; nicht einmal mit bloßem Auge ist er zu sehen. Der Himmelskörper zeichnet sich jedoch durch eine Besonderheit aus: Um ihn kreist ein Planet, der mindestens zwei Drittel der Masse Jupiters aufweist. Zumindest war das damals der Kenntnisstand der Astronomen. Denn der Planet war bisher nur indirekt anhand der winzigen Geschwindigkeitsschwankungen nachgewiesen worden, die er seinem Zentralgestirn aufzwingt. Die Astronomen wollten sich nun auf eine andere Art Gewißheit verschaffen: Könnte es nicht sein, fragten sich die Beobachter, daß der Planet von der Erde aus gesehen gelegentlich vor dem Stern vorbeizieht und ihn dabei teilweise abschattet? Die Helligkeit des Sterns müßte dann auf markante Weise abnehmen.

Abbildung 2:Diese Änderungen in der Radialgeschwindigkeit von 51 Pegasi entstehen durch Gravitationswirkung eines Planeten mit mindestens der halben Jupitermasse.

Damit ein solches Ereignis – von den Astronomen Durchgang oder Transit genannt – beobachtet werden kann, darf die Umlaufbahn des Planeten nur wenig zu unserer Sichtlinie geneigt sein. Dies ist durchaus nicht so unwahrscheinlich, wie man zunächst vermuten könnte. Die Chance für die "richtige" Ausrichtung beträgt bei Planeten, die sich wie der Begleiter von HD 209458 auf einer engen Umlaufbahn um ihren Zentralstern bewegen, etwa zehn Prozent. Als Charbonneau und Henry ihre Beobachtung durchführten, waren die meisten anderen extrasolaren Planeten bereits auf Durchgänge überprüft worden – jedoch ohne Erfolg. Einige Astronomen fragten sich deshalb, ob dieser negative Befund nicht die Existenz extrasolarer Planeten generell in Frage stelle: Vielleicht hatte man ja die vermeintlichen Geschwindigkeitsschwankungen falsch interpretiert, und sie waren in Wirklichkeit nur Schwingungen eines Sterns, der seinen Radius rhythmisch ändert?
Diese Zweifel konnten beseitigt werden. Genau zu dem Zeitpunkt, zu dem nach den Geschwindigkeitsmessungen ein Durchgang hätte erfolgen können, nahm die Helligkeit des Sterns für drei Stunden um 1,8 Prozent ab. Dieses leichte Verblassen bewies nicht nur die tatsächliche Existenz des Planeten, sondern erlaubte auch, dessen Durchmesser zu berechnen: Man fand das 1,3fache des Jupiter-Durchmessers. Damit war erstmals die Größe eines extrasolaren Planeten bestimmt worden.
Mit der Transitmethode verfügen die Astronomen nun über ein zweites Verfahren zum Aufspüren ferner Planeten. Die ersten Erfolge brachten Messungen der Geschwindigkeitsschwankungen der Sterne. Hat ein Stern einen planetaren Begleiter, dann liegt der Schwerpunkt des Systems nicht im Zentrum des Sterns, sondern etwas abseits davon. Mit anderen Worten: Er eiert. Von der Erde aus lassen sich diese rhythmischen Verschiebungen, die der Bewegung des Sterns im Raum überlagert sind, anhand der Änderungen der Radialgeschwindigkeit feststellen. Bewegt sich der Stern auf die Erde zu, dann erscheinen seine Spektrallinien zu kürzeren Wellenlängen verschoben; entfernt er sich von ihr, verschieben sie sich zu größeren Wellenlängen. Erstmals wurde auf diese Weise 1995 ein Planet um den sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi entdeckt. Seitdem haben die Astronomen mehr als fünfzig weitere Planeten gefunden. Diese Radialgeschwindigkeitsmethode kann grundsätzlich bei jedem Stern angewandt werden, doch vermag sie nur solche Planeten aufzuspüren, die eine große Masse haben. Trabanten von Erdgröße lassen sich damit nicht nachweisen. Aber auch die Transitmethode hat einen Nachteil: Sie läßt sich nur anwenden, wenn Stern, Planet und Erde zufällig in einer Linie stehen. Wenn aber ein Durchgang beobachtet wird, können die Astronomen auch die Größe und andere Eigenschaften des Planeten bestimmen, selbst wenn er recht klein ist.
Somit ist die Transitmethode derzeit das einzige Verfahren, mit dem man extrasolare Planeten auch von der Größe unserer Erde ausfindig machen kann. Miit dieser Methode wurde das Sternsystem CM Draconis nach erdähnlichen Welten abgesucht. Dort konnten Himmelskörper mit dem nur 2,5fachen Durchmesser der Erde registrieren. Die Suche nach anderen Welten – die möglicherweise auch Leben in der uns bekannten Form beherbergen – hat somit begonnen.

Abbildung 3: In dieser Übersicht sind mutmaßliche Planetensysteme, jedes mit nur einem nachgewiesenen Planeten, im Vergleich zum inneren Sonnensystem dargestellt. Die Größe der Planeten ist relativ zum Mutterstern stark übertrieben

Bei einem Durchgang von Merkur oder Venus wandern diese Planeten als kleine schwarze Flecken über die Scheibe der Sonne. Durchgänge extrasolarer Planeten können dagegen nur indirekt anhand der Lichtkurve des zugehörigen Sterns festgestellt werden. In einem solchen Diagramm ist die gemessene Helligkeit als Funktion der Zeit aufgetragen. Das Messen der stellaren Lichtstärke ist Gegenstand einer astronomischen Spezialdisziplin, der Fotometrie. Das unbewaffnete menschliche Auge kann erkennen, wenn ein Stern seine Helligkeit um den Faktor 2,5 ändert. Geübte Amateurastronomen, die regelmäßig die Helligkeit veränderlicher Sterne mit derjenigen benachbarter Sterne vergleichen, können wesentlich feinere Schwankungen feststellen. Mit elektronischen Kameras an kleinen Fernrohren vermag man eine Genauigkeit von 0,1 Prozent zu erzielen. Großteleskope, die mehr Licht einfangen und atmosphärische Störungen besser herausfiltern können, erreichen noch bessere Resultate.
Fotometrische Messungen sind vor allem bei der Suche nach kleinen Planeten anderen Verfahren überlegen. Das Meßsignal – die zeitweilige Abnahme der Sternhelligkeit – ist proportional zur verdunkelten Fläche des Sterns und hängt somit vom Verhältnis der Quadrate des Planetenradius und des Sternradius ab. Im Gegensatz dazu variiert die Radialgeschwindigkeit eines Sternes proportional zum Verhältnis der Masse des Planeten zur Masse des Sterns – also proportional zum Verhältnis der dritten Potenzen ihrer Radien. Da Planeten bedeutend kleiner sind als Sterne (der Radius von Jupiter ist etwa zehnmal kleiner, der Erdradius gar hundertmal kleiner als derjenige der Sonne), wirkt sich diese unterschiedliche Abhängigkeit zu Gunsten der Transitmessungen aus.
Ein Beispiel mag das verdeutlichen: Um den Durchgang des Planeten vor HD 209458 mit einem Fotometer zu registrieren, reichen im Prinzip etwa 40000 Photonen aus. Um denselben Himmelskörper über die Schwankungen der Radialgeschwindigkeit anhand des Spektrums nachzuweisen, wären rund 10 Millionen Photonen erforderlich. Deswegen können mit der fotometrischen Methode kleinere Teleskope verwendet werden, um einen Planeten einer bestimmten Größe zu finden. Ein Himmelskörper von Jupiters Größe schwächt die Helligkeit seines Zentralsterns um etwa ein Prozent, was gut mit einem Ein-Meter-Teleskop zu registrieren ist. Ein Planet von Erdgröße vermindert die Helligkeit jedoch nur um 0,01 Prozent, was die Fähigkeiten selbst der größten gegenwärtig verfügbaren Teleskope überfordert. Lediglich mit Hilfe einiger technischer Kunstgriffe ist die benötigte Präzision zu erreichen.
Der Abstand eines Planeten von seinem Stern spielt ebenfalls eine Rolle. Die Empfindlichkeit der Radialgeschwindigkeitsmessung nimmt in dem Maße ab, mit dem die Anziehungskraft zwischen beiden Himmelskörpern kleiner wird, also mit der Quadratwurzel ihrer Entfernung. Dies ist der Grund dafür, warum die meisten auf diese Weise gefundenen Planeten jupiterähnliche große Trabanten auf engen Umlaufbahnen sind. Durchgänge hingegen können registriert werden, egal wie weit der Planet von dem Stern entfernt ist. Es kommt nur darauf an, daß die geometrischen Voraussetzungen erfüllt sind: Stern, Planet und der irdische Beobachter müssen in einer Linie stehen.
Allerdings ist die Chance, einen Durchgang zu beobachten, um so geringer, je größer die Umlaufbahn des Planeten ist. Beispielsweise beträgt die Wahrscheinlichkeit, daß für einen willkürlich positionierten außerirdischen Beobachter ein Transit der Erde vor der Sonne sichtbar wäre, nur etwa 0,5 Prozent. Aus diesem Grunde wurde die Transitmethode lange vernachlässigt. Aber zwei Entwicklungen ließen die Astronomen umdenken. Erstens zeigte sich, daß die entdeckten Riesenplaneten ihre Zentralsterne auf relativ engen Bahnen umlaufen und nicht auf weiten, wie wir es von unserem Sonnensystem kennen. Die engen Bahnen erhöhen die Wahrscheinlichkeit von Transitkonstellationen um das Zehnfache. Zweitens wurden großflächige Meßsysteme eingeführt, die mehrere hunderttausend Sterne gleichzeitig beobachten können. Der Hintergedanke dabei: Wenn man lange genug sehr viele Sterne simultan betrachtet, müssen einige von ihnen Durchgänge aufweisen. Auf diese Weise werden Astronomen nicht nur Listen von Planeten zusammenstellen, sondern auch gleich Statistiken über die Eigenarten ihres Vorkommens anlegen können.
Viele solcher Suchaktionen sind derzeit mit bodengebundenen Teleskopen im Gang, wobei meist nach Riesenplaneten wie jenem Trabanten von HD 209458 gesucht wird. Beim STARE-Projekt und dem Vulcan-Projekt wird in die Milchstraße hinein beobachtet, wo es Sterne in Hülle und Fülle gibt. Andreas Quirrenbach von der Universität von Kalifornien in San Diego und Keith Horne von der St.-Andrews-Universität in Schottland leiten eine Planetenjagd in offenen Sternhaufen, Gruppen aus Hunderten oder Tausenden von Sternen, die sich etwa zur selben Zeit gebildet haben. Da die Astronomen abschätzen können, wie alt ein Sternhaufen ist, kennen sie damit auch gleich das Alter der darin möglicherweise georteten Planeten.
Eine andere Suche wurde unlängst mit dem Hubble-Weltraumteleskop unternommen. Acht Tage lang beobachtete ein Team den Kugelsternhaufen 47 Tucanae. Die Forscher verfolgten 34000 Sterne. Rein statistisch betrachtet hätten sie 17 Durchgänge sehen müssen. Tatsächlich gab es keinen einzigen. Noch immer grübeln die Astronomen über dieses Null-Resultat: Vielleicht weist der Sternhaufen zu wenig jener schweren Elemente auf, die sich zu Planeten formen können. Oder die hohe räumliche Dichte der Sterne hat die Planeten in den rund 10 Milliarden Jahren seit Entstehung des Sternhaufens aus ihren Bahnen geworfen. Alle diese Bemühungen verschaffen Erkenntnisse darüber, wie Planeten entstehen und wie verbreitet sie sind. Aber die Grenzen in der Empfindlichkeit der Teleskope und die relativ kurzen Meßkampagnen führen zu einem selektiven Effekt, der die Entdeckung großer Gasplaneten bevorzugt. Leben, wie wir es kennen, können diese Himmelskörper nicht beherbergen

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