Wie findet man Exoplaneten?

Eine Übersicht über Methoden der Exoplanetenentdeckung

Methoden der Exoplanetenentdeckung

Exoplaneten können mit einer Vielzahl von Verfahren nachgewiesen werden allerdings wird jeder Exoplanetenkatalog unvollständig bleiben. Er stellt lediglich eine Sammlung von Entdeckungen dar, deren physikalische Eigenschaften geeignet sind um von den verwendeten Beobachtungsverfahren im Rahmen von deren Messgenauigkeit entdeckt zu werden. So kann ein Planet beispielsweise durch das Transitverfahren entdeckt werden, aufgrund seiner geringen Größe oder Masse jedoch für andere Verfahren unsichtbar sein. Im folgenden Kapitel werden ausgewählten Verfahren der Exoplanetenentdeckung vorgestellt und erläutert.

Radialgeschwindigkeit (Doppler Spektroskopie)

Die Radialgeschwindigkeitsmethode war die Erste und ist bislang noch die erfolgreichste Methode der Exoplanetenentdeckung. Sie basiert auf der Tatsache, das in einem Planetensystemen Planet und Stern einen gemeinsamen Masseschwerpunkt umkreisen. So haben insbesondere massereiche Exoplaneten einen messbaren Einfluss auf die Bewegung ihrer Zentralsterne. Der Effekt ist gering, da die Sternenmasse um Größenordnungen über der Masse des Exoplaneten liegt, dennoch lässt sich eine leichte Variation der Radialgeschwindigkeit des Sternes bei vorhandensein eines oder mehrerer massereicher Exoplaneten nachweisen.

Der Doppler Effekt am Beispiel eines sich bewegenden Sternes. Die Frequenz des in Bewegungsrichtung abgestrahlten Lichtes wird ins Blaue verschoben, die Frequenz des entgegen der Bewegungsrichtung abgestrahlten Lichtes wird in den Rotbereich verschoben.

Für den Nachweis nimmt man in kurzer zeitlicher Abfolge hochauflösende Sternenspektren auf. Durch die Taumelbewegung des Sternes kommt es zu infolge des Dopplereffektes zu einer leichten Verschiebung im Sternenspektrum. Begwegt sich der Stern auf die Erde zu, wird das Spektrum in den Blaubereich verschoben, bewegt sich der Stern von der Erde weg wird es in den Rotbereich verschoben. Aus der Periodizität dieser Verschiebung kann man auf Existenz und Bahndaten eines möglichen Begleiters schliessen.

Stern und Planet umkreisen ein gemeinsames Massezentrum (Baryzentrum). Die Bewegung des Sternes führt zu einer leichten Farbänderung durch Dopplerverschiebung im Sternenspektrum.

Die Methode funktioniert am besten, wenn man auf die Kante des Planetensystemes blickt. Sterne mit Planetensystemem, die in der Draufsicht beobachtet werden zeigen keine beobachtbare Dopplerverschiebung. Meistens blickt man weder auf die Kante, noch in der Draufsicht auf ein Planetensystem. In diesen Fällen zeichnet man mit der Doppler Spektroskopie nur den Teil der Radialgeschwindigkeit auf, der in Richtung Erde wirkt. Die Masseabschätzung auf Basis dieser Daten ergibt demzufolge nur eine Minimalabschätzung für die Planetenmasse.

Zusammenfassung:
  • bevorzugt massereiche Planeten
  • Planeten mit langen Umlaufzeiten sind detektierbar
  • Die meisten Exoplaneten wurden mit dieser Methode entdeckt
  • Genaue Massebestimmung ist nicht möglich. (Exoplaneten könnten mit kleinen, lichtschwachen Sternen verwechselt werden)
  • Exoplaneten in Systemen, die von der Erde aus gesehen in der Draufsicht beobachtet werden können nicht nachgewiesen werden.
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