Die Radialgeschwindigkeitsmethode

Frauenhoferlinien - Absorptionslinien im Spektrum der Sonne; Credit: Wikimedia Commons

Grundlagen

Spaltet man das Licht der Sonne nach Wellenlänge in seine farbigen Bestandteile, so erhält man ein Farbspektrum. Dieses Spektrum enthält, einem Regenbogen gleich, alle sichtbaren Farben. Im Jahr 1802 entdeckte der englische Chemiker William Hyde Wollaston als erster dunkle Linien im Spektrum der Sonne. [1] Einige Jahre später, im Jahr 1814, machte der deutsche Physiker Joseph von Fraunhofer unabhängig davon die gleiche Entdeckung und begann mit der systematischen Erforschung der Linien. Es gelang ihm insgesamt 570 Linien zu entdecken und deren Position genau zu bestimmen.

45 Jahre später (1859) erkannten der Physiker Gustav Kirchhoff und der Chemiker Robert Bunsen, dass einige der beobachtbaren Linien mit bekannten Emissionslinien aus den Spektren leuchtender Gase übereinstimmten. Daraus schloß man, dass die schwarzen Linien im Sonnenspektrum durch Absorptionsprozesse an den gleichen chemischen Elementen verursacht werden. Aus diesem Grund nennt man solche Linien im Spektrum heute Absorbtionslinien.

Man hatte ein physikalisches Verfahren entdeckt, das es ermöglichte die Stoffzusammensetzung von Sternen zu erforschen, indem man das von ihnen ausgesandte Licht analysierte. Eine neuer zweig der Astronomie, die Astrospektroskopie war geboren. Bereits im Jahr 1868 lieferten Untersuchungen des Sonnenspektrums Hinweise auf das damals noch unbekannte Element Helium. Man begann mit der spektoskopischen Untersuchung von Sternen und Nebeln. Es sollte jedoch noch über 100 Jahre dauern, bis die Spektroskopie genau genug geworden war um die extrem kleine Effekte zu Untersuchen, die von Exoplaneten verursacht werden.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode (Doppler Spektroskopie)

Die Radialgeschwindigkeitsmethode, auch Doppler Spektroskopie genannt, 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. [2]

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. [1]

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.

Quellenangaben

  1. Spectrum of Belief: Joseph Von Fraunhofer and the Craft of Precision Optics. Myles W. Jackson; Albert Gallatin Research Excellence Professor of the History of Science at Nyu-Gallatin and Professo Myles W Jackson (2000). MIT Press. ISBN 978-0-262-10084-7.
  2. Educational-Javascripts-Typescript Berg, I.; Typescript Quellcode für Doppler Applet und Spektralmethoden Applet.