Erst 1995 gelang es Forschern, die Existenz von Planeten, die ferne Sonnen umkreisen, zu beweisen.
Ein Beitrag vom 4. Mai 2002.
Planeten – größere kugelförmige Himmelskörper, die ihren Zentralstern umkreisen – sind schon so lange bekannt, wie es menschliche Hochkulturen gab. Bereits in der Antike und davor waren Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn bekannt – die fünf Planeten unseres Sonnensystems, die sich mit bloßem Auge beobachten lassen. Einer der Planeten unseres Sonnensystems brachte Leben hervor: Die Erde. Doch gibt es auch um andere ferne Sonnen Planeten?
Entdeckungsmethoden
Heute gibt es drei grundlegend verschiedene Methoden zum Nachweis extrasolarer Planeten um ferne Sonnen. Der Sachverhalt, das der erste dieser Planeten erst 1995 entdeckt wurde, beweist aber, wie kompliziert und aufwändig diese Verfahren sind. Das hat in erster Linie den Grund, dass ein direkter Nachweis (also die direkte Beobachtung wie bei den Planeten unseres Sonnensystems) nicht möglich ist, da ferne Sonnen ihre Planeten wegen ihrer Leuchtkraft „überstrahlen“. Man unterscheidet bei der indirekten
Entdeckung extrasolarer Planeten zwischen dem Nachweis über den Doppler-Effekt, der Helligkeitsmessung (Photometrie) und der Positionsmessung (Astrometrie).
(Bild: Wikipedia )
Der Doppler-Effekt
beruht auf einem Phänomen, dass sich auch in einem alltäglichen Phänomen wieder findet: Ein Krankenwagen mit heulendem Martinshorn fährt einem auf der Straße entgegen. In dem Moment, in dem es an einem vorbeisaust, verändert sich für den Zuhörer am Straßenrand die Tonhöhe. Zu erklären ist dies mit dem Schall, der vor dem Krankenwagen wegen dessen Geschwindigkeit „zusammengedrückt“, die Schallwellen also verkürzt werden, hinter ihm dehnen sie sich aus. Damit wird der Ton des Martinshorns zuerst höher, dann tiefer. Dieses Phänomen lässt sich auch auf die Astronomie übertragen. Dafür müssen wir uns etwas klarmachen: Ein Stern wird von einem Planeten umkreist, der ebenso wie der Stern eine Masse besitzt. Diese Planetenmasse bewirkt, dass der Stern und der Planet um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen, der Stern „eiert“. Für den Beobachter auf der Erde hat dieses „Eiern“ zur Folge, dass sich der Stern erst in Richtung des Beobachters bewegt und sich dann wieder von ihm entfernt. Was für die Schallwellen des Martinshorns gilt, gilt auch für das Licht: So lässt sich beim Zubewegen auf die Erde im Spektrum des Sterns eine Rotverschiebung, beim Wegbewegen eine Blauverschiebung nachweisen. Was sich so einfach anhört (denn man müsste ja nur das Farbspektrum eines Sterns messen, schon wüsste man, ob er Planeten besitzt), ist in Wahrheit eine sehr aufwändige Methode: Die Abweichungen im Spektrum sind in der Regel so minimal (sie macht ein Zehntel der Dicke einer Spektrallinie aus), dass man diese erst nach vielen sehr genauen Messungen feststellen kann. Trotzdem ist dies die effektivste Methode zum Aufspüren extrasolarer Planeten: Bis heute wurden über 80 von ihnen gefunden (Stand vom 04.05.2002 ; Stand am 11.08.2007: etwa 250), wobei der größte Teil davon den Doppler-Effekt ausnutzte.
Die Photometrie
Die Photometrie bedient sich der Helligkeitsmessung der Sterne. Diese haben in der Regel eine konstante Leuchtkraft, die in Sternenkatalogen aufgeführt ist. Wird ein ferner Stern nun von einem Planeten umkreist kann man damit rechnen, dass dieser von Zeit zu Zeit seinen Zentralstern für uns verdeckt, also eine Art „Sternfinsternis“ verursacht. Dies hat einen kurzzeitigen Rückgang der Leuchtkraft des Sterns zur Folge, der jedoch minimal ist. Astronomen spekulieren darauf, durch ständige Helligkeitsmessungen von Sternen solche Planeten-Übergänge erleben zu können, um den Planeten dadurch nachzuweisen. Ein Detail jedoch macht diese Erkennungsmethode ineffektiver, als die, die den Doppler-Effekt nutzt: Der Astronom kann mit Hilfe der Photometrie nur dann ferne Planeten entdecken, wenn er genau in die Bahnebene des vermeintlichen Planetensystems schauen kann. Ist die Bahnebene beispielsweise so ausgerichtet, dass man von der Erde nur „von oben“ daraufsehen kann, lässt sich überhaupt keine Planetenverdunklung und damit keine Veränderung der Leuchtkraft des Sterns feststellen, obwohl das System Planeten besitzen könnte.
Für diesen Fall ist allerdings die dritte Methode besser geeignet: Die Astrometrie. Dieser Begriff steht allgemein für das Vermessen von Sternen und deren Positionen. Für die Suche nach extrasolaren Planeten versuchen die Astronomen die „Eierbewegung“ des Sterns durch die Bewegung von Planeten und Zentralstern um einen gemeinsamen Schwerpunkt zu messen. Hierbei benutzen sie nicht das Sternenspektrum, um über den Doppler-Effekt Planeten zu finden, sondern einzig und allein die Position des Sterns. Dieser bewegt sich kaum merklich im Kreis – und dies möchte man nachweisen. Aber auch hier stoßen selbst heutige Großteleskope und sogar Weltraumteleskope an ihre Grenzen: Die „Eier“-Bewegung der Sterne ist so gering, dass die heutige Teleskoptechnik kaum in der Lage ist, sie hinreichend nachzuweisen.
Die Übersicht über die Entdeckungsmethoden extrasolarer Planeten zeigt, dass dies heute ein noch sehr mühseliges Unterfangen ist. Ehrgeizige Pläne unter anderem der NASA versprechen aber für die Zukunft immer genauere Messmethoden, die eines Tages die chemische Zusammensetzung ferner Planeten und damit auch mögliches Leben darauf anzeigen können. Immerhin: In gerade mal sieben Jahren der Entdeckung extrasolarer Planeten wurden über 80 von ihnen entdeckt. Dies weist eindeutig daraufhin, dass die Zukunft noch einige spannende Entdeckungen für uns bereithalten sollte.
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