Die Suche nach extrasolaren Planeten

Die Radialgeschwindigkeitsmethode

Die Radialgeschwindigkeitmethode war die erste und bisher erfolgreichste Methode bei der Suche nach extrasolaren Planeten. Mit ihr wurde auch der extrasolare Planet um 51 Pegasi entdeckt.

Dabei wird berücksichtigt, dass Planeten nicht um das Zentrum des Zentralsterns kreisen. Tatsächlich kreisen sowohl Planeten als auch Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems, der zwar im Innern des Zentralsterns aber nicht in seinem Zentrum liegt. Ein Stern, der von Planeten umkreist wird, steht also nicht still, sondern eiert um eben diesen gemeinsamen Schwerpunkt. (Verantwortlich sind dafür die Gravitationskräfte zwischen dem Stern und den Planeten. Große Körper wie Sterne ziehen nicht nur kleinere Körper wie Planeten an. Das Ganze funktioniert auch umgekehrt; nur sind die Kräfte in diesem Fall viel kleiner.)

Das heißt, der Stern kommt - von der Erde aus gesehen - abwechselnd auf den Betrachter zu und bewegt sich dann wieder vom ihm weg. Diese Bewegung führt zu einer Dopplerverschiebung des ausgesendeten Sternenlichtes. Das Licht wird blauer, wenn sich der Stern dem Beobachter nähert und roter, wenn sich der Stern entfernt. Ähnlich wie der Ton einer Sirene höher wird, wenn sich ein Krankenwagen nähert und tiefer, wenn sich der Wagen wieder entfernt.

Darstellung des Dopplereffekts, der bei der Radialgeschwindigkeitsmethode verwendet wird, um einen ansonsten unsichtbaren extrasolaren Planeten nachzuweisen. Der Stern "wackelt" um den gemeinsamen Schwerpunkt. (Hier übertrieben dargestellt). In Wahrheit liegt der Schwerpunkt im Innern des Sterns - aber eben nicht im Zentrum.

Die Dopplerverschiebung des Lichtes ist u.a. von der Geschwindigkeit abhängig, mit welcher der Stern sich bewegt. Je größer der Begleiter ist und je näher er seinem Stern ist, desto schneller bewegt sich der Stern um den gemeinsamen Schwerpunkt.

Das Wackeln des Sterns ist natürlich sehr schwach, aber die Messmethoden sind inzwischen so genau, dass Wissenschaftler die Bewegung eines Sterns auf bis zu 1 m/s bzw. 3,6 km/h genau messen können. Das entspricht etwa flottem Marschtempo! Nur bewegt sich hier kein Mensch, sondern ein Stern von der Größe unserer Sonne.

Und unsere Sonne ist riesig: Sie ist etwa 1,9891*10³⁰ kg oder anders geschrieben 1989100000000000000000000000000 kg schwer und hat einen Durchmesser von 1 392 000 km. Der ganze Planet Erde würde etwa 1 304 000 mal in die Sonne passen.

Doch so beeindruckend diese Messgenauigkeit auch ist, so reicht sie im allgemeinen noch nicht aus, um mit dieser Methode Planeten von der Größe der Erde zu entdecken. Dazu ist bisher nur eine einzige Methode in der Lage: die Transitmethode.

Es gibt allerdings Ausnahmen, mit der es auch mit der bisher erreichbaren Messgenauigkeit mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode erdähnliche Planeten nachweisen lassen:
Ein Beispiel ist der Planet Gliese 876 d, einer der ersten bisher entdeckten "erdähnlichen Planet" mit einer Masse von 6-8 Erdmassen. "Erdähnlich" heißt in diesem Zusammenhang, dass er im Gegensatz zu den bisher entdeckten extrasolaren Planeten, bei denen es sich wohl um Gasriesen handelt, wahrscheinlich vor allem aus Gestein besteht und höchstens über eine dünne Gasatmosphäre verfügt.

Die Entdeckung von Gliese 876 d

Gliese 876 d wurde aufgrund von gleich mehreren "glücklichen Umständen"entdeckt. (Bei dem 2007 entdeckten Planeten Gliese 581c verhält sich die Situation übrigens ganz ähnlich.):

• Der Planet kreist recht nah um sein Zentralgestirn (er umkreist den Stern in einer Entfernung von gerade einmal 0,0208 AE). Auf Grund dieser extrem kurzen Distanz übt er über die Gravitationswechselwirkung einen relativ großen Einfluss auf sein Zentralgestirn aus. (Wie bereits eingangs erwähnt: große Körper wie Sterne ziehen nicht nur kleinere Körper wie Planeten an. Das Ganze funktioniert auch umgekehrt. )

• Es handelt sich bei Gliese 876 um einen relativ kleinen Stern, der gerade 0,32 mal so groß ist wie die Sonne. Auch das führt dazu, dass der Stern vergleichsweise heftig um den gemeinsamen Schwerpunkt "wackelt".

• Aber am allerwichtigsten: Gliese 876 wird von zwei Gasriesen umkreist, die seit 1998 bzw. 2003 bekannt sind und ebenfalls mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen wurden. Tatsächlich stellten die Wissenschaftler bei der Langzeituntersuchung der Radialgeschwindigkeit - also des Wackelns - des Sterns Gliese 876 fest, dass der Stern sich nicht ganz so bewegt, wie er es tun sollte, wenn er nur von zwei Planeten umkreist wird. Es MUSSTE also einen zusätzlichen Planeten geben, der ebenfalls seinen Beitrag zur Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt leistet: Gliese 876 d. (Hier die Vorabversion der Arbeit.)

Die Radialgeschwindigkeitsmethode hat aber einen entscheidenden Nachteil:

• Wenn die Bahn eines extrasolaren Planeten relativ zur Erde um 90 Grad geneigt ist, kann keine Dopplerverschiebung des Spektrums des Sternenlichtes nachgewiesen werden. In diesem speziellen Fall bewegt sich weder der Stern noch der Planet auf uns zu bzw. entfernt sich wieder. In diesem Fall wäre er mit der Radialgeschwindigkeitsmethode für uns unsichtbar.
  
  Umgekehrt ergibt sich eine maximale Dopplerverschiebung, wenn der die Planetenbahn um 0 Grad geneigt gegenüber der Sichtlinie geneigt ist. Das bedeutet gleichzeitig, dass solange die Orientierung der Bahnebene nicht bekannt ist, nur die Minimalmasse des entdeckten Planeten angegeben kann. Möglicherweise handelt es sich daher bei einigen entdeckten "Planeten" vielmehr um sehr kleine Sterne.