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Der Himmel über La Palma, von Klaus Fuhrmann


Fremde Welten



Da wir in den letzten Monaten einige grundlegende Dinge der Spektroskopie kennengelernt haben, können wir im Folgenden auch genau verstehen, wie es vor etwa 10 Jahren zu der Entdeckung der ersten, sogenannten "extra-solaren" Planeten kam.

Unser eigenes Sonnensystem hat ja bekanntlich auch Planeten, und zwar fünf kleine im inneren Bereich (Merkur, Venus, Erde, Mond, und Mars), sowie weiter draußen die vier großen Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus, und Neptun.

Nachdem bereits vor über 100 Jahren klar geworden war, daß Sterne Objekte ähnlich unserer Sonne sind, stellte sich natürlich auch die Frage, inwieweit Sterne auch Planeten besitzen. Vielleicht könnte es ja sogar solche geben, die unserer Erde ähneln, und vielleicht könnte es dort dann auch Leben geben.

Allein die Vorstellung, daß es da draußen im All Leben vergleichbar dem unseren auf fremden Planeten geben könnte, war für einige Astronomen schon immer genug Motivation, sich mit dieser Frage näher zu beschäftigen. Aber wie wollte man diese "extra-solaren" Planeten in anderen Sonnensystemen finden? Könnte man sich Beobachtungstechniken ausdenken, die auch diesbezüglich Erfolge zeigen könnten? Wenn es ein leichtes wäre, einen Planeten d i r e k t neben seinem Heimatstern zu beobachten, hätte das doch bestimmt schon jemand gemachtů

Das große Problem besteht aber darin, ein "Glühwürmchen" direkt neben einem "Autoscheinwerfer" zu suchen. Der Stern - also in diesem Bild der Autoscheinwerfer - ist nämlich typischerweise eine Milliarde mal heller als der Planet, da letzterer ja selbst nicht leuchtet, sondern nur das Sternenlicht reflektiert.

Im Gegensatz zu einem solchen direkten Nachweis gab es allerdings eine bereits seit Jahrzehnten in der Astrophysik etablierte Methode, leuchtschwache, massearme Sterne in Doppelsternsystemen zu finden, nämlich mit Hilfe des Doppler-Effektes, den wir im letzten Monat kennengelernt haben.

Seit den Anfängen der Spektroskopie hatte man nicht nur aus der Verschiebung der Spektrallinien gelernt, die Radialgeschwindigkeit der Sterne abzuleiten, sondern es war darüber hinaus auch schon bald aufgefallen, daß bei vielen Sternen diese Radialgeschwindigkeit, also die Verschiebung der Spektrallinien, selbst variabel war. Mehr noch, manche Sterne zeigten nicht nur ein Spektrum, sondern gleich zwei, das heißt, alle Linien waren sozusagen doppelt und änderten zudem ihre gegenseitige Position mitunter in nur wenigen Tagen. So zeigt zum Beispiel der schon im Jahre 1899 entdeckte Doppelstern Omega Draconis in Abbildung 1 ein periodisches Verhalten seiner Spektrallinien, das sich alle fünf Tage wiederholt.

La Palma, Astrophysik mit Klaus Fuhrmann

Abbildung 1: Spektren von Omega Draconis A und B, ein Doppelstern mit einem Umlauf von nur fünf Tagen. Die Aufnahmen des weißen (oben) und roten (unten) Spektrums liegen nur 48 Stunden auseinander, zeigen aber eine deutliche Verschiebung beider Komponenten. Für eines der Linienpaare sind die Buchstaben A und B jeweils angegeben. Finden Sie im unteren (roten) Spektrum auch die anderen Linien von B wieder?


Wenn, wie im Fall von Omega Draconis, die Variation der Spektrallinien in nur wenigen Tagen erfolgte, war das Ausmaß der Verschiebungen - oder die "Amplitude" wie man sagt - auch besonders groß. Bei vielen anderen Sternen dauerten dieselben Abläufe aber durchaus Monate, Jahre oder gar Jahrzehnte, und das Hin- und Herwandern der Linien im Spektrum war dann deutlich weniger ausgeprägt. Schließlich fand man auch einige nahe Sterne, bei denen sowohl direkte (also visuelle) als auch spektroskopische Beobachtungen möglich waren. Die Untersuchung solcher Systeme gestattete sodann den endgültigen Beweis dafür, daß die Spektrallinien aufgrund des Doppler-Effektes in gleicher Weise im Spektrum hin- und herwanderten, wie es die direkte Beobachtung des gegenseitigen Umlaufs der Sterne auch nahe legte.

Wenn also ein direkt beobachtbarer Doppelstern für einen Umlauf zum Beispiel 20 Jahre brauchte, so waren die Spektrallinien nach genau dieser Periode auch wieder an ihrem alten Platz. Ähnlich wie also in unserem Sonnensystem der Planet Merkur, welcher der Sonne am nächsten steht, auch relativ schnell um diese herumgewuchtet wird, laufen also auch die Komponenten eines engen Doppelsternsystems relativ schnell umeinander. Weit auseinanderliegende Sternpaare hingegen brauchen mitunter viele tausend Jahre, sie haben also eine geringe Umlaufsgeschwindigkeit und sind daher mit Hilfe des Doppler-Effektes und der daraus folgenden Verschiebung der Spektrallinien auch nur schlecht auszumachen.
Bei den engen Doppelsternen, also bei den Systemen, die mit bloßem Auge und auch den meisten Teleskopen immer nur als e i n Objekt am Himmel erschienen, hatte man also bei den hier vorherrschenden hohen Umlaufsgeschwindigkeiten mit der Spektroskopie eine elegante Methode, deren wahre Natur zu erkennen.

Es gab nun aber auch nicht wenige Sterne, deren Spektrallinien regelmäßig hin- und herliefen, ohne daß es möglich war, den schwächeren Begleiter im Spektrum zu finden. Von den berühmten Sternen Sirius und Prokyon, die wir ja auch schon kennengelernt haben, wußte man aber, daß sie von Weißen Zwergen, also winzigen ausgebrannten Sternleichen umgeben sind, die ihrerseits kaum Licht abgeben.
So kennt man heute tausende von "Zwei-Liniensystemen" unter den Sternen, aber ebenso auch tausende Doppelsterne als "Ein-Liniensystemen", also mit einem unsichtbaren Begleiter.

Allerdings - und wie könnte es auch anders sein - werden die Spektrographen und ihre Detektoren (die CCDs) ständig verbessert, und so werden immer mehr bislang unsichtbare Begleiter mit Infrarot-Spektrographen gefunden. Sie erinnern sich: leuchtschwache, kühle Objekte senden ihr Licht vornehmlich im infraroten Spektralbereich aus (lesen sie hierzu vielleicht noch einmal das Kapitel über die Temperaturstrahler vom Dez-2006) und so wurde schon so mancher "Ein-Linien"-Doppelstern im Infraroten zum "Zwei-Linien"-Doppelstern.

Aber, wie gesagt, nicht immer gelingt dieser Nachweis, und so stellte sich auch die Frage, wie groß wohl der Effekt ist, den ein Riesenplanet wie Jupiter bei seinem Umlauf um die Sonne auf diese ausübt und ob das eventuell im Sonnenspektrum meßbar sei. Wenn ja, so hätte man in der Tat eine Methode extra-solare Planeten zu finden, auch wenn diese nicht direkt, sondern nur indirekt aus der Linienverschiebung des Sterns abzuleiten wären.
Auch wenn die Masse von Jupiter nur ein tausendstel der Sonnenmasse beträgt, bleibt der etwa 12 Jahre dauernde Umlauf von Jupiter um die Sonne durchaus nicht ohne Auswirkungen auf diese. Beide, Jupiter und Sonne, laufen ja im Grunde um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, d.h. auch die Sonne macht im Prinzip eine - wenn auch geringfügige - Umlaufbewegung. Ähnlich gilt auch für den Mond, daß dieser nicht um die Erde kreist, sondern der Doppelplanet Erde-Mond hat ebenfalls einen gemeinsamen Schwerpunkt, um welchen beide Planeten kreisen. Aufgrund der ungleich höheren Masse der Erde gegenüber dem Mond befindet sich dieser Schwerpunkt stets innerhalb der Erde. Letztere beschreibt also beim gemeinsamen Umlauf auch nur eine vergleichsweise winzige Bahn. Wenngleich es im Fall des Systems "Sonne-Jupiter" also zunächst so aussieht, als ob nur Jupiter in Bewegung wäre, "zieht" oder "zerrt" doch auch Jupiter beständig an der Sonne.

Im Falle von Omega Draconis in Abbildung 1, das ein System aus etwa zwei gleichhellen sonnenähnlichen Sternen darstellt, ist der über den Doppler-Effekt meßbare Unterschied zwischen den Spektren der A und B Komponente etwa 50 Kilometer pro Sekunde; das ist also in etwa die Relativgeschwindigkeit dieser beiden Sterne zueinander. Dieser Wert ist so hoch, daß, wie in Abbildung 1 gut zu erkennen ist, bereits zwei relativ kurz nacheinander aufgenommene Spektren eine drastische Veränderung zeigen. Im Vergleich hierzu verursacht Jupiter nicht einmal ein tausendstel dieser Verschiebung. Dennoch war man bereits vor etwa zwanzig Jahren meßtechnisch in der Lage, einen solchen winzigen Effekt auch nachzuweisen.

Abbildung 2 zeigt in etwa den Doppler-Effekt, den man erhielte, wenn sich alle vier großen Gasplaneten in unserem Sonnensystem zusammen tun. Die Sonne bewegt sich dann also auf einer winzigen Kreisbahn, und die Spektrallinien verschieben sich demzufolge über die Jahre auch ein wenig. Das obere (weiße) Spektrum der Sonne in Abbildung 2 ist also gegenüber dem unteren (roten) Spektrum der Sonne etwas verschoben. Sehen Sie den Unterschied? Nein? Der Effekt der Planeten ist in der Tat winzig und solange Sie auch auf Abbildung 2 schauen mögen, es wird Ihnen nicht gelingen, einen Unterschied zu erkennen.

Astrophysik auf La Palma, mit Klaus Fuhrmann

Abbildung 2: Die Variation im Spektrum der Sonne als Ergebnis der gemeinsamen Bewegung der vier großen Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus, und Neptun - wie wenn alle vier also gemeinsam an einem Strang ziehen. Ein Unterschied in der relativen Verschiebung zwischen dem oberen (weißen) und dem unteren (roten) Sonnenspektrum ist allerdings nicht feststellbar. Das ist die prinzipielle Schwierigkeit für den spektroskopischen Nachweis der extra-solaren Planeten.


Um an dieser Stelle aber weiter zu kommen, betrachten wir in Abbildung 3 eine extrem starke Vergrößerung einer der Spektrallinien aus Abbildung 2. (Vergleichen Sie hierzu die Zahlen der Lichtwellenlänge an der unteren Skala). Zudem legen wir zum besseren Vergleich beide Spektren direkt übereinander. Und tatsächlich, jetzt erkennen wir eine winzige Verschiebung dieser Spektrallinie im Sonnenspektrum. Das rote Spektrum ist gegenüber dem weißen Spektrum etwas nach rechts verschoben.

La Palma, Astrophysik mit Klaus Fuhrmann

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Abbildung 3: Starke Ausschnittsvergrößerung einer der Spektrallinien aus Abbildung 2. Das weiße und rote Spektrum sind zudem direkt übereinandergelegt. Eine winzige, aber doch merkliche Verschiebung wird nun sichtbar. Man ahnt sofort, daß hier nur mit extrem präzisen Spektrographen dieser Nachweis gelingen kann.


Ein winziger, aber doch meßbarer Effekt also. Allerdings hat Jupiter im Vergleich zur Erde doch immerhin mehr als die 300fache Planetenmasse, und so begnügten sich die Astronomen zunächst damit, nach jupiter-ähnlichen Riesenplaneten Ausschau zu halten. Mit der Einführung der CCD Detektoren in die Astronomie begannen so in den 1980er Jahren ausgedehnte Suchprogramme nach extra-solaren Riesenplaneten. Da in Sonnen- bzw. Sternnähe der Theorie nach nur kleine felsige, erdähnliche Planeten entstehen konnten (also in Anlehnung an unser eigenes Sonnensystem), die über den Doppler-Effekt kaum nachzuweisen wären, richtete sich die ganze Aufmerksamkeit also zunächst auf die Entdeckung der großen, jupiter-ähnlichen Gasplaneten. Das hieß dann aber auch - wie man meinte - Messungen über viele Jahre, wenn nicht gar Jahrzehnte, unternehmen zu müssen: Jupiter braucht ja, wie bereits erwähnt, nicht weniger als 12 Jahre für einen Umlauf um die Sonne, und bei Saturn sind es bereits etwa 30 Jahre. Erste Erfolge bezüglich der ersten extra-solaren Planeten würden sich daher wohl frühestens erst nach Jahren abzeichnen können.

Doch dann passierte 1995 das Unerwartete. Man fand einen jupiter-ähnlichen Planeten, der in nur vier Tagen um seinen Heimatstern kreiste und daher in extrem geringer Entfernung zu diesem sein mußte! Nur wenige Monate zuvor hatte ein Astronom mit dem sinnigen Nachnamen "Boss" in einem Übersichtsartikel zweifelsfrei klar gestellt, daß große Gasplaneten nur in großer Entfernung zu ihren Heimatsternen stehen können. Und nun das!
Es begann eine aufgeregte Diskussion unter den Theoretikern, inwieweit so etwas möglich sein könne. Die Beobachter verschiedener Arbeitsgruppen versuchten die Daten zum Nachweis des extra-solaren Jupiter zu untermauern, beziehungsweise einige suchten auch nach alternativen Erklärungen für die Beobachtungen.

Wiederum andere begannen - geschockt von dem Ergebnis - ihre bereits existierenden Datenbanken zu durchsuchen. Und tatsächlich, da fanden sich bereits weitere Sterne mit jupiter-ähnlichen Planeten und ebenfalls relativ kurzen Perioden! Man hatte diese Daten noch nicht weiter ausgewertet, da man sich bis dahin kaum vorstellen konnte, mit nur relativ wenigen Messungen bereits fündig zu werden. Doch nun, raufte sich so manch einer die Haare, warum man sich so von unserem eigenen Sonnensystem und den Vorhersagen der Theorie hatten blenden lassenů

Nun ging es Schlag auf Schlag. Immer mehr der "heißen Jupiter" - wie diese Objekte schon bald genannt wurden - konnten gefunden werden. Nach nur wenigen Wochen gab es auch theoretische Modelle, welche die Existenz dieser Objekte ganz "zwanglos" erklären konnten. Allerdings gibt es bis heute den Streit, ob denn große Gasplaneten nur in großer Entfernung zum Heimatstern entstehen können und sich dann auf einer Spiralbahn dem Stern annähern, oder ob große Gasplaneten auch gleich in unmittelbarer Näher zu ihrem Stern entstehen können. Bei den nur wenige Tage dauernden Umläufen befinden sich diese Planeten immerhin so dicht am Stern, daß dieser sie auf mehr als 1000 Grad aufheizen kann (daher auch der Name: "heiße Jupiter").

Schließlich gab es auch die Diskussion, inwieweit die gefundenen Objekte nicht doch einfach nur massearme Sterne und nicht Gasplaneten sind. Die spektroskopische Methode hat nämlich den generellen Nachteil, daß man nichts über die Perspektive, also den Winkel, erfährt, unter dem man das Planeten-Stern System (und analog auch bei Doppelsternsystemen) betrachtet. Stellen Sie sich vor, man schaut praktisch von oben auf einen solches System, dann können beide Partner soviel umeinanderlaufen wie sie möchten, einen umlaufsbedingten Doppler-Effekt gibt es diesem Falle nicht, also auch keine Verschiebung der Spektrallinien.

Wieviel der gemessene Doppler-Effekt also letztlich wert ist, hängt daher immer auch von der Bahnneigung ab. Ist diese unbekannt, so erhält man auch immer nur eine untere Massengrenze für den vermeintlichen Planeten. Jedes der gefundenen Objekte könnte also im Prinzip auch bereits ein massearmer Stern sein.

Bei der Menge der in den nächsten Monaten gefundenen "Planeten" - also genauer gesagt "Planetenkandidaten" - mochte man das kaum mehr für möglich halten. Ein endgültiger Beweis für die Richtigkeit der gefundenen "heißen Jupiter" kam aber erst, als man ein Objekt fand, daß direkt v o r seinem Mutterstern vorüberzog und diesen dabei etwas bedeckte.
Einen solchen Fall in unserem Sonnensystem konnte man im Jahre 2004 auch von der Erde aus beobachten, als nämlich der Planet Venus tagsüber vor der Sonnenscheibe als kleiner schwarzer Punkt vorbeizog. Damals wurde es deswegen zwar nicht gleich dunkel wie bei einer Sonnenfinsternis. Aber auch der Effekt dieser "kleinen Sonnenfinsternis" durch die Venus läßt sich mit Hilfe der Photometrie ohne weiteres messen.

Bei dem entdeckten extra-solaren Jupiter, der seinerseits vor seinem Stern herzog, konnte die von ihm verursachte Abschattung des Sternlichts eindeutig gemessen werden. Man brauchte sich auch keineswegs zu beeilen, denn diese "Sternfinsternis" fand regelmäßig im Abstand weniger Tage immer wieder neu statt. Das vorteilhafte an diesen "Transits", wie man dieses Phänomen nennt, ist nicht nur, daß man automatisch die Bahnneigung des Systems Planet-Stern erfährt (und somit auch die genaue Masse des Planeten), sondern auch der Durchmesser des Planeten durch den Lichtwechsel bei Ein- und Austritt des Transits kann genau bestimmt werden. Masse und Durchmesser des Planeten wiederum ergeben die mittlere Dichte des Planeten. Und so zeigte sich mit diesen Daten, daß man tatsächlich ein jupiter-ähnliches Objekt gefunden hatte.

In der Zwischenzeit sind mehr als 200 Planetensysteme bzw. Kandidaten gefunden worden. In nahezu wöchentlichem Abstand kommen weitere hinzu (auch auf dem Roque de los Muchachos ist man ja unlängst fündig geworden), und da die Methoden ständig verbessert werden, darf man auch annehmen, daß es keine 10 oder 20 Jahre mehr dauern wird, bis auch die ersten erdähnlichen Planeten zweifelsfrei gefunden werden.

Der große Wunsch wäre, diesen dann vielleicht auch direkt beobachten zu können. Nicht, um sofort ein Bild von dem zu erhalten, was sich dort so abspielt, dafür sind die Entfernungen dann doch zu groß. Es ist aber durchaus möglich - bei erfolgreicher Trennung von Stern und Planet - auch von letzterem ein Spektrum aufzunehmen. Dieses könnte sodann Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre des Planeten (z.B. Sauerstoff, Wasser, oder Kohlendioxid, etc.) liefern. Ein direkter Vergleich mit dem Spektrum unseres eigenen blauen Planeten wäre hier sicher eine spannende Angelegenheit...



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