111 Extrasolare Planeten 22 22 Extrasolare Planeten Ist unsere Sonne mit ihrem Sonnensystem einzigartig in unserem Universum oder gibt es außer ihr weitere Sterne mit Planeten (sogenannte extrasolare Planeten oder kurz Exoplaneten)? Wieder sollte man annehmen, dass diese Frage wohl unbeantwortet bleiben muss. Doch standen mit Beginn der 90er-Jahre des letzten Jahrhunderts Verfahren bereit, mit denen die Entdeckung von Exoplaneten möglich wurde. Zwar ließen sich damit noch keine Planeten direkt nachweisen (photographieren), denn die möglicherweise vorhandenen Planeten würden von ihrer Sonne überstrahlt werden (vgl. die Musteraufgabe e) von Seite 120). Aber durch verschiedene indirekte Verfahren war der Nachweis von Exoplaneten möglich geworden. 22.1 Radialgeschwindigkeitsmethode Ein Stern und sein Exoplanet bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der nicht sichtbare Exoplanet „zerrt“ dabei gravitativ an seinem Stern, was sich für einen Beobachter als ein „Wackeln“ dieses Sterns bemerkbar macht, es sei denn, der Planet bewegt sich in einer Ebene senkrecht zur Beobachtungsrichtung. Mit hochempindlichen Spektrographen beobachtet man die Verschiebung der Spektrallinien im Spektrum des Sterns. Daraus wird mithilfe der Formeln des Dopplereffekts die Geschwindigkeit aus der Wellenlängenänderung ermittelt (vgl. S. 108). Prinzipiell entspricht dieses Dopplerverfahren demjenigen zum Nachweis von Doppelsternen (siehe S. 127 f.), allerdings fällt der Effekt natürlich lange nicht so deutlich aus, da ein kleiner Planet den relativ zu ihm wesentlich massereicheren Stern nur ein klein wenig um den gemeinsamen Schwerpunkt „eiern“ lässt. Entsprechend gering fällt die Verschiebung von Absorptionslinien im Spektrum des Sterns aus. Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 mithilfe dieser Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt (Abb. 22.1). Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,32-Tage-Takt um den ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild Pegasus) und hat 0,45 Jupitermassen. Abb. 22.1 E Dopplerkurven von 51 Pegasi Radialgeschwindigkeit in ms t in d5 10 15 20 25 30 100 50 0 –50 –100 E Musteraufgabe Aus spektroskopischen Untersuchungen erhält man für den Stern 51 Pegasi die in Abb. 22.1 dargestellte periodische Veränderung seiner Radialgeschwindigkeit. Die einzige mit den Beobachtungen verträgliche Erklärung für die periodisch veränderte Radialgeschwindigkeit ist, dass 51 Pegasi einen Planeten als Begleiter hat und beide um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Für die folgenden Überlegungen wird angenommen, dass die Beobachtungsrichtung in der Umlaufebene von Stern und Planet liegt. a) Erläutern Sie unter Angabe der erforderlichen Formel, wie man mithilfe von spektroskopischen Untersuchungen die Radialgeschwindigkeit von 51 Pegasi bestimmen kann. Es handelt sich hier allerdings nur um einen unteren Näherungswert für die Masse des Exoplaneten. Deren exakter Wert hängt noch vom unbekannten Winkel zwischen seiner Umlaufebene und der Beobachtungsrichtung ab. N u r zu P rü fz w e c k e n ig e tu m d e s C .C . B u c h n e r V e rl a g s