DLR Nachrichten No. 107 · lebte, war Aristoteles (384-322 v. Chr.) der Meinung, dass es nur eine Welt geben kann. Diese Meinung hat sich für lange Zeit durchgesetzt, und die Erde

34

PLAN

ETEN

FORS

CHUN

G

06. NACH. 107-EXOPLANETEN 15.03.2004 15:32 Uhr Seite 1

Auf der Suche nach extraso-laren Planeten

Von Heike Rauer, Anders Erikson, Holger Voss

D i e C O R O T- M i s s i o n


G ibt es außer unserem

Sonnensystem auch an-

dere Planetensysteme? Diese

Frage kann erst seit wenigen

Jahren durch Messungen

beantwortet werden. Ob un-

sere Welt allein im Univer-

sum ist, beschäftigt die Men-

schen aber schon seit langer

Zeit. Während z.B. Demokrit

(~460-370 v. Chr.) und Epikur

(341-270 v. Chr.) von der Exis-

tenz einer Vielzahl von Welten

ausgingen, belebte und unbe-

lebte, war Aristoteles (384-

322 v. Chr.) der Meinung, dass

es nur eine Welt geben kann.

Diese Meinung hat sich für

lange Zeit durchgesetzt, und

die Erde wurde in das Zentrum

des Weltalls gerückt. Erst 1543

führte Nikolaus Kopernikus

das heliozentrische Weltbild

ein und zeigte, dass die Plane-

ten um die Sonne kreisen und

nicht umgekehrt. Ob es außer-

halb unseres Sonnensystems

Planeten gibt, blieb lange Zeit

unbeantwortet. Dass die

physikalischen Bedingungen

zur Bildung von Planetensys-

temen auch anderswo vor-

handen sind, wurde von den

meisten Wissenschaftlern

bereits vor ihrer tatsächli-

chen Entdeckung vermutet.

Wie häufig Planetensysteme

sind und vor allem, ob es

außer unserem weitere Pla-

neten gibt, auf denen sich

Leben bilden kann, ist aber

bis heute eine offene Frage.

35

36

PLAN

ETEN

FORS

CHUN

G


D ie Planeten um andere Sterne sind zuweit entfernt und lichtschwach, um

von ihnen Bilder, wie wir sie durch dieRaumsonden von den Planeten unseresSonnensystems kennen, gewinnen zukönnen. Aber man kann auf indirektemWeg viel über die Natur der Objekte er-fahren. Bereits die bisher entdeckten Pla-neten werfen Fragen nach den Entste-hungsprozessen von Planeten und derenweitere Entwicklung auf, die auch unserSonnensystem in einem neuen Licht er-scheinen lassen. Durch die Entdeckungextrasolarer Planeten wurde die Erfor-schung von Planeten über unser Sonnen-system hinaus zu anderen Planetensyste-men ausgedehnt.

Noch haben wir nicht annähernd erkun-det, welche Formen Planetensysteme an-nehmen können. Das liegt vor allem dar-an, dass wir mit Teleskopen vom Erdbo-den aus nur große Gasplaneten, von derGröße des Jupiter, detektieren können.Mit der Satellitenmission COROT (COn-vection-ROtation and planetary Transits)der französischen Agentur CNES wirdman ab 2006 zum ersten Mal Planetenvon nur wenigen Erdradien Größe ent-decken können. Dies wird einer der wich-tigsten Meilensteine auf dem Weg zurEntdeckung von Planeten sein, die der Erde ähneln und die vielleicht auch Be-dingungen zur Entwicklung von Lebenermöglichen. Das DLR ist einer der an dieser Mission beteiligten europäischen Partner und liefert sowohl technische, als auch wissenschaftliche Beiträge zurEntwicklung der Mission.

Erste Erkenntnise

Das besondere Interesse der Erforschungextrasolarer Planeten gilt Planeten umSterne, die der Sonne ähneln. Der erstePlanet um einen sonnenähnlichen Stern(51 Pegasus) wurde im Jahr 1995 von einer Schweizer Forschungsgruppe umMichel Mayor entdeckt. Dieser erste ent-deckte Planet sorgte sofort für eine Über-raschung. Er umkreist seinen Zentralstern

in nur vier Tagen und fünf Stunden imAbstand von nur 0,05 AE (1 AE = 1astronomische Einheit = mittlerer Ab-stand Erde-Sonne = 149,6 Millionen Kilo-meter). Er hat eine Masse von mindestens46 Prozent der Jupitermasse, das heißt, eshandelt sich um einen dem Jupiter oderSaturn ähnlichen großen Gasplaneten.Zum Vergleich: der innerste Planet unse-res Sonnensystems, Merkur, umkreist dieSonne in 0,39 AE Abstand, achtmal wei-ter entfernt als der Planet um 51 Pegasus(man bezeichnet Planeten mit dem Na-men des Sterns und Kleinbuchstaben: 51 Peg b).

Mit der bei 51 Pegasus erfolgreichenMessmethode werden auch heute nochdie meisten extrasolaren Planeten ent-deckt. Man nutzt dabei aus, dass Sternund Planet um ihren gemeinsamen Mas-seschwerpunkt kreisen und sich also auchder Zentralstern periodisch bewegt. Da-bei wird das von ihm ausgesandte Lichtentsprechend seiner zu uns gerichteten,radialen Geschwindigkeitskomponentespektral verschoben (Doppler-Effekt). Mitden heutigen Messgrenzen der Doppler-geschwindigkeit von circa drei Meter in der Sekunde können Planeten von nur zwölf Prozent des Jupiter entdecktwerden. Wegen der unbekannten Lageder Bahnebene des Planeten relativ zum Beobachter (Bahninklination) sind dieMassen aber nur untere Grenzen. Diewahre Masse könnte größer sein.

Inzwischen hat man 120 extrasolare Pla-neten entdeckt, von denen sich 20 inner-halb von 0,1 AE um ihren Zentralsternbewegen. Die Klasse der 51 Pegasus-ähn-lichen Planeten, oder auch „heiße Jupi-ter“, wie sie oft genannt werden, ist eineder größten Überraschungen der bisheri-gen Suche nach Planeten. MassereicheGasplaneten finden sich in unserem Sonnen-system nur außerhalb von circa fünf AE,das heißt ab der Jupiterbahn. Die innerenterrestrischen Planeten bestehen haupt-sächlich aus Gestein und haben wesent-lich kleinere Massen. Die Planeten haben

sich bald nach der Entstehung des Zen-tralsterns in einer flachen, den Stern um-kreisenden Scheibe aus Gas und Staubgebildet. Bisher hat man angenommen,dass sich massereiche Gasplaneten in derinneren Scheibe des frühen Sonnensys-tems auf Grund der hohen Temperaturenund der begrenzten vorhandenen Massenicht bilden konnten. Wie erklärt mansich nun die Existenz der „heißen Jupi-ter“? Sofort nach Entdeckung von 51 Peg b begann man darüber nachzu-denken, wie ein solcher Planet existierenkann. Ein Vorschlag bleibt bei der Vorstel-lung, dass sich massereiche Gasplanetennur in größerer Entfernung vom Zentral-stern bilden können. Aber der junge Planet könnte in seiner Bewegung durchdie Scheibe abgebremst worden sein undschließlich auf Spiralbahnen nach innenzum Zentralstern laufen. Modellrechnun-gen zeigen, dass dieser Mechanismussehr effektiv ist. So effektiv, dass mannicht recht weiß, was ihn aufhält undwarum die beobachteten 51 Pegasus-arti-gen Planeten heute auf stabilen Bahnenlaufen. Vielleicht sind näher am Sternentstandene Planeten tatsächlich in ihrenZentralstern gefallen. Auch für unserSonnensystem wirft dieser MechanismusFragen auf. Ist etwa Jupiter auch viel weiter außen entstanden, als wir ihn heute beobachten? Und wenn ja, washat ihn dann in seiner heutigen Bahnaufgehalten? Ein alternativer Vorschlaggeht davon aus, dass es vielleicht auchStaubscheiben gab, die wesentlich mas-sereicher waren als in unserem frühenSonnensystem. Dann könnten vielleichtdoch massereiche Planeten sehr nah amZentralstern entstehen.

Exzentrische Orbits

Eine weitere Überraschung ergab sichdurch die Entdeckung von Planeten aufsehr exzentrischen Orbits. Im Sonnensys-tem sind es Merkur und Pluto, mit einerExzentrizität von 0,2 (e=0 entspricht einerKreisbahn), deren Orbits deutlich ellip-tisch sind. Unter den extrasolaren Plane-

37Abb. vorhergehende Seite: Ein Blick in die Tiefe des Universums.

Abb. rechts: Die Erde, aufgenommen mit dem Galileo-Satelliten. Die Entdeckung eines Planeten, der unserer Erde ähnelt, ist eines der Ziele der Suche nach extrasolaren Planeten.Zukünftige Missionen werden in der Lage sein, terrestrische Planeten in extrasolaren Plane-tensystemen zu entdecken und sie näher zu untersuchen.


38

PLAN

ETEN

FORS

CHUN

G

Abb. oben: Illustration des COROT -Satelliten.



ten befinden sich viele auf exzentrischenOrbits, bis etwa zu einer Exzentrizität von etwa 0,7. Wie sind die elliptischenBahnen entstanden? Eigentlich solltenPlaneten nach ihrer Bildung in der proto-planetaren Scheibe annähernd kreisför-mige Bahnen haben, so wie in unseremSonnensystem. Nimmt man aber an, dasssich in einem Planetensystem viele masse-reiche Planeten gebildet haben, könntensie sich durch gravitative Wechselwirkunggegenseitig in ihren Umlaufbahnen ge-stört haben.

Von 120 bisher entdeckten Planeten be-finden sich 13 in Planetensystemen mitmehr als einem Planeten. Die Zeitbasisder Beobachtungen ist seit 1995 erheb-lich gewachsen. Der heute bekannte Pla-net mit der längsten Umlaufperiode hateine Periode von fast acht Jahren undumkreist seinen Stern in 4,8 AE Entfer-nung. Die Entdeckung der Planetendurch die Radialgeschwindigkeitsmetho-de ist umso effektiver, je massereicher der Planet ist und je kleiner sein Bahnab-stand. Der zuletzt genannte Effekt sorgtzusammen mit den langen Bahnperiodendafür, dass es schwieriger ist, Planeten beigroßen Abständen zu entdecken. Manwürde aber noch einen anderen Aus-wahleffekt bei den Messungen erwarten.Durch die Abhängigkeit von der Plane-tenmasse sollten eigentlich mehr masse-reiche Planeten entdeckt werden. Es istaber genau das Gegenteil der Fall. DieStatistik steigt für massearme Planetensteil an. Auf Grund dieser Tatsache ver-mutet man, dass es noch weit mehr we-sentlich masseärmere Planeten gebenmuss.

Die Transitmethode

Ein wesentliches Ziel der Suche nach ex-trasolaren Planeten ist es, kleine, terrestri-sche Planeten entdecken zu können, dieihren Stern in dem Abstandsbereich um-kreisen, in dem flüssiges Wasser auf ihrerOberfläche existieren kann. Man nenntdiesen Bereich die „habitable Zone“ um

einen Stern. Gibt es sogar irgendwo einezweite Erde? Hier stößt die Messung mitder Radialgeschwindigkeitsmethode anihre Grenzen. Sie könnte zwar kleine Pla-neten um massearme Sterne detektieren,aber nicht um einen sonnenähnlichenStern. Man versucht daher, mit einer an-deren Messmethode, der Transitmethode,zu kleineren Massen vorzudringen.

Bei der Transitmethode misst man dieVerdunkelung des Zentralsterns, wennsich der umkreisende Planet vor denStern schiebt, ähnlich wie der Mond beieiner Sonnenfinsternis. Der Planet ver-dunkelt seinen Stern dabei aber nichtganz. Die abgedeckte Fläche ist propor-tional zum Radius des Planeten. Die Ab-schwächung des Lichts entspricht fürsonnenähnliche Sterne bei einem jupiter-großen Planeten etwa einen Prozent, fürdie Erde wären es nur 0,01 Prozent. Ausder Messung des Abfalls der Sterninten-sität während eines solchen Transits, lässtsich der Radius des Planeten bestimmen.Hat man den Planeten zusätzlich mit derRadialgeschwindigkeitsmethode gemes-sen, kann sogar seine wahre Masse be-stimmt werden.

Der erste Stern, bei dem mit einem bo-dengebundenen Teleskop ein Transit be-obachtet werden konnte, war HD209458.Sein Planet war ursprünglich durch dieRadialgeschwindigkeitsmethode entdecktworden. Es zeigte sich, dass er alle drei-einhalb Tage vor dem Stern vorbeizieht.Durch die kombinierten Messungenkonnte seine wahre Masse von 69 Pro-zent der Jupitermasse und sein Radiusvon 1,4 Jupiterradien bestimmt werden.Er gehört mit einer Bahn bei 0,045 AEzur Klasse der „heißen Jupiter“-Planeten.

Inzwischen wird mit der Transitmethodegezielt nach Planeten gesucht. Die Wahr-scheinlichkeit, einen Planeten beim Durch-gang vor seinem Stern zu beobachten, istklein, da die Bahnebene geeignet orien-tiert sein muss. Die Wahrscheinlichkeitbeträgt für einen sternnahen „heißen

Jupiter“ etwa zehn Prozent. Es ist deshalbwichtig möglichst viele Sterne zu unter-suchen. Zusätzlich braucht man einegenügend lange Zeitbasis für die Messun-gen. Für eine sichere Messung möchteman ein Transitereignis mehr als einmalbeobachten. Zwei Messungen erlaubendie Bestimmung der Periode, eine drittegibt die Bestätigung der Messungen. Für einen Planeten mit drei bis vier TagenUmlaufperiode würden zwei Wochengenügen, falls man kontinuierlich Datenerhalten kann. Mit erdgebundenen Tele-skopen ist das natürlich nicht möglich.Transitereignisse während des Tages oder in Schlechtwetterperioden bleibenunbeobachtet. Man benötigt also tat-sächlich eine erheblich längere Zeitbasis,um erfolgreich Planetentransits detektie-ren zu können. Hinzu kommt, dass inerdgebundenen Messungen unter ande-rem die Hintergrundhelligkeit des Him-mels die Genauigkeit der Intensitätsmes-sungen begrenzt. Mit der Transitmethodekönnen daher von der Erde aus nur etwaJupiter-große Planeten gefunden werden.Will man zu kleinen, terrestrischen Plane-ten vordringen, muss man die Messungvom Weltall aus durchführen, wie mitCOROT geplant.

Die erdgebundene Suche nach Planeten-transits ergab inzwischen zwei Kandida-ten für neu entdeckte massereiche Plane-ten. Gemessen wurde an einem 1,3-Me-ter-Teleskop in Chile. Wenn sich dieseMessungen bestätigen, gibt es Planetenmit einer Bahnperiode von nur etwasmehr als einem Tag.

Das Institut für Planetenforschung desDLR, Berlin, betreibt ein Suchprogrammnach Planetentransits mit Hilfe einesSchmidt-Teleskops mit 20 Zentimeter Öffnung, ausgestattet mit einer CCD-Kamera. Es handelt sich bei allen Teilenum kommerzielle Komponenten. Ein solches „kleines“ Teleskopsystem bietetmehrere Vorteile. Es steht kontinuierlichfür Messungen zur Verfügung, das heißt,man muss die Messzeit nicht wie an

39

40

PLAN

ETEN

FORS

CHUN

G


Groß-Teleskopen mit vielen anderen Nut-zern teilen. Es bietet ein weites Bildfeldvon drei mal drei Grad und erlaubt damitdie Bearbeitung mehrerer ZehntausendSterne in jeder Belichtung. Die photome-trische Genauigkeit des Systems reichtaus, um Planetentransits von Jupiter-Gro-ßen Planeten zu detektieren. Mit einemsolchen Teleskop können allerdings nurrelativ helle Sterne (heller als 14. Magni-tude) untersucht werden. Dies ist aberkein Nachteil, sondern es sind gerade diehellen Sterne, die Nachfolgebeobachtun-gen erlauben, wie z.B. die Bestimmungder wahren Masse. Das Teleskop dientder Unterstützung der COROT-Mission,indem es die helleren Sterne der Zielfel-der schon vor dem Start charakterisiert.

Transits von Planeten vor sehr hellen Ster-nen erlauben weiter gehende Untersu-chungen der Planeten. SpektroskopischeMessungen während eines Transits erlau-ben die Untersuchung der Atmosphäredes Planeten, da das Licht des Sternsdurch die Atmosphäre des Planeten hin-durch scheint. Mit dem Hubble Space Te-lescope durchgeführte Messungen wäh-rend Transits des Planeten um HD209458haben den Nachweis für H, O, C und Nain der oberen Atmosphäre erbracht. Auf-grund der großen Nähe des Planeten zuseinem Stern sind dort völlig andere Be-dingungen als etwa bei Jupiter in unse-rem Sonnensystem zu erwarten So deu-ten die Messungen darauf hin, dass derPlanet um HD209458 wahrscheinlich ei-nen großen Teil seiner Atmosphäre ver-liert. Dies führt zu Spekulationen, ob esvielleicht Planeten gibt, bei denen es sich nur um die Gesteinskerne ehemaligerGasplaneten handelt.

Planetensuche via Satellit

Es liegt auf der Hand, dass man durchMessungen mit Hilfe eines Satelliten dieWahrscheinlichkeit Planeten zu entdecken,wesentlich erhöht. Man erhält eine konti-nuierliche Zeitbasis der Messungen und

erhöht die photometrische Messgenau-igkeit erheblich. Für die Suche nach kleinen, terrestrischen Planeten um son-nenähnliche Sterne ist der Schritt zurMessung mittels Satelliten unabdingbar.

Der erste Satellit, der nach extrasolarenPlaneten suchen wird, ist die COROT-Mis-sion. Das Instrument besteht aus einemafokalen Spiegelteleskop mit 27 Zentime-ter Öffnung und einem Bildfeld von 2,8 x2,8 Grad. Die Fokalebene besteht aus vier CCDs zur photometrischen Messungvon Sternintensitäten. Damit wird nichtnur nach extrasolaren Planeten gesucht,sondern als zweite Zielstellung auch diePulsation von Sternen (Astroseismologie)untersucht. Das DLR entwickelt in Zu-sammenarbeit mit zwei Firmen (IB Ulmer,Cliphit) die Flugsoftware für das Instru-ment dieses Kleinsatelliten. Der Satellitwird Mitte 2006 starten und in ein pola-res Erdorbit gebracht. Durch photometri-sche Messung von stellaren Lichtkurvenwird nach Transits extrasolarer Planetengesucht. Die Mission wird erstmals Plane-ten detektieren können, die nur wenigeErdradien groß sind. Dies ist allerdingsnur für Planeten auf sternnahen Umlauf-bahnen möglich, da das Bildfeld des Sa-telliten auf Grund des polaren Erdorbitsspätestens alle sechs Monate gewechseltwerden muss. Während der Missionslauf-zeit von zweieinhalb Jahren werden da-her mehrere Bildfelder für jeweils 150 Tage nach Planeten durchsucht. COROTwird natürlich auch viele der größerenGasplaneten finden und damit unser Wis-sen über die verschiedenen Formen vonPlanetensystemen wesentlich erweitern.Mit der Entdeckung von kleinen, terrestri-schen Planeten von nur wenigen Erdra-dien bildet COROT einen wesentlichenMeilenstein auf der Suche nach einer„zweiten Erde“.

Um schließlich Planeten von der Größeder Erde in der „habitablen Zone“ umihren Zentralstern zu finden, braucht mangrößere Teleskope und längere Beobach-

tungszeiten eines Bildfeldes. Satelliten mit diesem Ziel sind bereits geplant. DieNASA plant für 2007 den Start des Satel-liten Kepler, der ein Bildfeld vier Jahrelang nach Planetentransits durchsuchensoll, um einen der Erde ähnlichen Plane-ten zu finden. Der Satellit trägt ein Tele-skop mit 95 cm Öffnung und einem Bild-feld von 105 Quadratgrad.

Das Fernziel der Untersuchung extrasola-rer Planeten ist es, die entdeckten erdähn-lichen Planeten näher zu untersuchen.Gibt es dort eine Atmosphäre, in der sichLeben ähnlich dem auf der Erde ent-wickeln könnte? Sowohl ESA also auchNASA planen im Zeitraum der nächstenDekade Missionen (ESA: Darwin, NASA:Terrestrial Planet Finder), mit denen extra-solare Planeten sowohl abgebildet wer-den können, als auch ihre Atmosphäremittels Spektroskopie näher untersuchtwerden soll. In Atmosphären erdähnlicherPlaneten soll nach Signaturen für Bedin-gungen zur Entwicklung von Leben ge-sucht werden. Solche Signaturen in derAtmosphäre der Planeten wären z.B.Kohlendioxid, Sauerstoff, Ozon und Wasserdampf.

Seit der Entdeckung von Planeten um andere Sterne wissen wir, dass unserSonnensystem nicht das Einzige im Uni-versum ist. Damit können wir einige derFragen beantworten, über die schon seitJahrhunderten spekuliert wurde. Ob esallerdings einen Planeten gibt, auf demsich Leben entwickeln könnte, bleibtauch heute noch eine offene Frage, de-ren Beantwortung wir aber durch diezukünftigen Untersuchungen extrasolarerPlaneten näher rücken werden.

Heike Rauer, Anders Erikson, Holger Vosssind wissenschaftliche Mitarbeiter am Insti-tut für Planetenforschung, Berlin-Adlers-hof.

41Abb. oben: Der Jupiter, aufgenommen von Voyager. Bei den bisher entdeckten extrasolaren Planeten handelt es sich um große Gasplaneten, die Jupiter oder Saturn in unserem Sonnensystem ähneln. Allerdings kommen in anderen Planetensystemen Gasplaneten auch in wesentlich kleinerem Abstand zu ihrem Zentralstern vor, als es im Sonnensystem der Fall ist.


Documents

DLR Nachrichten No. 107 · lebte, war Aristoteles (384-322 v. Chr.) der Meinung, dass es nur eine Welt geben kann. Diese Meinung hat sich für lange Zeit durchgesetzt, und die Erde