Detektionsmethoden

Die direkte Beobachtung eines Exoplaneten ist nur in Ausnahmefällen möglich. Da der Stern den der Exoplanet umkreist eine wesentlich größere Leuchtkraft als der Planet besitzt überstrahlt er daher alle schwachleuchtenden Körper in seiner näheren Umgebung.

Transit- und Radialgeschwindigkeitsmethode

Insbesondere zwei Methoden haben zur Entdeckung eines Großteils der heute bekannten Exoplaneten geführt .

1. Transitmethode

Von einem planetaren Transit spricht man, wenn ein Planet auf seiner Kreisbahn um den Stern von der Erde aus gesehen vor seinem Stern vorbeizieht. Während dieses Transits verdeckt der Planet einen kleinen Teil des Sterns und es kommt zu einem kurzen, periodischen Helligkeitsabfall der Intensität des Sternlichts (Abbildung 1).

Abbildung 1:

Ein jupitergroßer Planet, der um einen sonnenähnlichen Stern kreist, verursacht einen Helligkeitsabfall von ca. 1%.

Kleinere Gesteinsplaneten mit einem ähnlichen Radius wie unsere Erde verursachen nur einen Helligkeitsabfall von ca. 0.01%. Unter Ausnutzung der Periodizität lassen sich diese Planeten durch lange, durchgängige Beobachtung der Sterne entdecken. Hierzu werden CCD Sensoren vergleichbar mit denen in einer herkömmlichen digitalen Kamera an Teleskopen eingesetzt. In regelmäßigen Abständen (30 Sekunden bis 30 Minuten) werden mit den Teleskopen „Fotos“ aufgenommen. Aus diesen Fotos wird eine Zeitreihe von Lichtintensitäten des Sterns, die sogenannte Lichtkurve, erstellt.

Der Tag/Nachtwechsel und wechselndes Wetter verhindern eine möglichst durchgehende Beobachtung bei der Verwendung von bodengestützte Teleskope. Außerdem ist die Auflösung der Lichtkurven durch die limitierende Erdatmosphäre begrenzt.  Deshalb werden Weltraumteleskope wie CoRoT und Kepler, die die Transitmethode anwenden, so erfolgreich zur Suche nach Exoplaneten eingesetzt. Vom Weltraum aus ist eine durchgehende Beobachtung ohne Einfluss einer störenden Atmosphäre möglich. Nur so ist eine Entdeckung kleiner erdähnlicher Exoplaneten möglich.

Ein planetarer Transit ist allerdings nicht die einzige Ursache, der zu einer Veränderung der Helligkeit des Sterns führt. Insbesondere bei hochaufgelösten Lichtkurven (Abbildung 2) führen Sternpulsation, Sternflecken und einzelne Ausbrüche ebenfalls zu Variationen in der Lichtkurve des Sterns. Diese Variationen überlagern den Transit und übertreffen dessen Tiefe um das Vielfache. Außerdem verursachen stellare Begleiter des Sterns oder Doppelsternen in der näheren Umgebung des Zielsterns ebenfalls Transits, welche fälschlicherweise mit planetaren Transits verwechselt werden können. Daher müssen diese Variationen zuerst entfernt und Transits von Doppelsternen identifiziert werden.
Werden in einer stellaren Lichtkurve mehrere periodische planetare Transits entdeckt, lassen sich einige Eigenschaften über den Planeten bestimmen. Mit genauer Kenntnis des Sterns lässt sich über die Transitperiode, welche der Umlaufzeit des Planeten um den Stern entspricht, und der Transitdauer die Entfernung zum Stern berechnen. Aus der Tiefe des Intensitätsabfalls der Lichtkurve lässt sich der Radius des möglichen Planeten bestimmen.

Abbildung 2:

In den letzten Jahren entwickeln sich immer mehr neue Ansätze, um zusätzliche Informationen aus den planetaren Transits in den Lichtkurven zu gewinnen. Trotz der wiederkehrenden Periodizität des planetaren Transits lassen sich manchmal Abweichungen im Bereich von Sekunden bis mehrerer Stunden messen (Transit Time Variation).

Die Form des Transits läßt auf Eigenschaften des Planeten wie Massenverteilung, Ringe, Monde etc. schließen.

Eine zur vollständigen Charakterisierung des Planeten sehr wichtige Eigenschaft lässt sich mit Hilfe der Transitmethode jedoch nicht bestimmen: die Masse des Planeten.

Aus diesem Grund wird die Transitmethode zusammen mit der Radial-Geschwindigkeitsmethode eingesetzt.

2. Radial-Geschwindigkeits-Methode

Eigentlich kreist ein Planeten nicht um den Zentralstern. Tatsächlich kreisen sowohl Planeten als auch Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems, dem Baryzentrum, welcher allerdings durch die viel größere Masse des Sterns sehr nahe am Stern liegt. Das führt allerdings dazu, dass der Stern nicht still steht, sondern um diesen gemeinsamen Schwerpunkt mit der gleichen Periode wie der Planet kreist. Das heißt, der Stern kommt – von der Erde aus gesehen – abwechselnd auf den Betrachter zu und bewegt sich dann wieder von ihm weg.

Diese Bewegung führt zu einer Dopplerverschiebung im Spektrum des ausgesendeten Sternenlichtes. Das Licht wird blauer, wenn sich der Stern dem Beobachter nähert und roter, wenn sich der Stern entfernt (Abbildung 3) Denn gleichen Effekt gibt es im hörbaren Bereich. Wenn sich ein Fahrzeug mit Sirene nähert sendet die Sirene einen höheren Ton aus wenn der Wagen sich nähert und einen tieferen Ton, wenn sich der Wagen wieder entfernt.

Abbildung 3:

Je höher die Geschwindigkeit des Sterns ist, desto größer ist die gemessene Dopplerverschiebung des Spektrums.
Je größer der Begleiter und je näher er seinem Stern ist, desto schneller bewegt sich der Stern um den gemeinsamen Schwerpunkt. Speziell entwickelte Spektrographen an großen bodengestützten Teleskopen wie HARPS am 3,6 m Teleskop der ESO Sternwarte in La Silla, Chile können Bewegungen von Sternen in unsere Richtung auf bis zu 1 m/s bzw. 3,6 km/h genau messen können.

Mit Hilfe dieser Methode lässt sich außer der Orbitperiode des Planeten um den Stern insbesondere auch die Masse des Planeten bestimmen. Da jedoch mit dieser Methode nur der Anteil der Geschwindigkeit des Sterns in unserer Richtung bestimmt wird und die Bahnneigung des Orbits (Inklination) zu unserer Blickrichtung nicht bekannt ist, kann allerdings nur eine untere Grenze für die Masse ( m*sin i) bestimmt werden.

Kombiniert man die Radialgeschwindigkeitsmethode mit der Transitmethode, so kann aus der Existenz des Transits eine größere Inklination ausgeschlossen und auf diese Weise die genaue Masse bestimmt werden.

Mit dem aus der Transitmethode bestimmten Radius und der aus der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmten Masse des Planeten lässt sich letztlich auch die Dichte des Planeten berechnen. Auf diese Weise können  Rückschlüsse auf die Art (Gasplanet, Gesteinsplanet) und die Zusammensetzung des Planeten gezogen werden.

Die Kombination der beiden Methoden ermöglicht eine vollständige Charakterisierung des Planeten und damit auch den physikalischen Nachweis durch zwei unabhängige Messmethoden.