Die Suche nach der zweiten Erde

Transkript

1 Die Suche nach der zweiten Erde Planeten um fremde Welten

2 Ein Exoplanet, was ist das? Ein extrasolarer Planet, kurz Exoplanet, ist ein Planet außerhalb (griech. ἔξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne (lat. sol). Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem bzw. umkreisen einen anderen Stern.

3 Ist unser Sonnensystem etwas besonderes? Der Blick an den Nachthimmel ist ein Blick in die Weiten des Weltalls. Jeder einzelne Stern, den wir sehen ist eine Sonne, ähnlich unserer Sonne. Haben diese Sterne auch Planeten? und wenn ja, gibt es Leben dort?

4 Ist unser Sonnensystem etwas besonderes? Diese Fragen beschäftigen Astronomen und Nicht- Astronomen seit Anfang des 20. Jahrhunderts, als das Wesen der Sterne erkannt wurde. Etwa zur gleichen Zeit stellten Astronomen fest, dass alle Sterne, die wir am Nachthimmel sehen, Teil unserer Heimatgalaxis, der Milchstraße sind

5 Ist unser Sonnensystem etwas besonderes? Diese besteht aus mehreren hundert Milliarden Sterne und es gibt unzählige weitere solcher Galaxien in den Tiefen des Universums.

6 Ist unser Sonnensystem etwas besonderes? Vermutlich gibt es mehr Sterne im Universum, als Sandkörner in den Wüsten der Erde.

7 Ist unser Sonnensystem etwas besonderes? Ist es da nicht wahrscheinlich, dass wenigstens um einige dieser unzähligen Sterne Planeten ihre Bahnziehen? Aber kann man solche Planeten überhaupt nachweisen?

8 Nachweis von Exoplaneten Die Fragestellung Ausgangs des 20. Jahrhundert war: Angenommen, es gäbe Planeten auch in anderen Sternsystemen, wie ließen sich diese beobachten bzw. nachweisen? Prinzipiell gibt es dafür mehrere Möglichkeiten durch indirekte Beobachtung durch direkte Beobachtung

9 Nachweis von Exoplaneten Direkte Beobachtung Sterne sind sehr weit von uns entfernt. Der Abstand zum nächsten Nachbarn beträgt 4,3 Lichtjahre. Die Bahn eines Planeten erscheint uns daher sehr klein und ein Planet stünde deshalb immer sehr nahe des Sterns. Die Hauptschwierigkeit eines Nachweises besteht darin, dass der helle Stern den nahe stehenden Planeten völlig überstrahlt.

10 Nachweis von Exoplaneten Direkte Beobachtung Mittels dieser Methode kann man bevorzugt folgende Planetentypen nachweisen: Planeten mit großer Bahnhalbachse Große Planeten

11 Nachweis von Exoplaneten Indirekte Beobachtung Für die Indirekte Beobachtung stehen folgende Methoden zur Verfügung: Transit-Methode oder Durchgangs-Methode Radialgeschwindigkeits-Methode Astrometrische Methode Gravitationslinsen-Methode Berechnung gestörter Planetenbahnen

12 Nachweis von Exoplaneten Transit-Methode Ist die Umlaufbahn eines Planeten von der Erde betrachtet im Weltraum so gelagert, dass der Planet hin und wieder vor seinem Stern vorbeizieht, so verfinstert er ein kleines Stück des Sterns. Der Stern wird dann bei seiner Beobachtung für die Dauer des Transits etwas lichtschwächer.

13 Nachweis von Exoplaneten Transit-Methode Schwierigkeiten beim Nachweis: Planet oder Sonnenfleck? Ereignis ist nur kurz zu sehen. Geringe Wahrscheinlichkeit der exakten Bahnlage. Geringer Helligkeitsabfall, der noch dazu von anderen Störungen überlagert ist (Erdatmosphäre, Variabilität des Sterns). Corot

14 Nachweis von Exoplaneten Transit-Methode Mittels dieser Methode können bevorzugt folgende Planetentypen nachgewiesen werden: Planeten mit kleiner Bahnhalbachse Planeten mit kurzen Umlaufdauern Große Planeten

15 Nachweis von Exoplaneten Radialgeschwindigkeits-Methode Hat ein Stern einen planetaren Begleiter, so umkreisen beide Körper einen gemeinsamen Schwerpunkt. Der Planet zieht also an seinem Stern. Dies bewirkt, dass der Stern je nach Bahnlage des Planeten sich rhythmisch auf uns zu und dann wieder von uns weg bewegt.

16 Nachweis von Exoplaneten Radialgeschwindigkeits-Methode Analysiert man dabei das Licht das Sterns, so kann man im selben Rhythmus eine rot- bzw. eine Blauverschiebung seiner Spektrallinien erkennen. Aus dieser indirekten Beobachtung kann auf das Vorhandensein eines Begleiters geschlossen werden, ohne diesen selbst zu beobachten.

17 Nachweis von Exoplaneten Radialgeschwindigkeits-Methode Schwierigkeiten beim Nachweis: Spektroskope mit hoher Auflösung sind notwendig, da der Effekt gering ist. Effekt ist abhängig von der Bahnlage des Planeten relativ zur Erde. Massebestimmung des Planeten setzt Kenntnis der Bahnlage voraus. Planet oder Pulsation des Sterns?

18 Nachweis von Exoplaneten Radialgeschwindigkeits-Methode Mittels dieser Methode können bevorzugt folgende Planetentypen nachgewiesen werden: Planeten mit kleiner Bahnhalbachse Massereiche Planeten

19 Nachweis von Exoplaneten Astrometrische-Methode Der selbe Effekt wie bei der Radialgeschwindigkeits- Methode führt je nach Banlage zu einer Ortsveränderung des Sterns. Durch hochgenaues Vermessen der Sternposition kann dadurch auf die Existenz eines Planeten geschlossen werden.

20 Nachweis von Exoplaneten Astrometrische-Methode Schwierigkeiten beim Nachweis: Setzt extrem gute Positionsbestimmung und Ortsauflösung der Messanordnung voraus. (Die Sonne wackelt z. B. durch die Anziehungskraft der Erde um ca. 500 km hin und her) Begrenzung auf sehr nahe Sterne

21 Nachweis von Exoplaneten Astrometrische-Methode Mittels dieser Methode können bevorzugt folgende Planetentypen nachgewiesen werden: Planeten mit großer Bahnhalbachse Massereiche Planeten

22 Nachweis von Exoplaneten Gravitationslinsen-Methode Unter Microlensing versteht man die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts durch Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns. Die Verstärkung nimmt zu und wieder ab, während sich der Stern vor dem Hintergrundobjekt vorbeibewegt. Dieser Helligkeitsverlauf kann durch einen Planeten des Vordergrundsterns eine charakteristische Spitze erhalten.

23 Nachweis von Exoplaneten Berechnung gestörter Planetenbahnen Diese Methode setzt voraus, dass in einem Sternsystem bereits mindestens ein Planet bekannt ist. Durch Einflüsse eines weiteren Planeten kann dessen Bahn gestört sein. Das Erkennen einer solchen Störung wäre ein Indiz für einen weiteren Planeten.

24 Entdeckungen Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Michel Mayor und Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,2-Tage- Takt um den ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild: Pegasus) und hat 0,46 Jupitermassen.

25 Entdeckungen Die allermeisten der heute bekannten fast 500 Exoplaneten wurden mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Die Auflösung der Spektrographen Mitte der 90er Jahre lag bei einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 m/s. Um bei unserer Sonne diese Geschwindigkeit hervorzurufen, müsste ein Planet auf Erdbahn 11 Erdmassen haben.

26 Entdeckungen Heute sind die Methoden deutlich ausgereifter und empfindlicher. Dadurch lassen sich mit der RGM heute sehr viel leichtere Planeten nachweisen. Der leichteste bisher nachgewiesene Planet hat nur 1,9 Erdmassen und ist nicht viel größer als die Erde.

27 Entdeckungen Astronomiefreunde Waghäusel

28 Entdeckungen Neben Einfach-Systemen konnten in mittlerweile 47 Systemen mehr als ein Planet nachgewiesen werden. Darunter 1 System mit 5 Planeten. Das Modell Sonnensystem scheint also mitnichten ein Einzelfall zu sein.

29 Entdeckungen Direkte Beobachtung Am 10. September 2004 gab das ESO bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Nachfolgemessungen mit dem Hubble- Weltraumteleskop 2006 konnten dies bestätigen.

30 Erkenntnisse Die bisher entdeckten Planetensysteme zeigen zumeist riesige Gasplaneten, die oft in unmittelbarer Nähe zu ihrem Zentralstern stehen. Sie werden wegen ihrer Größe und den herschenden Temperaturen von teils über 1000 C gerne Hot Jupiter genannt. Dies ist jedoch ein Effekt, der durch die technischen Möglichkeiten heutiger Beobachtung begünstigt ist.

31 Erkenntnisse Aber auch kleinere Planeten wurden bereits entdeckt, die sich teilweise sogar in der sog. habitablen Zone, also dem bewohnbaren Bereich, ihres Zentralsterns bewegen.

32 Erkenntnisse Astronomiefreunde Waghäusel

33 Erkenntnisse Astronomiefreunde Waghäusel

34 Erkenntnisse Astronomiefreunde Waghäusel

35 Erkenntnisse Astronomiefreunde Waghäusel

36 Quo Vadis Planetologie? Direkte Beobachtung! Man versucht natürlich für die direkte Beobachtungen optimale Bedingungen zu schaffen. Im sichtbaren Licht strahlt beispielsweise der Zentralstern millionenmal heller als ein umkreisender Planet. Im Infrarotlicht erscheint der Zentralstern nur einige tausend mal heller. So geht der Trend für die direkte Beobachtung zur Infrarotbeobachtung.

37 Quo Vadis Planetologie? Direkte Beobachtung! Selbst der Abstand von millionen von Kilometern vom Zentralstern erscheint über eine Strecke von Lichtjahren winzig klein. Eine hohe Auflösung ist daher gefordert, wie sie nur durch riesige Teleskope oder die Interferometrische Zusammenschaltung mehrerer Teleskope möglich ist.

38 Quo Vadis Planetologie? Direkte Beobachtung! Ein Ansatz dafür ist das in Planung befindliche europäische Riesenteleskop E-ELT mit 42 Metern Spiegeldurchmesser. Es soll 2018 in Betrieb gehen.

39 Quo Vadis Planetologie? Direkte Beobachtung! Ein anderer Ansatz der ESA ist die in Planung befindliche Anordnung aus mehreren Einzelteleskopen, welche auf synchron laufenden Satelliten montiert sind (DARWIN, ca. 2014), oder der NASA (Planet Imager), mit denen Planeten direkt abgebildet werden sollen.

40 Was werden uns die neuen Teleskope bringen? Direkte Abbildung extrasolarer Planeten(systeme). Höhere Messgenauigkeiten, die genauere Aussagen über die Geometrien zulassen. (Größe, Masse, Temperatur der Planeten) Spektroskopische Beobachtungen extrasolarer Planeten, welche das Aufspüren von möglichen Hinweisen auf Lebensformen ermöglicht (Signaturen von Ozon, Wasser und CO 2 ).