Entdeckungsmethoden

Seit 1995 wurden praktisch alle extrasolaren Planeten nur aufgrund ihrer Wirkungen auf den Stern gefunden, den sie umlaufen. Mehrere Methoden nutzen dabei den Einfluss der Planeten auf den Zentralstern:

Einige solche Entdeckungen gelangen dadurch, dass Änderungen der Geschwindigkeit des jeweiligen Sterns (von uns weg oder auf uns zu) festgestellt wurden. Man spricht hier von der Radialgeschwindigkeitsmethode.

Andere extrasolare Planeten wurden anhand der  Variation der Bewegung ihres Sterns relativ zu den Hintergrundsternen gefunden. Bei dieser astrometrischen Methode sucht man nach solchen Zitterbewegungen.

Wieder andere Sterne wurden anhand von Veränderungen der Helligkeit ihres Sterns gefunden. Wenn ein Stern von uns aus gesehen, vor seinem Stern vorbeizieht, d.h. bei einem Transit, verfinstert er den Stern teilweise.

Im Jahr 2004 wurde von der ESA erstmals einen Exoplaneten direkt nachgewiesen. Auf einem Foto wurde ein kleines rötliches Objekt entdeckt, das den in 225 Lichtjahren entfernte Braune Zwerg 2M1207 in einem Abstand von 55 AE umkreist.


Die Radialgeschwindigkeitsmethode

Die Radialgeschwindigkeitmethode war die erste und bisher erfolgreichste Methode bei der Suche nach extrasolaren Planeten. Mit ihr wurde auch der extrasolare Planet um 51 Pegasi entdeckt.

Dabei wird berücksichtigt, dass Planeten nicht um das Zentrum des Zentralsterns kreisen. Tatsächlich kreisen sowohl Planeten als auch Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems, der zwar im Innern des Zentralsterns aber nicht in seinem Zentrum liegt. Ein Stern, der von Planeten umkreist wird, steht also nicht still, sondern eiert um eben diesen gemeinsamen Schwerpunkt. (Verantwortlich sind dafür die Gravitationskräfte zwischen dem Stern und den Planeten. Große Körper wie Sterne ziehen nicht nur kleinere Körper wie Planeten an. Das Ganze funktioniert auch umgekehrt; nur sind die Kräfte in diesem Fall viel kleiner.)



Das heißt, der Stern kommt - von der Erde aus gesehen - abwechselnd auf den Betrachter zu und bewegt sich dann wieder vom ihm weg. Diese Bewegung führt zu einer Dopplerverschiebung des ausgesendeten Sternenlichtes. Das Licht wird blauer, wenn sich der Stern dem Beobachter nähert und roter, wenn sich der Stern entfernt. Ähnlich wie der Ton einer Sirene höher wird, wenn sich ein Krankenwagen nähert und tiefer, wenn sich der Wagen wieder entfernt.

Darstellung des Dopplereffekts, der bei der Radialgeschwindigkeitsmethode verwendet wird, um einen ansonsten unsichtbaren extrasolaren Planeten nachzuweisen. Der Stern "wackelt" um den gemeinsamen Schwerpunkt. (Hier übertrieben dargestellt). In Wahrheit liegt der Schwerpunkt im Innern des Sterns - aber eben nicht im Zentrum.


Die Dopplerverschiebung des Lichtes ist u.a. von der Geschwindigkeit abhängig, mit welcher der Stern sich bewegt. Je größer der Begleiter ist und je näher er seinem Stern ist, desto schneller bewegt sich der Stern um den gemeinsamen Schwerpunkt.

Das Wackeln des Sterns ist natürlich sehr schwach, aber die Messmethoden sind inzwischen so genau, dass Wissenschaftler die Bewegung eines Sterns auf bis zu 1 m/s bzw. 3,6 km/h genau messen können. Das entspricht etwa flottem Marschtempo! Nur bewegt sich hier kein Mensch, sondern ein Stern von der Größe unserer Sonne.

Und unsere Sonne ist riesig: Sie ist etwa 1,9891*1030 kg oder anders geschrieben 1989100000000000000000000000000 kg schwer und hat einen Durchmesser von 1 392 000 km. Der ganze Planet Erde würde etwa 1 304 000 mal in die Sonne passen.

Doch so beeindruckend diese Messgenauigkeit auch ist, so reicht sie im allgemeinen noch nicht aus, um mit dieser Methode Planeten von der Größe der Erde zu entdecken. Dazu ist bisher nur eine einzige Methode in der Lage: die Transitmethode.

Es gibt allerdings Ausnahmen, mit der es auch mit der bisher erreichbaren Messgenauigkeit mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode erdähnliche Planeten nachweisen lassen:

 Ein Beispiel ist der Planet Gliese 876 d, einer der ersten bisher entdeckten "erdähnlichen Planet" mit einer Masse von 6-8 Erdmassen. "Erdähnlich" heißt in diesem Zusammenhang, dass er im Gegensatz zu den bisher entdeckten extrasolaren Planeten, bei denen es sich wohl um Gasriesen handelt, wahrscheinlich vor allem aus Gestein besteht und höchstens über eine dünne Gasatmosphäre verfügt.

Die Entdeckung von Gliese 876 d

Gliese 876 d wurde aufgrund von gleich mehreren "glücklichen Umständen"entdeckt. (Bei dem 2007 entdeckten Planeten Gliese 581c verhält sich die Situation übrigens ganz ähnlich.):

Der Planet kreist recht nah um sein Zentralgestirn (er umkreist den Stern in einer Entfernung von gerade einmal 0,0208 AE). Auf Grund dieser extrem kurzen Distanz übt er über die Gravitationswechselwirkung einen relativ großen Einfluss auf sein Zentralgestirn aus. (Wie bereits eingangs erwähnt: große Körper wie Sterne ziehen nicht nur kleinere Körper wie Planeten an. Das Ganze funktioniert auch umgekehrt. )

Es handelt sich bei Gliese 876 um einen relativ kleinen Stern, der gerade 0,32 mal so groß ist wie die Sonne. Auch das führt dazu, dass der Stern vergleichsweise heftig um den gemeinsamen Schwerpunkt "wackelt".

Aber am allerwichtigsten: Gliese 876 wird von zwei Gasriesen umkreist, die seit 1998 bzw. 2003 bekannt sind und ebenfalls mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nachgewiesen wurden. Tatsächlich stellten die Wissenschaftler bei der Langzeituntersuchung der Radialgeschwindigkeit - also des Wackelns - des Sterns Gliese 876 fest, dass der Stern sich nicht ganz so bewegt, wie er es tun sollte, wenn er nur von zwei Planeten umkreist wird. Es MUSSTE also einen zusätzlichen Planeten geben, der ebenfalls seinen Beitrag zur Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt leistet: Gliese 876 d. (Hier die Vorabversion der Arbeit.)

 Die Radialgeschwindigkeitsmethode hat aber einen entscheidenden Nachteil:

Wenn die Bahn eines extrasolaren Planeten relativ zur Erde um 90 Grad geneigt ist, kann keine Dopplerverschiebung des Spektrums des Sternenlichtes nachgewiesen werden. In diesem speziellen Fall bewegt sich weder der Stern noch der Planet auf uns zu bzw. entfernt sich wieder. In diesem Fall wäre er mit der Radialgeschwindigkeitsmethode für uns unsichtbar. 

 Umgekehrt ergibt sich eine maximale Dopplerverschiebung, wenn der die Planetenbahn um 0 Grad geneigt gegenüber der Sichtlinie geneigt ist. Das bedeutet gleichzeitig, dass solange die Orientierung der Bahnebene nicht bekannt ist, nur die Minimalmasse des entdeckten Planeten angegeben kann. Möglicherweise handelt es sich daher bei einigen entdeckten "Planeten" vielmehr um sehr kleine Sterne.


Die Transitmethode

Bei der so genannten Transitmethode sucht man nach Planeten, die sich - von der Erde aus gesehen - zwischenzeitlich vor ihr Zentralgestirn schieben. Dabei verdeckt der Planet den Stern und die Helligkeit des Sterns fällt während dieser Zeit ab.

So verursacht ein jupitergroßer Planet, der um einen sonnenähnlichen Stern kreist, einen Helligkeitsabfall von ca. 1%. Allerdings reicht ein Transit allein nicht aus, um mit Sicherheit einen Planeten zu entdecken. Schließlich können noch andere Phänomene bei einem Stern einen Helligkeitsabfall verursachen: z.B. Sternenflecke oder Sternpulsationen. Erst nach drei periodisch auftretende Heilligkeitsminima, kann mit großer Sicherheit von der Entdeckung eines Planeten gesprochen werden.

Tatsächlich wurden bereits einige Planeten mit dieser Methode entdeckt. Auch COROT wird sich dieser Methode bedienen, um extrasolare Planeten zu entdecken.

Doch während erdgebundene Beobachtungen in ihrer Genauigkeit durch Turbulenzen in der Erdatmosphäre begrenzt sind, die das Sternenlicht zum Flackern bringen, beobachtet COROT im Weltraum und kann damit eine viel höhere Genauigkeit erreichen. Tatsächlich sollte COROT als eines der ersten Instrumente überhaupt in der Lage sein, Planeten von der Größe der Erde zu entdecken. Dabei gilt zu bedenken, dass der Transit eines erdähnlichen Planeten einen Helligkeitsabfall von einem Promille verursachen würde. Das stellt ungeheure Anforderungen an das Instrument.

Wird COROT also die "zweite Erde" oder außerirdisches Leben entdecken?

COROT wird zwar wahrscheinlich Planeten von der Größe der Erde finden, aber es wird ein Sternenfeld nur jeweils 150 Tage lang beobachten. Aber es sind mindestens drei Transits notwendig, bevor sicher ist, dass der Helligkeitsabfall tatsächlich von einem Planeten verursacht wird. Das bedeutet, dass nur Planeten, die ihren Stern in weniger als 50 Tagen umkreisen, überhaupt beobachtet werden können. Die Erde dagegeb braucht ein Jahr, um die Sonne zu umrunden. Ein außerirdischer Astronom müsste also mindestens drei Jahre beobachten, um die Erde mit der Transitmethode nachweisen zu können. Damit ist COROT von vorn herein auf extrasolare Planeten beschränkt, die sich relativ nahe an ihrem Stern befinden und damit wahrscheinlich unbewohnbar sind.

Tatsächlich lässt sich mit dem 3. Keplersche Gesetz berechnen, wie weit von ihrem Stern entfernt die Planeten sein dürfen, damit COROT sie entdeckt.

Da COROT sonnenähnliche Sterne beobachten wird, kann in die Formel unten die Masse M der Sonne (1,9891*1030 kg ) und in T die maximale beobachtbare Umlaufperiode von 50 Tagen, sowie der Wert der Gravitationskonstanten G und und der Konstanten Pi eingesetzt werden.

Es ergibt sich eine Entfernung von 3,973*107 km. Das erscheint viel. Doch im Vergleich mit der Entfernung zwischen Erde und Sonne, die etwa 150 000 000 km beträgt, ist das recht wenig. Es ist gerade mal das 0.26 fache des Abstandes Sonne-Erde (diese Entfernung wird auch Astronomische Einheit AE oder auf englisch AU genannt und ist normalerweise das Maß, mit dem Entfernungen von Planeten gemessen werden).

 COROT wird also Planeten aufspüren, die sich noch näher an ihrem Stern befinden als der sonnennächste Planet Merkur, der in einer Entfernung von 0.387 AE um die Sonne mit einer Umlaufperiode von 58 Tagen zieht. Doch extrem nahe Planeten sind anscheinend nichts Ungewöhnliches. Tatsächlich wurden bis heute mehr als 35 Planeten entdeckt, deren Abstand zu ihrem Zentralstern weniger als 0,26 AE beträgt.


Die Gravitationslinsenmethode

Diese Methode macht sich eine Eigenschaft des Universums zunutze, die von Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt wurde: schwere Objekte krümmen die Raumzeit. Das hat sogar Auswirkungen auf vorbeifliegendes Licht. Denn in der Nähe eines schweren Himmelskörpers werden Lichtwellen zum Objekt hin abgelenkt, da das Licht der gekrümmten Raumzeit folgt. Das Gravitationsfeld einer großen Masse wirkt also wie eine Sammellinse (siehe Abbildung unten).

Dieser Effekt wurde zum ersten Mal 1919 englischen Astrophysiker Sir Athur Eddington während einer Sonnenfinsternis nachgewiesen.

Das Licht eines Hintergrundobjekts (Quellobjekt) wird durch ein Objekt mit großer Masse (Linsenobjekt), wie bei einer Sammellinse gebeugt. Dadurch entstehen zwei oder mehr Bilder des Hintergrundobjekts. Diese Bilder können aber zu Linien, Bögen oder Ringen (Einsteinringen) verzerrt sein. Gleichzeitig wird die Helligkeit verstärkt (Wikipedia).

1979 wurde das erste Mal dieser Gravitationslinseneffekt bei einem Quasar (sehr weit entfernte aktive Galaxie) beobachtet. Eine zwischen diesem Quasar und der Erde liegende Galaxie, lenkte das Bild so stark ab, dass der Beobachter zwei Bilder ein und desselben Objektes durch sein Teleskop beobachten konnte. Inzwischen wurden viele mitunter spektakuläre Beispiele für Gravitationslinsen gefunden (siehe Bild unten).

Beispiel für den Gravitationslinseneffekts. Der Galaxienhaufen Abell 2218 aufgenommen vom Hubble Space Telescope. Das Zentrum des Haufens liegt etwa links unten. Es verzerrt das Licht der dahinterliegenden Objekte zu kreisförmigen Bögen. Rechts oben erkennt man eine weitere Massenansammlung, die ebenfalls von einem Lichtbogen umgeben ist. Da die Ablenkung des Lichtes stark von der Masse des ablenkenden Körpers abhängt, können Astronomen auf diese Art und Weise auch die Masse des Linsenobjektes bestimmen. 

Gravitationslinsen wirken in vierfacher Hinsicht auf das Licht:

sie lenken es ab, so dass die beobachtete Position des dahinter liegenden Objektes nicht mit der beobachteten übereinstimmt.

sie verzerren die Form des Bildes zu Bögen oder Einsteinringen

sie erzeugen zwei oder mehr Bilder des dahinterliegenden Objektes

und sie verstärken die Helligkeit des Quellobjektes.

Letzteres machen sich Astronomen beim Nachweis von extrasolaren Planeten zu Nutze. Denn wenn ein Stern, der als Gravitationslinse dient, von einem extrasolaren Planeten umkreist wird, kann sich der Planet als zusätzliche Linse fungieren und führt dann zu einer kurzfristigen zusätzlichen Verstärkung des Lichtes. Dabei entstehen typische Verstärkungsspitzen (siehe Bild unten).

Schematische Darstellung des Nachweisverfahrens bei der Gravitationslinsen-Methode, die auch "Microlensing" genannt wird. Ein Stern kann für ein dahinter liegendes Objekt als Linse fungieren. Wenn dieser Linsenstern von einem Planeten umkreist wird, wirkt der Planet zeitweise als zusätzlicher Verstärker. In diesem Fall steigt die Helligkeit des Hintergrundobjektes kurzzeitig steil an, wie das Helligkeitsprofil oben zeigt. (OGLE)

Einige Programme wie OGLE, MACHO und MOA beobachten tausende von Sternen in Richtung des galaktischen Zentrums und der großen magellanschen Wolke, um nach solchen Ereignissen zu suchen. Dabei wurden bereits einige Planeten mit der Gravitationslinsenmethode gefunden, z.B. OGLE-235-MOA53, OB 05- 07 b,  OGLE-05-169L b und  OGLE-05-390L  b. Letzterer ist gerade einmal 5,5 Erdmassen groß und einer der kleinsten bisher entdeckten extrasolaren Planeten.

 Die Gravitationslinsenmethode hat allerdings zwei große Nachteile:

Der Planet ist nur ein einziges Mal für Wochen "sichtbar".

Oft lässt sich nicht genau bestimmen, wie weit der Planet von seinem Zentralstern entfernt ist.


Direkte Abbildung

Im Jahr 2005 wurden die ersten Bilder eines extrasolaren Planeten aufgenommen. Es war da erste Mal, dass ein extrasolare Planet direkt beobachtet werden konnte. Denn die bisherigen Methoden weisen Planeten indirekt nach (siehe z.B. Radialgeschwindigkeits-, Transit- und Gravitationslinsenmethode).

 Ist dies der erste photographierte extrasolare Planet um einen fernen Stern oder ein brauner Zwerg? Die Experten streiten sich noch darüber. (Quelle: ESO).

Tatsächlich gibt es sogar drei Sternen, um die wahrscheinlich extrasolare Planeten photographiert wurden: Der erste Kandidat war der Stern GQ Lupi (siehe auch Pressemitteilung der ESO) , der zweite Kandidat der Stern 2M1207 und der dritte Kandidat AB Pictoris (siehe Pressemitteilung der ESO).

Doch wie funktioniert so etwas?

Wie lassen sich Planeten nachweisen, die teilweise mehr als hundert Lichtjahre von uns entfernt sind?

Ein Planet leuchtet an sich nur sehr schwach und zwar vor allem im Infrarotbereich - also in Form von Wärmestrahlung. Im optischen Bereich ließe sich nur reflektiertes Sternenlicht nachweisen. Doch selbst im Infrarot überstrahlt der Zentralstern den Planeten bei weitem.

Es sei denn, bei dem Planeten handelt es sich um ein sehr junges und damit noch sehr heißes Objekt, dass sich astronomisch gesehen gerade erst gebildet hat. Tatsächlich sind alle drei bisher direkt beobachteten Exoplaneten mit einem Alter von nur wenigen Millionen Jahren sehr jung ( Zum Vergleich: Die Planeten in unserem Sonnensystem sind circa 4,5 Milliarden Jahre alt ). Die Masse des Planeten lässt sich dann durch die gemessene Temperatur und die Leuchtkraft bestimmen. Allerdings geht nur das Objekt um 2M1207 bisher unbestritten als Planet durch.

 Bild des braunen Zwergs 2M1207 und seines Begleiters (Masse: ca. 5+- 1 Jupitermassen). Dabei handelt es sich unbestritten tatsächlich um einen Planeten (ESO).

Bei GQ Lupi b z.B. ist die Massenbestimmung recht schwierig, gerade weil es sich um ein sehr junges Objekt handelt. Stern und möglicher Planet sind höchstens 2 Millionen Jahre alt. Die Masse kann aber nur indirekt bestimmt werden, aufgrund der Vorhersagen von Sternenmodellen für Leuchtkraft und Temperatur. Diese Modelle sind allerdings bei sehr jungen Objekten recht ungenau. So kommen für GQ Lupi b ganz unterschiedliche Werte zwischen 2 und 42 Jupitermassen heraus.

Bisher definiert die Internationale Astronomische Vereinigung die Grenze zwischen Planeten und Stern aber so: Objekte sind Planeten, wenn ihre Masse nicht 13,6 Jupitermassen überschreitet. Schwerere Körper beginnen in ihrem Innern unter dem Druck der eigenen Masse Deuterium zu fusionieren. Fusionsprozesse machen allerdings Sterne aus und nicht Planeten. Damit würde es sich bei GQ Lupi b eher um einen Stern handeln - genauer gesagt um einen braunen Zwerg. Die Frage, ob GQ Lupi b Planet oder Stern ist, wird daher noch diskutiert.

Das Objekt um AB Pictoris ist ebenfalls ein schwieriger Fall: Seine Masse wurde zu 13,5+-0,5 Jupitermassen bestimmt. Damit liegt es aber von seiner Masse her genau auf der Grenze zwischen Planet und brauner Zwerg. In diesem Fall lässt sich kaum entscheiden, zu welcher Seite sich die Waagschale neigen sollte - zur Planeten- oder Sternenseite.

Der Stern AB Pictoris und sein Begleiter. Mit etwa 13,5 Jupitermassen handelt es sich dabei entweder um einen sehr schweren extrasolaren Planeten oder einen sehr kleinen braunen Zwerg (Quelle: ESO).

Hinter dieser Diskussion verbirgt sich ein grundsätzliche Frage, deren Beantwortung im wahrsten Sinne des Wortes unser "Weltbild" erschüttern könnte: Besteht zwischen Planeten und Sternen eher ein qualitativer oder eher ein quantitativer Unterschied?

D.h. handelt es sich bei diesen Objekten um grundsätzlich verschiedene Körper, die auf unterschiedliche Weise entstehen? Oder bilden sich Planeten und Sterne grundsätzlich auf die gleiche Weise mit dem Unterschied, dass einige Objekte durch Zufall so viel Masse ansammeln konnten, dass Fusionsprozesse in ihrem Innern in Gang gesetzt wurden? Oder ist das ganze ein Nomenklaturproblem, das dadurch auftritt, dass die Maßstäbe, die wir uns in unserem Sonnensystem angewöhnt haben, auf andere Planeten- und Sternensysteme nur bedingt anwendbar sind? Das astronomische Institut der Universität Jena hat einen eigenen Vorschlag zur Planetendefinition ausgearbeitet.

Bisher gehen die meisten Forscher davon aus, dass Sterne aus einer Gas- und Staubwolke kondensierten, während Planeten nach der Entstehung des Sterns durch die langsame Ansammlung von Gesteinsbrocken (Planetisimalen) in der verbliebenen Gas- und Staubwolken entstanden sind. Damit könnte es also durchaus Sterne ohne Planeten geben, aber niemals Planeten ohne Sterne. Es bestünde ein qualitativer Unterschied zwischen Sternen und Planeten. Die Tatsache, dass nur sehr wenige Objekte wie AB Pictoris B mit Massen um die 13 Jupitermassen gefunden wurden, spricht bisher dafür.

Interessant dabei ist, dass im Sternenhaufen Sigma Orionis inzwischen Objekte von der Größe einiger Jupitermassen gefunden wurden, die kein Zentralgestirn umkreisen. Es wird bisher diskutiert, ob diese Objekte Planeten sind, die bei der Begegnung zweier Sterne herausgeschleudert wurden, oder ob es "Reste" von verunglückten Sternen sind, die nicht genug Masse ansammeln konnten, um sich zu einem "echten" Stern zu entwickeln oder ob es sich um Planeten auf sehr weiten Umlaufbahnen handelt.

Der klarste direkte Nachweis wurde am 14. November 2008 veröffentlicht: Auf zwei Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops aus den Jahren 2004 und 2006 im Bereich des sichtbaren Lichts ist ein sich bewegender Lichtpunkt zu erkennen, der eine Keplerbahn beschreibt. Es handelt sich um den Planeten Fomalhaut b, der eine Masse von etwa drei Jupitermassen hat, und der den Stern Fomalhaut in einer Entfernung von 113 AE umkreist (dem Zwölffachen der Distanz zwischen Sonne und Saturn). Der Planet umkreist Fomalhaut am inneren Rand des Staubgürtels, der Fomalhaut umgibt. Nach Angaben der Entdecker ist der Planet das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb unseres Sonnensystems abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt die doppelte Masse unserer Sonne.

 Fast gleichzeitig gaben Astronomen bekannt, dass es am Gemini North-Observatorium und am Keck-Observatorium gelungen sei, ein ganzes Planetensystem um den 130 Lichtjahre entfernten Stern HR 8799 im Sternbild Pegasus abzubilden.[ Beobachtungen mittels adaptiver Optik im infraroten Licht zeigen drei Planeten, deren Massen mit sieben bis zehn Jupitermassen angegeben werden. Die Exoplaneten umkreisen ihr Zentralgestirn im Abstand von 25, 40 und 70 Astronomischen Einheiten. Mit einem geschätzten Alter von 60 Millionen Jahren sind sie noch jung genug, um selbst Wärmestrahlung abzugeben.


Die Astrometriemethode

Im Rahmen der Astrometriemethode wird die Position des Sterns sehr genau vermessen, um aufgrund seiner Eigenbewegung auf eventuell vorhandene Planeten zu schließen.

Ein Stern und sein umgebender extrasolarer Planet kreisen beide um einen gemeinsamen Schwerpunkt (Animation unten). Da der Planet nur wenig Licht emittiert bzw. von seinem Zentralstern reflektiert, ist er meist dem Auge eines Astronomen verborgen. Der Zentralstern allerdings ist sichtbar, so dass prinzipiell die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt und damit die Existenz eines extrasolaren Planeten indirekt nachgewiesen werden kann. Das Problem dabei ist allerdings, dass diese Bewegung sehr schwierig zu messen ist (in der Animation übertrieben dargestellt). Der Schwerpunkt eines Planetensystem befindet sich aufgrund der im Vergleich zum Zentralstern geringen Masse des Planeten im Inneren des Sterns. D.h. der Stern beschreibt vom Beobachter aus gesehen keine Kreis- bzw. Ellipsenbahn, sondern "eiert" förmlich um seine Position, wie ein Kreisel, der nicht exakt in der Mitte ausgerichtet ist.   

Tatsächlich ist die Astrometriemethode die erste und älteste Methode, mit der versucht wurde, extrasolare Planeten nachzuweisen.

1963 glaubte Peter Van Kamp, der damalige Direktor des Sproul Observatory am Swarthmore College nach präziser Positionsbestimmung von Barnards Stern über einen Zeitraum von fast 25 Jahren einen Planeten entdeckt zu haben. Barnards Stern ist nach Alpha Centauri unserer Sonne am nächsten.

Aber nach zehn Jahren zeigte sich bei erneuter Überprüfung der Daten und nach weiteren Messungen mit moderneren Teleskopen, dass sich der von Van Kamp postulierte Planet nicht nachweisen ließ. Bis heute konnte diese "Entdeckung" weder astrometrisch noch mit anderen Methoden bestätigt werden.

Diese Geschichte zeigt, mit welchen Schwierigkeiten die Astrometriemethode zu kämpfen hat. Sie ist auf äußerst genaue Daten über einen längeren Zeitraum von Jahren bis hin zu Jahrzehnten angewiesen. Dabei schleichen sich leicht systematische Fehler aufgrund von Veränderungen innerhalb des Teleskops ein oder die Datenverarbeitung weist kleine Fehler auf, die über einen kürzeren Zeitraum nicht auffallen, aber bei Langzeitbeobachtungen falsche Phänomene vorgaukeln können.

 Satellitenmissionen im All, größere und präzisere Teleskope sollen hier Abhilfe schaffen. Theoretisch sollte es dann möglich sein, die nötige Präzision in der Positionsbestimmung der Sterne zu erreichen, um zumindest Gasriesen um extrasolare Planeten nachweisen zu können. Interessant ist, dass die Astrometriemethode gerade gut bei Planetensystemen funktioniert, bei denen die Radialgeschwindigkeitsmethode versagt:

Die Taumelbewegung eines Sterns lässt sich besonders gut bestimmen, wenn die Planetenbahn um genau 90 Grad gegenüber der Sichtlinie zur Erde geneigt ist (siehe auch Animation oben). Das sind aber genau die Planetensysteme, die für die Radialgeschwindigkeitsmethode unsichtbar sind.


Quelle: Corot.de