Wenn Planeten wackeln

Man kann den Planeten nicht direkt sehen, aber trotzdem viel über ihn erfahren. Man weiß, in welcher Entfernung er den Stern umkreist, kennt die Form seiner Bahn. Wie schwer er ist, ist nur bedingt herauszufinden. Wie stark wir den Stern von der Erde aus wackeln sehen, hängt auch davon ab, aus welcher Richtung wir auf das extrasolare Planetensystem blicken. Schauen wir genau von "oben" auf die Bahn des Planeten, dann sehen wir den Stern gar nicht wackeln - die Astronomen können ja nur die Bewegung auf uns zu oder von uns weg messen. Blicken wir dagegen genau von der Seite auf die Bahn des Planeten, sehen wir das Wackeln des Sterns am stärksten. Bei Blickwinkeln, die dazwischen liegen, erscheint der Effekt abgeschwächt. Um zu wissen, wie viel des Sternenwackelns wirklich auf den Planeten zurückzuführen ist und wie viel auf den Blickwinkel, müssten wir eigentlich den Blickwinkel kennen. Der lässt sich aber nur schwer herausfinden. Man kennt die Masse des Planeten also nur innerhalb gewisser Grenzen und kann sie nicht genau angeben.

Transitmethode

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Das ist bei der zweiten Methode, die zur Exoplanetensuche eingesetzt wird, ganz anders. Bei der "Transitmethode" wollen Forscher den Stern nicht wackeln sehen, sondern blinken. Sie messen dabei die Helligkeit des Sterns und sehen nach, ob er in regelmäßigen Abständen ein klein wenig dunkler wird. Das kann passieren, wenn der Stern von einem Planeten umkreist wird. Zieht der Planet genau zwischen uns und dem Stern vorbei, dann verdeckt er kurzfristig etwas von dessen Licht. Der Unterschied ist nur winzig, aber die Teleskope der Astronomen sind gut genug, um diesen Effekt messen zu können. Auch hier sehen sie den Planeten nicht direkt, können aber aus den Eigenschaften dieses Transits auf seine Eigenschaften schließen. Je größer der Planet ist, desto mehr Licht kann er blockieren und desto dunkler wird der Stern werden.

Aus der Dauer des Transits lässt sich bestimmen, wie schnell sich der Planet bewegt und wie weit entfernt vom Stern er seine Runden zieht (diesmal wird das dritte Keplersche Gesetz angewendet, das einen Zusammenhang zwischen der Geschwindigkeit und der Größe der Bahn herstellt). Aber so wie bei der Radialgeschwindigkeitsmethode lässt sich auch hier die Masse des Planeten nicht bestimmen.

Kombiniert man allerdings beide Methoden, dann ist es einfach. Leider ist dazu ein wenig Glück nötig, denn nicht jeder Transit ist auch von der Erde aus sichtbar. Nur wenn wir genau im richtigen Winkel auf das System blicken, können wir den Planeten vorüberziehen sehen. Aber wenn wir einen Transit sehen, dann wissen wir, dass der Winkel stimmt und mit dem Wissen über diesen Blickwinkel und mit den Daten der Radialgeschwindigkeitsmethode können wir die exakte Masse des Planeten bestimmen. Mehr noch, wir kennen ja nun sowohl die Größe als auch die Masse und können damit die mittlere Dichte berechnen. Die verrät etwas über die Zusammensetzung des Planeten, zum Beispiel, ob es sich um einen Gasplaneten wie Jupiter oder einen Planeten mit fester Oberfläche wie die Erde handelt. Computersimulationen berechnen das Aussehen des Planeten.

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