Erklärung astronomischer Fachausdrücke

Friedrich-Schiller-Universität Jena, Astrophysikalisches Institut
Thüringer Landessternwarte Tautenburg
exoplanet.de
Presseinformation
19. Februar 2003
Erklärung astronomischer Fachausdrücke
Exo-Planeten bzw. extrasolare Planeten:
Bisher sind über 100 Planeten um andere Sterne als unsere Sonne bekannt. Man nennt
sie Exo-Planeten oder extra-solare Planeten. Mit heute verfügbaren Techniken können
sie (noch) nicht direkt abgebildet werden, weil der Stern, den sie umkreisen, viel heller
strahlt. Deshalb müssen indirekte Nachweise ihrer Existenz erbracht werden. Das kann
durch verschiedene Methoden wie die Radialgeschwindigkeitsmessung, die Transit-Beobachtung oder die Astrometrie geschehen.
Radialgeschwindigkeitsvariationen (Spektroskopie):
Die Radialgeschwindigkeit misst das Wackeln des Sterns auf uns zu und von uns weg,
wie es durch die Schwerkraft der ihn umkreisenden Planeten verursacht wird.
Beispiel: Der größte Planet unseres Sonnensystems ist Jupiter; er übt auf die Sonne eine
Radialgeschwindigkeitsänderung von 12 Meter pro Sekunde aus; die Sonne schwankt
also leicht aufgrund der Anziehungskraft von Jupiter. Die Radialgeschwindigkeitsmessung weist dieses leichte Schwanken nach, indem sie die Verschiebung der
Spektrallinien des Sterns misst und interpretiert. Da man aber meist nicht weiß, in welcher
Ebene der Planet um seinen Stern kreist, kann man seine Masse nicht direkt bestimmen,
sondern nur eine untere Grenzmasse.
Astrometrie:
Mit Astrometrie bezeichnet man die genaue Vermessung der Position von Sternen am
Himmel. Wenn ein Planet um einen Stern kreist, dann wackelt der Stern natürlich nicht nur
in einer Raumrichtung (auf uns zu und von uns weg), sondern auch in den beiden anderen
Dimensionen, also nach rechts und links am Himmel sowie nach oben und unten.
Durch sehr präzise Astrometrie kann man dieses Wackeln am Himmel messen und auf
die Existenz eines Begleiters schließen. Bisher ist das aber nur bei einem Exo-Planeten
gelungen.
Interferometrie:
Die Schwerkraft setzt der Größe von Teleskopen auf der Erde Grenzen. Schaltet man
aber zwei oder mehr Teleskope zusammen, so dass sie wie ein einziges großes Teleskop
agieren, kann man die Messgenauigkeit bezüglich der räumlichen Auflösung erhöhen.
Dies bezeichnet man als Interferometrie. Je kleiner die Wellenlänge des untersuchten
Lichts, desto schwieriger ist die Technik. Bei Radiowellen funktioniert diese Technik
schon recht gut. Im optischen Bereich, dem für das menschliche Auge sichtbaren Licht,
wird Interferometrie jetzt erstmals erprobt; beispielsweise werden die vier 8-Meter-Spiegelteleskope der ESO in Chile „zusammengeschaltet“. Damit kann man demnächst noch
kleinere, masseärmere Exo-Planeten entdecken.
Transit:
Manchmal schiebt sich ein Planet – von der Erde aus gesehen – direkt vor seinen Stern
und verdunkelt ihn dabei geringfügig. Dies bezeichnet man als Transit (Durchgang). Bei
der Transit-Methode wird die Abnahme der Helligkeit gemessen. Grundvoraussetzung
dafür ist, dass wir von der Erde aus in die Bahnebene des Planeten schauen. Man kann
durch geometrische Effekte Masse, Größe und Dichte der Planeten messen. Dies ist
bisher nur bei zwei Exo-Planeten geglückt.
Solche Transit-Ereignisse passieren auch in unserem Sonnensystem, wenn nämlich
einer der beiden inneren Planeten Merkur oder Venus von der Erde aus gesehen vor der
Sonnenscheibe herziehen. Hinweis: Der nächste Merkur-Transit findet am 7. Mai 2003
statt, der nächste Venus-Transit im Jahr 2004. Beide sind von Deutschland aus sichtbar.
Solche Durchgänge bzw. Bedeckungen sind dennoch sehr selten, was man daran
erkennen kann, dass es von einem Venus-Durchgang noch überhaupt kein Foto gibt, da
der letzte derart lange zurückliegt.
Direkte Abbildung:
Bei der direkten Abbildung muss man das Problem überwinden, dass ein Planet bei weitem nicht so stark leuchtet wie sein Zentralstern und außerdem sehr nahe neben dem
Stern steht, also überstrahlt wird. Um dieses Problem zu umgehen, gibt es zwei Ansätze:
Zunächst sollte man gerade bei solchen Sternen nach Planeten suchen, die besonders
nah sind und wo die Planeten möglichst durch ihre Entstehung sogar noch selbst ein
wenig leuchten.
Außerdem muss man besondere Techniken anwenden, um selbst in solchen günstigen
Fällen die Planeten überhaupt entdecken zu können – beispielsweise die so genannte
adaptive Optik. Sie vermindert mit technischen Tricks das Funkeln der Sterne, das zum
Überstrahlen der Planeten beiträgt, nämlich durch Verbiegungen eines Spiegels im Strahlengang des Teleskops, wodurch die in der Erdatmosphäre verbogene Wellenfront
mehrmals pro Sekunde wieder gerade gebogen wird.
Habitable Zone:
Unter „habitablen Zonen“ versteht man den Abstandsbereich um Sterne, in dem erdähnliche Planeten auf ihrer Oberfläche Temperaturen besitzen, die für die Entstehung von
erdähnlichem Leben geeignet sind. Bei unserer Sonne ist dies gerade der Abstand, den
die Erde von der Sonne hat – mit einem nur kleinen Intervall. Das könnte eine Ursache dafür sein, dass die anderen Planeten unseres Sonnensystems wohl kein Leben beherbergen.
Schmidt-Kamera:
Eine Schmidt-Kamera ist ein besonderer Typ von astronomischen Fernrohren, der sich
durch ein sehr großes Gesichtsfeld auszeichnet. Eine solche Schmidt-Kamera besteht
aus einem sphärischen Hauptspiegel und einer Korrektionsplatte, die sich bei der doppelten Brennweite vor dem Spiegel befindet. Eine Schmidt-Kamera funktioniert wie eine
Fotokamera: Sie fotografiert Himmelsausschnitte. Durch den Vergleich von früheren mit
späteren Aufnahmen des gleichen Ausschnitts kann man Änderungen entdecken.
Coudé-Spektrograph:
Coude ist französisch für „Ellenbogen“. Verwendet man Planspiegel, um das Licht der
Sterne aus einem Fernrohr heraus zu leiten, so wird das Licht dabei mehrmals rechtwinklig oder ellenbogenförmig abgelenkt. Daher kommt der Begriff Coudé-Strahlengang
eines Teleskops. Der große Vorteil des Coudé-Strahlengangs ist, dass sich der Fokus
des Teleskops unabhängig von den Bewegungen des Teleskops immer an der gleichen
Stelle befindet. Häufig ist der Fokus in einem Raum mit konstanter Temperatur. Fern von
klimatischen Störungen ist dies der ideale Platz für einen großen Spektrographen, den
Coudé-Spektrographen. Ein Spektrograph zerlegt das einfallende Licht wie ein Prisma in
verschiedene Wellenlängen. Damit können die Wissenschaftler weiterarbeiten.
Jod-Zelle:
Eine Jod-Zelle ist ein kleiner Glaskörper, gefüllt mit Jod, der während der Beobachtung
vor den Spalt des Spektrographen montiert wird. Die Absorptionslinien, die das Jod nun
im Spektrum des Sterns während der Beobachtung erzeugt, dienen als Referenzsystem,
wenn man die Positionen der Spektrallinien des Sterns misst. Aus den Schwankungen
der Spektrallinien des Sterns relativ zu den Linien des Jod-Moleküls lässt sich die Variation der Radialgeschwindigkeit eines Sterns sehr genau messen.