Aufbruch zu fremden Erden
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Aufbruch zu fremden Erden In Heidelberg wurde der Startschuss gegeben Die Entdeckung extrasolarer Planeten hat auf viele Astronomen wie eine Initialzündung gewirkt. Jetzt suchen die Forscher nach Möglichkeiten, Exoplaneten direkt nachzuweisen und zu studieren. Im Jahr 2003 diskutierten in Heidelberg auf einer vom Max-Planck-Institut für Astronomie organisierten Tagung 240 Wissenschaftler aus Europa und den USA über die Perspektiven und anlaufenden Projekte. Ziel ist es, etwa im Jahr 2014 erdähnliche Planeten erkennen zu können, die sich in der »bewohnbaren Zone« ihres Zentralsterns befinden. G eahnt hatten die Astronomen schon immer, dass außer der Sonne auch andere Sterne von Planeten umkreist werden. Doch erst der Nachweis der ersten Exoplaneten durch Michel Mayor und Didier Queloz vom Observatorium Genf sowie etwas später von Geoffrey Marcy und Paul Butler von der San Francisco State University im Jahre 1995 öffnete die Tür zu einem neuen Forschungsgebiet. Mittlerweile etwa 140 extrasolare Planeten bekannt. Bislang lassen sie sich jedoch nur indirekt nachweisen, indem die periodisch veränderliche Bewegung ihrer Zentralsterne um den gemeinsamen Massenschwerpunkt gemessen wird. Üblicherweise misst man die pe92 SuW-Dossier Planetensysteme riodische Veränderung der radialen Bewegungskomponente der Zentralsterne um einige Meter pro Sekunde, die sich im Spektrum als veränderliche Dopplerverschiebung äußert. Da die beobachteten Sterne nah und hell sind, lassen sie sich gut klassifizieren, weshalb ihre Massen sehr genau bekannt sind. Damit können aus den gemessenen Umlaufperioden mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes untere Grenzen für die Werte der Massen der unsichtbaren Begleiter und deren Bahnradien berechnet werden. Zur genauen Massenbestimmung benötigt man jedoch zusätzlich die im allgemeinen unbekannte Neigung der Ebene der Umlaufbahn des Planeten gegen die Himmelsebene. VON THOMAS BÜHRKE Es sind allerdings sechs Fälle beobachtet worden, in denen der Planet vor dem Zentralstern vorbeizieht. In diesem Fall stimmt die mit der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmte Masse exakt. Die Transitmethode Zuletzt verfolgten Forscher des Instituts für Astronomie und Astrophysik in Tübingen gemeinsam mit Kollegen der Hamburger Sternwarte und der ESO einen solchen periodischen Transit am Very Large Telescope (VLT). Hierbei nahm die Helligkeit des Sterns OGLE-TR-3 mit einer Periode von 28.5 Stunden um zwei Prozent ab (Abb. 3). Aufgrund gleichzeitig erhaltener, hoch aufgelöster Spektren lassen sich diese Ereignisse auf die Vorbeigänge eines Planeten mit 0.6 Jupitermassen vor dem Stern zurückführen. Der Planet umkreist den Stern in einer Entfernung von nur 3.5 Millionen Kilometern (das sind 0.02 Astronomische Einheiten [AE]). Seine Rotation ist deshalb wahrscheinlich gebunden, das heißt, der Planet kehrt dem Stern immer dieselbe Hemisphäre zu. Auf der Tagseite herrschen Temperaturen um 2000 Grad Celsius, so dass der Planet unablässig große Mengen seiner Atmosphäre verliert. Abb. 1: Computerdarstellung des frei fliegenden Interferometers TPF. (Bild: NASA) Abb. 2: Pressekonferenz auf der Tagung in Heidelberg. Links: Michel Mayor, der Entdecker des ersten Exoplaneten. Rechts: Malcolm Friedlund und Charles Beichmann, die Projektwissenschaftler der Missionen DARWIN (ESA) und TPF (NASA). (Bilder: Michael Odenwald) Abb. 3: Lichtkurve von OGLE-TR-3 um den Zeitpunkt des Transits herum. (Bild: Nach ESO) Helligkeit [mag] –0.02 0 0.02 –0.2 –0.1 Aus der Helligkeitsabnahme während der Transits ergibt sich sein Radius zu 1.4 Jupiterradien und damit seine Dichte zu 0.25 Gramm pro Kubikzentimeter. Das entspricht einem Fünftel der Dichte Jupiters, womit klar ist, dass der Begleiter des Sterns OGLE-TR-3 ein Gasplanet ist. Vermutlich gehören auch die anderen bislang nachgewiesenen Exoplaneten zu den Gasplaneten. Eine bedeutende Frage aber, über welche die Experten in Heidelberg diskutierten, ist noch nicht beantwortet: Ist unser Sonnensystem, das sowohl Gesteinsplaneten als auch Gasplaneten enthält, typisch, oder bildet es eine seltene Ausnahme in unserer Galaxis? Leben, das auf ähnlichen Prinzipien beruht wie das irdische, benötigt einen festen Planeten, auf dem flüssiges Wasser vorkommt. Dafür muss der Planet seinen Zentralstern innerhalb der bewohnbaren Zone umlaufen. Die Lage dieser Zone hängt von der Temperatur des Zentralsterns und von den Eigenschaften der planetaren Atmosphäre ab. Ganz grob liegt die Zone bei sonnenähnlichen Sternen zwischen 0.9 und 1.3 Erdbahnradien (Astronomischen Einheiten). Schließlich erwarten wir, dass die Schwerkraft auf einem belebten Planeten nicht übermäßig 0 Phase stark sein sollte. Seine Masse, und damit seine Größe, sollten also mit unserer Erde vergleichbar sein. Mit erdgebundenen Teleskopen lassen sich Planeten von der Größe der Erde mit Hilfe der Transitmethode nicht beobachten, denn sie schwächen das Sternlicht nur um etwa ein Zehntausendstel ab. So geringe Variationen will man zukünftig mit Weltraumteleskopen messen. Zur Zeit sind drei solcher hochpräzisen Photometer geplant. Sie verfolgen alle dieselbe Suchstrategie: Man bildet ein möglichst großes, sternreiches Himmelsgebiet auf einem CCD ab und misst über einen längeren Zeitraum hinweg kontinuierlich die Helligkeiten aller im Feld befindlichen Sterne. Als erstes wird ESA, die Europäische Weltraumorganisation, Mitte 2006 das unter französischer Leitung entstehende Instrument COROT (Convection Rotation and Planetary Transits) starten. Mit diesem 30-cm-Teleskop (siehe Seite 86) wollen die Astronomen fünf Monate lang insgesamt 12 000 Sterne überwachen und nach deren Helligkeitsvariationen suchen. COROT könnte demnach in drei bis vier Jahren den ersten erdähnlichen Planeten entdecken. 0.1 0.2 Ihm folgt im Oktober 2007 das NASATeleskop KEPLER (Abb. 4). Dieses Teleskop mit einem Meter Öffnung und einem Detektor aus 21 CCDs soll vier Jahre lang mehr als 100 000 Sterne in der Milchstraße überwachen. Mit ihm werden sich Planeten im Größenbereich von 0.7 bis 1.4 Erdradien vor Sternen mit Helligkeiten zwischen der 9. und der 14. Größe nachweisen lassen. Im Frühjahr 2008 soll das europäische Teleskop EDDINGTON (Abb. 4) starten. In dem rund 1.5 Millionen Kilometer von der Erde entfernten Lagrange-Punkt L2 stationiert, wird das Instrument die zeitlichen Variationen der Helligkeiten von etwa 500 000 Sternen messen. Das genaue Konzept des Instruments ist noch nicht festgelegt. Auf der Heidelberger Tagung berichtete der ESA-Projektwissenschaftler Fabio Favata, EDDINGTON könnte aus vier Einzelteleskopen bestehen, die ein 20 Quadratgrad großes Himmelsfeld im Blickfeld haben. EDDINGTON soll drei Jahre lang nach extrasolaren Planeten suchen. Weitere zwei Jahre lang soll mit ihm Asteroseismologie betrieben werden. Dazu misst man die Schwingungen des gesamten Sternkörpers und ermittelt daraus dessen inneren Aufbau. Auch COROT soll SuW-Dossier Planetensysteme 93 Abb. 4: Links: Das NASA-Teleskop KEPLER, rechts: das europäische Teleskop EDDINGTON. (Bild: NASA/ESA) Abb. 5: Die Geometrie des Transits eines Planeten vor seinem Zentralstern (Bild: nach ESO) Stern 1 Planet 1 2 3 2 3 Planet Helligkeit Stern 1 2 3 zu diesem Zweck bereits Messdaten liefern. Der Erfolg der Transitmethode wird wesentlich davon abhängen, ob man die Ursache der beobachteten Helligkeitsvariationen eindeutig identifizieren kann. Prinzipiell können auch die sonnenähnlichen Zentralsterne selbst auf dem niedrigen Niveau von einigen hundertstel Prozent variabel sein. Hier wird man ergänzende Beobachtungen, zum Beispiel der Radialgeschwindigkeit, benötigen: Während des Transits bewegt sich der Planet etwa senkrecht zur Beobachtungslinie vor dem Stern vorbei. In dieser Phase ist die radiale Dopplerverschiebung im Sternspektrum nahezu null. In den Phasen, in denen sich der Planet von uns fort oder auf uns zubewegt, ist auch die Radialgeschwindigkeit des Sterns maximal negativ beziehungsweise positiv. An diesen Merkmalen lässt sich die Wirkung eines Planeten von anderen Ursachen der Variabilität unterscheiden (Abb. 5). Die Transitmethode führt selbstverständlich nur dann zum Erfolg, wenn die Bahnebene des Planeten auf der Sichtlinie des Beobachters zum Stern liegt. Statistisch gesehen ist dies nur bei 0.5 Prozent aller Exoplaneten in der bewohnbaren Zone der Fall. Die Methode verrät auch nicht, ob der Planet beispielsweise von einer Atmosphäre umgeben ist. Diese entscheidende Information bekommt man nur, wenn es gelingt, die Planeten direkt zu beobachten. Geschwindigkeit Mit Interferometern und Koronographen Zeit 94 SuW-Dossier Planetensysteme Mit der heutigen Technik ist es nicht möglich, extrasolare Planeten abzubilden. Das Problem ist dabei nicht allein der geringe Winkelabstand der dunklen Begleiter zu ihrem Zentralstern. Zum Beispiel: Ein Planet, der einen 60 Lichtjahre vom Beobachter entfernten Stern in zwei Astronomischen Einheiten Ab- Vielleicht wird es bis dahin sogar möglich sein, heiße Gasplaneten von der Erde aus nachzuweisen. Diesem Ziel haben Astronomen des MPI für Astronomie mehrere ihrer Projekte gewidmet. Das zeitlich nächste ist MIDI (Mid-Infrared Interferometric Instrument), ein Interferometer für das mittlere Infrarot am VLT. Am 15. Dezember 2002 gelang es mit diesem Messinstrument erstmals, die Strahlengänge aus zwei der vier 8.2-m-Teleskope phasengleich zusammenzuführen und zur Interferenz zu bringen. MIDI ist damit das weltweit erste wissenschaftliche Instrument, das Beobachtungen dieser Art bei Wellenlängen um zehn Mikrometer an großen Teleskopen ermöglicht. Mit diesem Instrument könnte es bald möglich sein, heiße Gasplaneten nachzuweisen und deren Abstand zu ihrem Zentralstern direkt zu messen. Damit ließe sich die Bahnneigung bestimmen, woraus sich alle weiteren physikalischen Größen des Planeten ergeben. Ähnliche Anstrengungen unternehmen Astronomen am Large Binocular Telescope (LBT). Dieses Doppelfernrohr, an dem ebenfalls Forscher des MPIA maßgeblich beteiligt sind, wird zwei von einer einzigen Montierung getragene Hauptspiegel mit jeweils 8.4 Metern Durch- stand umkreist, entfernt sich von ihm bis auf 0.1 Bogensekunden. Das wäre für das Weltraumteleskop HUBBLE oder die adaptiv optische Kamera NACO am VLT an sich kein Problem. Entscheidend ist der enorme Helligkeitskontrast. Im Bereich des sichtbaren Lichts ist ein Stern wie die Sonne rund eine Milliarde Mal so hell wie ein Planet von der Größe der Erde. Der Grund dafür ist, dass der kleine Planet lediglich Sternlicht reflektiert. Im infraroten Bereich ist die Situation günstiger, weil dort der Planet zunehmend selbst Wärmestrahlung aussendet. Im mittleren Infrarot sinkt das Intensitätsverhältnis auf etwa 1 : 1 000 000. Für heiße, jupiterähnliche Planeten ist das Verhältnis wegen ihrer Größe und Temperatur noch günstiger. Es erscheint deshalb im Bereich des Möglichen, mit dem James Webb Space Telescope (JWST), dem gegenwärtig im Bau befindlichen Nachfolger des Weltraumteleskops HUBBLE, diese Himmelskörper direkt beobachten zu können. Demnach erhielten wir also die ersten Bilder eines Exoplaneten in etwa acht Jahren, wie Steve Beckwith, der damalige Direktor des Space Telescope Science Institute in Baltimore, USA, auf der Tagung in Heidelberg erklärte. Abb. 6: Computergraphik des frei fliegenden Interferometers DARWIN. (Bild: ESA) messer besitzen (siehe SuW 5/2003, S. 30 ff.). Damit eignet sich das LBT für die interferometrische Suche nach extrasolaren Planeten. Die Nachweisgrenze für einen solchen jupiterähnlichen Planeten hängt dabei wesentlich von dessen Alter ab. Je jünger er ist, desto heißer ist er noch, und desto heller ist seine Abstrahlung im nahen Infrarot. Interferometrie im sichtbaren Licht und im Infraroten war jahrzehntelang nur wenigen Spezialisten vorbehalten. Erst kürzlich haben die Forscher gelernt, die technologischen Probleme zu meistern und ihr ganzes Potenzial zu nutzen: Heute sind sie sogar in der Lage, diese Technik auf Großteleskope zu übertragen. In Deutschland hat man dieser Entwicklung Rechnung getragen und am Heidelberger MPI für Astronomie das Deutsche Zentrum für Interferometrie (FRINGE, Frontiers of Interferometry in Germany) gegründet. Ziel dieser Einrichtung ist es, die Anstrengungen deutscher Institute auf diesem Gebiet zu koordinieren. Entscheidend für den Erfolg interferometrischer Methoden ist heute die Tech- SuW-Dossier Planetensysteme 95 Abb. 7: Mit der Mission SMART-2 will die ESA das Prinzip eines frei fliegenden Interferometers testen. (Bild: ESA) nik des so genannten Nullings. Sie geht auf den Physiker Ronald Bracewell zurück, der sie 1978 erstmals beschrieb. In der Brennebene eines Interferometers entsteht ein Streifenmuster, dessen erstes Helligkeitsmaximum im Zentrum liegt, wo sich der Stern befindet. Beim Nulling richtet man das Instrument gerade so ein, dass das zentrale Maximum durch destruktive Interferenz verschwindet, so dass der störende Zentralstern ausgeblendet wird. Bei günstiger Basislänge des Interferometers tritt am Ort des Planeten dann die größtmögliche Intensität auf. In der Praxis wird es nicht gelingen, das zentrale Maximum gänzlich zum Verschwinden zu bringen. Angestrebt wird aber eine Intensitätsabschwächung auf ein Zehntausendstel bis Hunderttausendstel, was eine enorme technische Präzision erfordert. An mehreren Observatorien laufen derzeit Experimente mit dieser Technik. Am VLT beispielsweise soll im Jahre 2008 das Instrument GENIE (Groundbased European Nulling Interferometer Experiment) erstes Licht sehen. Es wird gemeinsam von ESO und ESA finanziert. Ohne Interferometrie auskommen will ein europäisches Konsortium unter Leitung des MPIA mit einem CHEOPS genannten Instrument (Characterizing Ex96 SuW-Dossier Planetensysteme trasolar Planets by Opto-infrared Polarimetry and Spectroscopy). Es soll zur zweiten Instrumentengeneration am VLT gehören. Vorgesehen ist ein adaptives optisches System mit einer extrem hohen Abbildungsqualität und der Fähigkeit, hohe Kontraste in der unmittelbaren Umgebung heller Objekte aufzulösen. Dazu will man zwei Tatsachen ausnutzen: Erstens weist der Zentralstern andere Spektraleigenschaften auf als der ihn umkreisende Planet, und zweitens ist das von einem Gasplaneten reflektierte Sternlicht im Mittel zu 50 Prozent polarisiert. Richtung und Grad der Polarisation hängen vom Phasenwinkel des Planeten in Bezug auf den Stern ab und variieren deshalb periodisch mit dem Umlauf. Mit CHEOPS wollen die Astronomen einen Stern gleichzeitig in mehreren Wellenlängen und bei mehreren Polarisationswinkeln aufnehmen. Bildet man die Differenz dieser Bilder, so sollte sich der Zentralstern wegheben und der Planet sichtbar werden. Gleichzeitig mit CHEOPS brachte ein französisch geführtes Konsortium einen konkurrierenden Antrag ein. Daraufhin hat ESO beide Konsortien mit der Durchführung jeweils einer vollständigen Studie beauftragt. Ende 2004 werden diese Studien begutachtet, so dass vielleicht schon im Jahre 2009 mit den Beobachtungen begonnen werden kann. Doch die unscheinbaren Exoplaneten von der Größe der Erde werden we- der mit dem JWST noch mit erdgebundenen Interferometern beobachtbar sein. Die einzige Möglichkeit, sie zu studieren, wird voraussichtlich nur vom Weltraum aus bestehen. Die satellitengestützten Missionen DARWIN und TPF Zur Zeit untersuchen Astronomen der ESA und der NASA zwei Projekte, genannt DARWIN und Terrestrial Planet Finder (TPF, siehe Abb. 1). Das europäische DARWIN ist ein Weltrauminterferometer (Abb. 6). Nach derzeitigen Plänen wird es aus sechs frei fliegenden Teleskopen mit 1.5-m-Spiegeln bestehen, die in mehreren zehn oder hundert Metern Abstand voneinander im Formationsflug um die Sonne fliegen. Die sechs Strahlenbündel werden in einem zentral fliegenden Satelliten zusammengeführt, wobei die Abstände zwischen allen Satelliten bis auf einen Zentimeter genau eingehalten werden und mit einer Genauigkeit von einem hunderttausendstel Millimeter bekannt sein müssen. Diese extrem hohe Genauigkeit wird durch Abgleich mittels eines internen Spiegelsystems im zentralen Satelliten erreicht. Das entstehende Interferogramm wird über einen RelaisSatelliten zur Erde gefunkt. Da DARWIN im Infraroten arbeiten soll, werden das Teleskop passiv bis auf 40 Kelvin und die Detektoren aktiv auf acht Kelvin gekühlt. Literaturhinweise und Internetadressen Andreas Glindemann: Das Very Large Telescope Interferometer, SuW 3/2003, S. 24 ff. Dietrich Lemke: Größer, schneller, tiefer, SuW 12/2002, S. 26. Klaus G. Strassmeier: Das Large Binocular Telescope, SuW 5/2003, S. 30. Extrasolare Planeten: http://exoplanets.org, http://www.obspm.fr/encycl/encycl. html VLT-Interferometer: http://www.eso.org/projects/vlti LBT: http://medusa.as.arizona.edu/lbtwww/lbt.html COROT, EDDINGTON und DARWIN: http://sci.esa.int/home/ourmissions/index.cfm KEPLER: http://www.kepler.arc.nasa.gov TERRESTRIAL PLANET FINDER: http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_index.html Parallel zu den Vorstudien und Entwicklungsarbeiten der Europäer an DARWIN studieren die amerikanischen Forscher der NASA das Projekt Terrestrial Planet Finder. Hierin untersucht man einerseits ein Interferometer, ähnlich wie DARWIN. Andererseits empfiehlt das Jet Propulsion Laboratory (JPL) in Pasadena der NASA, auch die Möglichkeit eines Koronographen in Betracht zu ziehen. Hierfür benötigt man ein Einzelteleskop mit einem 10-Meter-Spiegel, in dem sich der Zentralstern mit Hilfe einer Maske abdecken lässt. Auf den ersten Blick erscheint dieses Prinzip wesentlich einfacher als ein Interferometer. Ein Koronograph würde jedoch enorme Anforderungen an die Oberflächengenauigkeit des Spiegels stellen. Dieser müsste zudem extrem leicht sein und würde erst im Weltraum entfaltet werden können, da es keine Rakete gibt, die einen solchen Riesen am Stück ins All transportieren könnte. Bis 2006 wollen ESA und NASA ihre Studien abgeschlossen haben und sich dann auf ein gemeinsames Konzept einigen. Das Gerät soll in der Lage sein, Planeten von der Größe der Erde in der bewohnbaren Zone nachzuweisen. Darüber hinaus soll es möglich sein, die Planeten spektroskopisch zu untersuchen, um nach Atmosphären und möglichen Anzeichen für Leben, wie wir es kennen, zu suchen. Molekularer Sauerstoff oder Ozon werden als geeignete Indikatoren gewertet. Wenn alles nach Plan verläuft, wird die Planetensuchmaschine im Jahr 2014 ins All starten und im Lagrange-Punkt L2 stationiert werden, um von dort aus mindestens vier Jahre lang nach terrestrischen Planeten zu suchen, wobei die Vorläufermissionen bereits die aussichtsreichsten Kandidaten ausgesucht haben werden. Die technischen Anforderungen des gesamten Projekts sind so hoch, dass man zuvor Teile der notwendigen Technik am Boden und im Weltall testen will. Einen dieser Zwischenschritte wird das Projekt GENIE darstellen. Und die ESA plant, im Rahmen ihrer Weltraum- mission SMART-2 das Prinzip des präzisen Formationsfluges zu testen (Abb. 7). SMART 2 dient gleichzeitig der Vorbereitung auf die Astrometriemission GAIA. Auf der anderen Seite will die NASA im Jahre 2009 die Space Interferometry Mission, SIM, fliegen. Das ist ein frei fliegendes Interferometer mit einer Basislinie von zehn Metern. Mit ihm soll es bereits möglich sein, bis in zehn Parcec Entfernung Planeten mit mindestens zehn Erdmassen in der bewohnbaren Zone eines Sterns nachzuweisen. Seit der Zeit seiner Dissertation am MPI für Astronomie über die Jets junger Sterne schreibt Thomas Bührke für Sterne und Weltraum. Mittlerweile ist er freier Wissenschaftsjournalist und erfolgreicher Buchautor, und redigiert die Zeitschrift »Physik in unserer Zeit«.Die Forschungsarbeiten am MPIA verfolgt er nach wie vor aus der Nähe. Astro - ServiceCenter As [email protected] Daimlerstraße 6 38112 Braunschweig Tel.: 0531 / 2317815 Fax: 0531 / 2317816 www.astro-sc.de Das Fachgeschäft in Norddeutschland mit der großen Auswahl! 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