Methoden zur Entdeckung

Exoplaneten entdecken - das ist eine unglaubliche Sache. Da stellt man sich immer die Frage, wie überhaupt es möglich ist, eine solche Tat zu bewerkstelligen. Nun ja... Zeit und Geld kostet es, doch knapp 200 Jahre Forschung in der Astronomie haben es nun schliesslich möglich gemacht.
Auf dem "Punkt der Sache" gibt es nun 6 mögliche und unterschiedliche Methoden zur Entdeckung von Exoplaneten:

• Radialgeschwindigkeitsmessung
• Astrometrie
• Transit
• Micro-Lensing-Effekt
• Pulsar-Timing
• Staubscheiben-Asymmetrie

Die Messung der Radialgeschwindigkeitskurve die bekannteste Methode für die Entdeckung von Exoplaneten. Das Prinzip zur Verständigung über den Vorgang und ihre Ausführung ist jedoch etwas schwieriger. Alles in einem ist die Messung der Radialgeschwindigkeitskurve jedoch das erfolgreichste Verfahren, was es zur Zeit gibt (mit maximal 2-3 wenigen Ausnahmen bei der Entdeckung von Exoplaneten) Bisher wurden nämlich fast alle Exoplaneten mit dieser Methode entdeckt.
Die Radialgeschwindigkeitsmessung ist jedoch ein indirektes Verfahren. Man kann deshalb nicht mit 100%iger Sicherheit sage, dass dort genau ein Planet mit einer ganz bestimmten Masse den Zentralstern umkreist. Die ermittelte Masse ist nämlich nur eine Art "Mindestwert". Das heißt, dass der Planet eine viel größere Masse besitzen könnte und somit vielleicht dann kein Exoplanet mehr sein kann, sondern theoretisch ein Brauner Zwerg.
Was ist aber nun die Radialgeschwindigkeit? In der Beziehung zwischen Erde und einem fremden Stern gibt es drei Geschwindigkeiten zueinander. Zum einem gibt es die Geschwindigkeit, die der sich die Erde (und somit auch das Geschwindigkeit der Sonne und ihr gesamtes System) um das Zentrum der Milchstrasse dreht. Sie liegt bei rund 220 km/s. Die zweite Geschwindigkeit bezieht sich auf dem fremden Stern. Sie nennt man Eigengeschwindigkeit und ist der ersten Geschwindigkeit von der Erde analog, beschreibt jedoch wie schnell sich der fremde Stern durch das Weltall bewegt. Kennst man Ort und Lage des fremden Sterns, sowie seine Eigengeschwindigkeit, so kann man seine Radialgeschwindigkeit bestimmen. Sie sagt aus, wie schnell (oder wie langsam) sich der fremde Stern aus die Erde zu oder weg bewegt - unabhängig aber, ob er direkt auf die Erde fliegen würde oder nur an ihr vorbei. Ist der Wert der Radialgeschwindigkeit positiv (z. B. +12 km/s, +34 km/s), dann nähert es sich der Erde. Bei einem negativen Wert (z. B. +21 km/s, -43 km/s) entfernt es sich somit von der Erde.
Das war die erste Sache, die wir für das Verständnis geklärt hätten. Die andere Sache ist das Prinzip mit dem gemeinsamen Massenschwerpunktes: Wir alle wissen und haben es durch die Schule und der allgemeinen Fachliteratur erlernt bekommen, dass alle Planeten und Monde eines Sonnensystems um den Zentralstern drehen. Strenggenommen ist dies aber nicht ganz richtig.
In einem Sonnensystem gibt es viele und fast unzählige kosmische Objekte: Stern(e), Planeten, Monde, Kometen, Asteroiden oder Meteore. Alle diese kosmischen Objekte haben eine bestimmte Masse. Einige Massen sind sehr klein, andere wiederum gigantisch groß. Jeder dieser Massenkörper hat (wegen seiner Masse) ein sogenannten Gravitationsfeld (auch Schwerkraft genannt). Auf naher Oberfläche wirkt seine Schwerkraft relativ groß, bei einer etwas weiteren Entfernung vom Massenkörper weg ist die Schwerkraft exponentiell klein.[Klicken Sie hier, um die zugehörige Animation anzuzeigen.]
In unserem Sonnensystem beispielsweise eine viele hunderttausend kosmische Objekte und jeder dieser kosmischen Körper besitzt nun sein eigenes Schwerkraftfeld. Warum dreht sich eigentlich der Mond um die Erde und die Erde um die Sonne? Weil sie sich durch ihre Schwerkraft gegenseitig anziehen; ähnlich wie bei zwei Magneten. Da es aber fast unzählige kosmische Objekte im Sonnensystem gibt und jeder einer gravitative Bindung zueinander hat, kann man meinen, unser Sonnensystem wäre dann chaotisch. Doch das ist leider nicht im Betrachtungsfeld mit der Sonne und den 9 Planeten so. Da die Sonne rund 98 % der gesamten Masse im Sonnensystem ausmacht, ist die Sonne somit der dominate Führer und wirkt wie ein überdimensionaler Magnet, der so noch jeden kleinsten Körper an sich zieht.
Blickt man aus die unzählbaren gravitativen Bindungen untereinander zurück, dann kann man das Sonnensystem als ein einziges und gigantisches Schwerkraftfeld ansehen. Wie jedes anderes Schwerkraftfeld auch, strebt die gravitative Beziehung mindestens zweier kosmischer Körper nach einer Art "gravitativen Festigkeit". Das ganze wirkt wie eine Waage, die immer stets ausgeglichen werden muss. Wie und warum es so ist, lässt sich mit einigen Worten nicht leicht erklären. Aber man kann das Ganze auch mit normalen und alltäglichen Gegenständen erklären. Vielleicht kennt man das bekannte Spielzeug in der Form eines Vogels: Wenn man den den Schnabel des Vogels auf der Fingerspitze balancieren lässt, müsste eigentlich der Vögel von der Fingerspitze herunter fallen. Tut er aber nicht! Denn das gesamte Gewicht des Vogels wurde auf den Schnabel ausgelagert, so dass es dann auf die Fingerspitze drückt, und nicht herunter fallen kann. Stelle man sich einmal vor, die gesamte Masse des Vogels läge nun auf dem Schwanz und man müsste dann den Vogel mit dem Schnabel auf der Fingerspitze balancieren lassen, ...
Will man nun untersuchen, ob ein fremder Stern nun einen Planeten besitzt, so liest man zuerst sein gesamtes Spektrum mit den Emisionslinien aus. Hierbei wird in der heutigen Zeit das Licht durch einen Spektrographen und danach durch technische Geräte (z. B. ein mit Iod-Gas gefüllter Glaszylinder) durchgeleitet, das später ein sehr genaues Bild vom Spektrum und den Emisionslinien bringt. Heute schafft man dabei eine man dabei eine Genauigkeit von 3 m/s. Dieses Verfahren wird auch bei der Ermittlung von Variationen in der Radialgeschwindigkeit genutzt, die auf einen unbekannten Begleiter zurück schließen lässt.
Stern und Planet bewegen sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Da aber der Stern und dieser Konstellation "Stern-Planet" zu 99 % immer innerhalb im Zentralstern liegt, dreht sich der Planet somit (optisch gesehen) um den Zentralstern herum. Um die gesamte Sache nicht zu verkomplizieren, gehen wir nun davon aus und setzen eine Tatsache, dass der Planet sich nur um den Zentralstern dreht und lassen den Massenschwerpunkt außer acht. Wir beschränken uns somit nur auf dieser System.[Klicken Sie hier, um die zugehörige Animation anzuzeigen.]
Der Planet dreht sich nun also um den Stern. Der Zentralstern hat dabei eine bestimmte Radialgeschwindigkeit. Aber der Planet besitzt ebenfalls eine eigene Masse. Sie ist, wie wir wissen, jedoch sehr gering. Aber diese Masse verursacht, dass der Planet - dank seiner Schwerkraft - den Zentralstern ebenfalls gravitativ anzieht. Natürlich kann er im besten Fall den Stern wegen seiner Masse nur um wenige Zentimeter anziehen, was im Maßstab zum Universum nichts ist. Das hat aber zu folge, dass der Stern in seiner Radialgeschwindigkeit um einige Meter pro Sekunde gebremst oder beschleunigt wird; je nachdem wie mach die Stellung zwischen dem Zentralstern und dem Exoplanet sieht.
Da der Exoplanet nun immer und immer - wie die Erde um die Sonne - um den Zentralstern kreist, ist die Veränderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns immer auf- und absteigend. Diese kleine Veränderung kann man nun im Spektrum nachweisen. Im normalen Fall, wenn der Stern keinen planetaren Begleiter besitzt, sind seine Emisionslinien im Spektrum in Ort und Stelle, und führen keine Bewegung durch. Besitzt aber der Zentralsten nun einen solchen Begleiter, der um ihn kreist, dann verschieben sich die Emisionslinien am Spektrum nach links oder nach rechts. Wenn sich also der planetare Begleiter aus in einer Stellung links dem Zentralstern vor nun rechts dem Zentralstern wandert, bewegen die Emisionslinien zurecht aus ihrer Grundstellung linksverschoben in den roten Bereich und dann wieder zurück. Also, er nähert sich uns der Erde, aber nur ein winziges Stück. Zieht der planetare Begleiter dann rechts vom Zentralstern an ihm hinten vorbei und wieder zurück auf die links Seite, bewegen sich Emisionslinien aus ihrer Grundstellung rechtsverschoben in den blauen Bereich und dann natürlich wieder zurück. Das heißt, er entfernt sich wieder von der Erde.
Die kleine Variation der Radialgeschwindigkeit verursacht, dass ein vermeintliche kleiner und planetarer Begleiter von der Erde aus entdeckt wird oder entdeckt werden kann.
Es kann aber einige Jahre, bis man mehrere kompletten Zyklen der Radialgeschwindigkeitsveränderung gemessen hat und mit hoher Sicherheit sagen kann, dass da ein unbekannter Begleiter sich um den jeweiligen Stern bewegt. Zumeist sind diese Veränderungen in den Bergen von Meßdaten winzig. Die Astronomen haben daher eine Möglichkeit entdeckt, diese Veränderung aus den Meßdaten mit guter Treffsicherheit zu messen. Durch einen mathematischen Algorithmus sucht eine Computer eine sinusförmige Kurve gesucht, die in Meßdaten gut hineinpasst. In der Regel führt die Radialgeschwindigkeit eine nahezu gerade Linie entlang eines zeitlichen Diagramms (er besitzt also keinen planetaren Begleiter). Da aber ein möglicher Begleiter an seinen Gravitationskräften zerrt, kann man diese Änderungen messen (das wissen wir nun bereits) und auch darstellen. Diese Änderung bilden also eine sinusförmige Kurve, weil die Differenz der Veränderung von der Radialgeschwinigkeit neben dem Normalwert manchmal positiv (und größer) wird und manchmal negativ (und somit kleiner).
Doch selbst wenn man einen Begleiter um einen Zentralstern entdeckt hat, muss es nicht heißen, dass es zwangsfolgend ein Planet sein muss. Es könnte ebensogut ein Weißer Zwerg oder ein zweiter Stern sein. Da wäre dieses System in diesem Fall ein Doppelsternsystem. Aber es gibt einige Faktoren, die gut zwischen Stern und Planet unterscheiden. Neben der Veränderung der Radialgeschwindigkeit kann auch eine Veränderung in der Helligkeit auftreten. Würde das passieren, dann würde hier mit sehr hoher Sicherheit schon ein Zwergstern sein. Ein anderer Faktor wäre der Helligkeitswert im Submillimeter-Bereich und infrarotem Licht. Denn dort strahlen Planeten, braune Zwerge und Staubscheiben thermische Energie aus. Da sie nicht selbst leuchten wie die Sonne, produzieren sie eine Eigenwärme ("Körperwärme").
Ein weiterer Faktor ist die Veränderung in der Radialgeschwindigkeit selbst. Ist nämlich die Differenz dieser Veränderung sehr groß, dann kann man von einem Weißen Zwerg als sekundärer Begleiter ausgehen. Denn die haben im Vergleich zu einem Planeten eine viel größere Masse und ziehen den Zentralstern dementsprechend etwas mehr an. Dadurch vergrößert sich somit auch die stets gemessenen Werte der Radialgeschwindigkeit der Zentralsterns. Bei kleineren Werten führt ein Planet eine kleine gravitative Anziehung zum Zentralstern.

Die zweite Methode zur Entdeckung von Exoplaneten geschieht durch die Astrometrie. Mit der Astrometrie-Methode werden die Koordinaten eines Sterns, bei dem man einen Exoplaneten vermutet, äquatorialen System auf Änderungen untersucht und darauf die Existenz und die Daten des möglichen Begleiters errechnet.
Die Astrometrie-Methode ist ein recht leichtes ausführbares und verständliches Verfahren. Der Haken an dieser Sache jedoch ist, dass diese Methode nur auf sehr sonnennahe Sterne beschränkt, der der Meßbereich erlaubt es mit unseren heutigen Technik nicht, Messungen in einem Bereich von 1/10000 einer Bogensekunde durchzuführen. Aber trotzdem fand diese Technik 2 bewährte Funde. Die beiden glücklichen Kandidaten sind die Sterne Epsilon Eridani und xxx.
Wie funktioniert nun die Astrometrie-Methode? Das Prinzip des Massenschwerpunkts habe ich bereits in der Methode der Radialgeschwindigkeitsmessung erläutert, so dass ich hier nicht näher eingehen muss. Dieses Prinzip wird für diese Methode ebenfalls gebraucht.
Angenommen, man hat einen bestimmten Stern im Visier. Dieser hat beispielsweise folgende Koordinaten (J2000): RA = 51.0 h und DEC = 14.0�. Mit der Astrometrie-Methode misst man nun die kleinsten Veränderungen der Koordinaten des Sterns.[Klicken Sie hier, um die zugehörige Animation anzuzeigen.]
Diese Veränderungen werden durch die Drehung des Zentralsterns und des planetaren Begleiters um den gemeinsamen Massenschwerpunkt verursacht. Während die Radialgeschwindigkeitsmessung nur im Spektrum beschränkt war, weitet sich nun die Astrometrie-Methode in den optischen Bereich aus. Das heißt, die Veränderungen zeigen sich in den äquatorialen Koordinaten des Stern wieder, der an einer bestimmten Stelle am Nachthimmel plaziert ist.
Im Vergleich zur Radialgeschwindigkeitsmessung ist die Astrometrie-Methode ein (indirektes) Verfahren, mit der man die Masse des vermuteten Exoplaneten genauer berechnen kann. Bei der Radialgeschwindigkeitsmessung ist die ermittelte Masse eine "Mindestmasse", die der Exoplanet hat, aber seine wahre Masse könnte viel grösser sein. Mit der Astrometrie-Methode ermittelt man nun diesen wahren "Massenwert". Ein Beispiel: Um einen Zentralstern findet man bei einem planetaren Begleiter mit der Messung der Radialgeschwindigkeit eine Masse von mindestens 2.7 Jupitermassen. Die wahre Masse ist aber 5.2 Jupitermassen. Mit der Astrometrie-Methode überprüft man nun diesen massenwert und kommt zu einer neuen Masse von 4.9 Jupitermassen. Somit wird nun der neue Massenwert zum aktuellen Massenwert, weil mit dieser Methode die Massenwert-Ermittlung realitätsnaher ist.
Die Radialgeschwindigkeitsmessung hat aber eine höhere Priorität als die Astrometrie-Methode; eigentlich sogar die höchste Priorität von den ganzen Methoden zur Entdeckung von Exoplaneten. Man setzt also die Radialgeschwindigkeitsmessung vor allen anderen Methoden ein, weil die die am erfolgversprechendsten ist. Die Astrometrie-Methode setzt man im Regelfall (sofern es auch natürlich möglich ist, was aber wiederum meist nicht ist) nur als eine Überprüfungsroutine ein, damit man auf Nummer sicher geht, dass dort ein planetarer Begleiter existiert. Aber es kann trotzdem sein, dass man einen Exoplaneten mit der Astrometrie-Methode zuerst entdeckt und danach mit der Radialgeschwindigkeitsmessung überprüft. Das gleiche kann man - und macht man sogar - auch mit der Transit-Methode...

Die Transit-Methode ist ebenfalls sehr einfache, leicht verständliche und indirekte Methode. Mit ihr misst man nun die Helligkeit eines Stern, auf dem man die Existenz eines Exoplaneten schliessen kann. Der Exoplanet stellt sich sozusagen vor den Zentralstern und verdunkelt ihn (korrekter: Er senkt seine scheinbare Helligkeit).
Stellen wir uns vor ein Stern am Nachthimmel etwas vergrößert vor; so ähnlich, als würde man die Sonne durch ein Teleskop beobachten (Sonnenfilter ist natürlich davor!). Der Stern hat somit eine bestimmte Helligkeit (z. B. 4.5 ^mag) und ein kleiner Exoplanet umkreist diesen gigantischen Stern. Nun kommt auch schon das eigentliche - wie er den Stern umkreist; denn davon hängt u. a. der Erfolg dieser Entdeckungsmethode ab. Im ungünstigsten Fall kann der Exoplanet den Stern (von der Erde aus gesehen) so umkreisen, dass wir genau auf die Bahnebene des Exoplaneten schauen. Somit bewegt er sich um den Rand des Stern entlang und stellt sich nie vor dem Stern. Im besten Fall natürlich können wir auch direkt seitlich die Bahnebne des Exoplaneten betrachten. Dann zieht de Exoplanet, der um den Stern kreist, direkt vor dem Stern vorbei und man kann einen Helligkeitsabfall messen. Doch in der Wirklichkeit sieht es ganz anders aus. Meistens liegen die tatsächlichen stattfindende Transite zwischen dem ungünstigsten und dem besten Fall. Also sind dann diese Transite dann bedingt beobachtbar.
Erklären wir aber nun den Vorgang der Transit-Methode genauer: Hierbei stellen wir uns einen Transit-Fall vor, der sich mit irdischen Großteleskopen gut beobachten lässt. Der Exoplanet steht nun links neben seinem Zentralstern und zieht langsam vor ihm vorbei. Zunächst besitzt der Zentralstern seine normale scheinbare Helligkeit (z. B. 4.5 ^mag). Der Exoplanet nähert sich dem Zentralstern und tritt (von der Erde aus natürlich gesehen) allmählich in seine runde "Sternscheibe" ein (ähnlich wie sogenannten "1. Kontakt" bei einer totalen Sonnenfinsternis). Kurz davor steigt die scheinbare Helligkeit des Zentralsterns um ca. 0.0001 % an. Doch dies ist nur im besten Fall. Dieser "Helligkeitsanstieg" (gut beobachtbar bei den Doppelsternen vom Typ "Bedeckungsveränderliche") ist nur ein Sonderfall und wurde hier nur einmal erwähnt. Er spielt im allgemeinen Fall jedoch keine bedeutsame Rolle (aber sehr wohl bei den "Bedeckungsveränderlichen"), so dass er in diesem Aspekt zu den Exoplaneten wieder vergessen werden kann).[Klicken Sie hier, um das zugehörige Bild anzuzeigen.]
Mit der Zeit zieht der Exoplanet von direkt vo dem Stern vor. Durch einen Teleskop beobachtet, was jedoch in der Wirklichkeit mit unseren heutigen, technischen Mitteln unmöglich ist, würde man einen kleinen schwarzen Punkt vor einer riesigen gelben Scheibe vorbeiziehen sehen. Dabei sinkt nun die scheinbare Helligkeit um ca. 1 %, was gerade noch sich im messbaren Bereich befindet. Das ist der eigentliche Teil des gesamten Transits.
Diesen Helligkeitsabfall kann man sich im extrem übertriebenen Fall so vorstellen, als würde man direkt in die Sonne schauen und seine Hände reflexsartig und instinktiv schützend vor den Augen halten. Somit hat die Sonne fast ihre gesamte Helligkeit verloren, die sich sonst beobachten. (Eine sehr ähnliche Technik, die auf diesen gleichen Prinzip beruht, benutzt man, um Staubscheiben in einer bestimmten Wellenlänge, z. B. im Submillimeter-Bereich, sichtbar zu machen, die sonst durch die Helligkeit seines Zentralsterns überstrahlt wird. Es ist dabei ein Prinzip der künstlichen Finsternis.)
Danach verlässt der Exoplanet wieder die gelbe Sternscheibe und zieht rechts am Stern vorbei. Es kommt dabei wieder zum dem unbedeutenden Helligkeitsanstieg. Der Exoplanet dreht dann seine Runde hinter dem Stern vorbei. Er versteckt sich sozusagen hinter seinem Zentralstern. Es kommt dabei zu keinem Helligkeitsanstieg und -abfall (abgesehen von zwei weiteren - den "unbedeutenden" - nicht messbaren Helligkeitsanstiegen). Weil sich der Exoplanet nun hinter seinem Zentralstern befindet, kann er seine scheinbare Helligkeit in keiner Weise beeinflussen. Der Zentralstern hat seine gleiche scheinbare Helligkeit (z. B. von 4.5 ^mag).
Doch wie weist man nun einen Exoplaneten mit dieser Methode nach? Das ist aber ganz einfach! Transite zu beobachten, geschieht entweder durch eine vorberechneten Zeitpunkt an dem er stattfinden soll, ansonsten durch puren Zufall, wo sie beobachtet werden. Bei einer solchen Beobachtung messen die Astronomen nun über den gesamten Vorgang die Helligkeit des Sterns und zeichnen es in einem "Helligkeit/Zeit"-Diagramm nieder. Transite dauern nicht nun eine ganze Nacht, sie können auch mehrere Tage lang dauern (also der Exoplanet befindet sich dann einige Tage vor seinem Zentralstern). Dann messen die Astronomen nun über die ganzen Nächte, die sich zu Verfügung haben, bevor der Exoplanet vor dem Stern wieder entfernt, die scheinbare Helligkeit. Was nicht in einer Nacht getan werden kann, wird somit über mehrere Nächte verteilt. Am Ende erhält man in jedem Fall ein solches "Helligkeit/Zeit"-Diagramm. Anhand diesem Diagramm kann man nun erkennen, ob es ein Helligkeitsabfall stattfand oder nicht. Wenn ja, dann hat etwa den Stern bedeckt. Leider kann man mit einem puren Helligkeitsabfall nicht die Masse des unbekannten Begleiters direkt bestimmen. Um die Masse jedoch zu bestimmen, zerlegt man das Licht jenes Sterns in sein Spektrum und zieht dann dort daraus seine Schlüsse, oder man misst mögliche Veränderungen in der Lage des Sterns, was jedoch wieder in den Bereich der Astrometrie-Methode hinein reicht.[Klicken Sie hier, um die zugehörige Animation anzuzeigen.]
In der Praxis aber wird die Transit-Methode nicht als erste Suchmethode angewandt, um mögliche Exoplaneten zu entdecken. An erster Stelle steht - wie es schon erwähnt wurde - die Radialgeschwindigkeitsmessung weil man die besseren Erfolge auf Entdeckungen hat. Die Transit-Methode aber trotzdem einmal angewandt werden; allerdings als eine Nachweis-Methode. Es geschah nämlich mit dem Exoplaneten um dem Stern HD 209458. Dieser Exoplanet hat man mit der Messung der Radialgeschwindigkeit erstmalig nachweisen können. Später hat man es aber auch geschafft, einen Transit dieses Exoplaneten anhand der Helligkeit des Sterns zu messen.

Die ersten Entdeckungsmethoden gehörten in den klassischen Bereich. Die nächstfolgenden sondern sich aus diesem Bereich etwas ab. Die erste von diesen "Dreien" besitzt nur einen kleinen Funken von der Transit-Methode, dessen Prinzip aber in die entgegengesetzte Richtung geht, und man kann nur einmalige Entdeckungen durchführen. Die zweite führt man nicht bei Sternen an, sondern bei Pulsaren. Und bei der dritten und letzten Methode nimmt man sich die Staubscheiben in Betracht.

Die vierte Methode zur Entdeckung beruht auf den sogenannten Micro-Lensing-Effekt. Der Begriff "Micro-Lensing" kommt aus der englischen Sprache und man kann ihn mit "Mikro-Linse" übersetzen. Der Micro-Lensing-Effekt ist die kleinere Form der bekannten Gravitationslinsen. Beim Vorgang einer Mikrolinse beobachten Astronomen die verstärkte Leuchtkraft eines Hintergrundobjekts, die dadurch entsteht. Würde ein Exoplanet den Zentralstern nun zusätzlich umkreisen, so würde er sich am Anfang oder am Ende durch einen kleinen Helligkeitsausbruch bemerkbar machen.
Jeder kennt den berühmten Physikwissenschaftler Albert Einstein. Während des Zweiten Weltkriegs wanderte er nach Amerika, um nicht unter dem Zwang der NSDAP zu stehen oder für diese zu arbeiten. Einstein hatte nämlich viele großartige, physikalische Entdeckungen gemacht u. a. die Aufstellung der Relativitätstheorie, und es wäre eine Ironie der Geschichte gewesen, wenn diese Entdeckungen in die Hände der NSDAP fielen (z. B. vielleicht kämen dann diese Entdeckungen unter streng geheimen Aktenverschluß durch die SS).
In Amerika konnte er nun ganz seiner Forschung widmen. So sagte er schon damals voraus, dass es theoretisch möglich wäre, dass es Gravitationslinsen geben könnten. Doch damals konnte keiner diese Gravitationslinsen entdecken. Doch aus einer Vergangenheit wurde die heutige Gegenwart. Nun konnte man Einstein Aussage beweisen und man entdecke einige Gravitationslinsen im All.
Was sind Gravitationslinsen aber nun? Wir wissen, dass sich Sterne, Planeten, Monde und andere kosmische Körper, die eine Masse besitzen, aufgrund ihrer Schwerkraft gegenseitig in einer bestimmten Weise anziehen. Das können alles Körper sein, die einen festen (z. B. Asteroid), flüssigen oder einen gasförmigen Zustand (z. B. Stern, Nebel) besitzen. Doch nicht nur solche kosmischen Körper können durch die Gravitation angezogen werden, selbst das Licht wird durch die Gravitation angezogen. Das ist zwar nicht so intensiv, wie bei den anderen kosmischen Objekten, aber trotzdem kann das Licht aus seiner ursprünglichen Richtung in einer andere Richtung gelenkt werden.
Für die Entstehung einer Gravitationslinse braucht man zunächst einen Beobachtungsort bzw. einen Beobachter, der eine solche Gravitationslinse registriert. Zweitens benötigt man ein kosmisches Hintergrundobjekt (Stern oder Galaxie), dessen Licht abgelenkt werden soll, um eine Gravitationslinse zu bilden. Und drittens braucht man einen "Auslöser", d. h. ein kosmischer Objekt (ebenfalls Stern oder Galaxie), der dass Licht des Hintergrundobjekts ablenkt und daraus eine Gravitationslinse bildet.
Diese drei kosmischen Objekt dürfen natürlich sich nicht wahllos im Weltall befinden. Für eine Entstehung einer Gravitationslinse müssen diese drei Objekte sich in einer Sichtlinie und zwar in folgender Reihenfolge: 1. Beobacht(er/ungsort) - 2. "Auslöser" - 3. Hintergrundobjekt. Erst dann hat man die optimalen Vorraussetzung für eine Gravitationslinse. (Weil der "Auslöser" sich näher am Beobachtungsort befindet, ist somit auch seine Bewegung an der Hemisphäre des Beobachtungsorts automatisch größer. Das heißt, er kreuzt die Sichtlinie zwischen Beobachter und Hintergrundobjekt, lässt die Gravitationslinse entstehen und verschwindet dann wieder aus der Sichtlinie.)
Das Licht des Hintergrundobjekts leuchtet in alle Richtung, doch es erreicht (theoretisch) den Beobachtungsort nicht, weil der "Auslöser" die "freie Bahn versperrt" (also die Richtung verdeckt). Doch wie nun wissen, wird auch das Licht durch Gravitationskräfte angezogen. Das geschieht auch nun bei einer Gravitationslinse: Das Licht des Hintergrundobjekts wird am "Rand" des "Auslöser" (beispielsweise die äußeren Randzonen eines heißen Sterns) durch die Gravitation des "Auslöser" automatisch so gebogen, dass es in einer abgelenkten Form nun dort doch zum Beobachtungsort gelangen kann. Der kosmische "Auslöser" wirkt also wie eine Linse, wie durch Einwirkung der Gravitation (Schwerkraft) das Licht des Hintergrundobjekts zu sich zu einem bestimmten Grad anzieht; und die Intensität des Licht etwas verstärkt. Vom Ort der Beobachters sieht dies aus, als würde um den "Auslöser" rundherum ein Lichtring befinden.[IMAGE]
Bekannte Fälle von Gravitationslinsen sind sehr häufig Galaxienhaufen mit mehrere tausend Galaxien. Ein gutes Beispiel ist ein Galaxienhaufen im Sternbild Großer Bär, wovon das Weltraumteleskop Hubble eine bekannte Aufnahme machte. Da die Gravitationslinsen dieser Art fast immer bei kosmischen Objekten größerer Klassen stattfinden, sind sie "für eine Ewigkeit gezeichnet" (d. h., man sieht sie für einige Jahrzehnte oder Jahrhunderte).
Wie wirkt sich dies nun auf die Entdeckung der Exoplaneten aus? Es wurde bereits erwähnt, dass eine "Mikrolinse" eine - sozusagen - verkleinerte Form des Gravitationslinse ist. In diesem Fall ist das Hintergrundobjekt ausnahmelos in allen Fällen ein Hintergrundstern und der "Auslöser" der vermutete bzw. ein möglicher Stern, der einen Exoplaneten enthalten kann.
Eine solche "Mikrolinse" entsteht wie eine normale Gravitationslinse, doch wenn der "Auslöser" einen möglichen Planeten beherbergt, dann kann man sein Vorhandensein nachweisen. Der Exoplanet kreist immer um den "Auslöser". Da dieser Exoplanet ebenfalls eine Masse besitzt, müsste er dann theoretisch ebenfalls, dass Licht des Hintergrundstern etwas ablenken und somit sich auch selbst verraten, weil er das Licht natürlich auch verstärkt. Dem ist es auch so: Wenn der Auslöser, der einen Exoplaneten nun enthalten mag, nun die Sichtlinie zwischen Hintergrundstern und Beobachter kreuzt, lenkt der das Licht des Hintergrundsterns ab, verstärkt es und bildet somit eine "Mikrolinse". Dabei mischt der Exoplanet ebenfalls mit: Er umkreist den "Auslöser" und wenn sich eine "Mikrolinse" bildet, wird er sich irgendwann bemerkbar machen, wenn das durch den "Auslöser" verstärkte Licht zusätzlich verstärkt.
Wie weist man nun den Exoplaneten nach? Wenn die Astronomen die Bildung einer "Mikrolinse" registrieren, werden Zeit/Leuchtintensität-Diagramm führen, wo sie dort die Kurve der Leuchtintensität einzeichnen. Damit können sie erkennen, wann und wie hell die "Mikrolinse" war. Wenn nun eine "Mikrolinse" stattfindet, dann steigt die Kurve an und sinkt dann zum Schluß wieder (er bildet sich eine sinusförmige Kurve). Der Exoplanet macht sich dadurch nun bemerkbar, dass der das zusätzlich verstärkte Licht des Hintergrundsterns durch einen kleinen und steilen Ausbruch der Leuchtintensität in der Kurve bildet. Es kann sogar vorkommen, dass zwei dieser Ausbrüche in der Kurve auftauchen, wenn die zeitliche Gesamtlänge der "Mikrolinse" doppelt so lange dauert, wie ein vollständiger Umlauf des Exoplaneten um einen Zentralstern ("Auslöser").[IMAGE]
"Mikrolinsen" haben leider einen großen Nachteil: Sie finden nur einmal statt (im erweiterten Sinne auch die allgemeinen Gravitationslinsen). Während mit der Radialgeschwindigkeitsmessung einen Exoplaneten mehrmals nachweisen kann, kann man es beim Micro-Lensing-Effekt einmal und dann nie wieder (er sei denn, der "Auslöser" kreuzt zufällig wieder eine weitere Sichtlinie zwischen dem Beobachter und einem neuen Hintergrundstern). Da die "Mikrolinsen" eine verkleinerte Form der normalen Gravitationslinsen sind, dauert somit ihre Gesamtzeit des Erscheinen kürzer; in der Regel nur einige Wochen. Dafür kann man die Massen der Exoplaneten selbst im Bereich der Erdmassen nachweisen und zwar einen relativen genauen Wert, was man bei Methoden wie der Radialgeschwindigkeitsmessung nicht machen kann.
In der Praxis nun hat man einige dieser "Mikrolinsen" entdecken können. Da die Exoplaneten bei der Suchmethode mit dem Micro-Lensing-Effekt nur einmal nachweisbar sind, besteht die Möglichkeit, den Exoplaneten mit einer anderen Suchmethode "nachzubestätigen". Natürlich muss die Masse des Exoplaneten z. B. im Jupiterbereich liegen und relativ groß sein, um ihn mit der Radialgeschwindigkeitsmessung ein zweites Mal nachzuweisen.

Exoplaneten kann man nicht nur bei Sternen entdecken, sondern auch um Pulsaren. Das kann man mit der Methode des Pulsar-Timing nachweisen. Mit der Methode des Pulsar-Timing misst man die zeitlichen Verzögerung des entsandten Lichtsignale des Pulsars, die durch einen möglichen Exoplaneten verursacht werden, und errechnet man so die physikalischen und die Bahndaten des/der Exoplaneten.
Pulsare sind die "sterblichen Überreste" eines Sterns nach seinem Tod. Ein Roter Überriese bläht sich auf dem Weg zum Ende seines Lebenswegs wie ein Luftballon mächtig auf. Dann stirbt der Stern in einem spektakulären Tod: Er explodiert als Supernova. Dabei sprengt er seine gesamte Sternmasse in seine Umgebung weg, die sich dann wie eine Scheibe zum den ehemaligen Stern verteilt. Diese "Scheibe" sieht man natürlich von der Erde. Man bezeichnet solche kosmischen Gebilde als Planetarische Nebel. In der Mitte des Planetarischen Nebel bleibt ein kleines "Etwas" übrig, das mehrmals zyklisch Neutronenstrahlungen pro Sekunde ausstrahlt. Dieses Überbleibsel nennt man Neutronensterne bzw. man sagt auch dazu Pulsare.
Und so funktioniert die gesamte Methode des Pulsar-Timings: Wir wissen, dass ein Pulsar mehrmals in einer Sekunde in einem bestimmten Intervall Neutronenstrahlung vor sich gibt - er pulsiert (daher auch sein Name: "Pulsar"). Zum Beispiel könnte ein Pulsar 4mal in einer Sekunde Neutronenstrahlung von sich geben. Dann betrage bei diesem Pulsar das Intervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Neutronenausstrahlungen 0.25 Sekunden (weil 1 Sek. / 4 mal = 0.25). Bei dem bekannten Pulsar im Krebsnebel (Sternbild Stier) beträgt sogar dieses Intervall 33mal pro Sekunde. Man kann sich auch diese Entsendung der Strahlung wie ein Leuchtturm vorstellen, der einmal pro Sekunde aufleuchtet und zwei Lichtkegel in die See ausstrahlt.
Um mögliche Exoplaneten bei einem Pulsar zu entdecken, ist das gravitative Zusammenwirken und der gemeinsame Massenschwerpunkt zwischen einem Pulsar und seinem dazugehörigen Exoplaneten wieder von wichtiger Bedeutung. Ein Pulsar ohne weitere Begleiter um seinem Orbit vereint den Massenschwerpunkt in sich selbst. Dadurch ist auch seine zeitliche Entsendung von Neutronenstrahlung immer konstant. Umkreist aber nun ein Planet den Pulsar, so stört er das homogene Gravitationsfeld. Wie wir es bei der Methode der Radialgeschwindigkeitsmessung erfahren haben, verlagert sich der gemeinsame Massenschwerpunkt durch den Planet bedingt. Somit verändert sich auch die räumliche Lage des Pulsar etwas und er umkreist - streng genommen - nun auch den gemeinsamen Massenschwerpunkt. Das hat zur Folge, dass er beispielsweise weiter entfernt von der Erde oder etwas näher dran. Das wirkt sich auch auf die zeitliche Entsendung der Neutronenstrahlung aus. Wenn der Pulsar von der Erde weiter entfernt ist als wie gewohnt, so dauert es dann etwas länger, bis wir die Neutronenstrahlung von Pulsar messen können. Ist der Pulsar etwas an der Erde näher dran, so verringert sich der zeitliche Intervall, weil der Weg, den die Neutronenstrahlung braucht, kleiner ist.
Über einem längeren Zeitraum messen nun die Astronomen und Planetenjäger nun die zeitlich unterschiedlichen Intervalle. Eingetragen in einem Diagramm können sie dann eine sinusförmige Kurve erkennen. Natürlich ist es unbedingt wichtig (!), die Parallaxe zuvor zu extrahieren, denn sonst wird das Endergebnis vollkommen falsch interpretiert. Bleibt dabei immer noch eine sinusförmige Kurve übrig UND liegt sie außerhalb der Fehlertoleranz von den Beobachtungsmitteln, so kann man dann mit hoher Sicherheit ausgehen, dass der Pulsar von einem planetaren Begleiter umkreist wird. Natürlich werden weitere Beobachtungsteam diesen Pulsar mehreren Beobachtungen und Untersuchungen unterziehen. Wenn diese Beobachtungsteam sehr ähnliche Werte erhalten, dann weiss man, dass sich dieser planetarer Begleiter in diesen Wertebereichen liegt und man kann seine physikalische Dimension genauer bestimmen.
Die Pulsar-Timing-Methode hatte sogar erste Erfolge. So konnte man um zwei Pulsaren insgesamt 5 extrasolare Planeten entdeckt. Der erste Planet trägt die Bezeichnung PSR 1275+12 und man fand dort im Laufe der Zeit 4 Exoplaneten. Der andere Pulsar heißt PSR B1620-26. Dort wurde man mit 1 Exoplaneten fündig.
Es kursieren in der Astronomie zwei weitere Pulsar-Kandidaten (PSR B0329+54 mit 2 möglichen Exoplaneten und PSR B1828-10 mit 3), die extrasolare Planeten enthalten. Doch sind werden allgemein von den meisten Astronomen und Planetenjägern stark angezweifelt, weil zu einem Messfehler vorhanden waren und zum anderen man die Parallaxe des jeweiligen Pulsar nicht subtrahierte.
In der Regel aber sind Exoplaneten bei Pulsaren nicht zu erwarten, denn eigentlich müssten diese Exoplaneten durch die stattgefundene Supernova zerstört worden sein oder durch den starken Druck in den Weiten des Weltall geschleudert. Doch vielleicht gilt hier die Bedeutung des folgende Sprichworts: "Ausnahmen bestätigen die Regel!"

Die letzte Methode ist die Staubscheiben-Asymmetrie. Sie ist noch eine relativ junge Suchmethode, obwohl ihr Ansatz für ihre Entstehung schon seit langem gibt. Nach dieser Methode werden verschiedene Staubscheiben-Modelle an Computer erstellt und durch dichte Konzentrationen und Verklumpungen mögliche planetare Objekte mit bestimmten Massen errechnet. Zudem ist sie von ihrer Anwendung recht außergewöhnlich. Werden i. d. Regel alle anderen Entdeckungsmethoden mit hoher Sicherheit auf indirekter Art auf Exoplaneten weisen und sie zu entdecken versuchen, gibt es für diese Methode keinen beweiskräftigen Grund, dass auagerechnet an der jeweils errechneten Konzentration ein möglicher Exoplanet befindet. Aber trotzdem verfolgt diese Methode einen richtigen und logischen Ansatz, der sich physikalisch - sowie gravitativ - belegbar und schlussfolgern lässt. Denn mögliche Exoplaneten, die sich in einer Schauscheibe befinden, binden und ziehen sich den Staub in ihrer weiten Umgebung durch ihre hohe Jupitermasse an, was nun zur einer konzentrierten Ansammlung werden kann.
Klären wir aber zunächst kurz, wie man sich den Staub im weiten All vorstellen soll und wie Staubscheiben um fremde Sterne überhaupt nachweisen lässt: Der Staub im All ist gleich der natürlichen Staub im Haushalt, der auf Schränken liegt. Dieser ist nämlich ein sehr großkörniger Staub. Würde man diesen großkörnigen Staub mehrmals durch ein Sieb durchgehen lassen, würde sich irgendwann ein sehr feiner Staub bilden; vergleichbar mit dem Puderzucker, den man auf gebackene Kuchen streut.
Dieser Staub befindet sich nun in großen Mengen um einen Stern, dessen gravitative Anziehung ihn im Laufe seiner Entstehung als Scheibe bilden liess. Gemessen aber am räumlichen Volumen und der weiten Ausdehnung ist diese Menge sehr wenig.
Der Staub ist zudem im optischen Licht nicht sichtbar, weil u. a. der dunkle Hintergrund des Universums den Staub "überdeckt". Wir haben bei der ersten Entdeckungsmethode gelesen, dass Planeten das Licht ihres jeweiligen Zentralsterns reflektieren und zudem eine Art "Eigenwärme" produzieren. Sehr ähnlich hiermit verhält sich auch der Staub. Seine "Eigenwärme" ist somit auch nur im Infrarot und dem Submillimeter-Bereich beobachtbar. Um eine Staubscheibe um einen Stern nachzuweisen, wird der Stern durch eine künstliche Blende des Beobachtungsinstruments bedeckt, so dass das Sternlicht das Infrarotlicht des Staubscheibe nicht überblendet. Zum Schluß wird das Infrarot farbig codiert bzw. dargestellt, damit das menschliche Auge das reale Objekt besser vorstellen kann, z. B. durch Falschfarbendarstellung ("Regenbogenfarben").
Nun haben wir eine mögliche Staubscheibe um ihren jeweiligen Stern "sichtbar" gemacht. Doch nicht immer sehen diese Staubscheiben aus wie eine perfekte Scheibe, wie wir sie uns sonst vorstellen. Manchmal sind sie auch vollkommen von ihrer Idealform missgeraten oder mit einigen "Knuppeln" beschmückt. Diese "Knuppel" sind Massekonzentrationen, d. h. dass sich genau in diesem Gebiet dieser Scheibe sehr viel Staub in einem bestimmten Raum angesammelt hat.
Die Astronomen und Planetenjäger gehen nun davon aus, dass sich genau in diesem konzentrierten Gebiet aus Staub sich ein möglicher Planet befinden kann oder es durch einen möglichen Planet durch gravitative Wechselwirkung verursacht wurde, den man bis jetzt nicht nachweisen konnte. Also man sich die technische Hilfe von Computern genommen, die diese Aufgabe übernehmen. Dabei wird der Computer mit allen nötigen astronomischen Daten des Staubs wie Masse, Menge, Verteilung, Temperatur usw. versorgt, der unter Anwendung spezieller und mathematisch- komplizierter Formel und Programmalgorithmen verschiedene Massenmodelle entwickelt und mögliche planetare Begleiter errechnet.
Natürlich muss nicht unbedingt heißen, dass der vom Computer errechnete Exoplanet genau mit einer bestimmten Masse in einer bestimmten Bahnlage beim jeweiligen Stern befindet. Es könnten sich nämlich Software- und Programmierfehler vorhanden sein, das das ausgegebene Ergebnis vollkommen verfälscht haben, bei der daraus ein vollständig anderes Szenario entstand. Wenn ein solcher Computer nun errechnen würde, dass es in unserem Sonnensystem ein zweite Erde in einer Entfernung von ca. 10 AE gibt, würden Sie dann das glauben...?
Was ich damit sagen will, dass ein Computer mit seinen Rechnereien allein nicht einen Exoplaneten am heimischen Bürotisch finden könnte. Man muss nämlich diesen durch den Computer vermutenden Exoplaneten auch mit anderen Suchmethoden, wie zum Beispiel der Radialgeschwindigkeitsmessung, nachweisen. Erst dann weiss man, dass da mit hoher Sicherheit ein planetarer Begleiter von mindestens einer bestimmten Masse zu finden ist.
Den grossen Erfolg gab es mit dieser Suchmethode noch nicht. Es würde auch nicht verwundern, wenn dieser erste Erfolge noch aus sich warten lässt, denn die Computer, die auf diese Suchmethode aufbauen, können nur Exoplaneten rechnerisch "vermuten", aber nicht praktisch nachweisen. Wie heißt es doch : "Die Praxis ist immer schwieriger als die Theorie!"
Jedenfalls haben es sich die Astronomen zu Nutze gemacht, diese Suchmethode trotzdem anzuwenden und um zu sehen, welche Ergebnisse nicht bringen könnten. Dabei hat man es besonders auf die Staubscheiben bei den Sternen beta Pictoris (Formalhaut) und Wega abgesehen, wo man jeweils einen theoretischen Exoplanet fand.

Zum Schluß erfolgt nun ein Vergleich von allen 6 bekannten Entdeckungsmethoden: