Dopplereffekt in der Astronomie VII: Der Planetenjäger

 Wenn das der Doppler gewusst hätte, dass sein Effekt die wichtigste Methode zur Entdeckung von Exoplaneten ist.

Radialgeschwindigkeitsmethode:

Wenn ein Planet um einen Stern kreist, dann wackelt auch der Stern etwas, verursacht durch die Anziehung des Planeten. Manchmal kann man das auch direkt als Positionsverschiebung vermessen, aber fast immer macht es sich nur als kleine Geschwindigkeitskomponente bemerkbar.

Das Video von der ESO erklärt alles:

Natürlich sind in Wirklichkeit die Verschiebungen der Spektrallinien so gering, dass man sie nicht sieht sondern  nur vermessen kann.

Die modernen Spektrographen können heute bequem Sterngeschwindigkeitsänderungen messen, die einem Fußgänger entsprechen (also so 1 m/sec).

Berühmt geworden ist der HARPS Spektrograph am 3,6 m Teleskop der ESO in La Silla, Chile. Seit 2003 findet er non stop fremde Planeten...deshalb nennt man ihn auch den Planetenjäger. Seine spektrale Auflösung liegt bei 120 000, d.h. er kann Verschiebungen von 1/120 000 der Wellenlänge noch messen, das sind etwa 0,004 nm!

 

Am 22.5.2020 wurde wegen Corona der Betrieb eingestellt, seit 9.11.2020 jagt er wieder Exoplaneten...

Die Radialgeschwindigkeitsmethode funktioniert natürlich nur, wenn es eine Bewegungskomponente des Sternes in Blickrichtung zur Erde gibt. Blicken wir von oben oder unten auf das System, sieht man nichts.

Leider wissen wir nicht, unter welchem Neigungswinkel wir auf das System blicken, wir können deshalb die Planetenmassen immer nur abschätzen.

Es sei denn, der Planet läuft auch genau vor dem Stern her. Das erkennt man an der Helligkeitsänderung des Sternes.Dann kennen wir den Blickwinkel und über Lichtkurve und Radialgeschwindigkeitskurve RG erhalten  alle Infos, die wir brauchen.

An der RG_Kurve kann man auch die Bahnform selbst erkennen:

LP Praktikum, Uni Göttingen

 

Schauen  wir einmal auf die RG-Kurve des Sternes Mü Arae. Von diesem 50 Lichtjahre entfernten sonnenähnlichen Stern sind vier Planeten bekannt. Sie alle tragen zur RG-Kurve bei, die nur mit vier Planeten richtig modelliert werden kann. Keiner von ihnen ist direkt zu fotografieren!

 

Das Bild der ESA zeigt die Planetenbahnen im Vergleich zum Sonnensystem. 

Die RG-Kurve ist von  HARPS zwischen 1998 und 2004 registriert worden (ESO).