Die Erdatmosphäre stellt die größte Fehlerquelle bei der Suche und Beobachtung von Exoplaneten dar, die sich trotz immensen technischen Aufwands (adaptive Optiken) niemals vollständig eliminieren läßt. Deshalb ist es effektiver, die Beobachtungen vom Weltraum aus durchzuführen, wo man, was die Winkelauflösung betrifft, quasi beugungsbegrenzt beobachten kann (z.B. Hubble-Teleskop, Spitzer- und Herschel-Weltraumteleskop, optische Interferometer) und auch die photometrische Genauigkeit nicht durch das Seeing begrenzt wird. Auch lassen sich schon mit relativ kleinen Teleskopen, die mit ihren CCD’s sternreiche Gebiete über längere Zeiten beobachten und dabei permanent die Helligkeiten vieler Tausend Sterne mit extremer Genauigkeit bestimmen können, neue Exoplaneten nach der Transit- oder Microlensing-Methode auffinden und überwachen. Und ist erst einmal auf diese Weise ein Exoplanet entdeckt worden, dann läßt er sich gezielt mit dem ganzen heute zur Verfügung stehenden Instrumentariums der modernen beobachtenden Astronomie untersuchen. Spezialisierte Weltraumteleskope, wie COROT und Kepler sind demnach in erster Linie „Entdeckungsmaschinen“, die den Himmel mit seinen Millionen von Sternen quasi abgrasen, um die wenigen Exemplare aufzufinden, die beobachtbare Exoplaneten besitzen.
Am 3. Mai 2007 war es soweit. Das französische Weltraumteleskop COROT (der Name steht für die Arbeitsgebiete des Satelliten und nicht für den französischen Maler Jean-Baptiste Camille Corot (1796-1875), was man vielleicht vermuten könnte) fand den ersten Exoplaneten. Dabei handelt es sich um einen heißen, jupiterähnlichen Gasplaneten, der einen sonnenähnlichen Stern in ca. 1500 Lichtjahren Entfernung alle 1.5 Tage einmal umkreist. Er erhielt den Namen COROT-Exo-1b. Seitdem werden regelmäßig weitere Exoplanetenentdeckungen bekanntgegeben, was die verantwortlichen Gremien veranlaßt hat, die Mission vorerst um weitere drei Jahre bis 2013 zu verlängern.
Der am 27. Dezember 2006 gestartete Satellit ist ein französisches Projekt, an dem auch einzelne europäischer Staaten sowie die ESA beteiligt sind. Das in diesen Satellit eingebaute Teleskop mit einer Öffnung von 27 cm (ein sogenannter Schiefspiegler) hat ein Gesichtsfeld mit einem Durchmesser von 2.8° (ca. 5 Vollmonddurchmesser) und enthält vier spezielle CCD-Detektoren, von denen zwei der Exoplanetensuche nach der Transit-Methode dienen und zwei der Sternseismologie vorbehalten sind. Sie sind so konzipiert, daß sie relative Änderungen im Strahlungsfluß bis zu 7∙10^(-4) bei Sternen im Helligkeitsbereich zwischen 12 mag und 15.5 mag sicher detektieren können. Damit sollte es theoretisch möglich sein, Exoplaneten mit einem ungefähr doppelten Erddurchmesser nachzuweisen. Da aufgrund der Bahnlage des Satelliten nur eine ununterbrochene Beobachtungskampagne von maximal 180 Tagen zu realisieren ist, zur Verifizierung eines Exoplaneten aber mindestens drei Transits benötigt werden, lassen sich mit COROT nur Exoplaneten mit einer maximalen Umlaufszeit von 60 Tagen entdecken. Da aber gleichzeitig über 12000 Sterne beobachtet werden, ist die Wahrscheinlichkeit, darunter einen oder mehrere Transitkandidaten zu beobachten, durchaus gegeben.
Um Fehlinterpretationen aufgrund stellarer Aktivitäten (z.B. Sternflecke, Flares) zu vermeiden, ist die Frontseite der CCD-Matrizen mit speziellen Dispersionsprismen ausgestattet, die das Sternlicht in kurze dreifarbige Spektren aufteilen. So können die Änderungen im Strahlungsfluß eines Sterns in drei Spektralbereichen jeweils separat vermessen werden. Bei einem Transit ist diese Änderung weitgehend von der Wellenlänge unabhängig, während das bei Effekten stellarer Aktivität i.d.R. nicht der Fall ist.
5.28 Künstlerische Darstellung des Weltraumteleskops COROT. Es bewegt sich auf einer 827 km hohen Polarbahn um die Erde und beobachtet über ein halbes Jahr hinweg kontinuierlich ausgewählte Sternfelder, um u.a. Exoplaneten-Transits aufzuspüren. Ein zweites wichtiges Forschungsfeld, welches das Weltraumteleskop abdeckt, ist die Sternseismologie. Diese Methode gestattet anhand der (photometrisch) meßbaren Schwingungsmoden der Sterne ein Blick in deren Inneres. © CNES
Erste Ergebnisse
Was die Anzahl der Entdeckungen von Exoplaneten betrifft, konnte die Mission bis jetzt (2010) die hochgesteckten Erwartungen nicht erfüllen. Die Entdeckungen, insgesamt 15 planetare Objekte (Stand Sommer 2010), haben jedoch der Planetologie extrasolarer Planeten entscheidende Impulse gegeben.
Die gefundenen Sterne mit Exoplaneten werden nach ihrer endgültigen Bestätigung mit dem Bezeichner COROT, gefolgt von einer fortlaufenden Zahl, versehen. So ist z.B. COROT-1b der Erste, mit diesem Weltraumteleskop im Jahre 2007 entdeckte Exoplanet (das kleine „b“ bezeichnet den Planeten, eventuell entdeckte weitere Planeten um den Mutterstern erhalten dann mit „c“, „d“ usw. zur Unterscheidung andere Namensergänzungen).
Die folgende Liste enthält die Masse- und Bahndaten der ersten 15 COROT-Exoplaneten:
In dieser Auflistung befinden sich einige bemerkenswerte Objekte. COROT 7b ist z.B. ein Prototyp der sogenannten „Supererden“, d.h. von Gesteinsplaneten mit einer Dichte, die der der terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem entsprechen. Er bewegt sich auf einer kreisförmigen Bahn um einen ca. 2 Milliarde Jahre alten G9V-Stern in einer Entfernung, die nur dem 4-fachen von dessen Radius entspricht (Dvorak et.al., 2009). Seine Dichte von 5600 kg/m³ ergibt sich aus seinem aus der Lichtkurve folgenden Radius von 1.78 RErde und seiner Masse von 4.8 MErde. Mit einer Umlaufszeit von lediglich 0.85 Tagen (d.h. etwas über 20 Stunden) ist er einer der Exoplaneten mit der geringsten Umlaufszeit, die man kennt. Man kann sich leicht vorstellen, daß es sich hierbei um eine wahrhaft exotische Welt handeln muß. Unter der begründeten Annahme einer gebundenen Rotation folgt z.B. für die Tagseite eine Temperatur von ~2000 K, während die Nachtseite durchaus moderate Verhältnisse aufweisen könnte. Auf jeden Fall müssen die Unterschiede extrem sein. 2000 K bedeuten, daß die Silikate der Oberfläche geschmolzen und z.T. im gasförmigen Zustand eine dichte Atmosphäre bilden. Wenn es keine effektiven Wärmetransportmechanismen zwischen den beiden Hemisphären geben sollte, dann kann man sogar darüber spekulieren, ob es auf der Nachtseite Bedingungen geben könnte, unter denen z.B. Wasser in fester oder flüssiger Form vorkommt.
Noch etwas anderes zeigt dieser Exoplanet. Offensichtlich ist die photometrische Genauigkeit des COROT-Weltraumteleskops so gut, daß Planeten von der Größe der Erde durchaus in seine Reichweite geraten.
Ein weiterer interessanter Eintrag in der Exoplanetenliste stellt COROT 3b dar. Hier ist man sich noch nicht ganz sicher, ob es sich dabei um einen Braunen Zwergstern handelt, der einen jungen F3V-Stern alle 4.26 Tage einmal umkreist. Seine Masse deutet jedenfalls stark darauf hin, da sie mit ~22 MJ außerhalb der Grenzmasse für Braune Zwerge (~13 MJ) liegt. Andererseits sind untere Grenzmassen immer etwas problematisch, da sie sich aus theoretischen Überlegungen ergeben, aber beobachterisch meistens nicht gut verifiziert sind. Deshalb gibt es durchaus die Möglichkeit, daß COROT 3b der Prototyp einer neuen Klasse von massereichen Exoplaneten ist, die im Übergangsbereich zu den Braunen Zwergen anzusiedeln sind.
Viele Exoplaneten, die man bis jetzt gefunden hat und deren physische Parameter mit genügender Genauigkeit bestimmt werden konnten, sind Planeten, die, was ihre Masse und ihre Größe betrifft, mit den Riesenplaneten unseres Sonnensystems zumindest vergleichbar sind. Ein interessantes Beispiel dafür ist COROT 9b, der in dieser Beziehung stark Jupiter ähnelt und der auch spektroskopisch untersucht werden konnte. Er umläuft seinen Heimatstern (einem sonnenähnlichen Hauptreihenstern (G3V) in ~1500 Lj Entfernung im Sternbild Schlangenträger) auf einer Bahn, die mit einer Bahnhalbachse von 0.4 AU ungefähr der des Planeten Merkur entspricht („echte“ Jupiters, die in einer ähnlichen Entfernung wie Jupiter ihren Heimatstern umlaufen, sind aufgrund der langen Umlaufperiode mit der Transitmethode derzeit nicht zu entdecken – Verifizierungsproblem). Berechnungen zeigen, daß seine Temperatur im Vergleich zu den sogenannten „hot Jupiters“ sehr gemäßigt ist, d.h. (je nachdem, ob eine Wolkenbedeckung vorliegt oder nicht) irgendwo zwischen 250 und 430 K liegt. Man hofft, daß man demnächst Molekülmarker im Infrarotbereich, z.B. von Kohlendioxid (1.25 μm ) oder vielleicht sogar Wasser (bei 6 μm), wird nachweisen können.
Kepler
Die meisten Suchprogramme sind nur in der Lage, Exoplaneten der Jupiter-Klasse zu entdecken. Kleinere Objekte, z.B. in der Größe der erdähnlichen Planeten in unserem Sonnensystem, sind im Vergleich dazu eine ganz andere Herausforderung. Ihre Entdeckung könnte die Frage, wie häufig potentiell lebentragende Planeten in unserem Milchstraßensystem sind, einer Beantwortung ein wenig näher bringen. Solche Planeten dürfen nicht zu massereich sein, müßten eine Atmosphäre besitzen und sich innerhalb der sogenannten habitablen Zone um ihren Mutterstern bewegen. Gegenwärtig erscheint nur die Transitmethode das Potenzial zu besitzen, derartige Planeten entdecken zu können. Die im März 2009 angelaufene NASA Kepler-Mission ist so konzipiert, daß Exoplaneten, deren minimale Masse bis zu 1/600 der Jupitermasse beträgt, unter idealen Bedingungen aufgefunden werden sollten.
5.29 Prinzipieller Aufbau des Kepler-Weltraumteleskops © NASA
Das Weltraumteleskop Kepler ist ein 1.4 Meter Schmidtspiegel mit einer Korrektionsplatte von 95 Zentimeter Durchmesser, die auch die freie Öffnung bestimmt. In der Fokalebene sind insgesamt 42 CCD’s, jedes mit einer Größe von 2200x1024 Pixel, angeordnet, die in der Lage sind, alle Sterne über eine Fläche von 105 Quadratgrad am Himmel zu erfassen, soweit sie heller als 14 mag sind. Sie sind extra für hochempfindliche Photometrie ausgelegt und dienen nicht der Fotografie von Sternfeldern. Deshalb wird auch leicht defokussiert gearbeitet, um die Photometriegenauigkeit zu erhöhen (immerhin will man Helligkeitsänderungen von 1/10 Promille eines Sterns detektieren, so als ob man die Lichtänderung feststellen möchte, wenn eine Fliege vor einem Scheinwerfer vorbeifliegt …). Man verhindert auf diese Weise das „Überlaufen“ einzelner CCD-Pixel während der Belichtungszeit (blooming), da sich das Sternlicht auf diese Weise durchschnittlich auf 30x30 CCD-Pixel verteilt.
Die Bahn des Weltraumteleskops wurde so gewählt, daß die Erde und der Mond keine Störungsquelle darstellen, denn der Satellit bewegt sich auf einer Bahn um die Sonne, bei der er nur alle 61 Jahre die Erde passiert.
Gegenwärtig untersucht er ein Sternfeld mit über 156000 Sternen im Bereich der Sternbilder Cygnus und Lyra entlang des sogenannten Orion-Spiralarms unserer Milchstraße. Die Empfindlichkeit reicht theoretisch aus, um erdähnliche Planeten in einem Entfernungsbereich zwischen einigen Hundert und maximal 3000 Lichtjahre aufzuspüren. Da die beiden Sternbilder nahezu senkrecht zur Ekliptik stehen, können sie ohne Unterbrechung beobachtet werden. Vorerst ist dafür insgesamt ein Zeitraum von 3.5 Jahren vorgesehen. Die riesige Datenmenge, die dabei anfällt, wird im Bordrechner des Weltraumteleskops gespeichert und einmal monatlich zu einer Bodenstation auf der Erde übertragen. Dort werden sie dann weiter ausgewertet und nach Signaturen von Exoplanetentransits sowie anderen photo¬metrierbaren Erscheinungen (z.B. Lichtwechsel Veränderliche Sterne, Sternaktivitäten, Sternseismologie) durchsucht.
5.30 Lage des Sternfeldes, welches vorerst über dreieinhalb Jahre lang von Kepler kontinuierlich beobachtet werden soll. © NASA
Erste Ergebnisse
Bis Mitte 2010 konnten 5 neue Exoplaneten entdeckt werden, welche die Bezeichner „Kepler-4b“ bis „Kepler-8b“ erhalten haben. Die Exoplaneten „Kepler-1b“ bis „Kepler-3b“ waren zuvor bereits bekannt und konnten hier näher untersucht werden. Bei den neu entdeckten Planeten 4 bis 8 handelt es sich bis auf eine Ausnahme um Exoplaneten der Jupiterklasse, die auf sternnahen Bahnen ihren Mutterstern umlaufen. Nur Kepler-4b fällt etwas aus der Reihe, da seine Größe in etwa dem des Planeten Neptun entspricht (R≈0.357 R_J). Aber auch er ist nur 0.045 AU von seinem Mutterstern (Spektraltyp G0, Masse ~1.223 MSonne, Radius ~1.487 RSonne) entfernt, den er in 3.2 Tagen einmal umläuft. Er wird ähnlich wie Gliese 436b als „hot neptune“ klassifiziert und ist überhaupt einer der kleinsten bis jetzt aufgefundenen Planeten um andere Sterne.
Von Kepler entdeckte Exoplaneten (Stand Juli 2010)
5.31 Größenvergleich der 5 vom Kepler-Weltraumteleskop entdeckten Exoplaneten im Vergleich zu Jupiter und Erde. © NASA
Terrestrial Planet Finder
Die Suche nach erdähnlichen Planeten und eventuellen Biomarkern ist das Ziel einer NASA-Mission, die sich schon seit längerer Zeit in der Konzeptionsphase befindet und deren Realisierung – obwohl sehr wünschenswert – noch nicht gesichert bzw. sogar fraglich ist (2010) – der Terrestrial Planet Finder (TPF). Auf jeden Fall wurden und werden in Voruntersuchungen die technischen Aspekte, die in vielerlei Hinsicht in technologisches Neuland führen, ausgiebig beleuchtet, die wissenschaftlichen Ziele definiert und die ingenieurtechnischen Voraussetzungen für die zur Realisierung notwendigen Hard- und Software geschaffen.
5.32 Konzeptskizze von vier in Formation fliegenden Weltraumteleskopen mit jeweils 4 Meter Öffnung, die zusammen als optisches Interferometer arbeiten und mit dem man hofft (falls es wirklich realisiert wird), erdähnliche Planeten um benachbarte Sterne zu entdecken. Dabei soll das Nulling-Verfahren angewendet werden, bei der durch destruktive Interferenz das Licht des jeweiligen Sterns um das Millionenfache abgeschwächt wird. © NASA
Nach den ursprünglichen Planungen, die 2003 in einer abschließenden Studie vorgestellt wurden, soll TPF aus zwei sich in vielerlei Hinsicht ergänzenden optischen Systemen bestehen und zwar aus einem hochauflösenden optischen Weltraumteleskop mit Koronographenoptik und entsprechenden Strahlungsmeßgeräten sowie aus einem im Infrarotbereich arbeitenden optischen Interferometer, der aus vier Einzelteleskopen aufgebaut werden soll. Mit Letzteren ist geplant unter Anwendung des Nulling-Verfahrens erdähnliche Planeten bis in eine Entfernung von ~50 Lichtjahre nachzuweisen und näher zu untersuchen. Eine entsprechende Liste ausgewählter, zumeist sonnenähnlicher Hauptreihensterne, existiert bereits. „Näher untersuchen“ bedeutet dabei, mit spektroskopischen Methoden eventuell vorhandene Planetenatmosphären nachzuweisen sowie ihre chemische Zusammensetzung zu bestimmen. Besonderes Augenmerk will man dabei auf sogenannte „Biomarker“ legen, d.h. auf spektroskopische Merkmale von Gasen (wie z.B. Wasserdampf, Sauerstoff, Ozon, Kohlendioxid, Methan etc.), die ab einer gewissen Konzentration indirekt die Existenz von biologischer Aktivität anzeigen. Diese Aufgabenstellung bestimmt im Wesentlichen das Design des Interferometers. Um z.B. im Infrarotbereich Wasserdampf nachweisen zu können, benötigt man moderat aufgelöste Spektren mit einem Signal-Rausch-Verhältnis, welche Wasserdampfabsorptionen deutlich vom Untergrund zu trennen in der Lage sind. Dazu wiederum sind a) eine hohe Qualität und Langzeitstabilität des Nullings und b) eine entsprechend lange Expositionszeit des Exoplaneten erforderlich. Wie Berechnungen zeigen, sollte TPF (bestehend aus 4 Spiegeln von je 4 m Durchmesser) in der Lage sein, Wasserdampf in der Atmosphäre eines Planeten mit der Zusammensetzung der Erde und einer Entfernung von 33 Lichtjahren mit einer kumulativen Meßzeit von ungefähr 3 Tagen nachzuweisen. Um dagegen Ozon oder Methan zweifelsfrei detektieren zu können, sind dagegen Meßzeiten von mindestens 14 Tagen erforderlich. Erschwerend kommt noch hinzu, daß die Existenz einer Staubhülle in Art des Zodiakallichtes um einen Stern die spektroskopischen Messungen erschweren, wenn nicht sogar ganz verhindern kann. Alle diese Dinge müssen im Vorfeld bei der technischen Konzeption eines solch ehrgeizigen Projekts bedacht werden, möchte man nicht von vornherein dessen Erfolg in Frage stellen.
Viele Voruntersuchungen, die den interferometrischen Teil des TPF-Projektes betrafen, sind in die Konzeption des um ein vielfach billigeren Weltrauminterferometers SIM Planet Quest eingeflossen, welches bei weitem nicht so ehrgeizige Ziele verfolgt wie der Terrestrial Planet Finder. Wenn dieses Projekt alle NASA-Budgetkürzungen überleben sollte, dann wird es frühestens im Jahre 2017 gestartet werden. Die wissenschaftliche Zielstellung dürfte in diesem Fall aber hauptsächlich in der Entdeckung von Exoplaneten in der habitablen Zone ihrer Muttersterne liegen.
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