Entdeckungs-methoden 2
Exoplaneten und die Suche nach Leben im Weltall
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„Es gibt darüber hinaus eine unendliche Anzahl von Welten – einige wie diese Welt, andere anders – denn die Atome sind unendlich." (Epikur)
Schon in der Antike machte man sich Gedanken darüber, ob die Sonne der einzige Stern mit Planeten ist.
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Der erste Exoplanet
Doch wirklich Schwung nahm die Exoplaneten-Forschung erst mit der Entdeckung des ersten Exoplaneten auf. 1995 wurde der Planet 51 Peg b entdeckt, der im Volksmund auch Dimidium um den Stern Helvetios genannt wird.
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Dieses Diagramm zeigt, wie viele Exoplaneten bis zu einem bestimmten Jahr mit verschiedenen Entdeckungsmethoden insgesamt gefunden wurden. Die wichtigsten Methoden schauen wir uns später genauer an.
Diagramm vergrößert
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Mit dieser Entdeckung wurde der Stein ins Rollen gebracht und in den kommenden Jahren wurden immer mehr Planeten entdeckt. Mittlerweile sind es knapp 6000.Für diesen Grundstein der Exoplaneten-forschung gab es 2019 für die Entdecker von 51 Peg b den Physik-Nobelpreis.
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Entdeckungsmethoden
Diagramm
Entdeckungsmethoden
Diagramm
Entdeckungsmethoden
Diagramm
Aber wie kann man Exoplaneten entdecken? Was steckt hinter den verschiedenen Methoden?
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Entdeckungsmethoden
Nur die wenigsten Planeten werden über direkte Aufnahmen entdeckt, da der Stern den wesentlich kleineren und weniger hellen Planeten meist überschattet. Obwohl die meisten Exoplaneten über indirekte Methoden entdeckt werden, bleibt die direkte Beobachtung eine wichtige Methode, da man so die Atmosphäre analysieren kann.
Aufnahme des James-Webb-Spacetelescope eines Exoplaneten (HIP 65426 b). (Bild: ESA)
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Neben der Transitmethode ist sie eine weitere bedeutende Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Hier eine kurze Vorstellung:
Das Video startet automatisch an der richtigen Stelle. Stoppe selbst bei 3:07 min und gehe "weiter".
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Radialgeschwindigkeitsmethode - Doppler-Effekt
Was haben ein Rettungswagen, Sheldon Cooper und auch Exoplaneten gemeinsam?
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Radialgeschwindigkeitsmethode - Doppler-Effekt
Sie alle demonstrieren den Doppler-Effekt!
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Radialgeschwindigkeitsmethode- Doppler-Effekt
Der Doppler-Effekt beschreibt Folgendes: Bewegt sich die Quelle, die Wellen (Schall, Licht, ...) aussendet, so werden die Wellen entweder gestreckt oder gestaucht.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Deswegen wird ein Krankenwagen zuerst im Ton immer höher, wenn er sich nähert (Wellen kürzer) und dann immer tiefer, wenn er an dir vorbei gefahren ist und sich entfernt (Wellen länger).
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
Die Auswirkung des Doppler-Effekts auf Licht wird in der folgenden Abbildung dargestellt:
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
zur Abbildung
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
Bei Licht hat der Doppler-Effekt folgende Auswirkung: Verschiebung der Wellenlänge des Lichts nach ... --> blau (wenn sich die Lichtquelle zum Betrachter hinbewegt) --> rot, wenn sich die Lichtquelle vom Betrachter wegbewegt)
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Bewegung des Sterns
Die Lichtquelle ist bei der Radialgeschwindigkeitsmethode der Stern. Doch warum bewegt sich der Stern vom Betrachter (der Erde) weg und wieder auf sie zu?
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Bewegung des Sterns
Aufgrund der Gravitationskraft des Sterns dreht sich der Exoplanet um diesen. Doch auch der Exoplanet hat eine gravitative Wirkung auf den Stern. Diese ist allerdings aufgrund der geringen Masse wesentlich geringer als die vom Stern. Sie sorgt allerdings dafür, dass sich auch der Stern um einen gemeinsamen Schwerpunkt dreht. Dadurch verändert der Stern konstant die Entfernung zur Erde.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Ein Stern sendet Licht in allen Wellenlängen (Farben) aus. Deshalb ist es nicht so leicht möglich die Verschiebung zu erkennen.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Man muss deshalb die Spektrallinien des Sterns betrachten. Die Spektrallinien sind bestimmte Wellenlängen, welche von Elementen in der Photosphäre eines Sterns absorbiert werden und deshalb auf dem Sternspektrum nicht mehr zu sehen sind.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Bewegt sich der Stern relativ zum Beobachter (um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit dem Exoplaneten) verschieben sich die Spektrallinien also in den Rot- / Blaubereich.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Beobachtet man also ein Sternspektrum über einen längeren Zeitraum und stellt fest:
- es gibt eine regelmäßige Verschiebung der Spektrallinien
- dies zeigt sich in einem periodischen Muster (wie eine Sinuskurve)
Dann ist dies der erste Hinweis auf einen Exoplaneten.
Hinweis: In Wirklichkeit liegt der Schwerpunkt meistens innerhalb des Sterns. Die Abbildung ist eine vereinfachte Darstellung zur besseren Veranschaulichung des Phänomens.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Lasst uns nun auf die Schwierigkeiten/ Grenzen dieser Entdeckungsmethode eingehen.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
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Radialgeschwindigkeitsmethode
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Schwierigkeiten und Grenzen
AbstandStern-Planet
Massen-unterschied
Bahn-neigung
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Transitmethode
Hier wird die am häufigsten eingesetzte Methode kurz vorgestellt.
Das Video startet automatisch an der richtigen Stelle. Stoppe selbst bei 1:31 min und gehe "weiter".
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Transitmethode
Mit der Transitmethode wurden bisher die meisten Exoplaneten entdeckt. Vereinfacht funtioniert diese so: Man misst die Helligkeit eines Sterns über einen längeren Zeitraum. Umkreist ein Exoplanet den betrachteten Stern, so verringert sich die gemessene Helligkeit des Sterns für die Zeit, in der der Planet zwischen seinem Stern und der Erde ist.
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Transitmethode
1.
2.
3.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit nicht konstant.Ordne anhand der Grafik den Nummern die passende Aussage zu!
Der Exoplanet ist hinter seinem Stern. Die gemessene Helligkeit entspricht nur der des leuchtenden Sterns.
1.
Der Exoplanet verdeckt einen Teil des Sterns. Dadurch ist die gemessene Helligkeit verringert.
2.
Der Exoplanet wird von seinem Stern bestrahlt. Diese Reflexion wird neben der Strahlung des Sterns zusätzlich gemessen.
3.
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Transitmethode
Hier findest du noch eine genaue Erklärung.
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Praxisaufgaben Transitmethode
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Versuch: Transitmethode
Gleich dürft ihr mit einer Betreuungsperson Versuche zur Transitmethode durchführen. Bei dem Versuch misst man die Helligkeit und den Helligkeitsverlauf von einem Versuchsaufbau. Dafür benötigt man die Größe Lux.
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Exkurs: Lux
Lux gibt an, wie hell eine Fläche beleuchtet wird. Sie misst also die Beleuchtungsstärke. Sie beschreibt wie viel Licht auf eine bestimmte Fläche fällt. Verwendet man einen Lux-Sensor, dann ist die genannte Fläche der Sensor.
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Versuch: Transitmethode
Wendet euch nun für den Versuch an die Betreuungsperson.
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ENDE
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Rotverschiebung - ein anderer Usecase
Mit diesem physikalischen Effekt konnte Edwin Hubble in den 1920er Jahren die Expansion des Universums entdecken. Wichtige Vorarbeit leistete Henrietta Swan-Leavitt.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit des Sterns nicht konstant. Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt der Sterns verdeckt. Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu. Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können
https://de.wikipedia.org/wiki/Doppler-Effekt
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=btGzzRcp&id=72032C936E8A3A00874289949352DD0D5A8F957C&thid=OIP.btGzzRcpoOfHvocxGac1_QAAAA&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.spektrum.de%2flexika%2fimages%2fastronomie%2fintermed%2fDoppler.jpg&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.6ed1b3cd1729a0e7c7be873119a735fd%3frik%3dfJWPWg3dUpOUiQ%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=180&expw=450&q=doppler+effekt+licht&FORM=IRPRST&ck=CAB95C68D34D972B3D8DEB927FCFA204&selectedIndex=1&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Die Atmosphären von Exoplaneten werden nicht direkt „gesehen“. Mithilfe von Spektroskopie wird das Licht, das durch die Atmosphäre hindurchgeht, von ihr reflektiert oder von ihr selbst ausgesendet wird, analysiert.
Abstand Stern - Planet
Mit zunehmendem Abstand zwischen Planet und Stern nimmt die Gravitationskraft zwischen beiden Körpern ab. Dadurch verringert sich auch ihre Umlaufgeschwindigkeit um den gemeinsamen Schwerpunkt. Eine geringere Umlaufgeschwindigkeit des Sterns führt zu einer kleineren Doppler- beziehungsweise spektralen Verschiebung seines Lichts.
Bahnneigung
Die Radialgeschwindigkeiten kann man nur messen, wenn sich der Stern wirklich auf uns zu bewegt.Schauen wir aber "von oben" auf dieses System, so bewegt der Stern sich nur in einer Ebene und wir können keine Radialgeschwindigkeit messen.
Massendifferenz
Je größer die Massendifferenz der beiden Körper ist, desto näher liegt der gemeinsame Schwerpunkt am Schwerpunkt des Sterns. Der Stern bewegt sich so also nicht so stark und somit auch nicht so schnell, was bedingt, dass die Sternspektren nicht so stark verschoben und damit schwieriger erkannt werden. Aktuell können Radialgeschwindigkeiten bis zu 0,25 m/s gemessen werden.
51 Peg b? Was soll das bedeuten?
Mittlerweile wurden knapp 6000 Exoplaneten entdeckt - nicht jeder von ihnen trägt einen eigenen Namen. Meist tragen Exoplaneten den Namen des Muttersterns mit dem Index b, c, d, e, ... (je nach dem, wie viele Planeten bereits entdeckt wurden). 51 Pegasi b ist also der erste entdeckte Planet um den Stern 51 Pegasi.
https://www.spektrum.de/news/wenn-exoplaneten-verstecken-spielen/1462647
Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können.
Nur die wenigsten Planeten werden direkt beobachtet, da der Winkelabstand des Planeten vom Mutterstern meist zu klein ist. Der Winkelabstand ist dabei der Winkel zwischen der Sichtlinie Beobachter-Stern und Beobachter-Exoplanet.
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Da der Stern massereicher ist als sein Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt von Stern und Planet (hier mit einem roten + gekennzeichnet) in der Regel innerhalb des Sterns.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit des Sterns nicht konstant. Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt des Sterns verdeckt. Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung des Sterns an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu. Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können.
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung des Sterns an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu.
Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt des Sterns verdeckt.
Sieht ziemlich echt aus, oder?
Solche Bilder von Exoplaneten sind nur in den seltensten Fällen wirkliche Aufnahmen, sondern eher künstlerische Aufnahmen, die lediglich auf der Grundlage echter Messdaten basieren. Echte Bilder sehen meist aus wie das Rechte.
Erste direkte Aufnahme eines Exoplaneten (2M1207 b) aus 2004 (Bild: ESA)
https://www.spektrum.de/news/wenn-exoplaneten-verstecken-spielen/1462647
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
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Entdeckungs-methoden 2
Exoplaneten und die Suche nach Leben im Weltall
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„Es gibt darüber hinaus eine unendliche Anzahl von Welten – einige wie diese Welt, andere anders – denn die Atome sind unendlich." (Epikur)
Schon in der Antike machte man sich Gedanken darüber, ob die Sonne der einzige Stern mit Planeten ist.
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Der erste Exoplanet
Doch wirklich Schwung nahm die Exoplaneten-Forschung erst mit der Entdeckung des ersten Exoplaneten auf. 1995 wurde der Planet 51 Peg b entdeckt, der im Volksmund auch Dimidium um den Stern Helvetios genannt wird.
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Dieses Diagramm zeigt, wie viele Exoplaneten bis zu einem bestimmten Jahr mit verschiedenen Entdeckungsmethoden insgesamt gefunden wurden. Die wichtigsten Methoden schauen wir uns später genauer an.
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Mit dieser Entdeckung wurde der Stein ins Rollen gebracht und in den kommenden Jahren wurden immer mehr Planeten entdeckt. Mittlerweile sind es knapp 6000.Für diesen Grundstein der Exoplaneten-forschung gab es 2019 für die Entdecker von 51 Peg b den Physik-Nobelpreis.
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Entdeckungsmethoden
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Entdeckungsmethoden
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Aber wie kann man Exoplaneten entdecken? Was steckt hinter den verschiedenen Methoden?
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Entdeckungsmethoden
Nur die wenigsten Planeten werden über direkte Aufnahmen entdeckt, da der Stern den wesentlich kleineren und weniger hellen Planeten meist überschattet. Obwohl die meisten Exoplaneten über indirekte Methoden entdeckt werden, bleibt die direkte Beobachtung eine wichtige Methode, da man so die Atmosphäre analysieren kann.
Aufnahme des James-Webb-Spacetelescope eines Exoplaneten (HIP 65426 b). (Bild: ESA)
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Neben der Transitmethode ist sie eine weitere bedeutende Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Hier eine kurze Vorstellung:
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Radialgeschwindigkeitsmethode - Doppler-Effekt
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Radialgeschwindigkeitsmethode - Doppler-Effekt
Sie alle demonstrieren den Doppler-Effekt!
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Radialgeschwindigkeitsmethode- Doppler-Effekt
Der Doppler-Effekt beschreibt Folgendes: Bewegt sich die Quelle, die Wellen (Schall, Licht, ...) aussendet, so werden die Wellen entweder gestreckt oder gestaucht.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Deswegen wird ein Krankenwagen zuerst im Ton immer höher, wenn er sich nähert (Wellen kürzer) und dann immer tiefer, wenn er an dir vorbei gefahren ist und sich entfernt (Wellen länger).
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
Die Auswirkung des Doppler-Effekts auf Licht wird in der folgenden Abbildung dargestellt:
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
Bei Licht hat der Doppler-Effekt folgende Auswirkung: Verschiebung der Wellenlänge des Lichts nach ... --> blau (wenn sich die Lichtquelle zum Betrachter hinbewegt) --> rot, wenn sich die Lichtquelle vom Betrachter wegbewegt)
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Doppler-Effekt
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Bewegung des Sterns
Die Lichtquelle ist bei der Radialgeschwindigkeitsmethode der Stern. Doch warum bewegt sich der Stern vom Betrachter (der Erde) weg und wieder auf sie zu?
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Radialgeschwindigkeitsmethode: Bewegung des Sterns
Aufgrund der Gravitationskraft des Sterns dreht sich der Exoplanet um diesen. Doch auch der Exoplanet hat eine gravitative Wirkung auf den Stern. Diese ist allerdings aufgrund der geringen Masse wesentlich geringer als die vom Stern. Sie sorgt allerdings dafür, dass sich auch der Stern um einen gemeinsamen Schwerpunkt dreht. Dadurch verändert der Stern konstant die Entfernung zur Erde.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Ein Stern sendet Licht in allen Wellenlängen (Farben) aus. Deshalb ist es nicht so leicht möglich die Verschiebung zu erkennen.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Man muss deshalb die Spektrallinien des Sterns betrachten. Die Spektrallinien sind bestimmte Wellenlängen, welche von Elementen in der Photosphäre eines Sterns absorbiert werden und deshalb auf dem Sternspektrum nicht mehr zu sehen sind.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Bewegt sich der Stern relativ zum Beobachter (um einen gemeinsamen Schwerpunkt mit dem Exoplaneten) verschieben sich die Spektrallinien also in den Rot- / Blaubereich.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Beobachtet man also ein Sternspektrum über einen längeren Zeitraum und stellt fest:
Dann ist dies der erste Hinweis auf einen Exoplaneten.
Hinweis: In Wirklichkeit liegt der Schwerpunkt meistens innerhalb des Sterns. Die Abbildung ist eine vereinfachte Darstellung zur besseren Veranschaulichung des Phänomens.
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Radialgeschwindigkeitsmethode
Lasst uns nun auf die Schwierigkeiten/ Grenzen dieser Entdeckungsmethode eingehen.
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AbstandStern-Planet
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Transitmethode
Hier wird die am häufigsten eingesetzte Methode kurz vorgestellt.
Das Video startet automatisch an der richtigen Stelle. Stoppe selbst bei 1:31 min und gehe "weiter".
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Transitmethode
Mit der Transitmethode wurden bisher die meisten Exoplaneten entdeckt. Vereinfacht funtioniert diese so: Man misst die Helligkeit eines Sterns über einen längeren Zeitraum. Umkreist ein Exoplanet den betrachteten Stern, so verringert sich die gemessene Helligkeit des Sterns für die Zeit, in der der Planet zwischen seinem Stern und der Erde ist.
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Transitmethode
1.
2.
3.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit nicht konstant.Ordne anhand der Grafik den Nummern die passende Aussage zu!
Der Exoplanet ist hinter seinem Stern. Die gemessene Helligkeit entspricht nur der des leuchtenden Sterns.
1.
Der Exoplanet verdeckt einen Teil des Sterns. Dadurch ist die gemessene Helligkeit verringert.
2.
Der Exoplanet wird von seinem Stern bestrahlt. Diese Reflexion wird neben der Strahlung des Sterns zusätzlich gemessen.
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Transitmethode
Hier findest du noch eine genaue Erklärung.
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Versuch: Transitmethode
Gleich dürft ihr mit einer Betreuungsperson Versuche zur Transitmethode durchführen. Bei dem Versuch misst man die Helligkeit und den Helligkeitsverlauf von einem Versuchsaufbau. Dafür benötigt man die Größe Lux.
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Exkurs: Lux
Lux gibt an, wie hell eine Fläche beleuchtet wird. Sie misst also die Beleuchtungsstärke. Sie beschreibt wie viel Licht auf eine bestimmte Fläche fällt. Verwendet man einen Lux-Sensor, dann ist die genannte Fläche der Sensor.
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Versuch: Transitmethode
Wendet euch nun für den Versuch an die Betreuungsperson.
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Rotverschiebung - ein anderer Usecase
Mit diesem physikalischen Effekt konnte Edwin Hubble in den 1920er Jahren die Expansion des Universums entdecken. Wichtige Vorarbeit leistete Henrietta Swan-Leavitt.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit des Sterns nicht konstant. Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt der Sterns verdeckt. Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu. Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können
https://de.wikipedia.org/wiki/Doppler-Effekt
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=btGzzRcp&id=72032C936E8A3A00874289949352DD0D5A8F957C&thid=OIP.btGzzRcpoOfHvocxGac1_QAAAA&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.spektrum.de%2flexika%2fimages%2fastronomie%2fintermed%2fDoppler.jpg&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.6ed1b3cd1729a0e7c7be873119a735fd%3frik%3dfJWPWg3dUpOUiQ%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=180&expw=450&q=doppler+effekt+licht&FORM=IRPRST&ck=CAB95C68D34D972B3D8DEB927FCFA204&selectedIndex=1&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Die Atmosphären von Exoplaneten werden nicht direkt „gesehen“. Mithilfe von Spektroskopie wird das Licht, das durch die Atmosphäre hindurchgeht, von ihr reflektiert oder von ihr selbst ausgesendet wird, analysiert.
Abstand Stern - Planet
Mit zunehmendem Abstand zwischen Planet und Stern nimmt die Gravitationskraft zwischen beiden Körpern ab. Dadurch verringert sich auch ihre Umlaufgeschwindigkeit um den gemeinsamen Schwerpunkt. Eine geringere Umlaufgeschwindigkeit des Sterns führt zu einer kleineren Doppler- beziehungsweise spektralen Verschiebung seines Lichts.
Bahnneigung
Die Radialgeschwindigkeiten kann man nur messen, wenn sich der Stern wirklich auf uns zu bewegt.Schauen wir aber "von oben" auf dieses System, so bewegt der Stern sich nur in einer Ebene und wir können keine Radialgeschwindigkeit messen.
Massendifferenz
Je größer die Massendifferenz der beiden Körper ist, desto näher liegt der gemeinsame Schwerpunkt am Schwerpunkt des Sterns. Der Stern bewegt sich so also nicht so stark und somit auch nicht so schnell, was bedingt, dass die Sternspektren nicht so stark verschoben und damit schwieriger erkannt werden. Aktuell können Radialgeschwindigkeiten bis zu 0,25 m/s gemessen werden.
51 Peg b? Was soll das bedeuten?
Mittlerweile wurden knapp 6000 Exoplaneten entdeckt - nicht jeder von ihnen trägt einen eigenen Namen. Meist tragen Exoplaneten den Namen des Muttersterns mit dem Index b, c, d, e, ... (je nach dem, wie viele Planeten bereits entdeckt wurden). 51 Pegasi b ist also der erste entdeckte Planet um den Stern 51 Pegasi.
https://www.spektrum.de/news/wenn-exoplaneten-verstecken-spielen/1462647
Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können.
Nur die wenigsten Planeten werden direkt beobachtet, da der Winkelabstand des Planeten vom Mutterstern meist zu klein ist. Der Winkelabstand ist dabei der Winkel zwischen der Sichtlinie Beobachter-Stern und Beobachter-Exoplanet.
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Da der Stern massereicher ist als sein Planet, liegt der gemeinsame Schwerpunkt von Stern und Planet (hier mit einem roten + gekennzeichnet) in der Regel innerhalb des Sterns.
In der Abbildung ist die gemessene Helligkeit des Sterns nicht konstant. Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt des Sterns verdeckt. Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung des Sterns an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu. Ist der Exoplanet hinter dem Stern, so ist die Helligkeit wieder geringer, da wir keine Fläche des Planeten mit reflektierender Oberfläche messen können.
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0
Zum anderen verändert sich die gemessene Helligkeit auch, wenn der Exoplanet eigentlich nicht zwischen Stern und Erde sein sollte. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Teil der Strahlung des Sterns an seiner Oberfläche reflektiert. Diese wird zusätzlich gemessen und die gemessene Helligkeit nimmt zu.
Zum einen ist sie wesentich geringer, wenn der Exoplanet zwischen seinem Stern (welchen er umkreist) und der Erde ist. Das liegt daran, dass der Exoplanet einen Ausschnitt des Sterns verdeckt.
Sieht ziemlich echt aus, oder?
Solche Bilder von Exoplaneten sind nur in den seltensten Fällen wirkliche Aufnahmen, sondern eher künstlerische Aufnahmen, die lediglich auf der Grundlage echter Messdaten basieren. Echte Bilder sehen meist aus wie das Rechte.
Erste direkte Aufnahme eines Exoplaneten (2M1207 b) aus 2004 (Bild: ESA)
https://www.spektrum.de/news/wenn-exoplaneten-verstecken-spielen/1462647
https://www.bing.com/images/search?view=detailV2&ccid=WIVQ9S%2bn&id=7D751E14AB7C56EC3884D3CC2C2A663C21AA8AED&thid=OIP.WIVQ9S-n8WTnrsZc3tS6OgHaEH&mediaurl=https%3a%2f%2fwww.leifiphysik.de%2fsites%2fdefault%2ffiles%2fmedien%2fverschiebung_wellenmodelllicht_ver.gif&cdnurl=https%3a%2f%2fth.bing.com%2fth%2fid%2fR.588550f52fa7f164e7aec65cded4ba3a%3frik%3d7YqqITxmKizM0w%26pid%3dImgRaw%26r%3d0&exph=286&expw=514&q=spektrum+ruhender+stern&FORM=IRPRST&ck=310422AFA6680528EF9079A611784789&selectedIndex=2&itb=0&ajaxhist=0&ajaxserp=0