Max-Planck-Institut für Astronomie - Jahresbericht 2007
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II.4 Erstes kalibriertes Spektrum eines extrasolaren Planeten<br />
Nach dem indirekten Nachweis eines extrasolaren<br />
Planeten im Jahre 1995 tauchte bei den Astronomen umgehend<br />
der Wunsch auf, weitere dieser Himmelskörper<br />
zu entdecken und diese dann spektroskopisch zu untersuchen,<br />
um so die Zusammensetzung ihrer Atmosphären<br />
zu ermitteln. Wegen des enormen Helligkeitskontrastes<br />
zwischen Stern und Planet und ihres sehr geringen<br />
gegenseitigen Abstandes ist dieses Unterfangen jedoch<br />
extrem schwierig und liegt in fast allen Fällen jenseits<br />
des technisch Möglichen. Einem Astronomenteam<br />
um Mark Swain vom Jet Propulsion Laboratory und<br />
Jeroen Bouwman vom MPIA ist es nun gelungen, von<br />
dem Exoplaneten HD 209458b ein Spektrum im mittleren<br />
Infrarot zu gewinnen. Es ist das erste Spektrum<br />
eines Planeten überhaupt, das den Strahlungsfluss in<br />
absoluten Einheiten liefert. Diese Daten lassen bereits<br />
einige vorsichtige Schlüsse über die Atmosphäre dieses<br />
»Heißen Jupiter« zu.<br />
Da die Bilder des Sterns und seines Planeten praktisch<br />
zusammenfallen, überlagern sich auch deren Spektren.<br />
Man muss sie mit Hilfe trickreicher Techniken voneinander<br />
trennen, um Informationen über den Planeten zu<br />
erhalten. Hier<strong>für</strong> gibt es drei Methoden, die alle nur bei<br />
sogenannten Transitplaneten anwendbar sind. Das sind<br />
Abb. II.4.1: Schema der Methode der sekundären Bedeckung.<br />
Man nimmt Spektren auf, während der Planet auf dem Weg<br />
zum hinteren Transit ist und seine heiße Seite der Erde zukehrt.<br />
Diese Spektren enthalten das Licht von (Stern Planet). Dann<br />
nimmt man ein reines Sternspektren auf, während sich der<br />
Planet hinter dem Stern befindet. Die Differenz der beiden<br />
Spektren liefert das Planetenspektrum. (Grafik: Na s a)<br />
Stern + Planet<br />
Gemeinsames Spektrum<br />
Stern<br />
Spektrum des Sterns<br />
Extraktion des Spektrums eines Planeten<br />
Systeme, bei denen wir zufällig genau auf die Kante der<br />
Bahnebene schauen, so dass der Planet bei jedem Umlauf<br />
von der Erde aus gesehen vor dem Stern vorbeizieht und<br />
später hinter ihm verschwindet. Diese Geometrie ermöglicht<br />
drei Beobachtungsmoden.<br />
Spektroskopische Methoden <strong>für</strong> Exoplaneten<br />
Erstens die Reflexionsmethode: Ein Planet oder dessen<br />
Atmosphäre reflektiert das Sternenlicht. Ein Teleskop<br />
empfängt also sowohl das direkte Licht des Sterns als<br />
auch das vom Planeten reflektierte Licht. Wenn der<br />
Planet hinter dem Stern verschwindet, empfängt es nur<br />
noch das Sternenlicht. Zieht man nun im Computer vom<br />
Spektrum von Stern plus Planet das reine Sternenspektrum<br />
ab, so erhält man das Planetenspektrum. Dieses kann<br />
Absorptionslinien von Elementen der Planetenatmosphäre<br />
enthalten. Alle bisherigen Versuche dieser Art haben jedoch<br />
keine eindeutigen Ergebnisse geliefert.<br />
Zweitens die Transmissionsmethode: Wenn der Planet<br />
vor dem Stern vorbeizieht, durchquert ein Teil des<br />
Sternenlichts die Atmosphäre des Planeten. Es enthält<br />
deshalb spektroskopische Informationen über die chemische<br />
Zusammensetzung seiner Gashülle. Um diese<br />
aus dem Gesamtspektrum zu extrahieren, nimmt<br />
man zwei Serien von Spektren auf: die eine kurz vor<br />
dem Vorbeizug des Planeten vor dem Stern (der primären<br />
Bedeckung) – sie enthält die Sternstrahlung sowie<br />
mögliche thermische Emission von der Nachtseite<br />
des Planeten; die zweite Serie nimmt man während der<br />
Transitphase auf. Bildet man die Differenz dieser beiden<br />
Spektren, so können Absorptionslinien von Ele men-<br />
Planet<br />
Spektrum des Planeten<br />
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