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CL006 - Exoplaneten II und die Suche nach der zweiten Erde
Die Episode über erdähnliche Planeten und einer zweiten Erde
CL 006 - Über Exoplaneten und die Suche nach der zweiten Erde
Die Episode über erdähnliche Planeten und eine mögliche zweite Erde
Medien berichten immer wieder über die Entdeckung einer “zweiter Erde”. Aber was bedeutet das wirklich? Gibt es einen Planet B?
Dass Astronomen was anderes meinen wenn sie von erdähnlichen Planeten sprechen als die Medien ist Thema dieser Episode! Davor gibt es aber noch eine Ankündigung!
Ankündigung Podcast-Treffen
Wir wollen das Jahr zusammen mit dem Podcast "Das Universum" und mit euch ausklingen lassen. Darum treffen wir uns am 18.12.2022 in Wien. Um 15 Uhr gibt es eine Führung durch die Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum Wien. Anschließend gehen wir ins Museumquartier, wo wir bei Punsch und Glühwein plaudern können.
Zum Punsch trinken und plaudern könnt ihr einfach so kommen. Wer aber zur Führung kommen möchte, soll sich bitte unter [email protected] anmelden. Es gilt "first come, first serve". Die Kosten für die Führung liegen bei circa 20 Euro pro Person, je nachdem wie viele wir sind (und ob ihr Ermäßigungen in Anspruch nehmen könnt).
Alle Infos zum Treffen findet ihr auch:
hier. Anmeldung ab jetzt unter [email protected].
Begrüßung aus der habitablen Zone
Wir reden weiterhin über Exoplaneten und Eva merkt an, wo überall Exoplaneten in Filmen eigentlich vorkommen.
Aber wie können wir feststellen, ob ein fremder Planet lebensfreundliche Bedingungen hat? Dazu braucht es drei Dinge, die relativ leicht herauszufinden sind: Größe, Masse und mittlerer Abstand des Planeten zu seinem Stern. Voraussetzung dafür ist allerdings, dass diese Parameter vom Stern, den der Planet umkreist, bekannt sind. Aus Größe und Masse ergibt sich die Dichte, die verrät, ob es sich um einen Gasplaneten oder Gesteinsplaneten handelt.
Zudem benötigt es den richtigen mittleren Abstand vom Stern: der optimale Abstand sollte in der habitablen Zone liegen, jenem Bereich, bei dem Temperaturen herrschen bei dem Wasser flüssig ist. Wo genau sich die Zone im System befindet hängt u.a. auch vom Sterntyp ab. In unserem Sonnensystem liegt die habitable Zone grob zwischen den Umlaufbahnen von Venus und Mars.
Die Erde liegt also mittendrin; Ebenso wie Mars und Venus - zumindest knapp, denn es gibt diverse Möglichkeiten, die habitable Zone zu definieren;
Die habitable Zone ist allerdings mit Vorsicht zu genießen, denn nur weil ein Planet in ihr liegt, folgt daraus nicht automatisch, dass er auch habitabel IST. Lediglich, dass er es sein könnte, wenn der Rest passt. Was zum Beispiel bei Venus und Mars ja nicht der Fall ist.
Es gibt darüber hinaus auch eine “galaktische habitable Zone”. Da geht es darum, dass der Stern mitsamt Planeten in einer Gegend der Milchstraße liegen sollte, wo es nicht zu wild zugeht - es also z.B. nicht zu viele Supernova-Explosionen in relativer Nähe gibt. Was im galaktischen Zentrum der Fall ist: Da ist die Sternendichte sehr hoch, Supernovaexplosionen treten häufiger auf, was Leben auslöschen oder zumindest schädlich sein kann. Zu weit vom Zentrum entfernt, ist der Gehalt an Metallen zu gering und die Wahrscheinlichkeit für Planetenentstehung gering. Das bedeutet, dass es einige Sterngenerationen braucht, ehe sich erdähnliche Planeten bilden konnten.
Aber zurück zur habitablen Zone rund um einen Stern. Der “richtige” Abstand hängt vom Mutterstern (Host Star) selbst ab (Spektraltyp, Oberflächentemperatur, Alter). Ideal wäre ein sonnenähnlicher Stern - jedoch ist die Sonne nicht der durchschnittliche Stern-Typ, nur ca. 6% der Sterne sind so wie die Sonne. Die meisten Sterne sind rote Zwerge (M-Sterne). Diese sind klein, “kühler” und weil sie sehr langlebig sind und immer wieder neue dazu kommen, machen sie die meiste Masse in der Milchstrasse aus - aber nicht das meiste sichtbare Licht! Bei einem Zwerg müsste der Planet dann näher dran sein um in der habitablen Zone zu sein, und er dürfte natürlich keine gebundene Rotation haben (weil dann immer diesselbe Seite dem Stern zugewandt wäre) - was aber zwangsläufig passiert, wenn ein Planet zu nahe am Stern dran ist. Diese Zonen variieren hier natürlich ebenfalls je nach Helligkeit, Temperatur etc., können aber sehr nah gehen: Bei Proxima Centauri wäre sie in etwa zwischen 0,06 und 0,003 Astronomischen Einheiten (1 astronomische Einheite ist der Abstand Erde-Sonne). Bei helleren Zwergen kann er bis zu 0,3 AU haben. Das bezieht sich allerdings nur auf die Temperatur und bezieht Flares, Gezeitenkräfte etc. nicht mit ein.
Nachlesen könnt ihr das hier.
Gleichgewichtstemperatur
Jetzt ist es aber mit dem Abstand alleine noch nicht getan. Wenn wir nämlich nur die Energie der Sonne, die auf die Erde trifft berücksichtigen, dann erhalten wir eine Temperatur von -18 Grad. Das ist die Gleichgewichtstemperatur, also jene Temperatur, mit der die Sonne auf die Erde trifft, diese aufwärmt und dann in Form von Infrarotstrahlung wieder ins Welall abstrahlt. -18 Grad wäre die Durchschnittstemperatur wenn es nur nach der Menge an Energie von der Sonne geht. Tatsächlich liegt sie aber bei +15 Grad Oberflächentemperatur. Und das liegt an der Atmosphäre. Besonders deutlich wird dies, wenn wir einen Blick auf unsere Nachbarplaneten Venus und Mars werfen. So liegt die Gleichgewichtstemperatur bei der Venus eigentlich bei +50 Grad - tatsächlich kommt sie auf Temperaturen von bis zu knapp 500 Grad und ihre Durchschnittstemperatur liegt bei 470 Grad. Das liegt an dem starken Treibhauseffekt, der dort herrscht! Auch bei der Erde sorgt der natürliche Treibhauseffekt für unsere angenehmen Temperaturen. Weil die Atmosphäre die Infrarot-Strahlung nicht einfach wieder ins All zurück gibt, sondern von den Treibhausgasen, wie etwa Wasserdampf zurück gehalten wird. Bei der Venus ist die Atmosphäre wesentlich dichter, weswegen auch der Treibhauseffekt deutlich stärker ist.
Der Mars wiederum hat so gut wie keine Atmosphäre. Seine Gleichgewichtstemperatur liegt bei -57 Grad und weil er so gut wie keine Atmosphäre hat und daher auch so gut wie keinen Treibhauseffekt, der den Planeten weiter aufheizen könnte, liegt seine Oberflächentemperatur auch nur bei -53 Grad.
Dem Mars fehlt aber noch etwas wesentliches - nämlich ein starkes Magnetfeld. Dadurch ist ihm nämlich die Atmosphäre auch abhanden gekommen, die er früher mal hatte.
Warum ist das Magentfeld wichtig?
Die Erde hat aufgrund ihres Eisenkerns im Zentrum und den Bewegungen des flüssigen Eisens um den festen Kern, das ein elekktrisches Feld erzeugt, ein starkes Magnetfeld. Das schützt uns vor den geladenen Teilchen des Sonnenwindes und der kosmischen Strahlung, das noch im Weltall auf unser Magentfeld trifft. Ohne Magnetfeld würde auch die Erde, so wie der Mars, ihre Atmosphäre im Laufe der Zeit verlieren.
Damit ein Planet lebensfreundlich wird, braucht es auch Dinge, die auf den ersten Blick nicht so offensichtlich sind: denn Vulkanismus und Plattentektonik haben einen nicht unerheblichen Einfluss auf die Bewohnbarkeit eines Planeten.
Will man also etwas über die Bedingungen eines Planeten wissen, sollte man über seine Atmosphäre, dem Magnetfeld und im besten Fall auch noch etwas über seine Plattentektonik herausfinden.
Hier stellt sich die Frage, wie wir zu diesen Informationen gelangen.
Methoden und Techniken
Bevor wir zu den Techniken schreiten, soll an dieser Stelle kurz erklärt werden, was mit “erdähnlich” gemeint ist: In der Astronomie ist ein “erdähnlicher” oder “terrestrial planet” einfach nur ein Himmelskörper der, so wie die Erde, aus Gestein besteht; mit einem Metallkern und einer festen Oberfläche. Mars, Venus und Merkur sind also erdähnliche Planeten; in Abgrenzung zu den Gasriesen, wie Jupiter und Saturn. Erdähnlich heißt nicht, dass auf einem Planeten Bedingungen wie auf der Erde herrschen.
Es wurden schon diverse erdähnliche Planeten bei anderen Sternen entdeckt, aber noch keine zweite Erde.
Dazu schauen wir uns jetzt die Beobachtungsmethoden an:
Radialgeschwindigkeit
Der erste Exoplanet wurde mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt: 51 Peg b. Dabei kreisen Stern und Planet um den gemeinsamen Massenschwerpunkt. D.h. der Planet bringt den Stern zum Wackeln, und zwar umso mehr, je näher er dem Stern ist und je mehr Masse der Planet hat. Beim Wackeln kommt der Stern mal auf uns zu und mal von uns weg. Das führt zu einer Verschiebung der Lichtwellen, die man messen kann (Dopplereffekt). Mit dieser Methode kann man die Masse eines Planeten bestimmen, aber nicht seine Größe.
Transitmethode
Seit den 2010er Jahren die erfolgreichste Methode bei der Exoplanetenentdeckung. Wenn ein Planet genau in Sichtlinie vor dem Stern vorbeizieht, blockiert er ein bisschen von dessen Licht. Der Stern wird also in periodischen Abständen ein wenig dunkler. Daraus kann man die Größe ableiten, aber nicht die Masse.
Beide Methode erlauben es, den Abstand zum Stern zu bestimmen, aber man braucht beide, wenn man Größe und Masse und damit die Dichte genau haben will.
Diese Methoden sind alle indirekt, denn direkt das Licht von einem Exoplaneten zu sehen ist enorm schwierig und bis jetzt nur in einer Handvoll Fällen gelungen.
Direkte Beobachtung ist aber enorm wichtig, wenn man wissen will, ob man es wirklich mit einer zweiten Erde zu tun hat. Denn wenn man das Licht, das ein Planet reflektiert, direkt im Teleskop auffangen kann, kann man mittels Spektroskopie herausfinden, wie die Atmosphäre zusammengesetzt ist, welche Temperatur dort herrscht, usw.
Transmissionsspektroskopie
Wenn ein Planet vor seinem Stern vorüberzieht (von uns aus gesehen), gibt es einen kurzen Moment, wo das Sternenlicht durch die Planetenatmosphäre leuchtet. Wenn wir den erwischen, können daraus auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre ableiten.
Die Zukunft: ELT und JWST
Bisherige Entdeckungen unterliegen einem gewissen Auswahleffekt, weil wir nur in der Lage sind/waren bestimmte Planeten, wie jupiterähnliche, die groß und nah am Stern sind, zu entdecken.
Das James Webb Space Telescope (JWST) und das bald fertig gestellte ELT (Extremely Large Telescope) der ESO (und andere geplante Großteleskope auf der Erde und im All) werden in der Lage sein, Exoplaneten (in der näheren Umgebung) direkt zu beobachten.
Das JWST hat schon gezeigt, dass es dazu in der Lage ist und hat CO2 in der Atmosphäre von WASP-39b gemessen. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Gasriesen und keine zweite Erde.
Ihr könnt alles darüber auf der Seite der NASA lesen.
Das ist alles erst der Anfang: in Zukunft wird das JWST solche Beobachtungen auch bei kleineren Planeten machen; bei erdähnlichen Planeten und vielleicht sogar bei solchen, die in der habitablen Zone sind.
Biomarker
Wirklich spannend wird es, wenn wir so genannte “Biomarker”, wie etwa Sauerstoff, finden. Sauerstoff gibt es auf der Erde nur, weil hier Leben existiert. Es würde schnell in der Atmosphäre abgebaut, wenn es die Lebewesen (Pflanzen, Algen) nicht immer nachproduzieren würden.
Biomarker sind zwar kein Beweis für Leben, denn Sauerstoff, Methan etc. können auch rein durch chemisch-geologische Prozesse erzeugt werden. Aber sie wären ein sehr guter Hinweis. Leider sind sie schwer zu messen. Selbst wenn die Planeten ganz in der Nähe sind, wie wir an der Venus erst wieder fest stellen mussten, als 2020 verkündet wurde, dort Phosphin (PH3) entdeckt zu haben. Das kommt auf der Erde so gut wie gar nicht vor, wird aber von Mikrooganismen erzeugt. Also hat man geschlußfolgert, dass in der Atmosphäre der Venus ebenfalls solche Mikroorganismen leben könnten. Später hat sich dann herausgestellt, dass es sich höchstwahrscheinlich um einen Messfehler handelte. Und wenn es schon bei unserem Nachbarplaneten so schwer ist, Biomarker zu messen, dann ist es bei Exoplaneten noch viel schwerer.
Verabschiedung
Zum Schluß gibt es noch einen Filmtipp, bei dem man einem Plantenbauer bei seiner Arbeit zusehen kann.
Weiterführende Links zum Thema:
Infoseite der NASA zur habitablen Zone.
Über Leben auf der Venus hat der Astronom Florian Freistetter in seinem Blog hier und hier berichtet.
Im Podcast des Quantamagazine geht man der Frage nach: will the James Webb Space Telescope reveal another Earth?"
Kontakt
Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an [email protected] oder schaut auf cosmiclatte.at.
Und sonst findet ihr uns hier:
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By Eva Pech, Jana Steuer, Elka XharoDie Episode über erdähnliche Planeten und einer zweiten Erde
CL 006 - Über Exoplaneten und die Suche nach der zweiten Erde
Die Episode über erdähnliche Planeten und eine mögliche zweite Erde
Medien berichten immer wieder über die Entdeckung einer “zweiter Erde”. Aber was bedeutet das wirklich? Gibt es einen Planet B?
Dass Astronomen was anderes meinen wenn sie von erdähnlichen Planeten sprechen als die Medien ist Thema dieser Episode! Davor gibt es aber noch eine Ankündigung!
Ankündigung Podcast-Treffen
Wir wollen das Jahr zusammen mit dem Podcast "Das Universum" und mit euch ausklingen lassen. Darum treffen wir uns am 18.12.2022 in Wien. Um 15 Uhr gibt es eine Führung durch die Meteoritensammlung des Naturhistorischen Museum Wien. Anschließend gehen wir ins Museumquartier, wo wir bei Punsch und Glühwein plaudern können.
Zum Punsch trinken und plaudern könnt ihr einfach so kommen. Wer aber zur Führung kommen möchte, soll sich bitte unter [email protected] anmelden. Es gilt "first come, first serve". Die Kosten für die Führung liegen bei circa 20 Euro pro Person, je nachdem wie viele wir sind (und ob ihr Ermäßigungen in Anspruch nehmen könnt).
Alle Infos zum Treffen findet ihr auch:
hier. Anmeldung ab jetzt unter [email protected].
Begrüßung aus der habitablen Zone
Wir reden weiterhin über Exoplaneten und Eva merkt an, wo überall Exoplaneten in Filmen eigentlich vorkommen.
Aber wie können wir feststellen, ob ein fremder Planet lebensfreundliche Bedingungen hat? Dazu braucht es drei Dinge, die relativ leicht herauszufinden sind: Größe, Masse und mittlerer Abstand des Planeten zu seinem Stern. Voraussetzung dafür ist allerdings, dass diese Parameter vom Stern, den der Planet umkreist, bekannt sind. Aus Größe und Masse ergibt sich die Dichte, die verrät, ob es sich um einen Gasplaneten oder Gesteinsplaneten handelt.
Zudem benötigt es den richtigen mittleren Abstand vom Stern: der optimale Abstand sollte in der habitablen Zone liegen, jenem Bereich, bei dem Temperaturen herrschen bei dem Wasser flüssig ist. Wo genau sich die Zone im System befindet hängt u.a. auch vom Sterntyp ab. In unserem Sonnensystem liegt die habitable Zone grob zwischen den Umlaufbahnen von Venus und Mars.
Die Erde liegt also mittendrin; Ebenso wie Mars und Venus - zumindest knapp, denn es gibt diverse Möglichkeiten, die habitable Zone zu definieren;
Die habitable Zone ist allerdings mit Vorsicht zu genießen, denn nur weil ein Planet in ihr liegt, folgt daraus nicht automatisch, dass er auch habitabel IST. Lediglich, dass er es sein könnte, wenn der Rest passt. Was zum Beispiel bei Venus und Mars ja nicht der Fall ist.
Es gibt darüber hinaus auch eine “galaktische habitable Zone”. Da geht es darum, dass der Stern mitsamt Planeten in einer Gegend der Milchstraße liegen sollte, wo es nicht zu wild zugeht - es also z.B. nicht zu viele Supernova-Explosionen in relativer Nähe gibt. Was im galaktischen Zentrum der Fall ist: Da ist die Sternendichte sehr hoch, Supernovaexplosionen treten häufiger auf, was Leben auslöschen oder zumindest schädlich sein kann. Zu weit vom Zentrum entfernt, ist der Gehalt an Metallen zu gering und die Wahrscheinlichkeit für Planetenentstehung gering. Das bedeutet, dass es einige Sterngenerationen braucht, ehe sich erdähnliche Planeten bilden konnten.
Aber zurück zur habitablen Zone rund um einen Stern. Der “richtige” Abstand hängt vom Mutterstern (Host Star) selbst ab (Spektraltyp, Oberflächentemperatur, Alter). Ideal wäre ein sonnenähnlicher Stern - jedoch ist die Sonne nicht der durchschnittliche Stern-Typ, nur ca. 6% der Sterne sind so wie die Sonne. Die meisten Sterne sind rote Zwerge (M-Sterne). Diese sind klein, “kühler” und weil sie sehr langlebig sind und immer wieder neue dazu kommen, machen sie die meiste Masse in der Milchstrasse aus - aber nicht das meiste sichtbare Licht! Bei einem Zwerg müsste der Planet dann näher dran sein um in der habitablen Zone zu sein, und er dürfte natürlich keine gebundene Rotation haben (weil dann immer diesselbe Seite dem Stern zugewandt wäre) - was aber zwangsläufig passiert, wenn ein Planet zu nahe am Stern dran ist. Diese Zonen variieren hier natürlich ebenfalls je nach Helligkeit, Temperatur etc., können aber sehr nah gehen: Bei Proxima Centauri wäre sie in etwa zwischen 0,06 und 0,003 Astronomischen Einheiten (1 astronomische Einheite ist der Abstand Erde-Sonne). Bei helleren Zwergen kann er bis zu 0,3 AU haben. Das bezieht sich allerdings nur auf die Temperatur und bezieht Flares, Gezeitenkräfte etc. nicht mit ein.
Nachlesen könnt ihr das hier.
Gleichgewichtstemperatur
Jetzt ist es aber mit dem Abstand alleine noch nicht getan. Wenn wir nämlich nur die Energie der Sonne, die auf die Erde trifft berücksichtigen, dann erhalten wir eine Temperatur von -18 Grad. Das ist die Gleichgewichtstemperatur, also jene Temperatur, mit der die Sonne auf die Erde trifft, diese aufwärmt und dann in Form von Infrarotstrahlung wieder ins Welall abstrahlt. -18 Grad wäre die Durchschnittstemperatur wenn es nur nach der Menge an Energie von der Sonne geht. Tatsächlich liegt sie aber bei +15 Grad Oberflächentemperatur. Und das liegt an der Atmosphäre. Besonders deutlich wird dies, wenn wir einen Blick auf unsere Nachbarplaneten Venus und Mars werfen. So liegt die Gleichgewichtstemperatur bei der Venus eigentlich bei +50 Grad - tatsächlich kommt sie auf Temperaturen von bis zu knapp 500 Grad und ihre Durchschnittstemperatur liegt bei 470 Grad. Das liegt an dem starken Treibhauseffekt, der dort herrscht! Auch bei der Erde sorgt der natürliche Treibhauseffekt für unsere angenehmen Temperaturen. Weil die Atmosphäre die Infrarot-Strahlung nicht einfach wieder ins All zurück gibt, sondern von den Treibhausgasen, wie etwa Wasserdampf zurück gehalten wird. Bei der Venus ist die Atmosphäre wesentlich dichter, weswegen auch der Treibhauseffekt deutlich stärker ist.
Der Mars wiederum hat so gut wie keine Atmosphäre. Seine Gleichgewichtstemperatur liegt bei -57 Grad und weil er so gut wie keine Atmosphäre hat und daher auch so gut wie keinen Treibhauseffekt, der den Planeten weiter aufheizen könnte, liegt seine Oberflächentemperatur auch nur bei -53 Grad.
Dem Mars fehlt aber noch etwas wesentliches - nämlich ein starkes Magnetfeld. Dadurch ist ihm nämlich die Atmosphäre auch abhanden gekommen, die er früher mal hatte.
Warum ist das Magentfeld wichtig?
Die Erde hat aufgrund ihres Eisenkerns im Zentrum und den Bewegungen des flüssigen Eisens um den festen Kern, das ein elekktrisches Feld erzeugt, ein starkes Magnetfeld. Das schützt uns vor den geladenen Teilchen des Sonnenwindes und der kosmischen Strahlung, das noch im Weltall auf unser Magentfeld trifft. Ohne Magnetfeld würde auch die Erde, so wie der Mars, ihre Atmosphäre im Laufe der Zeit verlieren.
Damit ein Planet lebensfreundlich wird, braucht es auch Dinge, die auf den ersten Blick nicht so offensichtlich sind: denn Vulkanismus und Plattentektonik haben einen nicht unerheblichen Einfluss auf die Bewohnbarkeit eines Planeten.
Will man also etwas über die Bedingungen eines Planeten wissen, sollte man über seine Atmosphäre, dem Magnetfeld und im besten Fall auch noch etwas über seine Plattentektonik herausfinden.
Hier stellt sich die Frage, wie wir zu diesen Informationen gelangen.
Methoden und Techniken
Bevor wir zu den Techniken schreiten, soll an dieser Stelle kurz erklärt werden, was mit “erdähnlich” gemeint ist: In der Astronomie ist ein “erdähnlicher” oder “terrestrial planet” einfach nur ein Himmelskörper der, so wie die Erde, aus Gestein besteht; mit einem Metallkern und einer festen Oberfläche. Mars, Venus und Merkur sind also erdähnliche Planeten; in Abgrenzung zu den Gasriesen, wie Jupiter und Saturn. Erdähnlich heißt nicht, dass auf einem Planeten Bedingungen wie auf der Erde herrschen.
Es wurden schon diverse erdähnliche Planeten bei anderen Sternen entdeckt, aber noch keine zweite Erde.
Dazu schauen wir uns jetzt die Beobachtungsmethoden an:
Radialgeschwindigkeit
Der erste Exoplanet wurde mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt: 51 Peg b. Dabei kreisen Stern und Planet um den gemeinsamen Massenschwerpunkt. D.h. der Planet bringt den Stern zum Wackeln, und zwar umso mehr, je näher er dem Stern ist und je mehr Masse der Planet hat. Beim Wackeln kommt der Stern mal auf uns zu und mal von uns weg. Das führt zu einer Verschiebung der Lichtwellen, die man messen kann (Dopplereffekt). Mit dieser Methode kann man die Masse eines Planeten bestimmen, aber nicht seine Größe.
Transitmethode
Seit den 2010er Jahren die erfolgreichste Methode bei der Exoplanetenentdeckung. Wenn ein Planet genau in Sichtlinie vor dem Stern vorbeizieht, blockiert er ein bisschen von dessen Licht. Der Stern wird also in periodischen Abständen ein wenig dunkler. Daraus kann man die Größe ableiten, aber nicht die Masse.
Beide Methode erlauben es, den Abstand zum Stern zu bestimmen, aber man braucht beide, wenn man Größe und Masse und damit die Dichte genau haben will.
Diese Methoden sind alle indirekt, denn direkt das Licht von einem Exoplaneten zu sehen ist enorm schwierig und bis jetzt nur in einer Handvoll Fällen gelungen.
Direkte Beobachtung ist aber enorm wichtig, wenn man wissen will, ob man es wirklich mit einer zweiten Erde zu tun hat. Denn wenn man das Licht, das ein Planet reflektiert, direkt im Teleskop auffangen kann, kann man mittels Spektroskopie herausfinden, wie die Atmosphäre zusammengesetzt ist, welche Temperatur dort herrscht, usw.
Transmissionsspektroskopie
Wenn ein Planet vor seinem Stern vorüberzieht (von uns aus gesehen), gibt es einen kurzen Moment, wo das Sternenlicht durch die Planetenatmosphäre leuchtet. Wenn wir den erwischen, können daraus auch Informationen über die Zusammensetzung der Atmosphäre ableiten.
Die Zukunft: ELT und JWST
Bisherige Entdeckungen unterliegen einem gewissen Auswahleffekt, weil wir nur in der Lage sind/waren bestimmte Planeten, wie jupiterähnliche, die groß und nah am Stern sind, zu entdecken.
Das James Webb Space Telescope (JWST) und das bald fertig gestellte ELT (Extremely Large Telescope) der ESO (und andere geplante Großteleskope auf der Erde und im All) werden in der Lage sein, Exoplaneten (in der näheren Umgebung) direkt zu beobachten.
Das JWST hat schon gezeigt, dass es dazu in der Lage ist und hat CO2 in der Atmosphäre von WASP-39b gemessen. Hierbei handelt es sich allerdings um einen Gasriesen und keine zweite Erde.
Ihr könnt alles darüber auf der Seite der NASA lesen.
Das ist alles erst der Anfang: in Zukunft wird das JWST solche Beobachtungen auch bei kleineren Planeten machen; bei erdähnlichen Planeten und vielleicht sogar bei solchen, die in der habitablen Zone sind.
Biomarker
Wirklich spannend wird es, wenn wir so genannte “Biomarker”, wie etwa Sauerstoff, finden. Sauerstoff gibt es auf der Erde nur, weil hier Leben existiert. Es würde schnell in der Atmosphäre abgebaut, wenn es die Lebewesen (Pflanzen, Algen) nicht immer nachproduzieren würden.
Biomarker sind zwar kein Beweis für Leben, denn Sauerstoff, Methan etc. können auch rein durch chemisch-geologische Prozesse erzeugt werden. Aber sie wären ein sehr guter Hinweis. Leider sind sie schwer zu messen. Selbst wenn die Planeten ganz in der Nähe sind, wie wir an der Venus erst wieder fest stellen mussten, als 2020 verkündet wurde, dort Phosphin (PH3) entdeckt zu haben. Das kommt auf der Erde so gut wie gar nicht vor, wird aber von Mikrooganismen erzeugt. Also hat man geschlußfolgert, dass in der Atmosphäre der Venus ebenfalls solche Mikroorganismen leben könnten. Später hat sich dann herausgestellt, dass es sich höchstwahrscheinlich um einen Messfehler handelte. Und wenn es schon bei unserem Nachbarplaneten so schwer ist, Biomarker zu messen, dann ist es bei Exoplaneten noch viel schwerer.
Verabschiedung
Zum Schluß gibt es noch einen Filmtipp, bei dem man einem Plantenbauer bei seiner Arbeit zusehen kann.
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Über Leben auf der Venus hat der Astronom Florian Freistetter in seinem Blog hier und hier berichtet.
Im Podcast des Quantamagazine geht man der Frage nach: will the James Webb Space Telescope reveal another Earth?"
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