Seit der Ablösung des geozentrischen Weltbilds durch die heliozentrische Sichtweise und der Erkenntnis, dass unser Sonnensystem nur einen winzigen Ausschnitt des Universums darstellt, besteht für die Menschheit die Frage, ob es in den Weiten des Universums extraterrestrisches Leben gibt. Die Suche nach komplexem und hochentwickeltem Leben innerhalb unseres Sonnensystems blieb aber bis heute erfolglos, sodass die Antwort höchstwahrscheinlich nicht hier zu finden ist.
Beim Betrachten des Himmels in einer klaren Nacht, sind tausende helle Punkte zu erkennen, die nicht nur einfach Sterne, sondern ebenso Sonnen, wie die unsere sind. Warum sollte es dort also nicht auch irgendwo Planeten geben, vielleicht sogar Planeten, die in ihren Eigenschaften unserer Erde ähneln? Unter Astronomen wurde immerhin die Vermutung laut, dass „20 bis 30 % aller sonnenähnlichen Sterne Planeten besitzen [könnten]“ (TITZ-WEIDER, 2009, S. 42).
Seit Mitte des 20. Jahrhunderts wird weltweit eine intensive Forschung auf der Suche nach extrasolaren Planeten betrieben, die bis in die 1990er Jahre auf ihre ersten Erfolge warten musste. Während der letzten zehn Jahre gab es einen nahezu „inflationären Zuwachs an Entdeckungen von Exoplaneten“ (SCHOLZ, 2009). Im Februar 2012 zählen die Datenbanken der Enzyklopädie der extrasolaren Planeten 758 Exoplaneten in 608 verschiedenen Planetensystemen (SCHNEIDER, 2012). Oft sind die entdeckten Planeten massereich und bewegen sich auf sternnahen Bahnen, sodass ihre Oberfläche sehr heiß ist. Darüber hinaus sind viele dieser Exoplaneten eher mit Gasriesen, wie dem Jupiter vergleichbar und deutlich seltener als erdähnlich zu bezeichnen.
Doch wie findet man diese Planeten, wo sie sich doch in so großer Entfernung befinden? Mit der Zeit haben sich viele verschiedene Techniken entwickelt, von denen die meisten potentielle Planeten nur indirekt nachweisen können. Das heißt, dass die Exoplaneten nicht durch Teleskope optisch dargestellt werden, sondern dass deren Existenz durch die Beobachtung des Sterns und folgende Rückschlüsse bestätigt wird. Eine dieser Methoden ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, mit der bisher die meisten extrasolaren Planeten aufgespürt wurden. Im folgenden Teil soll es darum gehen, das Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode etwas genauer zu durchleuchten.
Inhaltsverzeichnis
1. Einleitung
2. Hauptteil
2.1 Theorie
2.1.1 Definition eines Exoplaneten
2.1.2 Die Radialgeschwindigkeit
2.1.3 Der optische Dopplereffekt
2.1.4 Das Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode
2.1.5 Die Berechnung der Masse eines Exoplaneten
2.1.6 Der Inklinationswinkel
2.2 Versuch
2.2.1 Versuchsfrage
2.2.2 Versuchsaufbau
2.2.3 Versuchsdurchführung
2.2.4 Versuchsbeobachtungen
2.2.5 Versuchsauswertung
2.2.6 Fehlerquellenanalyse
2.3 Beispielhafte Bestimmung einer Exoplaneten-Masse
2.3.1 51 Pegasi - Gegebene Größen
2.3.2 Rechnung
2.3.3 Deutung des Resultats
3. Fazit zur Realisierbarkeit
4. Eigenständigkeitserklärung
Zielsetzung & Themen
Die Arbeit untersucht das physikalische Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode zur Detektion von Exoplaneten und verknüpft diese theoretische Herleitung mit einem optischen Experiment zur Wellenlängenbestimmung mittels Gitter. Ziel ist es, die physikalischen Grundlagen der Planetenentdeckung und die Berechnung ihrer Mindestmassen verständlich darzulegen.
- Grundlagen der Exoplaneten-Definition
- Physik der Radialgeschwindigkeit und des Dopplereffekts
- Mathematische Herleitung zur Massenbestimmung von Exoplaneten
- Einfluss des Inklinationswinkels auf Beobachtungsdaten
- Experimentelle Bestimmung optischer Wellenlängen
Auszug aus dem Buch
2.1.2 Die Radialgeschwindigkeit
Obwohl es im Volksmund heißt, ein Planet werde von seinem Stern angezogen, entspricht dieser Glaube nicht ganz den physikalischen Grundsätzen. Nach dem Wechselwirkungsprinzip (actio est reactio), welches Isaac Newton in seinem dritten newton'schen Axiom formulierte, gilt, dass, wenn ein Körper A auf einen anderen Körper B eine Kraft ausübt, eine gleich große, aber entgegen gerichtete Kraft von Körper B auf Körper A wirkt. Auf das System Stern-Planet angewendet bedeutet dies, dass der Planet den Stern genauso wie der Stern den Planeten anzieht, wodurch auch der Stern minimal ins Wanken gerät. Beide Körper umkreisen daher einen gemeinsamen Schwerpunkt, das sogenannte Baryzentrum, wie es in Abbildung 1 zu erkennen ist (PIPER, 2010, S. 56).
Zusammenfassung der Kapitel
1. Einleitung: Beschreibt die historische Entwicklung der Exoplanetensuche und die Motivation, nach erdähnlichen Planeten in fremden Sonnensystemen zu forschen.
2. Hauptteil: Erläutert die theoretischen Grundlagen der Radialgeschwindigkeitsmethode, die mathematische Herleitung der Massenberechnung und führt einen Versuch zur optischen Wellenlängenbestimmung durch.
3. Fazit zur Realisierbarkeit: Analysiert die Herausforderungen und instrumentellen Grenzen bei der Entdeckung von Exoplaneten mittels indirekter Beobachtungsmethoden.
Schlüsselwörter
Exoplaneten, Radialgeschwindigkeitsmethode, Dopplereffekt, Baryzentrum, Sternsystem, Massenbestimmung, Inklinationswinkel, Optisches Gitter, Wellenlänge, 51 Pegasi b, Spektroskopie, Astrophysik, Planetenmasse, Umlaufzeit, Gravitation.
Häufig gestellte Fragen
Worum geht es in dieser Arbeit grundsätzlich?
Die Arbeit beschäftigt sich mit der physikalischen Technik, wie Astronomen Exoplaneten indirekt über die Bewegung ihres Zentralsterns nachweisen können, und ergänzt dies durch einen physikalischen Versuch zur Wellenlängenmessung.
Was sind die zentralen Themenfelder?
Zentrale Themen sind die theoretische Herleitung der Radialgeschwindigkeitsmethode, die Auswirkungen des Dopplereffekts und die praktische Durchführung eines optischen Experiments mit einem Gitter.
Was ist das primäre Ziel der Arbeit?
Das Ziel ist es, das physikalische Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode zu erklären und aufzuzeigen, wie daraus Masse und Bahneigenschaften von Exoplaneten abgeleitet werden können.
Welche wissenschaftliche Methode wird verwendet?
Die Arbeit nutzt theoretische Herleitungen physikalischer Gesetze (insbesondere Newtons Axiome und Keplersche Gesetze) und kombiniert diese mit einem experimentellen Aufbau zur optischen Wellenlängenbestimmung.
Was wird im Hauptteil behandelt?
Im Hauptteil werden neben der Definition von Exoplaneten die mathematischen Formeln zur Massenbestimmung hergeleitet und die Bedeutung des Inklinationswinkels für die Beobachtung diskutiert, gefolgt von einem Versuchsaufbau.
Welche Schlüsselwörter charakterisieren die Arbeit?
Die Arbeit wird maßgeblich durch Begriffe wie Exoplaneten, Radialgeschwindigkeit, Dopplereffekt, Baryzentrum und Inklinationswinkel bestimmt.
Warum ist der Inklinationswinkel für die Massenbestimmung so wichtig?
Da die Ausrichtung der Bahnebene eines Exoplanetensystems gegenüber der Erde meist unbekannt ist, beeinflusst der Inklinationswinkel die beobachtete Radialgeschwindigkeit massiv; ohne ihn lässt sich oft nur eine Mindestmasse berechnen.
Welches reale Beispiel wird zur Veranschaulichung genutzt?
Zur praktischen Anwendung der hergeleiteten Formeln wird das System 51 Pegasi b herangezogen, um dessen Masse exemplarisch zu berechnen.
- Citar trabajo
- Fabian Neumann (Autor), 2012, Das Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode als Technik zur Entdeckung von extrasolaren Planeten, Múnich, GRIN Verlag, https://www.grin.com/document/192621
