Exoplaneten aufspüren
Die meisten Exoplaneten wurden nie direkt fotografiert – sie verraten sich nur durch ihre Wirkung auf den Mutterstern. Stelle ein Planetensystem zusammen und sieh, wie es sich per Transitmethode (Helligkeitseinbruch) oder Radialgeschwindigkeitsmethode (Sternwackeln) aufspüren lässt.
So funktioniert's
Zieht der Planet vor seinem Stern vorbei, blockiert er einen winzigen Teil des Sternlichts. Die Lichtkurve unten zeigt diesen Helligkeitseinbruch: Tiefe und Dauer verraten die Größe des Planeten und seine Bahn.
Der „Impact-Parameter" b beschreibt, wie zentral der Planet vor der Sternscheibe vorbeizieht (b = 0: durch die Mitte, b ≥ 1 + Rp/R*: kein Transit). Je größer die Bahnneigung von 90° abweicht oder je weiter der Planet vom Stern entfernt ist, desto eher verfehlt er die Sternscheibe.
Tipp: Wechsle den Sterntyp zu „M-Zwerg" – bei gleicher Planetengröße wird der Transit viel tiefer und das RV-Signal viel stärker, weil der Stern selbst viel kleiner und leichter ist.
Physikalischer Hintergrund
Beide Methoden nutzen dieselbe Umlaufperiode, berechnet über das dritte Kepler-Gesetz: P = 2π · √(a³ / (G·(M* + Mp))).
Die Transit-Tiefe entspricht dem Flächenverhältnis der Scheiben: ΔF/F = (Rp/R*)². Die Lichtkurve wird hier aus der tatsächlichen kreisförmigen Überlappung von Planeten- und Sternscheibe berechnet (daher die runden Ein-/Austrittsflanken statt einer scharfen Kante).
