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Mittlerweile kennt man gut 1900 Exoplaneten. Nur einige wenige davon wurden mit der exotischen Mikrogravitationslinsen-Methode entdeckt. Diese hat die Besonderheit, dass sie auch fast beliebig weit von der Erde entfernte Planeten, auf sehr weiten Orbits um ihre Sterne entdecken kann – selbst wenn sie vergleichsweise klein sind. Es ist einer der zentralen Pfeiler der Relativitätstheorie: Masse krümmt den Raum. Grosse Massen haben einen verzerrenden Effekt auf den sie umgebenden Raum, so dass Lichtstrahlen darin abgelenkt werden können. Das führt dazu, dass grosse Massen (z.B. Sterne) einen ähnlichen Effekt haben wie Linsen in der Optik: sie können Licht bündeln und verstärken. Solche „Gravitationslinsen“ können genutzt werden, um weit entfernte Objekte deutlich grösser bzw. heller abzubilden, als das normalerweise möglich wäre (auch die Sonne kann als Gravitationslinsen-Teleskop benutzt werden – dazu ein anderes Mal mehr). Zum Beispiel bei der Suche nach Exoplaneten. Bei der Gravitationslinsen-Methode muss ein Stern (die „Linse“) sich genau zwischen die Erde und einen weit entfernten, zweiten Stern (die „Quelle“) schieben. Dadurch lenkt die „Linse“ einen grösseren Teil des Lichtes der „Quelle“ in Richtung Erde als dies normalerweise der Fall wäre. In der Regel spricht man hier von „Mikrogravitationslinsen“, um diese Methode abzugrenzen gegen die Beobachtung weit entfernter Galaxien durch Gravitationslinsen an anderen Galaxien.
Diese Lichtverstärkung durch den „Linsen-Stern“ lässt sich relativ einfach beschreiben, wenn man die grundsätzlichen Eigenschaften der beiden Sterne kennt, z.B. Helligkeit, Masse, Entfernung, etc. Sind diese Werte unbekannt (was normalerweise der Fall ist), so sind stets mehrere „Lösungen“ möglich. Es lässt sich also zum Beispiel nicht ohne weiteres sagen, ob die involvierten Sterne so gross wie die Sonne, so klein wie ein Roter Zwergstern oder vergleichsweise winzig wie ein Brauner Zwerg sind. Richtig kompliziert wird es jedoch, wenn entweder die „Linse“ oder die „Quelle“ über einen Planeten verfügt. Dann kann dessen reflektiertes Licht (falls er die „Quelle“ umkreist) ebenfalls verstärkt werden – oder aber, seine Schwerkraft (falls er die „Linse“ oder die „Quelle“ umkreist) verstärkt das Licht der „Quelle“ ebenfalls, bloss etwas zeitversetzt und nicht gleich stark wie die „Linse“ selbst. Bei einem „Linsen-Planeten“ sieht das dann so aus, dass die Helligkeit des „Quellen“-Sterns zweimal in kurzer Folge ansteigt. Da die Eigenschaften der beiden Systeme (Helligkeit, Masse der Sterne, des Planeten, etc.) in der Regel nicht bekannt sind, gibt es stets eine ganze Reihe von möglichen Lösungen. Fest steht nur das Massenverhältnis zwischen „Linsen“-Stern und dem „Linsen-Planeten“, sowie deren Entfernung zueinander zum Zeitpunkt der Lichtverstärkung.
Die Gravitationslinsen-Methode hat den Nachteil, dass man nicht beschliessen kann, einen bestimmten Stern zu beobachten und zu sehen, ob er Planeten hat: man muss darauf zählen, dass in regelmässigen Abständen irgendwo in der Galaxis zwei Sterne sich so ausrichten, dass sie von der Erde aus gesehen eine Linie bilden. Zum Glück hat die Galaxis einige 100 Milliarden Sterne (die meisten davon sind Rote Zwergsterne), so dass sich solche Gravitationslinsen mehrmals pro Jahr beobachten lassen. Spezialisierte Teleskope beobachten ständig den Himmel, um neue Mikrogravitationslinsen-Ereignisse früh zu erkennen und die weltweite Gemeinschaft von Astronomen rechtzeitig zu warnen, so dass das Ereignis beobachtet werden kann. Die Beobachtung lässt sich natürlich auch nicht wiederholen, denn wenn die Sterne einmal aneinander vorbeigezogen sind, tun sie das (nach menschlichen Massstäben) nie wieder. Da die meisten Sterne in der Galaxis tausende von Lichtjahren weg sind, hat man zudem den Nachteil, dass man die beiden involvierten Sterne in vielen Fällen nicht mehr beobachten kann, wenn die Aufhellung durch die Gravitationslinse nach einigen Stunden bis Tagen wieder vorbei ist – es ist also schwierig, die gefundenen Planeten zu bestätigen oder ihre Grösse, Masse, Entfernung durch zusätzliche Beobachtungen weiter einzugrenzen. Der grosse Vorteil der Methode ist jedoch, dass man alle Sterne gleichberechtigt beobachten kann: man sieht also am ehesten „typische“ Planetensysteme (am ehesten solche um Rote und Braune Zwerge, ganz einfach weil diese Sterntypen in der Galaxis mit Abstand am häufigsten sind), viel eher als mit jeder anderen Entdeckungsmethode. Ausserdem kann man mit dieser Methode auch Planeten entdecken, die sehr weit (mehrere 10 AU) von ihrem Stern entfernt sind. Und man kann sehr kleine Planeten entdecken, die man mit allen anderen bekannten Methoden nie finden würde.
Auf arXiv wurde gestern die Entdeckung eines neuen Mikrogravitationslinsen-Planeten angekündigt: er heisst MOA-2013-BLG-605Lb (MOA ist der Projekt-Name; 2013 deutet auf das Jahr der Entdeckung hin; das BLG steht für „Bulge“ und bedeutet, dass die Linse in Richtung des galaktischen Zentrums gefunden wurde; 605 ist eine Fortlaufende Nummer von beobachteten Linsen; das L am Ende des Namens deutet darauf hin, dass es sich um einen „Linsen-Planeten“ handelt). Es gibt drei mögliche Lösungen für die Planeten- und Sternmassen: eine Supererde von etwa 3 Erdmassen im Abstand von 0.94 AU um einen massenarmen Braunen Zwerg (26 Jupitermassen), einen Mini-Neptun von 8 Erdmassen im Abstand von 2.1 AU um einen grossen Braunen Zwerg (71 Jupitermassen), oder einen Neptun-ähnlichen Planeten mit ca. 21 Erdmassen im Abstand von 4.6 AU um einen mittelgrossen Roten Zwergstern (mit ca. 0.19 Sonnenmassen). Auf das Sonnensystem hochskaliert bedeutet das, dass der Planet in etwa gleich viel Energie von seinem Stern bekommt wie der Neptun von der Sonne. Da man mit dieser Methode, wie erwähnt, vor allem „typische“ Planeten findet, deutet dies darauf hin, dass es in der Galaxis sehr viele „Neptune“ geben muss. Planetenbildung fernab des Sterns ist also eine ganz normale Sache.
Quelle: Sumi et al., 2015, arXiv