Sternstunden des Universums

almost no doubt about it.«) In der Tat, eine gewagte Aussage! Da interessiert schon, welche speziellen Eigenschaften Gliese 581g aufzuweisen hat beziehungsweise was ihn von den bis dahin entdeckten Exoplaneten unterscheidet, dass er das Attribut »Zweite Erde« verdient.
    Dazu ein Blick auf den Stern, um den sich alles »dreht«. Erstmals in die Schlagzeilen geriet Gliese 581 im August 2005. Damals konnte eine Gruppe französischer und Schweizer Astronomen zeigen, dass der Stern einen Planeten besitzt. Wie in der Astronomie üblich, erhielt er die Bezeichnung Gliese 581b. Bis Ende April 2009 fand man drei weitere Trabanten: Gliese 581c, -d und -e. Die Planeten Gliese 581f und Gliese 581g, so die Namen der beiden Neuentdeckungen, machten dann das halbe Dutzend komplett. Ansonsten hat der Stern nichts Besonderes zu bieten, eher ist das Gegenteil der Fall. Mit einer Masse von lediglich 0,3 Sonnenmassen und einem Radius von 0,38 Sonnenradien ist Gliese 581 ein unscheinbarer Zwerg. Lebensdauer, Leuchtkraft und Spektrum des Sterns werden von dessen Masse bestimmt. Je kleiner die Sternmasse, desto niedriger sind Druck und Temperatur im Zentrum und desto kleiner ist die Fusionsrate, mit der Wasserstoff zu Helium umgewandelt wird. Massearme Sterne leben daher deutlich länger als »schwere« Sterne. Obwohl Gliese 581 heute bereits 8 Milliarden Jahre alt ist – unsere Sonne ist 4,5 Milliarden Jahre alt und hat noch mal so viele Jahre vor sich –, steht er erst am Anfang seines Sternenlebens und könnte 30 bis 40 Milliarden Jahre alt werden. Mit der Fusionsrate geht auch die Leuchtkraft des Sterns in die Knie. Über alle Wellenlängen integriert, ist Glieses Leuchtkraft rund 80-mal, im sichtbaren Bereich sogar 500-mal geringer als die unserer Sonne. Und da die Temperatur an seiner Oberfläche (Effektivtemperatur) nur etwa 3200 Grad Celsius beträgt, liegt sein Emissionsmaximum im infraroten Bereich des elektromagnetischen Spektrums, oder anders ausgedrückt: Am größten ist die Strahlungsleistung des Sterns im Bereich der Infrarotstrahlung. Mit diesen »Daten« ist Gliese in guter Gesellschaft: Mehr als die Hälfte aller Sterne haben eine vergleichbar geringe Masse, man bezeichnet sie auch als »Rote Zwerge«.
    Nun vom Stern zu dessen Planeten. Wie entdeckt man Planeten bei einem fernen Stern? Eine direkte Beobachtung, ein »Foto« des Planeten, gelingt in den seltensten Fällen. Das Pariser Observatorium listet in seiner Enzyklopädie der extrasolaren Planeten nur 14 Entdeckungen auf, die mithilfe bildgebender Verfahren gelungen sind. Fast immer sind die Planeten zu leuchtschwach, als dass man sie neben ihren gleißend hellen Sternen erkennen könnte. Eine brennende Kerze neben einem Stadionscheinwerfer ist ein guter Vergleich für diese Situation.
    Die bislang erfolgreichste Methode, Planeten zu entdecken, beruht auf der Bestimmung der Radialgeschwindigkeit eines Sterns. Bis heute (1. Januar 2011) hat man allein mit diesem Verfahren 481 Planeten gefunden. Im System Stern – Planet bewegt sich nicht nur der Planet, vielmehr rotieren Stern und Planet um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Dabei bewegt sich der Stern abwechselnd – je nach Orientierung der Bahnebene mehr oder weniger ausgeprägt – auf den Beobachter zu und wieder von ihm weg. Die Komponente der Sterngeschwindigkeit entlang der Sichtlinie Stern – Planet bezeichnet man als Radialgeschwindigkeit des Sterns. Bei nur einem Planeten auf einer kreisförmigen Bahn hat sie einen sinusförmigen Verlauf.
    Kommt der Stern auf den Beobachter zu, so wird dessen Licht durch den Dopplereffekt zu kürzeren Wellenlängen oder – wie man sagt – ins Blaue verschoben. Entfernt er sich, so verschiebt sich das Licht ins Rote, das heißt zu längeren Wellenlängen (Abb. 35). Mit einem empfindlichen Spektrometer kann man die Wellenlängenänderung messen und daraus die Radialgeschwindigkeit bestimmen. Ist die Masse des Sterns bekannt, so kann aus diesen »Daten« mithilfe des Dritten Keplerschen Gesetzes die Masse des Planeten und dessen Entfernung vom Stern berechnet werden. Berechnete und tatsächliche Planetenmasse stimmen jedoch nur überein, wenn der Beobachter genau auf die Kante der Bahnebene des Systems blickt oder – präziser – wenn der Sehstrahl mit einer Senkrechten zur Bahnebene, der Normalen, einen Winkel von 90 Grad bildet. In allen anderen Fällen liefert die Rechnung immerhin einen unteren Grenzwert für die Planetenmasse.

    Abb. 35: Prinzip der sogenannten