Wenn ich über die Suche nach extrasolaren Planeten spreche oder schreibe, werde ich mit ziemlicher Sicherheit auch danach gefragt, wann denn nun endlich eine "zweite Erde" gefunden wird. Die Entdeckung so einer Zwillingswelt, die genau so groß und schwer ist wie unser Planet, wurde in der Vergangenheit schon öfter verkündet. Zumindest in den eher zweifelhaften Medien; die Wissenschaftler selbst sind da deutlich zurückhaltender. Der Grund dafür ist diese Formel:

Gleichung für Exoplaneten
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Sie beschreibt den Zusammenhang zwischen der Veränderung der Radialgeschwindigkeit (K) und den Eigenschaften des Sternsystems: M* ist die Masse des Sterns, P ist die Umlaufperiode des Planeten und Mp seine Masse. e beschreibt die Abweichung seiner Bahn von der Kreisbahn und π beziehungsweise G sind Konstanten. Man muss das aber nicht unbedingt im Detail verstehen, um das Problem zu erkennen.

Die Radialgeschwindigkeit ist die Geschwindigkeit, mit der ein Stern in Richtung Erde hin- und herwackelt, wenn er von den gravitativen Störungen eines Planeten beeinflusst wird. Den können wir in den seltensten Fällen direkt beobachten, das Wackeln aber sehr gut messen. Aus dessen Stärke kann man wiederum die Eigenschaften des Planeten berechnen – theoretisch zumindest, denn in der Praxis gibt es Schwierigkeiten: In der Formel taucht die Masse des Planeten nur in Kombination mit dem Ausdruck "sin (i)" auf. i ist der Blickwinkel, unter dem wir von der Erde aus auf die Ebene der Umlaufbahn des Planeten blicken. Dieser Blickwinkel bestimmt, wie stark wir das Wackeln des Sterns wahrnehmen. Schauen wir genau in die Ebene der Planetenbahn hinein, ist das beobachtete Wackeln am größten. Schauen wir dagegen genau von "oben" auf sie, messen wir überhaupt keine Radialgeschwindigkeit, weil sich der Stern dann im rechten Winkel zu unserer Blickrichtung hin- und herbewegt.

Die Stärke der Schwankungen hängt aber auch von der Masse des Planeten ab. Von der Erde aus können wir nur die Kombination beider Effekte messen. Beobachten wir eine bestimmte Variation der Radialgeschwindigkeit, dann kann sie von einem Planeten mit großer Masse verursacht werden – oder von einem kleineren Objekt, dessen Bahn aber genau in unserer Sichtebene liegt. Die Planetenmassen, die sich aus der Analyse der Radialgeschwindigkeit berechnen lassen, sind also immer nur Minimalmassen und können in Wahrheit viel größer sein. Ein Planet, der eine Masse ähnlich wie die Erde zu haben scheint, könnte tatsächlich auch ein mit Uranus oder Neptun vergleichbarer Gasriese sein. Ohne den Blickwinkel zu kennen, können wir diese Fälle nicht unterscheiden. Genau das macht die Suche nach einer "zweiten Erde" so schwierig. Planeten zu entdecken, ist heute vergleichsweise einfach geworden. Diese Planeten zu verstehen, bleibt jedoch schwierig.

Bei meiner Arbeit als Himmelsmechaniker hat mich immer die Dynamik eines Planetensystems interessiert: Wie stark ist der gravitative Einfluss der bekannten Planeten? Und: Erlaubt dieser Einfluss die Anwesenheit weiterer, noch unentdeckter Planeten? Oder ist dort kein "Platz" mehr für eine "zweite Erde"? Um das berechnen zu können, muss man die genauen Massen der bekannten Planeten kennen. Oder, wie im Fall meiner Arbeit, umfangreiche Simulationen mit vielen unterschiedlichen Werten für die planetaren Massen durchführen. Am Ende so einer himmelsmechanischen Analyse kann man dann trotzdem keine definitiven Aussagen machen. Ich konnte immer nur Wahrscheinlichkeiten für die Existenz eventuell vorhandener weiterer Planeten bestimmen.

Um die Masse eines Planeten genau zu bestimmen, muss man die Beobachtung der Radialgeschwindigkeit mit anderen Methoden kombinieren. Das ist aufwändig und braucht vor allem Zeit. Und selbst wenn ein Planet gefunden wird, der genau so groß und schwer wie unser Planet ist, steht noch lange nicht fest, ob dort tatsächlich die gleichen Bedingungen wie bei uns herrschen. Das wird man erst mit noch mehr Informationen herausfinden können. Und mit noch mehr Formeln.