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Exoplanet

Planet in einem anderen Sternensystem
(Weitergeleitet von Extrasolarer Planet)
Hubble-Aufnahme von Staubscheibe und Exoplanet (s. Einblendung rechts unten) um den Stern Fomalhaut

Ein Exoplanet, auch extrasolarer Planet, ist ein planetarer Himmelskörper außerhalb (griechisch ἔξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses unserer Sonne, aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen Sterns oder Braunen Zwergs. Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem. Die größten Objekte sind selbst Braune Zwerge.

Daneben gibt es auch den Planeten ähnliche Himmelskörper, die keinen anderen Himmelskörper umrunden und unter den neu geprägten Oberbegriff Planemo (von englisch planetary mass object) fallen, wobei Stand Ende 2016 kein Konsens darüber besteht, ob und ggf. unter welchen Bedingungen diese auch als Exoplaneten zu bezeichnen sind.[Anm. 1] Sowohl Exoplaneten als auch diese „frei fliegenden bzw. vagabundierenden Planeten“ zählen zu den Objekten planetarer Masse.

GeschichteBearbeiten

Erste Entdeckungen von ExoplanetenBearbeiten

Bereits in den 1980er Jahren wurden die ersten Exoplaneten entdeckt, aber damals entweder als Brauner Zwerg klassifiziert (HD 114762 b) oder aufgrund der noch ungenügenden Messgenauigkeit zeitweilig wieder verworfen (Gamma Cephei b).[1]

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des Sonnensystems bestätigt wurden, umkreisen den Pulsar PSR 1257+12. Der Pulsar wurde 1990 vom polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan und Dale Frail entdeckt. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar aus erreicht, konnten 1992 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen und Umlaufzeiten von 25,262, 66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein weiterer Planet um den Pulsar PSR B1620-26 entdeckt.[2] Auf diesen Planeten ist Leben, wie man es von der Erde kennt, praktisch ausgeschlossen.

Die erste definitive Entdeckung eines Exoplaneten in einem Orbit um einen Stern ähnlich der Sonne wurde 1995 von Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode gemacht. Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild: Pegasus) und hat 0,46 Jupitermassen.[3]

Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-MissionBearbeiten

Im Jahre 1999 konnte HD 209458 b[4], der erste Planet, mithilfe der Transitmethode bestätigt werden. Beim selben Planeten konnte 2002 eine erste Atmosphäre aus Natrium nachgewiesen werden.[5] Die Transitmethode erwies sich in den nachfolgenden Jahren als äußerst effektiv bei der Suche nach Exoplaneten und ist mittlerweile die erfolgreichste Methode in diesem speziellen Forschungsbereich der Astronomie. Zusammen mit Verbesserungen bei der Radialgeschwindigkeitsmethode führte das dazu, dass eine immer größere Anzahl an Exoplaneten entdeckt wurde. 2004 wurde erstmals ein Planet mittels direkter Beobachtung im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt[6] und 2006 durch Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop bestätigt.[7] Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten lange nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. 2005 konnte mit Gliese 876 d die erste Supererde nachgewiesen werden. Später kamen weitere hinzu, wobei das System Gliese 581 eines der ersten mit größerem Echo in den Medien war, da sich eine oder zwei der Supererden in diesem System in der habitablen Zone des Roten Zwergs befinden. Die Entdeckung dieser Welten führte zu einer vertieften Debatte über die Habitabiliät von Roten Zwergen. 2006 startete mit COROT das erste Weltraumteleskop, welches mittels der Transitmethode nach Exoplaneten Ausschau hielt. Diese Mission entdeckte etwa 30 Exoplaneten; sie endete 2012. Im Jahre 2008 konnte das Hubble-Weltraumteleskop um Fomalhaut den ersten Exoplaneten um einen Stern (Dagon) direkt beobachten.[8] Im selben Jahr wurde bei HD 189733 b Wasserdampf entdeckt.[9] Später kamen weitere Planeten wie WASP-12b hinzu.[10]

Kepler-Mission und weitere EntdeckungenBearbeiten

 
Bild des Kepler-Teleskops in der Montagehalle

Im Jahre 2009 wurde die äußerst erfolgreiche Kepler-Mission gestartet. Der Satellit nahm dabei die Sternbilder Schwan und Leier ins Bild und fokussierte hauptsächlich auf lichtschwache Rote Zwerge. Während der Primärmission konnten bis 2013 über 2000 Exoplaneten entdeckt werden[11]. Aufgrund dieser hohen Datenmengen konnten damit erstmals Abschätzungen über die Häufigkeiten von Exoplaneten in der Milchstraße eingegrenzt werden. Die Daten erlaubten auch einen Rückschluss auf die Masse eines typischen Exoplaneten. Wie sich herausstellte, sind vermutlich Exoplaneten mit Massen zwischen derjenigen der Erde bis etwa zur Masse Neptuns die häufigsten Planeten. Im Jahre 2010 wurde mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode um HD 10180 das erste System mit sechs (oder mehr) Exoplaneten entdeckt.

Nach der vermeintlichen Entdeckung eines Planeten um Alpha Centauri B im Jahre 2012 konnte im Jahre 2016 tatsächlich ein Exoplanet um unseren nächsten Nachbarstern Proxima Centauri nachgewiesen werden. Der von der Masse her mit der Erde vergleichbare Planet Proxima b umkreist den Mutterstern auf einer sehr engen Umlaufbahn. Da dieser Stern jedoch extrem lichtschwach ist, befindet sich Proxima b sogar innerhalb der habitablen Zone. Aufgrund der Strahlungsausbrüche von Proxima Centauri und der gebundenen Rotation muss die Habitabilität des Planeten dennoch angezweifelt werden. Im selben Jahr 2016 konnten um Trappist-1 die ersten Exoplaneten nachgewiesen werden. Ein Jahr später erhöhte sich die Zahl der Planeten im Trappist-System auf sieben. Das System ist besonders interessant, da alle sieben Exoplaneten mit der Erde vergleichbare Massen haben. Zusätzlich befinden sich mehrere dieser Planeten in der habitablen Zone, wobei jedoch der Zentralstern wiederum ein lichtschwacher Roter Zwerg ist. Im Jahre 2018 wurde mit TESS quasi der Nachfolger der erfolgreichen Kepler-Mission gestartet. Der wesentliche Unterschied von TESS ist, dass jetzt ein weitaus größerer Abschnitt des Himmels untersucht werden soll. Außerdem stehen nähere und hellere Sterne im Fokus. Dies sollte eine nachfolgende Untersuchung der entdeckten Planeten gegenüber den Kepler-Planeten wesentlich vereinfachen.

Aktueller Stand und künftige MissionenBearbeiten

Im Jahre 2019 wurden Michel Mayor und Didier Queloz für die Entdeckung von 51 Pegasi b mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Aktuell (2019) konnte bei vielen Sternen in der Nachbarschaft zur Sonne mindestens ein Exoplanet nachgewiesen werden. Eine wichtige künftige Mission wird der Hubble-Nachfolger, das James-Webb-Weltraumteleskop, sein. Mit ihm sollten sich die interessanteren Exoplaneten deutlich intensiver als bisher untersuchen lassen. So erhoffen sich Wissenschaftler von dieser Mission auch quantitativ und qualitativ erheblich aussagekräftigere Informationen über die Atmosphären von fernen Welten, wobei einige Bestandteile durchaus auch Hinweise auf mögliches Leben andeuten könnten.

NachweismethodenBearbeiten

Indirekte NachweismethodenBearbeiten

 
Schematische Darstellung der Bahnen in Planeten­systemen, die mit der Transit­methode entdeckbar sind (NASA)

Bislang konnte man die meisten Exoplaneten nur indirekt nachweisen. Mehrere Methoden nutzen dabei den Einfluss der Planeten auf den Zentralstern:

TransitmethodeBearbeiten

Falls die Umlaufbahn des Planeten so liegt, dass er aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht, erzeugen diese Bedeckungen periodische Absenkungen in dessen Helligkeit. Sie lassen sich durch hochpräzise Photometrie (Helligkeitsmessungen des Sterns) nachweisen, während der Exoplanet vor seinem Zentralstern vorübergeht. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie SuperWASP oder wesentlich genauer durch Satelliten wie COROT, Kepler oder ASTERIA durchgeführt werden. Anfang 2005 gelang mit dem Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotlicht auch der Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern. Lichtkurven des Hot Jupiter CoRoT-1 b zeigen zusätzlich Schwankungen um 0,0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden.[12][13]

Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden.

RadialgeschwindigkeitsmethodeBearbeiten

 
Schematische Darstellung der Bewegung des Zentral­gestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radial­geschwindigkeits­methode und für die astrometrische Methode.

Stern und Planet(en) bewegen sich unter dem Einfluss der Gravitation um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich wegen seiner größeren Masse um wesentlich kleinere Wege als der Planet. Falls man von der Erde aus nicht genau senkrecht auf diese Bahn schaut, hat diese periodische Bewegung des Sterns eine Komponente in Sichtrichtung (Radialgeschwindigkeit), die durch Beobachtung der abwechselnden Blau- und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) mit Hilfe eines Frequenzkammes in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann.[14] Da die Bahnneigung unbekannt ist (sofern die Planeten nicht gleichzeitig mit der Transitmethode nachgewiesen sind), kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst berechnen und erst recht nicht nachweisen, sondern nur eine Untergrenze für eventuell vorhandene Planeten berechnen.

Astrometrische MethodeBearbeiten

Die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt hat Komponenten quer zur Sichtrichtung. Sie sollten durch genaue Vermessung seiner Sternörter relativ zu anderen Sternen nachweisbar sein. Bei bekannter Sternmasse und ‑Entfernung könnte man hier auch die Masse des Planeten angeben, da die Bahnneigung ermittelt werden kann. Schon Mitte des 20. Jahrhunderts wurde mit der astrometrischen Methode nach Exoplaneten gesucht, die Beobachtungen waren aber noch zu ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. Auch der Astrometriesatellit Hipparcos hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit, um neue Exoplaneten zu entdecken. Dessen Nachfolger Gaia hat das Potential, tausende Exoplaneten mittels der astrometrischen Methode zu entdecken. Durch Kombination von Messungen aus Gaia DR2 und der Radialgeschwindigkeitsmethode konnte bei Epsilon Indi A b bereits eine wesentlich genauere Bestimmung des entdeckten Planeten erreicht werden. In Zukunft sollte die Methode auch bodengestützt das Potential haben, Planeten durch Interferometrie zu entdecken, beispielsweise mit dem Very Large Telescope oder dessen Nachfolger, dem Extremely Large Telescope.

Gravitational-microlensing-MethodeBearbeiten

Es handelt sich hierbei um eine weitere indirekte Methode, die den Effekt auf Hintergrundsterne nutzt. Unter Microlensing versteht man die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts durch Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns. Die Verstärkung nimmt zu und wieder ab, während sich der Stern vor dem Hintergrundobjekt vorbeibewegt. Dieser Helligkeitsverlauf kann durch einen Planeten des Vordergrundsterns eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet. Microlensing-Ereignisse sind selten, erlauben aber auch Beobachtungen bei weit entfernten Sternen. Allerdings ist noch nicht sicher erwiesen, ob sich damit auch Planeten extrem weit entfernter Systeme nachweisen lassen (z. B. Extragalaktische Planeten).

Berechnung nach gestörter PlanetenbahnBearbeiten

Eine andere indirekte Methode beruht auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten. Mehrere Planeten im selben System ziehen einander über die Gravitation an, was die Planetenbahnen leicht verändert. Im Januar 2008 reichte ein spanisch-französisches Forscherteam eine Arbeit über Computersimulationen ein, mit der die Existenz eines Planeten GJ 436c anhand von Störungen in der Bahn des benachbarten Planeten GJ 436b nahegelegt wird. Die Berechnungen lassen für diesen Exoplaneten eine Masse von ungefähr fünf Erdmassen vermuten.[15] Ein Nachweis für diese Hypothese fehlt bislang.[16]

Lichtlaufzeit-MethodeBearbeiten

Die Lichtlaufzeit-Methode beruht auf einem streng periodischen Signal von einem Zentralstern oder einem zentralen Doppelstern. Durch den Einfluss der Gravitation verschiebt sich bei einem umlaufenden Planeten der Schwerpunkt des Sternsystems, wodurch es zu einer zeitlichen Verschiebung bei den periodischen Signalen kommt. Hinreichend genaue Signale kommen von Pulsarpulsen, den Maxima einiger pulsationsveränderlicher Sterne sowie den Minima bedeckungsveränderlicher Sterne. Die Lichtlaufzeit-Methode ist entfernungsunabhängig, aber sie ist stark beeinflusst von der Genauigkeit des periodischen Signals.[17] Daher konnte man mit dieser Methode bisher nur Exoplaneten um Pulsare nachweisen.

Direkte BeobachtungBearbeiten

 
2M1207 und der Exoplanet 2M1207b (ESO/VLT)

Am 10. September 2004 gab die ESO bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist.[6] Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop 2006 konnten dies bestätigen.[7]

Am 31. März 2005 gab eine Arbeitsgruppe des astrophysikalischen Instituts der Universitäts-Sternwarte Jena bekannt, einen Planeten von nur ein- bis zweifacher Masse des Planeten Jupiter bei dem der Sonne ähnlichen, aber mit einem Alter von ca. 2 Millionen Jahren wesentlich jüngeren Stern GQ Lupi, der sich gerade in der T-Tauri-Phase befindet, beobachtet zu haben.[18] Auch diese Beobachtung erfolgte mit dem Very Large Telescope der ESO im infraroten Spektralbereich.

Anfang 2008 entdeckten britische Astronomen in der Nähe des 520 Lichtjahre von der Erde entfernten und mit einem Alter von etwa 100.000 Jahren noch sehr jungen Sterns HL Tau mittels des Very Large Array einen Exoplaneten in der Entwicklungsphase.[19]

Ein klarer direkter Nachweis wurde am 14. November 2008 veröffentlicht: Auf zwei Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops aus den Jahren 2004 und 2006 im Bereich des sichtbaren Lichts ist ein sich bewegender Lichtpunkt zu erkennen, der eine Keplerbahn beschreibt.[8] Es handelt sich um den Planeten Dagon, der eine Masse von etwa drei Jupitermassen hat, und der den Stern Fomalhaut in einer Entfernung von 113 AE umkreist (dem Zwölffachen der Distanz zwischen Sonne und Saturn). Der Planet umkreist Fomalhaut am inneren Rand des Staubgürtels, der Fomalhaut umgibt. Nach Angaben der Entdecker ist der Planet das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb des Sonnensystems abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt die doppelte Masse der Sonne.

Fast gleichzeitig gaben Astronomen bekannt, dass es am Gemini-North-Observatorium und am Keck-Observatorium gelungen sei, ein ganzes Planetensystem um den 130 Lichtjahre entfernten Stern HR 8799 im Sternbild Pegasus abzubilden.[20] Beobachtungen mittels adaptiver Optik im infraroten Licht zeigen drei Planeten, deren Massen mit sieben bis zehn Jupitermassen angegeben werden. Die Exoplaneten umkreisen ihr Zentralgestirn im Abstand von 25, 40 und 70 Astronomischen Einheiten. Mit einem geschätzten Alter von 60 Millionen Jahren sind sie noch jung genug, um selbst Wärmestrahlung abzugeben.

Bekannte Projekte und Instrumente zum Nachweis von ExoplanetenBearbeiten

Name Typ Methode(n) Entdeckungen (Beispiele)
Kepler-Mission Weltraumteleskop Transitmethode, Orbital Brightness
Modulation
, Transit Timing Variations
fast alle Planeten der Kepler- und K2-Sterne
(z. B. Kepler-452b, Kepler-90-System)
CoRoT-Mission Weltraumteleskop Transitmethode CoRoT-9 b, CoRoT-7 b
Transiting Exoplanet Survey Satellite Weltraumteleskop Transitmethode Gliese 357 b, Pi Mensae c
HARPS bodengestützt Radialgeschwindigkeitsmethode Gliese 667 Cc, Ross 128b, Gliese 581-System
OGLE bodengestützt Microlensing, Transitmethode OGLE-2005-BLG-390L b
MOA bodengestützt Microlensing MOA-2007-BLG-192Lb
SuperWASP bodengestützt Transitmethode WASP-12b
HATNet bodengestützt Transitmethode HAT-P-1b
Hubble-Weltraumteleskop Weltraumteleskop Imaging, Transitmethode Fomalhaut b
Trappist bodengestützt Transitmethode TRAPPIST-1 b bis d
SPECULOOS bodengestützt Transitmethode
Gaia-Mission Weltraumteleskop Astrometrische Methode

BenennungBearbeiten

Die Regeln zur Benennung von Exoplaneten sind von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) festgelegt.[21] Danach erhält jeder Exoplanet eine „wissenschaftliche Bezeichnung“ (“scientific designation”), die aus dem Namen oder der Katalogbezeichnung des Zentralsterns sowie einem angehängten lateinischen Kleinbuchstaben besteht. Letztere werden dabei in der alphabetischen Reihenfolge der Entdeckung vergeben, beginnend mit „b“. Für gleichzeitig entdeckte Planeten um einen Zentralstern gibt die IAU keine Regelung vor; üblicherweise werden die Buchstaben hier in der Reihenfolge des Abstandes zum Zentralstern vergeben. Ob der Kleinbuchstabe von der Sternbezeichnung durch ein Leerzeichen abzusetzen ist, ist nicht geregelt; die Beispiele im Regelungstext selbst sind hierin uneinheitlich. Wenn der Sternname ein Mehrfachsternsystem bezeichnet, dessen einzelne Komponenten durch lateinische Großbuchstaben gekennzeichnet sind, ist für eine einzeln umrundete Komponente deren Kennbuchstabe dem Kleinbuchstaben unmittelbar (ohne Leerzeichen) voranzustellen. Wenn mehrere Komponenten umrundet werden, sind deren Kennbuchstaben eingeklammert dem Sternennamen anzuhängen. Als Beispiele sind unter anderem genannt: „51 Pegasi b“, „CoRoT-7b“ „Alpha Centauri Bb[Anm. 2], „Kepler-34 (AB) b“.

Neben diesen wissenschaftlichen Bezeichnungen lässt die IAU auch public names zu, mit Gestaltungsregeln analog zur Benennung von Asteroiden. Dazu veranstaltete sie im Jahr 2015 einen weltweiten Wettbewerb (NameExoWorlds) zur Benennung von 305 ausgewählten Exoplaneten. Die Ergebnisse wurden im Dezember 2015 veröffentlicht.[22]

Zahl der bekannten ExoplanetenBearbeiten

Mit dem Stand vom 19. Oktober 2019 sind 4122 Exoplaneten in 3063 Systemen bekannt,[23] wobei allerdings einige Objekte Massen im Bereich von braunen Zwergen haben. So hat das massenreichste Objekt in der Extrasolar Planets Encyclopaedia 81 MJ (Jupitermassen), während beim NASA Exoplanet Archive eine obere Massenlimite von 30 MJ gesetzt wurde[24]. Die Mindestmasse von braunen Zwergen liegt nach gegenwärtigem Stand der Forschung bei 13 MJ. 652 multiplanetare Systeme haben zwei bis acht nachgewiesene Planeten.[2] Planetensysteme gelten heute in der unmittelbaren Umgebung der Sonne als sicher nachgewiesenes, allgemein verbreitetes Phänomen. Untersuchungen und Messungen des Institut astrophysique de Paris ergaben, dass ein Stern der Milchstraße im Durchschnitt ein bis zwei Planeten hat.[25]

Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr[23]
(Stand 11. Mai 2019)
1988 1989 1990 1991 1992 1993 1994 1995 1996 1997
1 1 0 0 3 0 0 3 7 0
1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007
9 11 22 15 31 26 33 34 34 60
2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017
62 89 126 196 161 199 846 184 1474 149
2018 2019
190 123
 
Entdeckungen nach Methode[23] (11. Mai 2019)

Masse und Radius der entdeckten PlanetenBearbeiten

 
Größenvergleich zwischen Jupiter (links) und TrES-4 (rechts), einem der größten bekannten Exoplaneten

Während es sich bei den zunächst entdeckten Exoplaneten hauptsächlich um Hot Jupiters handelte, so machen mittlerweile Planeten mit einer Größe zwischen derjenigen der Erde und der des Neptun den Hauptteil der entdeckten Exoplaneten aus.

Mit Stand 2019 sind etwa 1000 Planeten mit weniger als dem doppelten Erdradius bekannt, davon sind etwa 150 kleiner als die Erde. Da Massen nicht für alle Planeten und tendenziell eher für größeren Planeten bestimmt werden können, ist die Zahl der Planeten mit Massenangaben unterhalb der dreifachen Erdmasse mit ca. 50 noch gering.[26]

 
Einteilung nach Radius (RE)[26]. Der Radius ist bei mittels Transitmethode entdeckten Planeten grundsätzlich bekannt.

Kleine ExoplanetenBearbeiten

 
Masse der bis zum im Diagramm genannten Datum bekannten Exoplaneten über dem Jahr ihrer Entdeckung.[2] Mit den Jahren weitet sich das Massenspektrum besonders nach unten hin, also bei kleineren Massen. (Ohne umstrittene Entdeckungen und Planeten um Pulsare.)

Seit 2000 wurden zunehmend kleinere Exoplaneten entdeckt. 2004 lag die Untergrenze der Entdeckbarkeit mit der Radialgeschwindigkeitsmethode bei einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 m/s. Ein Planet, der in 1 AE Entfernung um seinen Stern kreist, musste daher eine Masse von ca. 11 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Mittlerweile wurden jedoch auch masseärmere und kleinere Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit sowie durch die Microlensing- und Transitmethode entdeckt, wobei die größten Fortschritte bei der Suche nach kleinen Exoplaneten bisher mithilfe des Kepler-Teleskops erreicht wurden

Einer der ersten gefundenen kleinen Exoplaneten ist der im April 2007 von Astronomen der Europäischen Südsternwarte (ESO) entdeckte zweite Begleiter des Sterns Gliese 581: Gliese 581 c in einer Entfernung von 20,45 Lichtjahren. Seine Umlaufdauer bzw. Jahreslänge beträgt nur 13 Erdtage. Der Planet hat eine Mindestmasse von fünf Erdmassen. Der Nachweis des Planeten gelang durch einen Spektrographen, der in La Silla, Chile, betrieben wird. Es wurden Rot- und Blauverschiebungen untersucht, die in Abhängigkeit zum Umlauf des Begleiters stehen (Radialgeschwindigkeitsmethode).

Ein weiterer, erst 2009 entdeckter Planet desselben Sternes ist Gliese 581 e. Bei ihm handelt es sich um einen der masseärmsten bekannten Exoplaneten mit einer Mindestmasse von 1,9 Erdmassen und einer Umlaufzeit von nur knapp mehr als 3 Tagen.

Viele andere bisher nachgewiesene kleine Exoplaneten sind sogenannte Supererden:

Gliese 876 d besitzt etwa die 7-fache Masse der Erde. Da er in einem sehr geringen Abstand in nur 47 Stunden einmal um seinen Stern kreist, beträgt seine Oberflächentemperatur etwa 200 °C bis 400 °C.

OGLE-2005-BLG-390Lb wurde im Januar 2006 von einer internationalen Forschergruppe mittels Mikrolinseneffekt entdeckt. Dieser Exoplanet ist von der Erde ungefähr 25.000 bis 28.000 Lichtjahre entfernt und hat etwa die fünffache Erdmasse. Er umkreist den Stern OGLE-2005-BLG-390L (einen Roten Zwerg) in einer Entfernung von 2,6 Astronomischen Einheiten einmal in zehn Erdjahren. Aufgrund der geringen Größe und vergleichsweise geringen Strahlung des „Muttersterns“ sowie der großen Entfernung beträgt die Oberflächentemperatur des Planeten nur etwa –220 °C. Die Entwicklung von Lebensformen ist damit höchst unwahrscheinlich.

MOA-2007-BLG-192-Lb wurde im Juni 2008 entdeckt und ist einer der kleinsten bekannten Exoplaneten. Er besitzt die 3,2-fache Erdmasse und befindet sich in einer Entfernung von etwa 3000 Lichtjahren. Neuere Hinweise deuten allerdings darauf hin, dass die Masse seines Muttersterns deutlich höher ist und es sich bei diesem nicht um einen Braunen, sondern um einen Roten Zwerg handelt. Dadurch ergibt sich für den Exoplaneten eine neubestimmte Masse von nur noch 1,4 Erdmassen.

Kepler-37b wurde 2013 entdeckt und ist mit einem Durchmesser von etwa 3900 km nur etwas größer als der Erdmond. Er ist der derzeit kleinste bekannte Exoplanet (Stand: 2019) um einen Stern vergleichbar zur Sonne.

Arten von ExoplanetenBearbeiten

Es gibt noch kein international verbindliches System zur Klassifikation extrasolarer Planeten. So versuchte man eine Klassifikation für die solaren Planeten. Diese wurde dann auf die extrasolaren Planeten übertragen.

Diese Klassifikation wurde in folgende Typen vorgenommen:

 
Der Saturnmond Iapetus hat z. B. eine Albedo von 0,03 bis 0,5.

Planeten außerhalb der MilchstraßeBearbeiten

Es ist davon auszugehen, dass sich Planeten auch in anderen Galaxien geformt haben. Ihre reproduzierbare Detektion liegt jedoch deutlich außerhalb der heute verfügbaren Möglichkeiten. Es wurden mehrere Mikrolinsen-Ereignisse beobachtet, die möglicherweise auf Exoplaneten zurückzuführen sein könnten.

Exemplarische Exoplaneten und SystemeBearbeiten

2M1207 bBearbeiten

Der Gasriese 2M1207 b wurde im Jahr 2004 im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt und war der erste Exoplanet, der direkt auf optischem Wege wahrgenommen werden konnte und damit die Möglichkeit zu einer direkten spektroskopischen Untersuchung bietet.

CVSO 30Bearbeiten

In diesem System wurde sowohl 2012 der sehr eng umlaufende Planet CVSO 30 b (große Bahnhalbachse ca. 0,00838 AE, Umlaufzeit 0,448413 Tage) mit der Transitmethode entdeckt,[27] als auch 2016 der sehr weit entfernte CVSO 30 c (Entfernung zum Zentralstern ca. 660 AE) direkt beobachtet;[28] die letztere Beobachtung wird allerdings mittlerweile angezweifelt.[29] Falls die letztere Beobachtung zutrifft, enthält das System sowohl einen Planeten mit weit engerer Umlaufbahn als Merkur um die Sonne als auch einen erheblich weiter als Neptun von der Sonne entfernten Planeten und wäre damit das System mit dem (Stand Ende 2017) größten Verhältnis zwischen Abstand des äußersten bekannten und innersten bekannten Planeten.

Gliese 1214 bBearbeiten

GJ 1214 b (Gliese 1214 b) ist eine im Jahr 2009 entdeckte extrasolare Supererde, die im Sternbild Schlangenträger rund 40 Lichtjahre von der Erde entfernt in 38 Stunden den Roten Zwerg GJ 1214 umkreist, dessen Strahlung 200-mal schwächer ist als diejenige der Sonne. Der Exoplanet GJ 1214 b besitzt eine Atmosphäre, die sich überwiegend aus Wasserdampf zusammensetzt.

HD 20782 bBearbeiten

Der Planet, mit mindestens 2 Jupitermassen wahrscheinlich ein Gasriese, umrundet seinen sonnenähnlichen Zentralstern HD 20782 in 597 Tagen auf einer extrem exzentrischen Bahn (Exzentrizität 0,96), bei der die Entfernung zum Zentralstern zwischen 0,06 und 2,5 AE schwankt.[30]

KELT-9bBearbeiten

Im Zuge eines Transits vor dem Zentralstern KELT-9 konnte in der Atmosphäre seines äußerst heißen Gasplaneten KELT-9b gasförmiges Eisen und Titan nachgewiesen werden.[31]

Kepler-42 b/c/dBearbeiten

 
Planetensystem von Kepler-42 und das Jupitermondsystem

Im Rahmen der Kepler-Mission gab die NASA Anfang 2012 die Entdeckung des bis dahin (nach Planetengröße) kleinsten Planetensystems bekannt:[32] Der ca. 120 Lichtjahre von der Erde entfernte Rote Zwerg Kepler-42 (seinerzeit als KOI-961 bezeichnet) besitzt drei Gesteinsplaneten, die alle den Stern näher als die habitable Zone umrunden und somit für flüssiges Wasser zu heiße Oberflächen haben.[33] Ihre Radien betragen das 0,78-, 0,73- und 0,57fache des Erdradius, der kleinste dieser Planeten ist damit ähnlich groß wie der Mars.[34]

Kepler-90Bearbeiten

Mit Bekanntgabe der Entdeckung des achten Planeten im Dezember 2017 ist das System mit diesem Stand das mit den meisten bekannten Exoplaneten.

Kepler-186fBearbeiten

Kepler-186f ist ein 2012 entdeckter etwa erdgroßer Planet (mit etwa 1,1-fachem Erddurchmesser), dessen Umlaufbahn im äußeren Bereich der habitablen Zone seines Zentralgestirns liegt. Seine Masse ist nicht bekannt, jedoch ist die Annahme plausibel, dass es sich um einen erdähnlichen Planeten (Gesteinsplaneten) handelt.[35]

Kepler-452bBearbeiten

Kepler-452b ist ein 2015 entdeckter Planetenkandidat mit etwa 1,6-fachem Erddurchmesser, er ist somit wahrscheinlich ein erdähnlicher Planet (Gesteinsplanet) und befindet sich in der habitablen Zone. Falls er bestätigt wird, ist er einer der ersten entdeckten Exoplaneten, welche einen sonnenähnlichen Stern umlaufen.

Kepler 1647 bBearbeiten

Dieser etwa jupitergroße Gasriese umkreist einen aus zwei sonnenähnlichen Sternen bestehenden Doppelstern zirkumbinär in etwa 3700 Lichtjahren Entfernung mit einer Umlaufzeit von etwa drei Jahren. Da er in der habitablen Zone liegt, lässt sich spekulieren, dass eventuell vorhandene Monde lebensfreundliche Bedingungen bieten könnten.[36][37]

Proxima Centauri bBearbeiten

Der sonnennächste Stern Proxima Centauri wird in seiner habitablen Zone von einem möglicherweise erdähnlichen Planeten umrundet, dessen Entdeckung im August 2016 bekanntgegeben wurde.

Ssc2005-10cBearbeiten

Das Objekt Ssc2005-10c bei dem Stern HD 69830 erfüllt eine „Schäferhundfunktion“ für einen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop der NASA entdeckten Asteroidengürtel, ähnlich wie Jupiter für den Asteroidengürtel des Sonnensystems. Dieser Gürtel hat etwa dessen 25-fache Masse und ist dem Stern so nahe wie die Venus der Sonne.

Titawin mit Saffar, Samh und MajritiBearbeiten

Das Doppelsternsystem Titawin besteht aus dem leuchtstärkeren Stern Titawin A und dem Roten Zwerg Titawin B. Der größere der beiden Sterne, Titawin A, hat mindestens drei Planeten:

  • Saffar mit einer 0,71-fachen Jupitermasse bei 4,617 Tagen Umlaufdauer und einem geschätzten Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite von 1400 Grad,
  • Samh mit 2,11-facher Jupitermasse (241,2 Tage Umlaufdauer) – ein Exoplanet, der sehr warm ist, sich aber am inneren Rand der Lebenszone befinden könnte und
  • Majriti (4,61-fache Jupitermasse, 3,47 Jahre Umlaufdauer), ein Planet, der eher kühl ist, sich aber gerade noch am äußeren Rand der Lebenszone befinden könnte.

Das System liegt im Sternbild Andromeda, ist 2,9–4,1 Milliarden Jahre alt, 43,93 Lichtjahre entfernt und die Umlaufzeit von Titawin A und Titawin B beträgt 20.000 Jahre.

Trappist-1Bearbeiten

Beim 2016 entdeckten Trappist-1-System wurden mittlerweile 7 terrestrische Planeten gefunden, wovon mehrere in der habitablen Zone liegen. Somit sind alle Planeten der Erde vergleichsweise ähnlich. Der Zentralstern allerdings ist ein leuchtschwacher Roter Zwerg mit lediglich etwa 8 % der Sonnenmasse.

Siehe auchBearbeiten

LiteraturBearbeiten

  • Aleksandar Janjic: Auf der Suche nach Signaturen des Lebens. In Astrobiologie – die Suche nach außerirdischem Leben. Springer Berlin Heidelberg, 2019, ISBN 978-3-662-59492-6.
  • Reto U. Schneider: Planetenjäger. Die aufregende Entdeckung fremder Welten. Birkhäuser, Basel u. a. 1997, ISBN 3-7643-5607-3.
  • Geoffrey Marcy, R. Paul Butler, Debra Fischer, Steven Vogt, Jason T. Wright, Chris G. Tinney, Hugh R. A. Jones: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. In: Shin Mineshige, Shigeru Ida (Hrsg.): Origins: From early universe to extrasolar planets. Proceedings of the 19th Nishinomiya-Yukawa memorial symposium. (November 1 and 2, 2004, Nishinomiya, Japan) (= Progress of Theoretical Physics. Supplement. Nr. 158). Publishing Office Progress of Theoretical Physics – Kyoto University, Kyoto 2005, S. 24–42, online (PDF; 629 kB).
  • Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio (Hrsg.): Extrasolar planets. Cambridge University Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-86808-2.
  • Rudolf Dvorak (Hrsg.): Extrasolar planets. Formation, detection and dynamics. Wiley-VCH-Verlag, Weinheim 2008, ISBN 978-3-527-40671-5.
  • John W. Mason (Hrsg.): Exoplanets. Detection, formation, properties, habitability. Springer u. a., Berlin u. a. 2008, ISBN 978-3-540-74007-0.
  • Sven Piper: Exoplaneten. Die Suche nach einer zweiten Erde. Springer, Heidelberg u. a. 2011, ISBN 978-3-642-16469-9.
  • Lisa Kaltenegger: Die Suche nach der zweiten Erde. In: Physik-Journal. Bd. 11, Nr. 2, 2012, ISSN 1617-9439, S. 25–29.
  • Mathias Scholz: Planetologie extrasolarer Planeten. Springer, Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-41748-1.

WeblinksBearbeiten

  Commons: Exoplaneten – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Wiktionary: Exoplanet – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

AnmerkungenBearbeiten

  1. Astronomische Bezeichnungen und Abgrenzungen waren oft nicht eindeutig und wurden geändert. Beispiele: Wandelstern versus Fixstern – Der Wandelstern (Planet) ist heute kein Stern mehr (außer die Sonne) und der Fixstern ist nicht mehr fix (feststehend). Auch die ersten Jupitermonde oder Asteroiden wurden damals Planeten genannt. Der bekannteste Fall ist die Abgrenzung der Zwergplaneten von den Planeten mit dem „Opfer“ Pluto.
  2. Die Entdeckungsmeldung für den Exoplaneten selbst ist mittlerweile zurückgezogen, somit ist die Verwendung in dem zitierten IAU-Dokument nur noch ein (weiterhin gültiges) Beispiel für das Bezeichnungsschema.

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. Michael Perryman: The exoplanet handbook. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-76559-6, Table 1.1 – A selective chronology of exoplanet discoveries, S. 2.
  2. a b c exoplanet.eu.
  3. Kosmos Verlag: Kosmos Himmelsjahr 2019 Sonne, Mond und Sterne im Jahreslauf. 1. Auflage. Stuttgart 2018, ISBN 978-3-440-15840-1, S. 206 (Bestätigt: Erster Exoplanet wurde 1995 entdeckt. Er läuft um 51 Pegasi).
  4. Castellano, J. Jenkins, D. E. Trilling, L. Doyle, D. Koch: Detection of Planetary Transits of the Star HD 209458 in the Hipparcos Data Set. In: University of Chicago Press (Hrsg.): The Astrophysical Journal Letters. 532, Nr. 1, March 2000, S. L51–L53. bibcode:2000ApJ...532L..51C. doi:10.1086/312565.
  5. D. Charbonneau, T. M. Brown, R. W. Noyes, R. L. Gilliland: Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere. In: The Astrophysical Journal. 568, 2002, S. 377–384. arxiv:astro-ph/0111544. bibcode:2002ApJ...568..377C. doi:10.1086/338770.
  6. a b G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit, P. Lowrance: A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 425, Nr. 2, October II 2004, ISSN 0004-6361, S. L29–L32, doi:10.1051/0004-6361:200400056.
  7. a b Inseok Song, G. Schneider, B. Zuckerman, J. Farihi, E. E. Becklin, M. S. Bessell, P. Lowrance, B. A. Macintosh: HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334–393254. In: The Astrophysical Journal. Bd. 652, Nr. 1, ISSN 0004-637X, S. 724–729, doi:10.1086/507831, (online; PDF; 270 kB).
  8. a b Hubble directly observes planet orbiting Fomalhaut (HEIC0821). ESA, 11. Mai 2015, abgerufen am 20. Dezember 2017.
  9. M. R. Swain, G. Vasisht, G. Tinetti, J. Bouwman, P. Chen, Y. Yung, D. Deming, P. Deroo: Molecular Signatures in the Near Infrared Dayside Spectrum of HD 189733b. In: The Astrophysical Journal. 690, Nr. 2, 2009, S. L114. arxiv:0812.1844. bibcode:2009ApJ...690L.114S. doi:10.1088/0004-637X/690/2/L114.
  10. NASA: Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds. 3. Dezember 2013, abgerufen am 30. Juni 2018 (englisch).
  11. Exoplanet and Candidate Statistics. NASA Exoplanet Archive, abgerufen am 11. Oktober 2019.
  12. Ignas A. G. Snellen, Ernst J. W. de Mooij, Simon Albrecht: The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b. In: Nature. Bd. 459, 28. Mai 2009, S. 543–545, doi:10.1038/nature08045.
  13. Carolin Liefke: Tag und Nacht auf dem Exoplaneten CoRoT-1b. In: Sterne und Weltraum. Oktober 2009, S. 20–22.
  14. Frequenzkamm einsatzbereit für astronomische Beobachtungen. Bei: KosmoLogs.de. 7. September 2008.
  15. Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera, Jean-Philippe Beaulieu: A ~5 M_earth Super-Earth Orbiting GJ 436? The Power of Near-Grazing Transits. In: Astrophysics. 8. März 2008. arxiv:0801.3230.
  16. Exoplanet.eu: GJ 436c. Abgerufen am 8. Juli 2018.
  17. Jason T. Wright, B. Scott Gaudi: Exoplanet Detection Methods. In: Terry D. Oswalt (Hrsg.): Planets, Stars and Stellar Systems. Band 3: Linda M. French, Paul Kalas (Hrsg.): Solar and Stellar Planetary Systems. Springer, Dordrecht u. a. 2013, ISBN 978-94-007-5605-2, S. 489–540, doi:10.1007/978-94-007-5606-9_10, arxiv:1210.2471.
  18. G. Wuchterl, J. Weiprecht: Der Begleiter von GQ Lupi. Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte Jena, 2. September 2008, archiviert vom Original am 23. Juli 2009; abgerufen am 17. Dezember 2014.
  19. Ute Kehse: Frischer Nachwuchs für die Exoplaneten. In: wissenschaft.de. 3. April 2008, abgerufen am 10. September 2019.
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  21. Naming of exoplanets. IAU, abgerufen am 20. Dezember 2017.
  22. NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU, 9. Juli 2014, abgerufen am 9. Oktober 2014 (englisch).
  23. a b c Filterbarer Katalog von www.exoplanet.eu. Abgerufen am 11. Mai 2019 (Konkrete Filterkriterien im Wiki-Quelltext).
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  28. Planet CVSO 30 c. exoplanet.eu, abgerufen am 18. Dezember 2017.
  29. Chien-Hsiu Lee, Po-Shih Chiang: Evidence that the planetary candidate CVSO30c is a background star from optical, seeing-limited data. 23. Dezember 2017, abgerufen am 29. Dezember 2018. doi:10.3847/2041-8213/aaa40b, arxiv:1712.08727v1
  30. Exoplanet mit dem exzentrischsten Orbit entdeckt. scinexx, 21. März 2016, abgerufen am 22. März 2016.
  31. Ultraheißer Planet besitzt Eisen und Titan orf.at, 16. August 2018, abgerufen am 16. August 2018.
  32. Kepler Discovers a Tiny Solar System. NASA, 11. Januar 2012, archiviert vom Original am 17. Januar 2012; abgerufen am 15. April 2017.
  33. Govert Schilling: Kepler Spies Smallest Alien Worlds Yet. Science, 11. Januar 2012, archiviert vom Original am 24. April 2012; abgerufen am 15. April 2017.
  34. KOI-961: A Mini-Planetary System. NASA, 11. Januar 2012, abgerufen am 15. April 2017.
  35. NASA’s Kepler Discovers First Earth-Size Planet In The ‘Habitable Zone’ of Another Star. Abgerufen am 17. April 2014.
  36. Veselin B. Kostov u. a.: Kepler-1647b: the largest and longest-period Kepler transiting circumbinary planet. 19. Mai 2016, arxiv:1512.00189v2.
  37. Größter Exoplanet mit zwei Sonnen entdeckt. scinexx, 14. Juni 2016, abgerufen am 20. Juni 2016.