Exoplanet

System des Sterns HR 8799 (Mitte, hinter kreisförmiger Abdeckung) mit den Planeten HR 8799b (links oben), HR 8799c (rechts oben), HR 8799d (rechts unten) und HR 8799e (Mitte rechts), aufgenommen vom Keck-Observatorium 2009–2016

Ein Exoplanet (präziser extrasolarer Planet) ist ein planetarer Himmelskörper außerhalb ({{Modul:Vorlage:lang}} Modul:ISO15924:97: attempt to index field 'wikibase' (a nil value)) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne, aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen Sterns oder Braunen Zwergs. Extrasolare Planeten gehören also nicht dem Sonnensystem, sondern anderen Planetensystemen an. 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.

Geschichte

Erste Entdeckungen von Exoplaneten

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 Lich. Der Pulsar wurde 1990 von dem polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan und dem kanadischen Radioastronomen 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 J1623-2631 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-Mission

Im Jahre 1999 konnte mit 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 im Vergleich zu ihrem Stern 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, das mittels der Transitmethode nach Exoplaneten Ausschau hielt. Diese Mission entdeckte etwa 30 Exoplaneten; sie endete 2012. Im Jahre 2008 wurde bei HD 189733 b Wasserdampf entdeckt.^[8] Später kamen weitere Planeten wie WASP-12b hinzu.^[9]

Kepler-Mission und weitere Entdeckungen

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^[10]. 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 Missionen

Im Jahre 2019 wurden Michel Mayor und Didier Queloz für die Entdeckung von 51 Pegasi b mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Aktuell (2021) 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.

Nachweismethoden

Indirekte Nachweismethoden

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

Transitmethode

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.^[11][12]

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

Radialgeschwindigkeitsmethode

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.^[13] 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 der Masse der eventuell vorhandenen Planeten berechnen.

Astrometrische Methode

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. Gaia braucht dafür einige Jahre Beobachtungszeit und muss zuerst die Eigenbewegung des Sterns sicher identifizieren. Veröffentlichungen in größerem Umfang werden frühestens mit Gaia DR4 erwartet. Die Methode ist um so erfolgreicher, je schwerer der Exoplanet und je kürzer die Umlaufzeit ist. 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-Methode

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 Planetenbahn

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.^[14] Ein Nachweis für diese Hypothese fehlt bislang.^[15]

Lichtlaufzeit-Methode

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.^[16] Daher konnte man mit dieser Methode bisher nur Exoplaneten um Pulsare nachweisen.

Direkte Beobachtung

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.^[17] 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.^[18]

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.^[19] Es handelt sich um das Objekt Dagon, das den 25 Lichtjahre entfernten Stern Fomalhaut in einer Entfernung von 113 AE am inneren Rand des ihn umgebenden Staubgürtels umrundet (dem Zwölffachen der Distanz zwischen Sonne und Saturn). Nach Angaben der Entdecker ist es das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb des Sonnensystems abgebildet werden konnte. Falls es tatsächlich ein Exoplanet ist, könnte es eine Masse von etwa drei Jupitermassen haben. Laut einer Veröffentlichung vom April 2020 könnte das Objekt auch eine Staubwolke sein, die aus einem Zusammenstoß zweier kleinerer Körper von etwa 200 km resultiert.^[20][21]

Ebenfalls im November 2008 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.^[22] 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 Exoplaneten

Benennung

Die Regeln zur Benennung von Exoplaneten sind von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) festgelegt.^[23] 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.^[24]

Zahl der bekannten Exoplaneten

5000+ exoplanets (März 2022) NASA/JPL-Caltech/SYSTEM Sounds (M. Russo und A. Santaguida)

Mit Stand vom 1. April 2022 waren 4981 Exoplaneten in 3671 Systemen bekannt,^[2] wobei allerdings einige Objekte Massen im Bereich von Braunen Zwergen haben. So hat das massenreichste Objekt in der Extrasolar Planets Encyclopaedia 81 M_J (Jupitermassen), während beim NASA Exoplanet Archive eine obere Massenlimite von 30 M_J gesetzt wurde^[25]. Die Mindestmasse von Braunen Zwergen liegt nach gegenwärtigem Stand der Forschung bei 13 M_J. 814 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.^[26]

Masse und Radius der entdeckten Planeten

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 2021 sind etwas über 1000 Planeten mit weniger als dem doppelten Erdradius bekannt, davon sind etwa 170 kleiner als die Erde. Da Massen nicht für alle Planeten und tendenziell eher für größere Planeten bestimmt werden können, ist die Zahl der Planeten mit Massenangaben unterhalb der zweifachen Erdmasse mit ca. 50 noch gering.^[28]

Kleine Exoplaneten

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-390L b 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 seines Sterns sowie der großen Entfernung davon beträgt die Oberflächentemperatur des Planeten nur etwa −220 °C. Die Entwicklung von Lebensformen ist damit höchst unwahrscheinlich.

MOA-2007-BLG-192-L b 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.

Bewohnbarkeit von Exoplaneten

Eine wichtige Motivation bei der Suche und Untersuchung von Exoplaneten ist die Möglichkeit, ihre Bewohnbarkeit abzuschätzen. Aktuell sind die Möglichkeiten zur Abschätzung der Bewohnbarkeit extrasolarer Welten noch relativ limitiert. Verhältnismäßig einfach zu bestimmen ist die Position eines Exoplaneten und, ob er sich innerhalb der habitablen Zone befindet oder nicht.^[29][30][31] Es gibt jedoch auch hier oft Unsicherheiten bezüglich der exakten Bahnparameter. So könnte beispielsweise eine hohe Exzentrizität für sehr unregelmäßige Umweltbedingungen sorgen. Ebenso einfach zu bestimmen und entscheidend für die Bewohnbarkeit sind die Eigenschaften des Zentralsterns. So sind beispielsweise Rote Zwerge sehr zahlreich, jedoch ist die Bewohnbarkeit ihrer Systeme umstritten, unter anderem aufgrund ihrer Tendenz zu großen Strahlungsausbrüchen, die einen möglicherweise bewohnbaren Exoplaneten regelmäßig verstrahlen könnten. Nahegelegene Sterne oder Braune Zwerge können für erhebliche Bahnstörungen sorgen und ein Planetensystem destabilisieren, was eine Bewohnbarkeit erheblich erschwert. Weiter von entscheidender Bedeutung sind natürlich die Eigenschaften des Planeten selbst. Oft werden Exoplaneten mittels der Transitmethode entdeckt, womit der Durchmesser des Exoplaneten relativ genau bestimmt werden kann. Die Masse wird jedoch meist mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt. Diese lässt sich bisher aber selten auf verhältnismäßig kleine und weiter vom Stern entfernte Exoplaneten anwenden und so besteht oft das Problem, dass deshalb die Dichte unbekannt ist. Die Bestimmung der Masse der Erde wäre mittels dieser Methode mit den aktuellen Möglichkeiten im Minimum sehr schwierig. Geologische Aspekte spielen vermutlich ebenfalls eine Rolle für die Bewohnbarkeit, sind jedoch mit aktuellen Methoden kaum nachzuweisen. So könnten etwa die Konzentrationen der radioaktiven Elemente Thorium und Uran (Radionuklide) in Planetenmänteln laut Wissenschaftlern entscheidend für die Bewohnbarkeit von erdähnlichen Planeten sein. Ein gewisser Anteil ist wichtig für ein abschirmendes, starkes Magnetfeld sowie für Wärme für bestimmte lebensrelevante geologische Prozesse.^[32][33] Theoretische Überlegungen sagen vorher, dass Planeten mit etwas größerer Masse als derjenigen der Erde wohl lebensfreundlicher als diese sein könnten. Man spricht dann von superhabitablen Planeten. Man setzt aktuell große Hoffnungen darauf, Signaturen einer möglichen Bewohnbarkeit oder sogar von außerirdischem Leben durch Bestimmung der Atmosphäreneigenschaften zu finden. So ist der Nachweis von Wasserdampf bei mehreren Exoplaneten bereits gelungen, wobei die meisten eher die Dimensionen von Neptun oder noch größer hatten. Als relativ klarer Hinweis auf das Vorhandensein von Leben würde wohl der direkte Nachweis von freiem Sauerstoff wie auf der Erde gelten, da bisher keine anderen Prozesse bekannt sind, die derartige Mengen dieses reaktiven Gases über längere Zeit in der Atmosphäre eines Planeten anreichern. Der Nachweis der Atmosphäre ist prinzipiell durch die Transitmethode möglich, jedoch ungleich schwieriger als die Bestimmung des Durchmessers, besonders bei kleineren Exoplaneten die von ihrem Stern deutlich überstrahlt werden.

Eine vielfach diskutierte Hypothese ist auch diejenige von möglichen Exomonden, die ihre Bahnen um einen jupitergroßen Planeten innerhalb der habitablen Zone ziehen. Derartige Planeten wurden schon mehrfach entdeckt, der Nachweis eines Exomondes steht bisher (2021) jedoch noch aus und auch die Untersuchung ihrer Bewohnbarkeit könnte schwieriger sein als diejenige von Exoplaneten. Künftige Weltraumteleskope und auch erdgebundene Teleskope werden eine deutlich verbesserte Auflösung bieten, womit die Untersuchung potentiell bewohnbarer Planeten deutlich vereinfacht werden wird. Die detaillierte Untersuchung dieser Exoplaneten wird aber wohl auf Jahre hinaus schwierig bleiben.

Arten von Exoplaneten

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:

• Gesteinsplaneten (erdähnliche Felsplaneten, „terrestrisch“, im Fall mehrerer Erdmassen als „Supererden“ bezeichnet)
• Gasriesen (jupiterähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „Hot Jupiters“ bezeichnet) und Gasplaneten (neptunähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „Hot Neptunes“ bezeichnet).

Planeten außerhalb der Milchstraße

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 Systeme

2M1207 b

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.

Gliese 1214 b

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 b

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.^[34]

KELT-9b

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.^[35]

Kepler-42 b/c/d

Im Rahmen der Kepler-Mission gab die NASA Anfang 2012 die Entdeckung des bis dahin (nach Planetengröße) kleinsten Planetensystems bekannt:^[36] 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.^[37] Ihre Radien betragen das 0,78-, 0,73- und 0,57-Fache des Erdradius, der kleinste dieser Planeten ist damit ähnlich groß wie der Mars.^[38]

Kepler-90

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

Kepler-186f

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.^[39]

Kepler-452b

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, die einen sonnenähnlichen Stern umlaufen.

Kepler 1647 b

Dieser etwa jupitergroße Gasriese ist rund 3700 Lichtjahre entfernt und umkreist einen aus zwei sonnenähnlichen Sternen bestehenden Doppelstern zirkumbinär 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.^[40][41]

Proxima Centauri b

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

Ssc2005-10c

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 Majriti

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-1

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.

TYC 8998-760-1

TYC 8998-760-1 ist ein junger, sonnenähnlicher Stern, um den im Jahr 2020 zwei Exoplaneten direkt abgebildet werden konnten. Beide Planeten sind deutlich massereicher als Jupiter und außerdem befinden sie sich mit 160 respektive 320 AE sehr weit entfernt von ihrem Zentralstern.

WD 1856+534

Der Weiße Zwerg WD 1856+534 wird von einem Planeten WD 1856+534 b umkreist. Spektakulär an der Entdeckung im Jahr 2020 ist nicht nur die Existenz von Planeten im System eines Weißen Zwergs, sondern auch, dass dieser sich sogar innerhalb der habitablen Zone befindet. Bisher ist unbekannt, wie der Planet in die aktuelle Bahn geraten ist, da Astronomen davon ausgehen, dass er an dieser Position die Rote-Riesen-Phase des Zentralsterns nicht überstanden hätte.

Siehe auch

• Pulsar-Planet
• Extrasolarer Mond
• Liste von Supererden
• Liste von Exoplaneten
• Liste von Planetensystemen
• Liste der nächsten extrasolaren Systeme
• Liste potentiell bewohnbarer Planeten

Literatur

• 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).
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Weblinks

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• Methoden der Exoplanetenentdeckung. Auf: beltoforion.de.; (abgerufen am 13. März 2020).
• Jean Schneider, CNRS/LUTH – Pariser Observatorium: Enzyklopädie der Extrasolaren Planeten, Catalog. Auf: exoplanet.eu. (Ständiges Update).
• Universität Göttingen: Bewohnbare Super-Erde „gleich um die Ecke“. Auf: pro-physik.de. 3. Februar 2012, abgerufen am 25. September 2013.
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• Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte der Friedrich-Schiller-Universität in Jena (Deutsches Kompetenzzentrum für Exo-Planeten).
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): The Habitable Exoplanets Catalog (HEC). Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 25. September 2013.
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): HEC: Data of Potentially Habitable Worlds. Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 24. April 2014.
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): Earth Similarity Index (ESI). Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 22. Mai 2014.
• NASA Exoplanet Archive: Current Exoplanet Archive Holdings. Auf: exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. Abgerufen am 25. September 2013 (ständiges Update).
• Ethan Kruse: Kepler Orrery IV. (Visuelle Darstellung von Kepler entdeckter Planetensysteme im Vergleich mit dem Sonnensystem). Auf: youtube.de. Abgerufen am 15. April 2017.
• astronews.com: Ferne Welten, die es nicht geben sollte 20. Januar 2017

Anmerkungen

Einzelnachweise