Exoplanet

Ein extrasolarer Planet, kurz Exoplanet, ist ein Planet außerhalb (griech. εξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses unserer Sonne (lat. Sol). Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem bzw. umkreisen einen anderen Stern. Sie werden der Gruppe der Planemos zugerechnet (von: planetary mass objects).

Entdeckung der ersten Exoplaneten

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR B1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar erreicht, konnten 1992 zwei Planeten mit Massen von 4,3 und 3,9 Erdmassen und Umlaufzeiten von 66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein drittes Planemo mit nur 0,02 Erdmassen und einer Umlaufzeit von 25,262 Tagen entdeckt. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen.

Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Professor Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen.

Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis heute 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. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einen Planeten und seinen Stern getrennt darzustellen.

Indirekte Nachweismethoden

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

Transitmethode: Bedeckungen durch den Planeten erzeugen periodische Absenkungen der Helligkeit des Sterns, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht. Dies wird durch eine exakte Messung der Helligkeit des Sterns mittels Fotometrie nachgewiesen, während der Exoplanet seinen Zentralstern bedeckt. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie SuperWASP oder wesentlich genauer durch Satelliten wie COROT oder Kepler durchgeführt werden. Anfang 2005 gelang mit dem Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotlicht auch der Nachweis einer 'sekundären' Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern.

Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt. Die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für Radialgeschwindigkeitsmethode und astrometrische Methode.

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 Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann. Gleichwertige Information erhält man bei Pulsaren durch die Änderung der Zeitdauer zwischen den Strahlungspulsen. Da die Bahnneigung unbekannt ist, kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst, sondern nur eine Untergrenze berechnen. Die meisten Exoplaneten wurden bisher mit dieser Methode nachgewiesen.
Astrometrische Methode: Die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt hat auch Komponenten quer zur Sichtrichtung. Diese sollten durch genaue Vermessung seiner Position relativ zu ferneren 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 zu ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. Auch Hipparcos hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit um neue Exoplaneten zu entdecken. Diese soll in Zukunft durch Interferometrie mit dem Very Large Telescope und Weltraumexperimente wie Gaia und der Space Interferometry Mission erreicht werden.

Eine weitere indirekte Methode nutzt den Effekt auf Hintergrundsterne:

Gravitational microlensing-Methode: 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 Vordergrundstern eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet.

Zahl der bekannten Exoplaneten

Anfang April 2008 waren 287 extrasolare Planeten in 248 Systemen bekannt, darunter 17 Systeme mit zwei, sieben Systeme mit drei, ein System mit vier und ein System mit fünf bekannten Planeten (keine mit mehr)^[1]. Bis März 2003 wurden im Umkreis von ca. 330 Lichtjahren um 7 % der Sterne Planeten gefunden.

Einige Daten über die Atmosphäre der Planeten erhält man aus dem Spektrum während eines Sterndurchganges.

Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit unserem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Planemos werden von Astronomen Hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert.

Kleine Exoplaneten

Um auch erdgroße Planeten zu entdecken, standen bisher noch nicht ausreichend gute Daten und Instrumente zur Verfügung, was sich aber in absehbarer Zeit, d. h. in ein bis zwei Jahrzehnten, ändern soll. 2004 lag die Untergrenze der Entdeckbarkeit 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. 11,2 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können.

Allerdings wird es mit dieser Detektionsmethode wohl kaum möglich sein, erdgroße Planeten um Hauptreihensterne zu entdecken, da die theoretische maximale Messgenauigkeit der Radialgeschwindigkeit auch bei ca. 1 m/s liegt. Bei solchen Messgenauigkeiten ergeben sich schon Verschiebungen der Frequenz durch das Vorhandensein großer Sonnenflecken der beobachteten Sterne.

Der bisher kleinste Exoplanet ist der im April 2007 von Astronomen der Europäischen Südsternwarte (ESO) entdeckte zweite Begleiter des Sterns Gliese 581: Gliese 581 c. Die Umlaufdauer bzw. Jahreslänge beträgt 13 Tage. Die Oberflächentemperatur wird auf 0 bis 40 °C geschätzt. Falls es dort Wasser gäbe, könnte es flüssig sein. Somit ist Gliese 581 c ein hochinteressantes Forschungsobjekt bei der Suche nach außerirdischem Leben. Der Planet hat schätzungsweise 1,5-fache Erdgröße und ist etwa fünfmal so schwer wie die Erde. Der Nachweis des Planeten gelang durch einen Spektrografen, der in La Silla, Chile, betrieben wird. Es wurden Rot- und Blauverschiebungen untersucht, die in Abhängigkeit zum Umlauf des Planeten stehen (Radialgeschwindigkeitsmethode).

Andere bisher nachgewiesene kleine Exoplaneten sind Gliese 876 b, OGLE-2005-BLG-390Lb und HD 160691 d.

Gliese 876 b, der um den Stern Gliese 876 kreist, besitzt etwa die 7,5-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. HD 160691 d ist nur ungefähr 14-mal so schwer wie die Erde und besitzt damit etwa die Masse des Uranus. In nur 9,5 Tagen umkreist das Planemo den von unserem Sonnensystem rund 50 Lichtjahre entfernten Stern µ Arae im Sternbild Altar.

OGLE-2005-BLG-390Lb wurde im Januar 2006 von einer internationalen Forschergruppe entdeckt. Dieses Planemo ist von der Erde ungefähr 25.000 bis 28.000 Lichtjahre entfernt und hat etwa die fünffache Erdmasse. Er umkreist den Stern OGLE-05-390L (ein Roter Zwerg) in einer Entfernung von 2,6 astronomischen Einheiten einmal in zehn Erdjahren. Aufgrund der geringen Größe und vergleichsweise geringen Strahlung des „Muttersterns“, den der Exoplanet umkreist, sowie der großen Entfernung, beträgt die Oberflächentemperatur des Planeten nur etwa –220 Grad Celsius, so dass die Entwicklung von Lebensformen höchst unwahrscheinlich ist. Nachgewiesen werden konnte der neu entdeckte Himmelskörper mittels Mikrolinseneffekt.

Direkte Beobachtung

Am 10. September 2004 gab das ESO bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Am 30. April 2005 berichtete das ESO, im Februar und März 2005 mit dem Very Large Telescope aufgenommene Fotos zeigten zusammen mit den älteren Aufnahmen, dass sich 2M1207 und sein Begleiter, durch die Schwerkraft aneinander gebunden, tatsächlich gemeinsam bewegen. Dies könne als Beleg dafür gewertet werden, dass tatsächlich der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten gelungen sei.

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.^[2]

Britische Astronomen haben 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 einen Exoplaneten in der Entwicklungsphase entdeckt.^[3]

Exemplarische Exoplaneten

Der folgende Abschnitt stellt einige interessante Exoplaneten näher vor.

2M1207b

- Der Braune Zwerg 2M1207 ist 59±7 pc (etwa 190 Lichtjahre) von der Erde entfernt und hat die 0,02-fache Sonnenmasse (etwa 20 Jupitermassen). Er gehört der Spektralklasse M8 an, sein Alter wird auf 8 Millionen Jahre berechnet. 2M1207 hat einen Exoplaneten als einen substellaren Begleiter, den Exoplaneten 2M1207b, der etwa die fünffache Jupitermasse (5±3 M_J) aufweist und den braunen Zwerg in einer Distanz von 46±5 AU umkreist. 2M1207b war der erste Exoplanet, der direkt auf optischen Wege wahrgenommen werden konnte und damit die Möglichkeit zu einer direkten spektroskopischen Untersuchung bietet.

Ssc2005-10c

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

Gliese 581 A, B und C

Gliese 581 ist ein 20,5 Lichtjahre entfernter Stern im Sternbild Waage. Es handelt sich um einen Roten Zwerg, der etwa 50 mal schwächer als unsere Sonne strahlt (Spektralklasse: M3.5, Visuelle Helligkeit: 10.56). Er weist ein Planetensystem aus mindestens drei Begleitern auf, die als Gliese 581A, 581B und 581C bezeichnet werden.

Gliese 581 b mit etwa 17-facher Erdmasse, der ihn alle 5,366 Tage in einem Abstand von 6 Mio. km umrundet. Der Planet wurde 2005 entdeckt und ähnelt von der Masse her dem Neptun. Durch den geringen Abstand hat dieser Planet jedoch eine Oberflächentemperatur von geschätzt 150 °C.

Im April 2007 entdeckten ein Astronomenteam um Xavier Delfosse der Europäischen Südsternwarte (ESO) einen zweiten Planeten: Gliese 581 c. Die Umlaufdauer bzw. Jahreslänge beträgt 13 Tage. Die Oberflächentemperatur wird auf Grund der geringen Entfernung zum schwach strahlenden Zentralgestirn auf 0 bis 40 °C geschätzt. Falls es dort Wasser gäbe, könnte es flüssig sein. Somit ist Gliese 581 c ein interessantes Forschungsobjekt bei der Suche nach außerirdischem Leben. Der Planet hat schätzungsweise 1,5-fache Erdgröße und ist etwa fünfmal so schwer wie die Erde. Er ist der bisher kleinste bekannte Exoplanet.

Ein dritter Planet mit etwa 8 Erdmassen umkreist den Zwerg mit einer Umlaufzeit von 84 Tagen. Er wurde mit Hilfe der Präzisionsinstrumente der Europäischen Südsternwarte in Chile von Astronomen aus der Schweiz, Frankreich und Portugal entdeckt.

HD 149026

Datei:HD149026Corecomparison.jpg

Vergleich von HD 149026 mit Jupiter.

Ein gelber Stern, um den alle 2,87 Tage in 0,046 AE Abstand ein saturngroßer Gasplanet kreist und von uns aus gesehen einen Transit vollführt. Er hat 36 % der Masse des Jupiters (Typ: „Hot Jupiter“, 72 % dessen Durchmessers). Über 50 % seiner Masse (etwa 70 Erdmassen) entfallen dabei interessanterweise auf einen festen Kern (So etwas kennt man noch von keinem anderen Gasriesen!). Das im Sternbild Herkules befindliche, 250 Lichtjahre entfernte Zentralobjekt (Stern-Spektralklasse: G0; spektroskopische Größenklasse: 8,15 m) hat 1,3 Sonnenmassen.

Lalande 21185 und OGLE-2005-BLG-390Lb

Dieser Rote Zwerg liegt im Großen Bären (Alter 3–10 Mrd. Jahre, 7,5ter Größe, Spektralklasse M2n). Der 8,312 Lichtjahre entfernte Zwergstern mit nur 0,00568facher Sonnenleuchtkraft (bei nur 0,393fachem Sonnendurchmesser und 0,403 Sonnenmassen) hat zwei bekannte Exoplaneten, beides Gasriesen, die weit draußen liegen. In der näheren Umgebung des Zentralsterns ist Platz für Gesteinsplaneten, die lebensfreundliche Temperaturen bieten könnten. Die Radialgeschwindigkeit des Systems beträgt -84,3 km/s.

OGLE-2005-BLG-390Lb ähnelt Lalande 21185 B insofern als dass es ebenfalls weit entfernt vom Zentralgestirn schwebt und somit ebenso kalt sein dürfte.

Epsilon Eridani

Hier hat ein orangener, sonnenähnlicher Stern einen Gasplaneten (Möglicherweise besitzt Epsilon Eridani ein ganzes Planetensystem!) sowie eine Staubscheibe. Dieser 10,50 Lichtjahre entfernte, nur 800 Millionen Jahre junge Planemo – der bekannte Planet von Epsilon Eridani – hat 1,5 Jupitermassen und umkreist den Stern alle 6,85 Jahre in 1,9–3,7 AE Abstand.

Gliese 876

Der Rote Zwerg Gliese 876 im Wassermann (Leuchtkraft: 0,0016 x Sonne, Masse: 0,32 x Sonne, Durchmesser: 0,36 x Sonne) ist 11 Milliarden Jahre alt und weist einen der kleinsten bislang entdeckten Planeten auf. Der Planet von der etwa 8-fachen Masse der Erde und deren doppeltem Durchmesser umkreist den Stern der Spektralklasse M3,5 (Größenklasse 10,15) alle 1,94 Tage in einem Abstand von 0,021 AE. Für Leben ist er - egal ob Gas- oder Gesteinsplanet - aufgrund seiner Nähe zum Stern mit 200 - 400 °C wohl zu heiß (ähnlich: My Arae). Zwei weitere, ebenfalls recht heiße Exoplaneten mit der 1,6- und 0,5-fachen Masse des Jupiter umkreisen den Stern in nur 0,21 bzw. 0,13 AE Abstand.

55 Cancri E

Auf 55 Cancri E, dem Exoplaneten um einen Stern im Sternbild Krebs, müsste es – ähnlich wie auf Gliese 876B – wegen zu großer Nähe zum Zentralgestirn extrem heiß sein. Der Chance zur Bildung eines Gasriesen beraubt, konnte dieses Objekt nach Verdampfung aller flüchtigen Bestandteile von Planetenmasse wohl nur noch eine wenige km dicke Kruste bilden, über der Schwefeldämpfe und einige wenige Wolken aus Gesteinsstaub der letzten Vulkaneruptionen den Horizont der dünnen Restatmosphäre zieren (Zu chemischen Vorgängen und Stoffverteilungen im Weltraum und auf Planemos vgl. unter Kosmochemie und chemische Evolution).

Ypsilon Andromedae b,c und d

Hier finden wir einen Doppelstern aus einem großen gelben Hauptreihenstern und einem weit entfernten Roten Zwerg. Der größere der beiden, Stern A, hat mindestens drei Planemos:

1.) Ypsilon Andromedae b mit einer 0,71-fachen Jupitermasse bei 4,617 Tagen Umlaufdauer und einem geschätzten Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite von 1400 Grad),

2.) Ypsilon Andromedae c mit 2,11-facher Jupitermasse (241,2 Tage Umlaufdauer) – ein Planemo, der sehr warm ist, sich aber am inneren Rand der Lebenszone befinden könnte und

3.) Ypsilon Andromedae d (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 (Radialgeschwindigkeit: -28,7 km/sek) und die Umlaufzeit von Ypsilon Andromedae A und B beträgt 20000 Jahre.

Planeten ohne Fixstern: Cha 110913-773444 und S Ori 70

Bekannte Beispiele für vagabundierende Planemos, also solche, die keinen Stern umkreisen, sind S Ori 70 und Cha 110913-773444. Letzterer löste durch seine Entdeckung und unklare Einordnung als Stern oder Planet eine Debatte aus, aus der der Begriff des Planemos hervorging.
Ein Planemo (planetary mass object) ist z. B. das Objekt Cha 110913-773444. Es ist für einen Braunen Zwerg zu klein und kann daher als Planet ohne Stern angesehen werden (Masse: 8 mal Jupiter bzw. 0,008 mal Sonne). Um ihn existiert eine Staubscheibe, in welcher sich Planeten bzw. Monde bilden könnten. Es liegt im Sternbild Chamäleon, weist ein Alter von nur 2 Millionen Jahren auf und befindet sich in einer Entfernung von 500 Lichtjahren. US-Astronom Kevin Luhmann und Kollegen haben 2005 diesen Himmelskörper entdeckt, der sich einfach nicht einordnen ließ, obwohl in dessen Umgebung Planeten entstehen: Eine sich verdichtende, nur 2 Millionen Jahre alte Gaskugel mit einer Staubscheibe. Er ist lediglich achtmal so schwer wie der Jupiter und kann daher kein Fixstern sein. Somit stellt sich die Frage, ob von einem Braunen Zwerg die Rede sein kann (Mindestmasse: 13 x Jupiter) oder ob es sich vielmehr um einen Planeten handelt. Hier jedoch kommt das Problem auf, dass Planeten ohne einen Fixstern den sie umkreisen, bisher nicht kategorisiert worden sind. Bei der Diskussion in der Fachwelt entstand so der Begriff "Planemo".

Entdeckt wurde Cha 110913-773444 mit dem Weltraumteleskop Spitzer, das den Kosmos im Bereich des Infrarotlichts untersucht. Luhman hatte schon 2004 den damals kleinsten bekannten Braunen Zwerg entdeckt, der ebenfalls von einer protoplanetaren Staubscheibe umgeben ist. Dieses Objekt – OTS 44 – hat fünfzehn Jupitermassen, und kann daher gerade noch als Stern kategorisiert werden. Cha 110913-773444 besitzt jedoch nur etwa die Hälfte der Masse von OTS 44. Wenn die protoplanetare Scheibe um Cha 110913-773444 sich irgendwann einmal zu Planeten verdichtet haben wird, dann wird eine Art Mini-Sonnensystem im Chamäleon schweben. Sein Zentral-"Stern" (Planemo Cha 110913-773444), seine Mini-Planeten und deren Umlaufbahnen sind insgesamt dann rund hundertmal kleiner als unser Sonnensystem.

Ein weiterer Planet der vagabundiert, also keinen Stern umkreist, ist S Ori 70 (Rektaszension: 05|38|10, Deklination: −02|36|26).

Quellen/Bemerkungen

Siehe auch

Liste der Planetensysteme
TrES-4 (größter Exoplanet), HD189733b
Planemo, Pulsar-Planet
Gasplaneten, Äquatorstreifen
Terrestrial Planet Finder (NASA-Projekt ab 2020)

Weblinks

Medien

Commons: Extrasolare Planeten – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

[1] aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am .

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[1] Die Extrasolare Planeten Enzyklopädie (englisch)

[2] Astrophysikalisches Istitut und Universitätssternwarte Jena

[3] wissenschaft.de: Frischer Nachwuchs für die Exoplaneten

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