Rohrbach und Exoplanet: Unterschied zwischen den Seiten

Exoplaneten (auch extrasolare Planeten) sind Planeten außerhalb unseres Sonnensystems.

Entdeckung des ersten Exoplaneten

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der uns vom Pulsar erreicht, konnten 1994 drei Planeten mit Massen von 0.02, 4.3 und 3.9 Erdmassen nachgewiesen werden. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen.

Die ersten Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten 1995 nachgewiesen werden. Sie konnten bis 2005 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 einem Planet und seinem Stern getrennt darzustellen.

Indirekte Nachweismethoden

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

• Transitmethode: Bedeckungen durch den Planeten erzeugen periodische Absenkungen der Helligkeit des Sterns, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet genau vor dem Stern vorbeizieht. Dies wird durch eine exakte Messung der Helligkeit des Sterns mittels Photometrie nachgewiesen, während der Exoplanet seinen Zentralstern bedeckt. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie SuperWASP oder wesentlich genauer durch zukünftige 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.
• Radialgeschwindigkeitsmethode: Stern und Planet(en) bewegen sich unter dem Einfluss der Gravitation um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, der Stern wegen seiner größeren Masse wesentlich langsamer 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, 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 astrometrische Methode nach Exoplaneten gesucht, die Methoden 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 SIM erreicht werden.

Eine weitere indirekte Methode nutzt den Effekt auf Hintergrundsterne:

• 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.

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 rotiert im 4,2-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen.

Zahl der bekannten Exoplaneten

Mittlerweile (Stand Mai 2005) sind 156 extrasolare Planeten in 136 Systemen bekannt, darunter 13 Systeme mit zwei, zwei Systeme mit 3 und 1 System mit 4 Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 100 parsec wurden bis jetzt 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 Planeten 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.

Erdgroße Exoplaneten

Um auch erdgroße Planeten zu entdecken, stehen noch nicht ausreichend gute Daten und Instrumente zur Verfügung, was sich aber in absehbarer Zeit, d.h. in ein bis zwei Jahrzehnten, ändern soll. Heute (2004) liegt die Untergrenze der Entdeckbarkeit bei einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 m/s. Ein Planet, der in 1 AE Entfernung um seinen Stern kreist, muss daher eine Masse von ca. 11.2 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Derzeit sind aber keine Planeten bekannt, die über eine so geringe Masse verfügen (abgesehen von Pulsarplaneten).

Der kleinste Exoplanet

Der Planet mit der Bezeichnung HD 160691 d ist der kleinste Exoplanet, der bisher nachgewiesen werden konnte (Stand August 2004, wieder mit Ausnahme von Planeten im Orbit um Pulsare). Er ist immerhin nur 14-mal so schwer wie die Erde und besitzt damit etwa die Masse des Uranus. In nur 9,5 Tagen umkreist er den von unserem Sonnensystem rund 50 Lichtjahre entfernten Stern µ Arae im Sternbild Altar.

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 ähnlich, aber mit ca. 2 Mio. Jahre wesentlich jüngeren Stern GQ Lupi, der sich gerade in der T-Tauri-Phase befindet, beobachtet zu haben. [1]

Weblinks

• Deutsches Kompetenzzentrum für Exo-Planeten Jena/Tautenburg
• Liste der Exoplaneten
• Liste der Exoplaneten (Amerikanische Forschungsgruppe)
• Ausführliche Informationen zu allen Exoplaneten

Videos

• Real Video: Gibt es extrasolare Planeten? (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)