Exoplanet

Ein extrasolarer Planet, kurz Exoplanet bezeichnet einen Planeten der auserhalb des gravitativen Einflusses unserer Sonne liegt. Diese Exoplaneten gehören also nicht mehr zu unserem Sonnensystem sondern zu einem anderen Planetensystem. Also sie umkreisen einen anderen Stern

Die ersten Planeten, die außerhalb unseres Sonnensystems gefunden wurden umkreisen den Pulsar der den Namen PSR B1257+12 trägt. Als man die Wiederkehrzeit des Strahls vom Pulsar maß in der er die Erde erreicht, konnten im Jahre 1992 zwei Planeten mit die eine Masse von 4 Erdmassen aufweisen entdeckt werden. Ihre Umlaufzeit beträgt ca. 67 und beim anderen 98 Tage.

1994 wurde ein weiterer Exoplanet endeckt der nur eine Masse von 0,02 Erdmassen aufweist und dessen Umlaufzeit 25 Tage beträgt. Leben ist auf diesen Plantetn somit praktisch ausgeschlossen. Man fand 1995 einen Exoplaneten der eine Umlaufbahn um einen Stern hat, der sonnenähnlich ist. Er wurde mit Hilfe der Radialgeschwindikeit entdeckt. Der Planet, der ca. 0,5 Jupitermassen aufweist, kreist im Rythmus von 4 Tagen um den Stern Pegasus 51. Dieser Stern ist ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Exoplaneten, die sich um einen sonnenähnlichen Stern bewegen, können bisher nicht direkt beobachtet werden weil sie zu lichtschwach sind. Sie werden von dem Stern, den sie umkreisen überstrahlt. Teleskope besitzen bis jetzt nicht das nötige Auflösungsvermögen, um so nah beiander liegende Objekte (den Exoplanet und den Stern), die so einen hohen Helligkeitsunterschied aufweisen, getrennt darzustellen.

Exoplaneten konnte man bislang nr indirekt nachweisen.

Man hat mehrere Methoden dazu:

Transitmethode:

Wird der Planet bedeckt, wird die Helligkeit des Sterns periodisch abgesenkt, wenn die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet, von der Erde aus gesehen, genau vor dem Stern vorbeizieht. Dies wird durch Hilfe der Photiometrie nachgewiesen bei der die genaue Messung der Helligkeit des Sterns ermittelt wird, während der Exoplanet diesen Stern bedeckt. Diese Messung kann mit terrestischen Teleskopen wie SuperWASP oder durch Satelliten wie COROT oder Kepler durchgeführt werden. 2005 gelang mit einem Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotlicht der Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern.

Radialgeschwindigkeitsmethode:

Stern und Exoplanet bewegen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich wegen seiner größeren Masse um kleinere Bahnen wie der Planet.

Stern und Planet 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.

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.

Anzahl der bekannten Exoplaneten

Mitte März 2008 waren 277 extrasolare Planeten in 234 Systemen bekannt, darunter 17 Systeme mit zwei, sieben Systeme mit drei, ein System mit vier und ein System mit fünf bekannten Planeten. 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. Bisher konnten nur Exoplaneten entdeckt werden die eine Masse von ca. 11,2 Erdmassen haben.

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 Spektrographen, 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.