Extrasolarer Planet

Hubble-Aufnahme von Staubscheibe und Exoplanet um den Stern Fomalhaut

Exoplanet OGLE-2005-BLG-390Lb (künstlerische Darstellung des 2005 entdeckten Objekts, NASA)

Ein extrasolarer Planet, kurz Exoplanet, ist ein Planet außerhalb (griechisch ἔξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne (lateinisch sol). Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem bzw. umkreisen einen anderen Stern.

Daneben existieren auch planetenartige Objekte, die keinen Stern umkreisen und unter den neu geprägten Oberbegriff Planemo (von englisch planetary mass object) fallen.

Entdeckung der ersten 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 zwischenzeitlich wieder verworfen (Gamma Cephei b).

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems bestätigt wurden, umkreisen den Pulsar PSR 1257+12. Der Pulsar wurde 1990 vom polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan entdeckt. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar 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.^[1] 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.

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. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute meist nicht dazu aus, um zwei so nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einen Planeten und seinen Stern getrennt darzustellen. Daher war der erste Exoplanet, der direkt optisch abgebildet werden konnte (2M1207 b), ein Exoplanet um einen Braunen Zwerg.

Indirekte Nachweismethoden

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

• Transitmethode, Durchgangsmethode oder Durchgangsbeobachtung^[2]: 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 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. Lichtkurven des Hot Jupiter CoRoT-1b zeigen zusätzlich Schwankungen um 0.0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden.^[3][4]
  Siehe auch: Planetentransit

Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radialgeschwindigkeitsmethode und für die 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) mit Hilfe eines Frequenzkammes in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann.^[5] 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 Sternörter 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 der Astrometrie-Satellit 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 Vordergrundsterns eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet.

Eine andere indirekte Methode beruht auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten:

• Berechnung nach gestörter Planetenbahn: 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 aus Gestein eine Masse von ungefähr fünf Erdmassen vermuten.^[6]

Direkte Beobachtung

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

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^[7]. Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop 2006 konnten dies bestätigen^[8].

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.^[9] Auch diese Beobachtung erfolgte mit dem Very Large Telescope der ESO im infraroten Spektralbereich.

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 mittels des Very Large Array einen Exoplaneten in der Entwicklungsphase entdeckt.^[10]

Der klarste direkte Nachweis wurde am 14. November 2008 im Wissenschaftsmagazin Science bekanntgegeben: 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.^[11] Es handelt sich um den Planeten Fomalhaut b, 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 unseres Sonnensystems abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt die doppelte Masse unserer 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.^[12] 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.

Benennung

Exoplaneten werden mit dem Namen bzw. der Katalogbezeichnung des Sterns sowie einem angehängten Kleinbuchstaben bezeichnet. Die Nummerierung erfolgt dabei in der Reihenfolge der Entdeckung, beginnend mit 'b'. Wo nötig wird zur eindeutigen Abgrenzung von den ihn umkreisenden Planeten der Stern oft mit einem angehängten Großbuchstaben 'A' gekennzeichnet.

Zahl der bekannten Exoplaneten

Mit dem Stand vom 16. September 2011 sind – einschließlich der Kandidaten – 684 extrasolare Planeten in 562 Systemen bekannt, darunter 83 Systeme mit zwei bis sechs Planeten.^[1] Bis März 2003 wurden im Umkreis von ca. 330 Lichtjahren bei 7 % der anvisierten Sterne bereits Planeten nachgewiesen, wobei der Nachweis bei später untersuchten Sternen durch die kontinuierlich verfeinerten Messmethoden wahrscheinlicher wurde als bei jenen Sternen, deren letzte Beobachtung schon länger zurück liegt. Planetensysteme gelten heute in der unmittelbaren Umgebung unserer Sonne als sicher nachgewiesenes, allgemein verbreitetes Phänomen.

Übersicht (Stand 16. September 2011)
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Systeme mit einem extrasolaren Planeten: 479 = 479 Exoplaneten
Systeme mit zwei  extrasolaren Planeten:  58 = 116 Exoplaneten
Systeme mit drei  extrasolaren Planeten:  16 =  48 Exoplaneten
Systeme mit vier  extrasolaren Planeten:   6 =  24 Exoplaneten
Systeme mit fünf  extrasolaren Planeten:   1 =   5 Exoplaneten
Systeme mit sechs extrasolaren Planeten:   2 =  12 Exoplaneten
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Gesamtanzahl der  extrasolaren Systeme:  562 = 684 Exoplaneten

Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr
1989	1990	1991	1992	1993	1994	1995	1996	1997	1998
1	0	0	3	0	1	1	6	0	7
1999	2000	2001	2002	2003	2004	2005	2006	2007	2008
11	19	12	29	27	31	32	27	59	61
2009	2010	2011
82	106	275

Diagramm der Anzahl und Entdeckungsmethoden neuer Exoplaneten pro Jahr (Stand: 10. Juli 2011)

• Radialgeschwindigkeitsmethode
• Pulsarfrequenz
• Transitmethode
• Direkte Beobachtung
• Astrometrisch
• Timing
• Mikrolinseneffekt

Entdecker von Exoplaneten

Exoplaneten werden von Teams auf der ganzen Welt gesucht und entdeckt. Einige Teams versuchen mit erdgebundenen Teleskopen den Himmel zu durchmustern, während bei anderen Missionen direkt Teleskope (z. B. Kepler-Weltraumteleskop) ins All geschickt werden. Die im Zusammenhang mit der Entdeckung von Exoplaneten in den Veröffentlichungen am häufigsten erwähnten Personen sind derzeit Geoffrey Marcy, R. Paul Butler und Michel Mayor.^[13]

Arten von Exoplaneten

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

Größenvergleich zwischen Jupiter und TrES-4, einem der größten bekannten Exoplaneten

Im Allgemeinen wurde die Klassifikation dementsprechend vorläufig (klassisch) in folgende Typen vorgenommen:

• Gesteinsplaneten (erdähnliche Felsplaneten, "terrestrisch", im Fall mehrerer Erdmassen als "Super-Erden" 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).

Diese vorläufige Klassifikation erwies sich jedoch bald als zu ungenau, zumal bei vielen Neuentdeckungen unklar war, ob diese Planeten eine feste Oberfläche haben oder nicht, ob sie dicht wie Merkur oder eisig wie entfernte Monde unseres Sonnensystems sind.

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

Nach David Sudarsky u.a. wird daher die äußere Erscheinung der Planeten und Planemos völlig ausgeblendet: Man geht nur von der chemischen Zusammensetzung aus. Diese wird – soweit bestimmbar – wie bei solaren Planeten auch von drei Größen abgeleitet:

• der Albedo des Himmelskörpers,
• der Strahlungstemperatur im EM-Spektrum und
• der etwaigen Masse bzw. Dichte der Planeten.

Dementsprechend ergeben sich im Dichte-Bereich zwischen metallischen (um 7 g/cm³), silikatischen (um 3 g/cm³) und wassereishaltigen Planeten folgende Typen:

• metallosilikatische Planeten (ähnl. Merkur und Erde),
• silikatische Planeten (z. B. ähnl. Europa, Io und Erdmond),
• hydrosilikatische Planeten (ähnl. Ganymed, Kallisto, Titan und Pluto),
• Eisplaneten (ähnl. Enceladus, mit sehr geringem Silikatanteil) und
• Gasriesen (ähnl. Jupiter und Neptun).

Die Klassifikation nach Sudarsky^[14] gilt streng genommen für Gasriesen und unterscheidet folgende Planeten-Typen (z. T. auch in Bezug auf die Kosmochemie und eine etwaige chemische Evolution):

• Gasriesen mit Methanwolken (entsprechende Albedo, Temperatur unter 80 Kelvin),
• Gasriesen mit Ammoniakwolken (unter 150 Kelvin),
• Gasriesen mit Wasserdampfwolken (−120 bis +60 °C, Albedo bis 81 %),
• Gasriesen mit Albedo um 12 % (350–900 K; eigentliche "hot jupiters"),
• Gasriesen mit Alkali-Absorption (900–1500 K, Albedo um 3 %),
• Gasriesen mit Siliziumdioxidwolken (Gluthitze, über 1500 K).

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 Exoplaneten 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 oder Gesteinsplaneten zu entdecken, standen früher noch nicht ausreichend gute Daten und Instrumente zur Verfügung, was sich aber 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 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Mittlerweile wurden jedoch auch massenärmere und kleinere Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit sowie durch die Microlensing- und Transit-Methode entdeckt.

Einer der bisher kleinsten 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 Tage. Die Oberflächentemperatur wird auf 0 bis 40 °C geschätzt. 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).

Ein weiterer, erst 2009 entdeckter Begleiter ist Gliese 581 e. Bei ihm handelt es sich um den bisher masseärmsten bekannten Exoplaneten mit nur 1,9-facher Erdmasse und einer Umlaufzeit von nur knapp mehr als 3 Tagen.

Andere der bisher nachgewiesenen kleinen Exoplaneten sind Gliese 876 b, OGLE-2005-BLG-390Lb, µ Arae d, MOA-2007-BLG-192-Lb und CoRoT-7 b. Bei einigen handelt es sich um sogenannte Super-Erden.

Gliese 876 b 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.

µ Arae d ist nur ungefähr 10-mal so schwer wie die Erde und besitzt damit etwa zwei Drittel der Masse des Uranus. In nur 9,5 Tagen umkreist der Exoplanet 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 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 der vermutlich kleinste bekannte Exoplanet. Er besitzt die 3,2-fache Erdmasse und befindet sich in einer Entfernung von etwa 3.000 Lichtjahren. Neueste 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.

CoRoT-7 b wurde 2009 mit Hilfe der Transit-Methode durch das Weltraumteleskop CoRoT entdeckt und ist der erste zweifelsfrei nachgewiesene extrasolare Gesteinsplanet. Der nur 1,75 Erdradien große Planet besitzt die etwa 5-fache Masse der Erde. Aufgrund seiner Masse sowie seinem geringen Abstand zum Mutterstern ist es unmöglich, dass es sich um einen Gas- oder Eisriesen handelt. Dies deutet stark darauf hin, dass es sich um einen terrestrischen Planeten handeln muss. Diese Vermutung wurde später nach Messungen am La Silla-Observatorium der ESO durch Erkenntnisse über die Dichte des Planeten bestätigt. Mit einer Umlaufzeit von nur etwa 20 Stunden hält er einen weiteren Rekord unter den bekannten Exoplaneten.

Exemplarische Exoplaneten

2M1207 b

Der Gasriese 2M1207 b wurde im Jahr 2004 bei dem Braunen Zwerg 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.

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 unseres Sonnensystems. Dieser Gürtel hat die etwa 25-fache Masse des unseren und ist dem Stern so nahe wie die Venus der Sonne.

Gliese 581 b, c, d, e und g

Gliese 581 ist ein 20,5 Lichtjahre entfernter Stern im Sternbild Waage. Es handelt sich um einen Roten Zwerg, der etwa 500-mal schwächer als unsere Sonne strahlt (Spektralklasse: M3,5, Visuelle Helligkeit: 10,56). Er weist ein Planetensystem mit vier bestätigten Begleitern auf, die als Gliese 581 b, 581 c, 581 d, 581 e bezeichnet werden. Die behauptete Entdeckung zweier weiterer, 581 f und 581 g, konnte bisher nicht bestätigt werden.

Gliese 581 b hat etwa 17 Erdmassen und umrundet seinen Stern alle 5,366 Tage in einem Abstand von 6 Mio. km. 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.

Künstlerische Darstellung von Gliese 876 d

Im April 2007 entdeckten ein Astronomenteam um Xavier Delfosse von 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 geben sollte, 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 war bei seiner Entdeckung der kleinste bekannte Exoplanet, bis der noch kleinere Kepler-10b Anfang 2011 entdeckt wurde.

Auf einer Konferenz der ESO gab Michel Mayor im April 2009 bekannt, dass der bereits 2007 entdeckte Gliese 581 d in seinem Planetensystem innerhalb der bewohnbaren Zone liegt und womöglich Ozeane mit flüssigem Wasser beherbergt. Gliese 581 d umrundet seinen Stern in 66,8 Tagen und wurde mittels des HARPS-Spektrographen am Observatorium der Europäischen Südsternwarte in La Silla, Chile gefunden.^[15]

Der vierte Planet ist Gliese 581 e, der sein Zentralgestirn alle 3,15 Tage umkreist und wahrscheinlich ein Gesteinsplanet ist. Zudem ist er mit nur 1,9 Erdmassen der bisher leichteste Planet außerhalb unseres Sonnensystems.

HD 149026

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.

CoRoT-4 b

CoRoT-4 b, erst CoRoT-Exo-4 b genannt, wurde am 24. Juli 2008 von Wissenschaftlern der Universität Exeter mit Hilfe des Weltraumteleskops CoRoT.^[16] entdeckt. Bei diesem Exoplaneten handelt es sich, auf Grund der etwa 0,7-fachen Jupitermasse und des etwa 1,2-fachen Durchmesser des Jupiters, um einen Gasriesen.^[17]

Das Besondere an diesem Planeten ist die Korotation mit seinem Zentralstern, CoRoT-4. Der Planet dreht sich mit exakt derselben Periode um seine eigene Achse wie sein Stern und bewegt sich auch mit der gleichen entsprechenden Geschwindigkeit um diesen. Auf der stets dem Stern zugewandten Seite von CoRoT-4 b ist somit ständig Tag und auf der sternabgewandten Seite herrscht Nacht. Da seine Masse in Relation zu der seines Sterns zu gering ist, um deren eigene Umdrehung zu beeinflussen, muss diese Umlaufsynchronisation Ursachen haben, die in der Entstehung des CoRoT-4-Systems liegen.

Lalande 21185 und OGLE-2005-BLG-390Lb

Position von OGLE-2005-BLG-390Lb am Nachthimmel

Dieser Rote Zwerg liegt im Großen Bären (Alter 3–10 Mrd. Jahre, 7,5. Größe, Spektralklasse M2n). Der 8,312 Lichtjahre entfernte Zwergstern mit nur 0,00568-facher Sonnenleuchtkraft (bei nur 0,393-fachem 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 es ebenfalls weit entfernt vom Zentralgestirn schwebt und somit ebenso kalt sein dürfte.

Epsilon Eridani

Hier hat ein oranger, sonnenähnlicher Stern einen Gasplaneten (Möglicherweise besitzt Epsilon Eridani ein ganzes Planetensystem) sowie eine Staubscheibe. Dieser 10,50 Lichtjahre entfernte, nur 800 Millionen Jahre junge Planet 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 × Sonne, Masse: 0,32 × Sonne, Durchmesser: 0,36 × 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: µ 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

Planetensystem von 55 Cancri A und unser Sonnensystem

Auf 55 Cancri e, dem Exoplaneten um einen Stern im Sternbild Krebs, müsste es – ähnlich wie auf Gliese 876 d – 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 Kilometer 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 Planeten 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 Planeten:

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 Exoplanet, 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/s) und die Umlaufzeit von Ypsilon Andromedae A und B beträgt 20.000 Jahre.

HD 10180

Am 24. August 2010 wurde gemeldet, dass mit HD 10180 ein Planetensystem mit bis zu sieben Planeten gefunden wurde. Einer dieser sieben – HD 10180 b – ist noch unbestätigt.

Siehe auch

• Liste von Exoplaneten
• Liste der Planetensysteme
• Liste der Super-Erden
• TrES-4 (größter Exoplanet)
• Pulsar-Planet
• Gasplanet
• Extrasolarer Mond

Literatur

• Rudolf Dvorak: Extrasolar planets – formation, detection and dynamics. WILEY-VCH, Weinheim 2008. ISBN 3-527-40671-9
• Hans Deeg: Extrasolar planets.Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008. ISBN 0-521-86808-4
• John W. Mason: Exoplanets – detection, formation, properties, habitability. Springer, Berlin 2008. ISBN 3-540-74007-4
• Geoffrey Marcy, (et al.) Observed Properties of Exoplanets:Masses, Orbits, and Metallicities. Progress of Theoretical Physics Supplement, No. 158, 2005.
• Sven Piper Exoplaneten - Die Suche nach einer zweiten Erde. Springer, Berlin 2011. ISBN 978-3-642-16469-9
• Reto U. Schneider: Planetenjäger: Die aufregende Entdeckung fremder Welten. Birkhäuser Verlag, Basel [u.a.] 1997. ISBN 3-7643-5607-3

Weblinks

 Commons: Extrasolare Planeten – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Gibt es extrasolare Planeten? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri
• Enzyklopädie der Extrasolaren Planeten
• The California & Carnegie Search for Extrasolar Planets. in: Exoplanets.org. 3. Januar 2006. (Liste der Exoplaneten, englisch)
• Deutsches Kompetenzzentrum für Exo-Planeten Jena/Tautenburg
• News und Informationen zu Exoplaneten in: Planeten.ch.

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b} Jean Schneider: Die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten. In: exoplanet.eu. CNRS/LUTH – Paris Observatory, 16. September 2011, abgerufen am 18. September 2011. 
2. ↑ "ExoPlanetSat" soll bei der Suche nach erdähnlichen Planeten helfen – Artikel bei Heise online, vom 17. Mai 2011
3. ↑ I. Snellen u.a.: The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b. in: Nature. London 459.2009, 543-545. ISSN 0028-0836
4. ↑ C. Liefke: Tag und Nacht auf dem Exoplaneten CoRoT-1b. in: Sterne und Weltraum. Heidelberg 10.2009,20. ISSN 0039-1263
5. ↑ Frequenzkamm einsatzbereit für astronomische Beobachtungen – Artikel bei KosmoLogs, vom 7. September 2008
6. ↑ e-print abrufbar über die Cornell University Library
7. ↑ G. Chauvin u.a.: A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf. in: Astrophysics. New York 2006. ISSN 0571-7256
8. ↑ I. Song u.a.: HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASS J1207334-393254. in: The Astrophysical Journal. Chicago.
9. ↑ Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte Jena
10. ↑ Frischer Nachwuchs für die Exoplaneten. In: wissenschaft.de. Abgerufen am 19. Okt. 2009. 
11. ↑ ESA
12. ↑ Gemini releases historic discovery image of planetary "first family"
13. ↑ Übersicht in Planetensuche
14. ↑ www.planeten.ch
15. ↑ ESO
16. ↑ Astronomen entdecken Himmel und Hölle In: SETI-Blog. 27. Juli 2008.
17. ↑ CoRoT-4 b. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia. (englisch)