Extrasolarer Planet

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Hubble-Aufnahme von Staubscheibe und Exoplanet (s. Einblendung rechts unten) um den Stern Fomalhaut

Ein extrasolarer Planet, kurz Exoplanet, ist ein Planet außerhalb (griechisch ἔξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne. Extrasolare Planeten gehören also nicht dem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem und 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[Bearbeiten]

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).

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des 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 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 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[Bearbeiten]

Schematische Darstellung der Bahnen in Planetensystemen, die mit der Transit­methode entdeckbar sind (NASA)

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
Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden.
Radialgeschwindigkeitsmethode
Schematische Darstellung der Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radialgeschwindigkeitsmethode und für die astrometrische Methode.
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 berechnen und erst recht nicht nachweisen, sondern nur eine Untergrenze für eventuell vorhandene Planeten berechnen.
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 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 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.
Gravitational-microlensing-Methode
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 es noch nicht sicher erwiesen, ob sich damit auch Planeten weit entfernter Systeme nachweisen lassen.
Berechnung nach gestörter Planetenbahn
Eine andere indirekte Methode, die auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten beruht. Mehrere Planeten im gleichen System ziehen sich gegenseitig 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.[6] Ein Nachweis für diese Hypothese fehlt bislang.
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 von einigen pulsationsveränderlichen Sternen sowie den Minima von bedeckungsveränderlichen Sternen. Die Lichtlaufzeit-Methode ist entfernungsunabhängig, aber sie ist stark beeinflusst von der Genauigkeit des periodischen Signals.[7] Daher hat man mit dieser Methode bisher noch keinen Exoplaneten nachweisen können.

Direkte Beobachtung[Bearbeiten]

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.[8] Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop 2006 konnten dies bestätigen.[9]

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.[10] 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.[11]

Der klarste direkte 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.[12] 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 des Sonnensystems abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt die doppelte Masse der 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.[13] 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[Bearbeiten]

Planetenanzahl pro System
(Stand: 20. März 2014)[14]
Planeten
pro System
Anzahl der
Systeme
Planeten
gesamt
1 642 642
2 311 622
3 99 297
4 34 136
5 11 55
6 4 24
7 1 7
Summen 1102 1779

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.

Im Juli 2014 gab die Internationale Astronomische Union (IAU) bekannt, einen weltweiten Wettbewerb (NameExoWorlds) zur Benennung von 305 ausgewählten Exoplaneten zu veranstalten. Die Ergebnisse sollen im September 2015 veröffentlicht werden.[15]

Zahl der bekannten Exoplaneten[Bearbeiten]

Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr
(Stand 6. März 2014)[14]
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 13 30 27 31 33 29 61 61
2009 2010 2011 2012 2013 2014        
81 114 189 149 189 724        

Mit dem Stand vom 21. Mai 2014 sind 1792 extrasolare Planeten in 1112 Systemen bekannt, darunter 460 Systeme mit zwei bis sieben Planeten sowie über 2000 Planetenkandidaten.[1] 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 im Durchschnitt jeder Stern der Milchstraße 1-2 Planeten hat.[16]

Diagramm der Anzahl und Entdeckungsmethoden neuer Exoplaneten pro Jahr (Stand: 26. Februar 2014)
  • Radialgeschwindigkeitsmethode
  • Pulsarfrequenz
  • Transitmethode
  • Direkte Beobachtung
  • Astrometrisch
  • Timing
  • Mikrolinseneffekt

Entdecker von Exoplaneten[Bearbeiten]

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.

Arten von Exoplaneten[Bearbeiten]

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.

Größenvergleich zwischen Jupiter (links) und TrES-4 (rechts), 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 „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).

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 des 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:

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[17] 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 dem 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[Bearbeiten]

Masse der bis zum im Diagramm genannten Datum bekannten Exoplaneten über dem Jahr ihrer Entdeckung.[14] Man sieht, wie das Massenspektrum vor allem nach unten hin größer wird. Ausgenommen wurden hier umstrittene Entdeckungen und Planeten um Pulsare.

In den vergangenen Jahren 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 massenärmere und kleinere Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit sowie durch die Microlensing- und Transit-Methode entdeckt.

Einer der kleinsten bisher gefundenen 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.

Andere bisher nachgewiesenen kleine 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 Supererden.

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 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 vom 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 einer der kleinsten bekannten Exoplaneten. Er besitzt die 3,2-fache Erdmasse und befindet sich in einer Entfernung von etwa 3000 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 Transitmethode 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.

Kepler-37 b ist der derzeit kleinste bekannte Exoplanet (Stand: Februar 2013) und mit einem Durchmesser von etwa 3900 km nur etwas größer als der Erdmond.

Exemplarische Exoplaneten[Bearbeiten]

2M1207 b[Bearbeiten]

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.

Ssc2005-10c[Bearbeiten]

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.

HD 149026 b[Bearbeiten]

Hauptartikel: HD 149026 b

Um den gelben Stern HD 149026 kreist alle 2,87 Tage im 0,046 AE Abstand der saturngroße Gasplanet HD 149026 b, der von der Erde 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 auf einen festen Kern, mehr als bei jedem anderen Gasriesen bei dem dieser Anteil bekannt ist. Das im Sternbild Herkules befindliche, 250 Lichtjahre entfernte Zentralobjekt (Stern-Spektralklasse: G0; spektroskopische Größenklasse: 8,15 m) hat 1,3 Sonnenmassen.

CoRoT-4 b[Bearbeiten]

CoRoT-4 b, erst CoRoT-Exo-4 b genannt, wurde am 24. Juli 2008 von Wissenschaftlern der Universität Exeter mit Hilfe des Weltraumteleskops CoRoT.[18] 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.[19]

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 B und OGLE-2005-BLG-390Lb[Bearbeiten]

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

Der Rote Zwerg Lalande 21185 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.

OGLE-2005-BLG-390L b ähnelt Lalande 21185 B insofern, als dass er ebenfalls weit entfernt vom Zentralgestirn ist und somit ebenso kalt sein dürfte.

Epsilon Eridani b[Bearbeiten]

Hauptartikel: Epsilon Eridani b

Der orange, sonnenähnliche Stern Epsilon Eridani hat einen Gasplaneten, Epsilon Eridani b, sowie eine Staubscheibe. Dieser 10,50 Lichtjahre entfernte, nur 800 Millionen Jahre alte Exoplanet hat 1,5 Jupitermassen und umkreist den Stern alle 6,85 Jahre in 1,9–3,7 AE Abstand. Möglicherweise besitzt Epsilon Eridani ein ganzes Planetensystem.

Gliese 876 d[Bearbeiten]

Hauptartikel: Gliese 876 d

Gliese 876 d ist ein Planet des 11 Milliarden Jahre alten Roten Zwerges Gliese 876 im Wassermann (Leuchtkraft: 0,0016 × Sonne, Masse: 0,32 × Sonne, Durchmesser: 0,36 × Sonne). Zur Zeit seiner Entdeckung im Juni 2005 war er der masseärmste bekannte Exoplanet. Der Exoplanet von der etwa 8-fachen Masse der Erde 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 (Gliese 876 b und Gliese 876 c) 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[Bearbeiten]

Planetensystem von 55 Cancri A und das Sonnensystem
Hauptartikel: 55 Cancri e

Auf 55 Cancri e, dem Exoplaneten um den Doppelstern 55 Cancri 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[Bearbeiten]

Das Doppelsternsystem Ypsilon Andromedae besteht aus dem leuchtstärkeren Stern Ypsilon Andromedae A und dem Roten Zwerg Ypsilon Andromedae B. Der größere der beiden Sterne, Ypsilon Andromedae A, hat mindestens drei Planeten:

  • 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,
  • 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
  • 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 und die Umlaufzeit von Ypsilon Andromedae A und B beträgt 20.000 Jahre.

HD 10180[Bearbeiten]

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.

Gliese 1214 b[Bearbeiten]

Hauptartikel: GJ 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.

Kepler-186f[Bearbeiten]

Hauptartikel: 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.[20]

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  • 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, (PDF; 629 kB).
  • Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio (Hrsg.): Extrasolar planets.Cambridge University Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-86808-2.
  • Rudolf Dvorak (Hrsg.): Extrasolar planets. Formation, detection and dynamics. Wiley-VCH-Verlag, Weinheim 2008, ISBN 978-3-527-40671-5.
  • John W. Mason (Hrsg.): Exoplanets. Detection, formation, properties, habitability. Springer u. a., Berlin u. a. 2008, ISBN 978-3-540-74007-0.
  • Sven Piper: Exoplaneten. Die Suche nach einer zweiten Erde. Springer, Heidelberg u. a. 2011, ISBN 978-3-642-16469-9.
  • Lisa Kaltenegger: Die Suche nach der zweiten Erde. In: Physik-Journal. Bd. 11, Nr. 2, 2012, ISSN 1617-9439, S. 25–29.

Weblinks[Bearbeiten]

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

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatVorlage:Internetquelle/Wartung/Datum nicht im ISO-FormatJean Schneider: Die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten. In: exoplanet.eu. CNRS/LUTH – Paris Observatory, 16. September 2011, abgerufen am 1. Mai 2013.
  2. „ExoPlanetSat“ soll bei der Suche nach erdähnlichen Planeten helfen. Bei Heise online, vom 17. Mai 2011.
  3. Ignas A. G. Snellen, Ernst J. W. de Mooij, Simon Albrecht: The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b. In: Nature. Bd. 459, 28 May 2009, S. 543–545, doi:10.1038/nature08045.
  4. Carolin Liefke: Tag und Nacht auf dem Exoplaneten CoRoT-1b. In: Sterne und Weltraum. Oktober 2009, S. 20–22.
  5. Frequenzkamm einsatzbereit für astronomische Beobachtungen. Bei KosmoLogs, vom 7. September 2008
  6. Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera, Jean-Philippe Beaulieu: A ~5 M_earth Super-Earth Orbiting GJ 436?: The Power of Near-Grazing Transits. 8. März 2008. Abgerufen am 19. April 2014. (arXiv:0801.3230)
  7. Jason T. Wright, B. Scott Gaudi: Exoplanet Detection Methods. In: Terry D. Oswalt (Hrsg.): Planets, Stars and Stellar Systems. Band 3: Linda M. French, Paul Kalas (Hrsg.): Solar and Stellar Planetary Systems. Springer, Dordrecht u. a. 2013, ISBN 978-94-007-5605-2, S. 489–540, doi:10.1007/978-94-007-5606-9_10, arXiv:1210.2471.
  8. G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit, P. Lowrance: A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf. in: Astronomy and Astrophysics. Bd. 425, Nr. 2, October II 2004, ISSN 0004-6361, S. L29–L32, doi:10.1051/0004-6361:200400056.
  9. Inseok Song, G. Schneider, B. Zuckerman, J. Farihi, E. E. Becklin, M. S. Bessell, P. Lowrance, B. A. Macintosh: HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334–393254. In: The Astrophysical Journal. Bd. 652, Nr. 1, ISSN 0004-637X, S. 724–729, doi:10.1086/507831, (PDF; 270 kB).
  10. Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte Jena
  11. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatFrischer Nachwuchs für die Exoplaneten. In: wissenschaft.de. Abgerufen am 19. Okt. 2009.
  12. ESA
  13. Gemini releases historic discovery image of planetary "first family"
  14. a b c www.exoplanet.eu
  15. NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU, 9. Juli 2014, abgerufen am 9. Oktober 2014 (englisch).
  16. Planeten so weit das Auge reicht. Abgerufen am 11. Januar 2012.
  17. www.planeten.ch
  18. Astronomen entdecken Himmel und Hölle In: SETI-Blog. 27. Juli 2008.
  19. CoRoT-4 b. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia. (englisch)
  20. nasa.gov: 'NASA's Kepler Discovers First Earth-Size Planet In The 'Habitable Zone' of Another Star, abgerufen am 17. April 2014