Entdeckung der 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 uns 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-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre 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 einem Planeten 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 aus Sicht der Erde 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 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 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 November 2006 waren 209 extrasolare Planeten in 179 Systemen bekannt, darunter 14 Systeme mit zwei, fünf Systeme mit drei und zwei Systeme mit vier bekannten Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 330 Lichtjahren 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 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.
Erdgroße Planeten
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. 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, muss daher eine Masse von ca. 11,2 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Bislang wurden jedoch keine Planeten entdeckt, die über eine so geringe Masse verfügen (abgesehen von Pulsarplaneten).
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 kleinste Exoplanet
Den bisher kleinsten Exoplanet OGLE-2005-BLG-390Lb hat eine internationale Forschergruppe im Januar 2006 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 Microlensing, einem relativ neuen Verfahren der Astrophysik, das den Gravitationslinsen-Effekt zur Detektion benutzt.
Andere bisher nachgewiesene kleine Exoplaneten sind Gliese 876 b 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.
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.
Quelle: Wikipedia
