Exoplanet
Ein Exoplanet oder extrasolarer Planet ist ein Planet außerhalb des Sonnensystems. Die ersten möglichen Hinweise auf einen Exoplaneten wurden 1917 entdeckt, aber nicht als solche erkannt. Die erste Bestätigung des Nachweises erfolgte 1992. Ein anderer Planet, der erstmals 1988 entdeckt wurde, wurde 2003 bestätigt. Mit Stand vom 1. Juli 2022 gibt es 5.108 bestätigte Exoplaneten in 3.779 Planetensystemen, wobei 826 Systeme mehr als einen Planeten haben. ⓘ
Es gibt viele Methoden zum Nachweis von Exoplaneten. Transitphotometrie und Doppler-Spektroskopie haben die meisten Exoplaneten gefunden, aber diese Methoden leiden unter einer eindeutigen Beobachtungsverzerrung, die die Entdeckung von Planeten in der Nähe des Sterns begünstigt; daher befinden sich 85 % der entdeckten Exoplaneten innerhalb der Gezeitenzone. In mehreren Fällen wurden mehrere Planeten um einen Stern beobachtet. Etwa 1 von 5 sonnenähnlichen Sternen hat einen "erdgroßen" Planeten in der bewohnbaren Zone. Wenn man davon ausgeht, dass es in der Milchstraße 200 Milliarden Sterne gibt, kann man davon ausgehen, dass es in der Milchstraße 11 Milliarden potenziell bewohnbare erdgroße Planeten gibt, die auf 40 Milliarden ansteigen, wenn man die Planeten einbezieht, die die zahlreichen roten Zwerge umkreisen. ⓘ
Der massearmste bekannte Planet ist Draugr (auch bekannt als PSR B1257+12 A oder PSR B1257+12 b), der etwa doppelt so groß ist wie der Mond. Der massereichste Planet, der im NASA-Exoplanetenarchiv aufgeführt ist, ist HR 2562 b, der etwa die 30-fache Masse des Jupiters hat. Nach einigen Definitionen eines Planeten (basierend auf der Kernfusion von Deuterium) ist er jedoch zu massiv, um ein Planet zu sein, und könnte stattdessen ein Brauner Zwerg sein. Die bekannten Umlaufzeiten von Exoplaneten schwanken zwischen einigen Stunden (für diejenigen, die ihrem Stern am nächsten sind) und Tausenden von Jahren. Einige Exoplaneten sind so weit von ihrem Stern entfernt, dass es schwierig ist, festzustellen, ob sie durch die Schwerkraft an ihn gebunden sind. ⓘ
Fast alle bisher entdeckten Planeten befinden sich innerhalb der Milchstraße. Es gibt jedoch Hinweise auf die Existenz extragalaktischer Planeten, d. h. weiter entfernter Exoplaneten in Galaxien jenseits der lokalen Milchstraßengalaxie. Die nächstgelegenen Exoplaneten befinden sich 4,2 Lichtjahre (1,3 Parsec) von der Erde entfernt und umkreisen Proxima Centauri, den sonnennächsten Stern. ⓘ
Die Entdeckung von Exoplaneten hat das Interesse an der Suche nach extraterrestrischem Leben verstärkt. Besonderes Interesse besteht an Planeten, die in der bewohnbaren Zone eines Sterns (oder manchmal auch "Goldlöckchen-Zone" genannt) kreisen, wo es möglich ist, dass flüssiges Wasser, eine Voraussetzung für Leben, wie wir es kennen, auf der Oberfläche existiert. Bei der Untersuchung der Bewohnbarkeit von Planeten wird jedoch auch eine Vielzahl anderer Faktoren berücksichtigt, um die Eignung eines Planeten als Lebensraum zu bestimmen. ⓘ
Schurkenplaneten sind Planeten, die keinen Stern umkreisen. Solche Objekte werden als eine eigene Kategorie von Planeten betrachtet, insbesondere wenn es sich um Gasriesen handelt, die oft zu den subbraunen Zwergen gezählt werden. Die Zahl der Schurkenplaneten in der Milchstraße geht möglicherweise in die Milliarden oder mehr. ⓘ
Ein Exoplanet (präziser extrasolarer Planet) ist ein planetarer Himmelskörper außerhalb (griechisch ἔξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne, aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen Sterns oder Braunen Zwergs. Extrasolare Planeten gehören also nicht dem Sonnensystem, sondern anderen Planetensystemen an. Die größten Objekte sind selbst Braune Zwerge. ⓘ
Daneben gibt es auch den Planeten ähnliche Himmelskörper, die keinen anderen Himmelskörper umrunden und unter den neu geprägten Oberbegriff Planemo (von englisch planetary mass object) fallen, wobei Stand Ende 2016 kein Konsens darüber besteht, ob und ggf. unter welchen Bedingungen diese auch als Exoplaneten zu bezeichnen sind. Sowohl Exoplaneten als auch diese „frei fliegenden bzw. vagabundierenden Planeten“ zählen zu den Objekten planetarer Masse. ⓘ
Definition
IAU
Die offizielle Definition des Begriffs Planet, die von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) verwendet wird, bezieht sich nur auf das Sonnensystem und gilt daher nicht für Exoplaneten. Die IAU-Arbeitsgruppe für extrasolare Planeten veröffentlichte 2001 eine Stellungnahme mit einer Arbeitsdefinition des Begriffs "Planet", die 2003 geändert wurde. Ein Exoplanet wurde anhand der folgenden Kriterien definiert:
- Objekte mit echten Massen unterhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium (derzeit berechnet als 13 Jupitermassen für Objekte mit solarer Metallizität), die Sterne oder Sternüberreste umkreisen, sind "Planeten" (unabhängig davon, wie sie entstanden sind). Die Mindestmasse/-größe, die für ein extrasolares Objekt erforderlich ist, um als Planet zu gelten, sollte dieselbe sein wie im Sonnensystem.
- Substellare Objekte mit echten Massen oberhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium sind "braune Zwerge", unabhängig davon, wie sie entstanden sind oder wo sie sich befinden.
- Frei schwebende Objekte in jungen Sternhaufen mit Massen unterhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium sind keine "Planeten", sondern "subbraune Zwerge" (oder welche Bezeichnung auch immer am besten geeignet ist). ⓘ
Diese Arbeitsdefinition wurde von der IAU-Kommission F2: Exoplaneten und das Sonnensystem im August 2018 geändert. Die offizielle Arbeitsdefinition für einen Exoplaneten lautet nun wie folgt:
- Objekte mit wahren Massen unterhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium (derzeit berechnet als 13 Jupitermassen für Objekte mit solarer Metallizität), die Sterne, braune Zwerge oder Sternüberreste umkreisen und ein Massenverhältnis zum zentralen Objekt unterhalb der L4/L5-Instabilität (M/Mcentral < 2/(25+√621) haben, sind "Planeten" (unabhängig davon, wie sie entstanden sind).
- Die Mindestmasse/Größe, die für ein extrasolares Objekt erforderlich ist, um als Planet zu gelten, sollte dieselbe sein wie die, die in unserem Sonnensystem verwendet wird. ⓘ
Die IAU wies darauf hin, dass sich diese Definition mit zunehmendem Wissen weiterentwickeln könnte. ⓘ
Alternativen
Die Arbeitsdefinition der IAU wird nicht immer verwendet. Ein alternativer Vorschlag lautet, dass Planeten von Braunen Zwergen auf der Grundlage ihrer Entstehung unterschieden werden sollten. Es wird allgemein angenommen, dass sich Riesenplaneten durch Kernakkretion bilden, die manchmal Planeten mit Massen oberhalb der Deuteriumfusionsschwelle hervorbringen kann; solche massereichen Planeten sind möglicherweise bereits beobachtet worden. Braune Zwerge entstehen wie Sterne durch den direkten gravitativen Kollaps von Gaswolken, und dieser Entstehungsmechanismus bringt auch Objekte hervor, die unterhalb der 13 MJup-Grenze liegen und bis zu 1 MJup. Objekte in diesem Massenbereich, die ihre Sterne in weiten Abständen von Hunderten oder Tausenden von AE umkreisen und ein großes Verhältnis zwischen Stern- und Objektmasse aufweisen, sind wahrscheinlich als braune Zwerge entstanden; ihre Atmosphären haben wahrscheinlich eine ähnlichere Zusammensetzung wie die ihres Wirtssterns als die von Planeten, die durch Akkretion entstanden sind und einen höheren Gehalt an schwereren Elementen aufweisen. Die meisten direkt abgebildeten Planeten (Stand: April 2014) sind massereich und haben weite Umlaufbahnen, so dass sie wahrscheinlich das massearme Ende der Bildung von Braunen Zwergen darstellen. Eine Studie legt nahe, dass Objekte über 10 MJup durch gravitative Instabilität entstanden sind und nicht als Planeten betrachtet werden sollten. ⓘ
Auch die 13-Jupiter-Masse-Grenze hat keine genaue physikalische Bedeutung. Die Deuteriumfusion kann in einigen Objekten mit einer Masse unterhalb dieses Grenzwerts stattfinden. Die Menge des fusionierten Deuteriums hängt bis zu einem gewissen Grad von der Zusammensetzung des Objekts ab. Seit 2011 werden in der Enzyklopädie der extrasolaren Planeten Objekte bis zu einer Masse von 25 Jupitern aufgeführt: "Die Tatsache, dass es im beobachteten Massenspektrum keine Besonderheit um 13 MJup im beobachteten Massenspektrum gibt, bestärkt uns in der Entscheidung, diese Massengrenze zu vergessen". Im Jahr 2016 wurde diese Grenze auf der Grundlage einer Studie über die Beziehungen zwischen Masse und Dichte auf 60 Jupitermassen angehoben. Der Exoplanet Data Explorer enthält Objekte bis zu 24 Jupitermassen mit dem Hinweis: "Die von der IAU-Arbeitsgruppe getroffene Unterscheidung von 13 Jupitermassen ist für Planeten mit Gesteinskernen physikalisch unmotiviert und aufgrund der Sin-i-Mehrdeutigkeit in der Beobachtung problematisch." Das NASA-Exoplanetenarchiv enthält Objekte mit einer Masse (oder Mindestmasse) von 30 Jupitermassen oder weniger. Ein weiteres Kriterium für die Unterscheidung zwischen Planeten und Braunen Zwergen ist nicht die Deuteriumfusion, der Entstehungsprozess oder der Standort, sondern die Frage, ob der Druck im Kern durch Coulombdruck oder Elektronenentartungsdruck dominiert wird, wobei die Trennlinie bei etwa 5 Jupitermassen liegt. ⓘ
Benennung
Die Regeln zur Benennung von Exoplaneten sind von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) festgelegt. Danach erhält jeder Exoplanet eine „wissenschaftliche Bezeichnung“ (“scientific designation”), die aus dem Namen oder der Katalogbezeichnung des Zentralsterns sowie einem angehängten lateinischen Kleinbuchstaben besteht. Letztere werden dabei in der alphabetischen Reihenfolge der Entdeckung vergeben, beginnend mit „b“. Für gleichzeitig entdeckte Planeten um einen Zentralstern gibt die IAU keine Regelung vor; üblicherweise werden die Buchstaben hier in der Reihenfolge des Abstandes zum Zentralstern vergeben. Ob der Kleinbuchstabe von der Sternbezeichnung durch ein Leerzeichen abzusetzen ist, ist nicht geregelt; die Beispiele im Regelungstext selbst sind hierin uneinheitlich. Wenn der Sternname ein Mehrfachsternsystem bezeichnet, dessen einzelne Komponenten durch lateinische Großbuchstaben gekennzeichnet sind, ist für eine einzeln umrundete Komponente deren Kennbuchstabe dem Kleinbuchstaben unmittelbar (ohne Leerzeichen) voranzustellen. Wenn mehrere Komponenten umrundet werden, sind deren Kennbuchstaben eingeklammert dem Sternennamen anzuhängen. Als Beispiele sind unter anderem genannt: „51 Pegasi b“, „CoRoT-7b“, „Alpha Centauri Bb“, „Kepler-34 (AB) b“. ⓘ
Neben diesen wissenschaftlichen Bezeichnungen lässt die IAU auch public names zu, mit Gestaltungsregeln analog zur Benennung von Asteroiden. Dazu veranstaltete sie im Jahr 2015 einen weltweiten Wettbewerb (NameExoWorlds) zur Benennung von 305 ausgewählten Exoplaneten. Die Ergebnisse wurden im Dezember 2015 veröffentlicht. ⓘ
Geschichte der Entdeckung
Jahrhundertelang vermuteten Wissenschaftler, Philosophen und Science-Fiction-Autoren, dass es extrasolare Planeten gibt, aber es gab keine Möglichkeit, herauszufinden, ob sie existieren, wie häufig sie sind oder wie ähnlich sie den Planeten des Sonnensystems sein könnten. Verschiedene im neunzehnten Jahrhundert aufgestellte Entdeckungsbehauptungen wurden von den Astronomen zurückgewiesen. ⓘ
Der erste Hinweis auf einen möglichen Exoplaneten, der Van Maanen 2 umkreist, wurde 1917 festgestellt, aber nicht als solcher anerkannt. Der Astronom Walter Sydney Adams, der später Direktor des Mount-Wilson-Observatoriums wurde, erstellte mit dem 60-Zoll-Teleskop des Mount Wilson ein Spektrum des Sterns. Er deutete das Spektrum als das eines Hauptreihensterns vom F-Typ, aber heute geht man davon aus, dass ein solches Spektrum durch die Überreste eines nahe gelegenen Exoplaneten verursacht werden könnte, der durch die Schwerkraft des Sterns zu Staub pulverisiert wurde, der dann auf den Stern fiel. ⓘ
Der erste vermutete wissenschaftliche Nachweis eines Exoplaneten erfolgte 1988. Kurz darauf erfolgte 1992 die erste Bestätigung des Nachweises durch die Entdeckung mehrerer Planeten mit terrestrischer Masse, die den Pulsar PSR B1257+12 umkreisen. Die erste Bestätigung eines Exoplaneten, der einen Hauptreihenstern umkreist, erfolgte 1995, als ein Riesenplanet in einer viertägigen Umlaufbahn um den nahen Stern 51 Pegasi entdeckt wurde. Einige Exoplaneten wurden von Teleskopen direkt abgebildet, aber die überwiegende Mehrheit wurde durch indirekte Methoden wie die Transitmethode und die Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Im Februar 2018 fanden Forscher mit Hilfe des Chandra-Röntgenobservatoriums in Kombination mit einer Technik zum Aufspüren von Planeten, dem sogenannten Mikrolensing, Hinweise auf Planeten in einer weit entfernten Galaxie und stellten fest: "Einige dieser Exoplaneten sind (relativ) klein wie der Mond, während andere so massiv sind wie der Jupiter. Im Gegensatz zur Erde sind die meisten Exoplaneten nicht fest an Sterne gebunden, sondern wandern durch den Raum oder kreisen lose zwischen Sternen. Wir können schätzen, dass die Zahl der Planeten in dieser [fernen] Galaxie mehr als eine Billion beträgt. Am 21. März 2022 wurde der 5000. Exoplanet außerhalb unseres Sonnensystems bestätigt. ⓘ
Frühe Spekulationen
Diesen Raum erklären wir für unendlich... In ihm gibt es unendlich viele Welten von der gleichen Art wie unsere eigene.
- Giordano Bruno (1584) ⓘ
Jahrhundert vertrat der italienische Philosoph Giordano Bruno, ein früher Verfechter der kopernikanischen Theorie, wonach die Erde und andere Planeten die Sonne umkreisen (Heliozentrismus), die Ansicht, dass die Fixsterne der Sonne ähnlich sind und ebenfalls von Planeten begleitet werden. ⓘ
Im 18. Jahrhundert wurde diese Möglichkeit von Isaac Newton im "General Scholium" erwähnt, das seine Principia abschließt. In einem Vergleich mit den Planeten der Sonne schrieb er: "Und wenn die Fixsterne die Zentren ähnlicher Systeme sind, so werden sie alle nach einem ähnlichen Muster aufgebaut sein und der Herrschaft des Einen unterliegen." ⓘ
1952, mehr als 40 Jahre vor der Entdeckung des ersten heißen Jupiters, schrieb Otto Struve, dass es keinen zwingenden Grund gibt, warum Planeten nicht viel näher an ihrem Mutterstern sein könnten, als dies im Sonnensystem der Fall ist, und schlug vor, dass die Doppler-Spektroskopie und die Transit-Methode Super-Jupiter auf kurzen Bahnen aufspüren könnten. ⓘ
Entkräftete Behauptungen
Seit dem neunzehnten Jahrhundert werden immer wieder Behauptungen über die Entdeckung von Exoplaneten aufgestellt. Einige der frühesten betrafen den Doppelstern 70 Ophiuchi. Im Jahr 1855 berichtete William Stephen Jacob vom Madras-Observatorium der East India Company, dass es aufgrund von Bahnanomalien "höchstwahrscheinlich" sei, dass sich in diesem System ein "Planetenkörper" befinde. In den 1890er Jahren erklärte Thomas J. J. See von der University of Chicago und dem United States Naval Observatory, dass die Bahnanomalien die Existenz eines dunklen Körpers im System 70 Ophiuchi mit einer 36-jährigen Periode um einen der Sterne bewiesen. Forest Ray Moulton veröffentlichte jedoch eine Arbeit, in der er nachwies, dass ein Dreikörpersystem mit diesen Bahnparametern höchst instabil wäre. In den 1950er und 1960er Jahren machte Peter van de Kamp vom Swarthmore College eine weitere Reihe von Nachweisen, diesmal für Planeten, die um Barnards Stern kreisen. Die Astronomen betrachten heute alle frühen Entdeckungsberichte im Allgemeinen als fehlerhaft. ⓘ
1991 behaupteten Andrew Lyne, M. Bailes und S. L. Shemar, einen Pulsarplaneten in einer Umlaufbahn um PSR 1829-10 entdeckt zu haben, und zwar unter Verwendung von Pulsarzeitschwankungen. Die Behauptung fand kurzzeitig große Beachtung, doch Lyne und sein Team zogen sie bald wieder zurück. ⓘ
Bestätigte Entdeckungen
Mit Stand vom 1. Juli 2022 sind insgesamt 5.108 bestätigte Exoplaneten in der Enzyklopädie der extrasolaren Planeten aufgeführt, darunter einige, die umstrittene Behauptungen aus den späten 1980er Jahren bestätigen. Die erste veröffentlichte und später bestätigte Entdeckung wurde 1988 von den kanadischen Astronomen Bruce Campbell, G. A. H. Walker und Stephenson Yang von der University of Victoria und der University of British Columbia gemacht. Obwohl sie sich mit der Behauptung, einen Planeten entdeckt zu haben, zurückhielten, deuteten ihre Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen darauf hin, dass ein Planet den Stern Gamma Cephei umkreist. Da die Beobachtungen zum Teil an der Grenze der damaligen instrumentellen Möglichkeiten lagen, blieben die Astronomen mehrere Jahre lang skeptisch gegenüber dieser und anderen ähnlichen Beobachtungen. Man vermutete, dass es sich bei einigen der scheinbaren Planeten stattdessen um braune Zwerge handeln könnte, also um Objekte, die von der Masse her zwischen Planeten und Sternen liegen. Im Jahr 1990 wurden weitere Beobachtungen veröffentlicht, die die Existenz des Planeten in der Umlaufbahn von Gamma Cephei untermauerten, aber weitere Arbeiten im Jahr 1992 ließen erneut ernsthafte Zweifel aufkommen. Im Jahr 2003 schließlich konnte die Existenz des Planeten dank verbesserter Techniken bestätigt werden. ⓘ
Am 9. Januar 1992 gaben die Radioastronomen Aleksander Wolszczan und Dale Frail die Entdeckung von zwei Planeten bekannt, die den Pulsar PSR 1257+12 umkreisen. Diese Entdeckung wurde bestätigt und gilt allgemein als der erste definitive Nachweis von Exoplaneten. Folgebeobachtungen untermauerten diese Ergebnisse, und die Bestätigung eines dritten Planeten im Jahr 1994 ließ das Thema in der Fachpresse wieder aufleben. Man nimmt an, dass sich diese Pulsarplaneten aus den ungewöhnlichen Überresten der Supernova, die den Pulsar hervorbrachte, in einer zweiten Runde der Planetenbildung gebildet haben, oder dass es sich um die verbleibenden felsigen Kerne von Gasriesen handelt, die die Supernova irgendwie überlebt haben und dann in ihre jetzigen Bahnen zerfallen sind. Da Pulsare aggressive Sterne sind, galt es damals als unwahrscheinlich, dass sich in ihrer Umlaufbahn ein Planet bilden könnte. ⓘ
In den frühen 1990er Jahren stellte eine Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Donald Backer, die einen vermeintlichen Doppelpulsar (PSR B1620-26 b) untersuchten, fest, dass ein drittes Objekt erforderlich war, um die beobachteten Dopplerverschiebungen zu erklären. Innerhalb weniger Jahre wurden die gravitativen Auswirkungen des Planeten auf die Umlaufbahn des Pulsars und des Weißen Zwerges gemessen, was zu einer Schätzung der Masse des dritten Objekts führte, die zu gering war, um einen Stern darzustellen. Die Schlussfolgerung, dass es sich bei dem dritten Objekt um einen Planeten handelt, wurde 1993 von Stephen Thorsett und seinen Mitarbeitern bekannt gegeben. ⓘ
Am 6. Oktober 1995 gaben Michel Mayor und Didier Queloz von der Universität Genf den ersten definitiven Nachweis eines Exoplaneten bekannt, der einen Hauptreihenstern umkreist, den nahen G-Stern 51 Pegasi. Diese Entdeckung, die am Observatoire de Haute-Provence gemacht wurde, leitete die moderne Ära der Entdeckung von Exoplaneten ein und wurde mit einem Teil des Nobelpreises für Physik 2019 gewürdigt. Technologische Fortschritte, vor allem in der hochauflösenden Spektroskopie, führten zur schnellen Entdeckung vieler neuer Exoplaneten: Astronomen konnten Exoplaneten indirekt nachweisen, indem sie ihren gravitativen Einfluss auf die Bewegung ihrer Wirtssterne maßen. Später wurden weitere extrasolare Planeten entdeckt, indem man die Veränderung der scheinbaren Leuchtkraft eines Sterns beobachtete, wenn ein Planet vor ihm vorbeizog. ⓘ
Ursprünglich handelte es sich bei den meisten bekannten Exoplaneten um massereiche Planeten, die sehr nahe um ihre Muttersterne kreisten. Die Astronomen waren von diesen "heißen Jupitern" überrascht, denn nach den Theorien zur Planetenentstehung sollten sich Riesenplaneten nur in großer Entfernung von den Sternen bilden. Mit der Zeit wurden jedoch mehr Planeten anderer Art gefunden, und heute ist klar, dass heiße Jupiter die Minderheit der Exoplaneten ausmachen. Im Jahr 1999 wurde Upsilon Andromedae der erste Hauptreihenstern, von dem bekannt ist, dass er mehrere Planeten hat. Kepler-16 enthält den ersten entdeckten Planeten, der um ein Doppelsternsystem der Hauptreihe kreist. ⓘ
Am 26. Februar 2014 gab die NASA die Entdeckung von 715 neu verifizierten Exoplaneten um 305 Sterne durch das Kepler-Weltraumteleskop bekannt. Diese Exoplaneten wurden mit einer statistischen Technik namens "Verifizierung durch Multiplizität" überprüft. Vor diesen Ergebnissen waren die meisten bestätigten Planeten Gasriesen von der Größe des Jupiter oder größer, weil sie leichter zu entdecken sind, aber die Kepler-Planeten liegen meist zwischen der Größe des Neptun und der Erde. ⓘ
Am 23. Juli 2015 meldete die NASA Kepler-452b, einen erdnahen Planeten, der die bewohnbare Zone eines Sterns vom Typ G2 umkreist. ⓘ
Am 6. September 2018 entdeckte die NASA einen Exoplaneten, der etwa 145 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Jungfrau liegt. Dieser Exoplanet, Wolf 503b, ist doppelt so groß wie die Erde und wurde in einer Umlaufbahn um einen Sterntyp entdeckt, der als "Oranger Zwerg" bekannt ist. Wolf 503b vollendet eine Umlaufbahn in nur sechs Tagen, da er sich sehr nahe an seinem Stern befindet. Wolf 503b ist der einzige Exoplanet dieser Größe, der in der Nähe der so genannten Fulton-Lücke gefunden werden kann. Die Fulton-Lücke, die erstmals 2017 entdeckt wurde, ist die Beobachtung, dass es ungewöhnlich ist, Planeten innerhalb eines bestimmten Massenbereichs zu finden. Im Rahmen der Studien zur Fulton-Lücke eröffnet dies ein neues Feld für Astronomen, die noch untersuchen, ob Planeten, die in der Fulton-Lücke gefunden werden, gasförmig oder felsig sind. ⓘ
Im Januar 2020 gaben die Wissenschaftler die Entdeckung von TOI 700 d bekannt, dem ersten erdgroßen Planeten in der bewohnbaren Zone, der von TESS entdeckt wurde. ⓘ
Mit Bekanntgabe der Entdeckung des achten Planeten im Dezember 2017 ist das System mit diesem Stand das mit den meisten bekannten Exoplaneten. ⓘ
Mögliche Entdeckungen
Im Januar 2020 hatten die NASA-Missionen Kepler und TESS 4374 noch nicht bestätigte Planetenkandidaten identifiziert, von denen mehrere nahezu erdgroß sind und sich in der bewohnbaren Zone befinden, einige um sonnenähnliche Sterne.
Im September 2020 meldeten Astronomen zum ersten Mal den Nachweis eines extragalaktischen Planeten, M51-ULS-1b, der durch die Verfinsterung einer hellen Röntgenquelle (XRS) in der Whirlpool-Galaxie (M51a) entdeckt wurde. ⓘ
Ebenfalls im September 2020 meldeten Astronomen mit Hilfe von Mikrolensing-Techniken zum ersten Mal den Nachweis eines erdgroßen Fremdplaneten, der von keinem Stern begrenzt wird und frei in der Milchstraßengalaxie schwebt. ⓘ
Nachweismethoden
Direkte Abbildung
Planeten sind im Vergleich zu ihren Muttersternen extrem lichtschwach. Ein sonnenähnlicher Stern zum Beispiel ist etwa eine Milliarde Mal heller als das reflektierte Licht eines ihn umkreisenden Exoplaneten. Es ist schwierig, eine so schwache Lichtquelle zu entdecken, und außerdem verursacht der Mutterstern ein grelles Licht, das den Planeten verdeckt. Es ist notwendig, das Licht des Muttersterns abzublocken, um die Blendung zu reduzieren und gleichzeitig das Licht des Planeten nachweisbar zu lassen; dies ist eine große technische Herausforderung, die extreme optothermische Stabilität erfordert. Alle Exoplaneten, die bisher direkt abgebildet wurden, sind sowohl groß (massereicher als Jupiter) als auch weit von ihrem Mutterstern entfernt. ⓘ
Speziell entwickelte Instrumente zur direkten Abbildung wie Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE und SCExAO können Dutzende von Gasriesen abbilden, aber die überwiegende Mehrheit der bekannten extrasolaren Planeten wurde bisher nur mit indirekten Methoden entdeckt. Im Folgenden werden die indirekten Methoden vorgestellt, die sich als nützlich erwiesen haben: ⓘ
Indirekte Methoden
- Transit-Methode
- Wenn ein Planet vor der Scheibe seines Muttersterns kreuzt (oder transitiert), nimmt die beobachtete Helligkeit des Sterns um einen kleinen Betrag ab. Wie stark die Helligkeit des Sterns abnimmt, hängt unter anderem von seiner Größe und der Größe des Planeten ab. Da die Transitmethode voraussetzt, dass die Umlaufbahn des Planeten eine Sichtlinie zwischen dem Wirtsstern und der Erde schneidet, ist die Wahrscheinlichkeit, dass ein Exoplanet auf einer zufällig orientierten Umlaufbahn beim Transit des Sterns beobachtet wird, eher gering. Das Kepler-Teleskop verwendet diese Methode. ⓘ
- Radialgeschwindigkeits- oder Doppler-Methode
- Wenn ein Planet einen Stern umkreist, bewegt sich auch der Stern auf seiner eigenen kleinen Umlaufbahn um das Massenzentrum des Systems. Schwankungen in der Radialgeschwindigkeit des Sterns - d. h. die Geschwindigkeit, mit der er sich auf die Erde zu oder von ihr weg bewegt - können anhand von Verschiebungen in den Spektrallinien des Sterns aufgrund des Dopplereffekts erkannt werden. Es können extrem kleine Radialgeschwindigkeitsschwankungen von 1 m/s oder sogar etwas weniger beobachtet werden.
- Zeitliche Transitvariation (TTV)
- Wenn mehrere Planeten vorhanden sind, stört jeder einzelne die Bahnen der anderen leicht. Kleine Schwankungen in den Transitzeiten eines Planeten können daher auf die Anwesenheit eines anderen Planeten hindeuten, der seinerseits transitieren kann oder auch nicht. So deuten beispielsweise Schwankungen in den Transitzeiten des Planeten Kepler-19b auf die Existenz eines zweiten Planeten in diesem System hin, nämlich des nicht transitierenden Kepler-19c.
- Variation der Transitdauer (TDV) ⓘ
- Wenn ein Planet mehrere Sterne umkreist oder wenn der Planet Monde hat, kann seine Transitzeit pro Transit erheblich variieren. Obwohl mit dieser Methode noch keine neuen Planeten oder Monde entdeckt wurden, werden mit ihr viele umlaufende zirkumbinäre Planeten erfolgreich bestätigt.
- Gravitatives Mikrolensing
- Mikrolensing tritt auf, wenn das Gravitationsfeld eines Sterns wie eine Linse wirkt und das Licht eines entfernten Hintergrundsterns vergrößert. Planeten, die den linsenartigen Stern umkreisen, können nachweisbare Anomalien in der Vergrößerung verursachen, die sich im Laufe der Zeit verändern. Im Gegensatz zu den meisten anderen Methoden, die eher Planeten mit kleinen (oder bei der aufgelösten Abbildung großen) Umlaufbahnen nachweisen, ist die Mikrolensing-Methode am empfindlichsten für die Entdeckung von Planeten in einer Entfernung von 1-10 AE von sonnenähnlichen Sternen.
- Astrometrie
- Bei der Astrometrie wird die Position eines Sterns am Himmel genau gemessen und die Veränderungen dieser Position im Laufe der Zeit beobachtet. Die Bewegung eines Sterns, die auf den Gravitationseinfluss eines Planeten zurückzuführen ist, kann beobachtet werden. Da die Bewegung jedoch so klein ist, war diese Methode bisher nicht sehr ergiebig. Sie hat nur wenige umstrittene Entdeckungen hervorgebracht, obwohl sie erfolgreich zur Untersuchung der Eigenschaften von Planeten eingesetzt wurde, die auf andere Weise gefunden wurden.
- Pulsar-Zeitmessung
- Ein Pulsar (der kleine, ultradichte Überrest eines Sterns, der als Supernova explodiert ist) sendet bei seiner Rotation extrem regelmäßig Radiowellen aus. Wenn Planeten den Pulsar umkreisen, verursachen sie leichte Anomalien im Timing der beobachteten Radioimpulse. Die erste bestätigte Entdeckung eines extrasolaren Planeten wurde mit dieser Methode gemacht. Seit 2011 ist diese Methode jedoch nicht mehr sehr ergiebig: Fünf Planeten wurden auf diese Weise um drei verschiedene Pulsare entdeckt.
- Zeitmessung bei veränderlichen Sternen (Pulsationsfrequenz)
- Wie Pulsare gibt es auch einige andere Sterntypen, die eine periodische Aktivität aufweisen. Abweichungen von dieser Periodizität können manchmal durch einen Planeten verursacht werden, der den Stern umkreist. Im Jahr 2013 wurden mit dieser Methode bereits einige Planeten entdeckt.
- Modulationen von Reflexion und Emission
- Wenn ein Planet sehr nahe am Stern kreist, fängt er eine beträchtliche Menge des Sternenlichts ein. Während der Planet den Stern umkreist, ändert sich die Lichtmenge, da Planeten aus Sicht der Erde Phasen haben oder aufgrund von Temperaturunterschieden von einer Seite mehr leuchten als von der anderen.
- Relativistische Strahlung
- Relativistische Strahlung misst den beobachteten Lichtstrom des Sterns aufgrund seiner Bewegung. Die Helligkeit des Sterns ändert sich, wenn sich der Planet näher oder weiter von seinem Wirtsstern entfernt.
- Ellipsoidale Schwankungen
- Massereiche Planeten in der Nähe ihrer Wirtssterne können die Form des Sterns leicht verformen. Dies führt dazu, dass die Helligkeit des Sterns leicht abweicht, je nachdem, wie er relativ zur Erde gedreht wird.
- Polarimetrie
- Bei der Polarimetrie-Methode wird polarisiertes Licht, das vom Planeten reflektiert wird, von unpolarisiertem Licht, das vom Stern abgestrahlt wird, getrennt. Mit dieser Methode wurden bisher keine neuen Planeten entdeckt, obwohl einige bereits entdeckte Planeten mit dieser Methode nachgewiesen wurden.
- Zirkumstellare Scheiben
- Scheiben aus Weltraumstaub umgeben viele Sterne, von denen man annimmt, dass sie durch Kollisionen von Asteroiden und Kometen entstanden sind. Der Staub kann nachgewiesen werden, weil er das Sternenlicht absorbiert und als Infrarotstrahlung wieder abgibt. Merkmale in den Scheiben können auf das Vorhandensein von Planeten hinweisen, obwohl dies nicht als endgültige Nachweismethode gilt. ⓘ
Indirekte Nachweismethoden
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Bislang konnte man die meisten Exoplaneten nur indirekt nachweisen. Mehrere Methoden nutzen dabei den Einfluss der Planeten auf den Zentralstern: ⓘ
Transitmethode
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, Kepler oder ASTERIA 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-1 b zeigen zusätzlich Schwankungen um 0,0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden. ⓘ
Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden. ⓘ
Gravitational-microlensing-Methode
Es handelt sich hierbei um 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 noch nicht sicher erwiesen, ob sich damit auch Planeten extrem weit entfernter Systeme nachweisen lassen (z. B. Extragalaktische Planeten). ⓘ
Berechnung nach gestörter Planetenbahn
Eine andere indirekte Methode beruht auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten. Mehrere Planeten im selben System ziehen einander 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. 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 einiger pulsationsveränderlicher Sterne sowie den Minima bedeckungsveränderlicher Sterne. Die Lichtlaufzeit-Methode ist entfernungsunabhängig, aber sie ist stark beeinflusst von der Genauigkeit des periodischen Signals. Daher konnte man mit dieser Methode bisher nur Exoplaneten um Pulsare nachweisen. ⓘ
Bekannte Projekte und Instrumente zum Nachweis von Exoplaneten
| Name | Typ | Methode(n) | Entdeckungen (Beispiele) ⓘ |
|---|---|---|---|
| Kepler-Mission | Weltraumteleskop | Transitmethode, Orbital Brightness Modulation, Transit Timing Variations |
fast alle Planeten der Kepler- und K2-Sterne (z. B. Kepler-452b, Kepler-90-System) |
| Transiting Exoplanet Survey Satellite | Weltraumteleskop | Transitmethode | Gliese 357 b, Pi Mensae c |
| HARPS | bodengestützt | Radialgeschwindigkeitsmethode | Gliese 667 Cc, Ross 128b, Gliese 581-System |
| OGLE | bodengestützt | Microlensing, Transitmethode | OGLE-2005-BLG-390L b |
| SuperWASP | bodengestützt | Transitmethode | WASP-12b |
| Hubble-Weltraumteleskop | Weltraumteleskop | Imaging, Transitmethode | |
| James-Webb-Weltraumteleskop | Weltraumteleskop | Imaging, Transitmethode | |
| Trappist | bodengestützt | Transitmethode | TRAPPIST-1 b bis d |
| Very Large Telescope | bodengestützt | Imaging | TYC 8998-760-1 b und c |
| Gaia-Mission | Weltraumteleskop | Astrometrische Methode | |
| CHEOPS (Weltraumteleskop) | Weltraumteleskop | Transitmethode | System von TOI-178 in Kombination mit Daten anderer Teleskope |
Entstehung und Entwicklung
Planeten können innerhalb von einigen bis zu zehn (oder mehr) Millionen Jahren nach der Entstehung ihres Sterns entstehen. Die Planeten des Sonnensystems können nur in ihrem jetzigen Zustand beobachtet werden, aber die Beobachtung verschiedener Planetensysteme unterschiedlichen Alters ermöglicht es uns, Planeten in verschiedenen Entwicklungsstadien zu beobachten. Die verfügbaren Beobachtungen reichen von jungen proto-planetarischen Scheiben, in denen sich die Planeten noch bilden, bis zu Planetensystemen, die über 10 Gyr alt sind. Wenn sich Planeten in einer gasförmigen protoplanetaren Scheibe bilden, akkretieren sie Wasserstoff/Helium-Hüllen. Diese Hüllen kühlen ab und ziehen sich mit der Zeit zusammen, und je nach Masse des Planeten geht schließlich ein Teil oder das gesamte Wasserstoff/Helium ins All verloren. Das bedeutet, dass sogar terrestrische Planeten zu Beginn große Radien haben können, wenn sie früh genug entstehen. Ein Beispiel dafür ist Kepler-51b, der nur etwa die doppelte Masse der Erde hat, aber fast so groß ist wie Saturn, der die hundertfache Masse der Erde hat. Kepler-51b ist mit ein paar hundert Millionen Jahren recht jung. ⓘ
Sterne, die Planeten beherbergen
Im Durchschnitt gibt es mindestens einen Planeten pro Stern. Etwa 1 von 5 sonnenähnlichen Sternen hat einen "erdgroßen" Planeten in der bewohnbaren Zone. ⓘ
Die meisten bekannten Exoplaneten umkreisen sonnenähnliche Sterne, d. h. Hauptreihensterne der Spektralkategorien F, G oder K. Bei Sternen mit geringerer Masse (Rote Zwerge der Spektralkategorie M) ist die Wahrscheinlichkeit geringer, dass sie Planeten haben, die massiv genug sind, um mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt zu werden. Trotzdem wurden mehrere Dutzend Planeten um Rote Zwerge von der Kepler-Sonde entdeckt, die die Transitmethode zum Aufspüren kleinerer Planeten verwendet. ⓘ
Anhand von Kepler-Daten wurde ein Zusammenhang zwischen der Metallizität eines Sterns und der Wahrscheinlichkeit festgestellt, dass der Stern einen Riesenplaneten beherbergt, der der Größe des Jupiter entspricht. Sterne mit höherer Metallizität beherbergen mit größerer Wahrscheinlichkeit Planeten, insbesondere Riesenplaneten, als Sterne mit geringerer Metallizität. ⓘ
Einige Planeten umkreisen ein Mitglied eines Doppelsternsystems, und es wurden mehrere zirkumbinäre Planeten entdeckt, die um beide Mitglieder eines Doppelsterns kreisen. Es sind einige Planeten in Dreifachsternsystemen bekannt und einer im Vierfachsystem Kepler-64. ⓘ
Allgemeine Merkmale
Farbe und Helligkeit
Im Jahr 2013 wurde die Farbe eines Exoplaneten zum ersten Mal bestimmt. Die besten Albedo-Messungen von HD 189733b legen nahe, dass er tief dunkelblau ist. Später im selben Jahr wurden die Farben mehrerer anderer Exoplaneten bestimmt, darunter GJ 504 b, der visuell eine magentafarbene Farbe hat, und Kappa Andromedae b, der aus der Nähe betrachtet rötlich erscheinen würde. Von Heliumplaneten wird erwartet, dass sie weiß oder grau sind. ⓘ
Die scheinbare Helligkeit (scheinbare Magnitude) eines Planeten hängt davon ab, wie weit der Beobachter entfernt ist, wie stark der Planet reflektiert (Albedo) und wie viel Licht der Planet von seinem Stern empfängt, was wiederum davon abhängt, wie weit der Planet vom Stern entfernt ist und wie hell der Stern ist. So kann ein Planet mit geringer Albedo, der sich in der Nähe seines Sterns befindet, heller erscheinen als ein Planet mit hoher Albedo, der weit von seinem Stern entfernt ist. ⓘ
Der dunkelste bekannte Planet in Bezug auf die geometrische Albedo ist TrES-2b, ein heißer Jupiter, der weniger als 1 % des Lichts von seinem Stern reflektiert und damit weniger reflektiert als Kohle oder schwarze Acrylfarbe. Es wird erwartet, dass heiße Jupiter aufgrund von Natrium und Kalium in ihren Atmosphären recht dunkel sind, aber es ist nicht bekannt, warum TrES-2b so dunkel ist - es könnte an einer unbekannten chemischen Verbindung liegen. ⓘ
Bei Gasriesen nimmt die geometrische Albedo im Allgemeinen mit zunehmender Metallizität oder atmosphärischer Temperatur ab, es sei denn, es gibt Wolken, die diesen Effekt verändern. Mit zunehmender Tiefe der Wolkensäule nimmt die Albedo bei optischen Wellenlängen zu, während sie bei einigen Infrarotwellenlängen abnimmt. Die optische Albedo nimmt mit dem Alter zu, da ältere Planeten eine höhere Wolkensäulentiefe aufweisen. Die optische Albedo nimmt mit zunehmender Masse ab, da massereichere Riesenplaneten eine höhere Oberflächengravitation haben, was zu einer geringeren Tiefe der Wolkensäule führt. Außerdem können elliptische Umlaufbahnen größere Schwankungen in der atmosphärischen Zusammensetzung verursachen, was einen erheblichen Einfluss haben kann. ⓘ
Bei einigen Wellenlängen des nahen Infrarots gibt es bei massereichen und/oder jungen Gasriesen mehr thermische Emission als Reflexion. Während also die optische Helligkeit vollständig phasenabhängig ist, ist dies im nahen Infrarot nicht immer der Fall. ⓘ
Die Temperatur von Gasriesen nimmt mit der Zeit und mit der Entfernung von ihrem Stern ab. Mit abnehmender Temperatur steigt die optische Albedo auch ohne Wolken. Bei einer ausreichend niedrigen Temperatur bilden sich Wasserwolken, die die optische Albedo weiter erhöhen. Bei noch niedrigeren Temperaturen bilden sich Ammoniakwolken, die bei den meisten optischen und nahinfraroten Wellenlängen zu den höchsten Albedos führen. ⓘ
Magnetisches Feld
Im Jahr 2014 wurde aus der Art und Weise, wie Wasserstoff aus dem Planeten verdampft, auf ein Magnetfeld um HD 209458 b geschlossen. Dies ist der erste (indirekte) Nachweis eines Magnetfelds auf einem Exoplaneten. Das Magnetfeld ist schätzungsweise etwa ein Zehntel so stark wie das des Jupiters. ⓘ
Die Magnetfelder von Exoplaneten lassen sich möglicherweise mit ausreichend empfindlichen Radioteleskopen wie LOFAR anhand ihrer auroralen Radioemissionen nachweisen. Die Radioemissionen könnten es ermöglichen, die Rotationsgeschwindigkeit im Inneren eines Exoplaneten zu bestimmen, was eine genauere Methode zur Messung der Rotation von Exoplaneten darstellen könnte als die Untersuchung der Bewegung von Wolken. ⓘ
Das Magnetfeld der Erde resultiert aus ihrem flüssigen metallischen Kern, aber in massiven Supererden mit hohem Druck können sich andere Verbindungen bilden, die nicht mit denen unter irdischen Bedingungen übereinstimmen. Es können sich Verbindungen mit höherer Viskosität und hohen Schmelztemperaturen bilden, die verhindern, dass sich das Innere in verschiedene Schichten aufteilt, und so zu undifferenzierten kernlosen Hüllen führen. Formen von Magnesiumoxid wie MgSi3O12 könnten bei den in Supererden herrschenden Drücken und Temperaturen ein flüssiges Metall sein und ein Magnetfeld in den Mänteln von Supererden erzeugen. ⓘ
Bei heißen Jupitern wurde beobachtet, dass sie einen größeren Radius haben als erwartet. Dies könnte darauf zurückzuführen sein, dass durch die Wechselwirkung zwischen dem Sternwind und der Magnetosphäre des Planeten ein elektrischer Strom durch den Planeten fließt, der ihn aufheizt (Joule'sche Erwärmung) und so zu seiner Ausdehnung führt. Je magnetisch aktiver ein Stern ist, desto stärker ist der Sternwind und desto größer ist der elektrische Strom, der zu einer stärkeren Erwärmung und Ausdehnung des Planeten führt. Diese Theorie stimmt mit der Beobachtung überein, dass die Sternaktivität mit vergrößerten Planetenradien korreliert. ⓘ
Im August 2018 gaben Wissenschaftler die Umwandlung von gasförmigem Deuterium in eine flüssige metallische Wasserstoffform bekannt. Dies könnte Forschern helfen, riesige Gasplaneten wie Jupiter, Saturn und verwandte Exoplaneten besser zu verstehen, da solche Planeten vermutlich viel flüssigen metallischen Wasserstoff enthalten, der für ihre beobachteten starken Magnetfelder verantwortlich sein könnte. ⓘ
Obwohl Wissenschaftler zuvor verkündet hatten, dass die Magnetfelder naher Exoplaneten zu vermehrten Sterneruptionen und Sternflecken auf ihren Wirtssternen führen könnten, wurde diese Behauptung im Jahr 2019 im System HD 189733 widerlegt. Die Tatsache, dass in dem gut untersuchten System HD 189733 keine "Stern-Planeten-Wechselwirkungen" nachgewiesen werden konnten, stellt andere damit zusammenhängende Behauptungen über diesen Effekt in Frage. ⓘ
Im Jahr 2019 wurde die Stärke der Oberflächenmagnetfelder von 4 heißen Jupitern geschätzt und lag zwischen 20 und 120 Gauss, verglichen mit dem Oberflächenmagnetfeld des Jupiters von 4,3 Gauss. ⓘ
Plattentektonik
Im Jahr 2007 kamen zwei unabhängige Forscherteams zu gegensätzlichen Schlussfolgerungen über die Wahrscheinlichkeit von Plattentektonik auf größeren Supererden. Das eine Team vertrat die Ansicht, dass die Plattentektonik nur episodisch auftritt oder stagniert, während das andere Team die Ansicht vertrat, dass Plattentektonik auf Supererden sehr wahrscheinlich ist, selbst wenn der Planet trocken ist. ⓘ
Wenn Supererden mehr als 80-mal so viel Wasser wie die Erde haben, werden sie zu Ozeanplaneten, auf denen das Land vollständig unter Wasser steht. Gibt es jedoch weniger Wasser als diese Grenze, dann wird der tiefe Wasserkreislauf genug Wasser zwischen den Ozeanen und dem Erdmantel bewegen, um die Existenz von Kontinenten zu ermöglichen. ⓘ
Vulkanismus
Große Schwankungen der Oberflächentemperatur auf 55 Cancri e werden auf mögliche vulkanische Aktivitäten zurückgeführt, die große Staubwolken freisetzen, die den Planeten bedecken und die Wärmeabstrahlung blockieren. ⓘ
Ringe
Der Stern 1SWASP J140747.93-394542.6 wird von einem Objekt umkreist, das von einem Ringsystem umgeben ist, das viel größer ist als die Ringe des Saturn. Die Masse des Objekts ist jedoch nicht bekannt; es könnte sich um einen Braunen Zwerg oder einen massearmen Stern handeln, nicht um einen Planeten. ⓘ
Die Helligkeit der optischen Bilder von Fomalhaut b könnte darauf zurückzuführen sein, dass das Sternenlicht von einem zirkumplanetaren Ringsystem mit einem Radius zwischen dem 20- und 40-fachen des Jupiterradius reflektiert wird, was etwa der Größe der Umlaufbahnen der Galileischen Monde entspricht. ⓘ
Die Ringe der Gasriesen des Sonnensystems sind auf den Äquator ihres Planeten ausgerichtet. Bei Exoplaneten, die in der Nähe ihres Sterns kreisen, würden die Gezeitenkräfte des Sterns jedoch dazu führen, dass die äußersten Ringe eines Planeten mit der Bahnebene des Planeten um den Stern ausgerichtet sind. Die innersten Ringe eines Planeten wären immer noch auf den Äquator des Planeten ausgerichtet, so dass die unterschiedlichen Ausrichtungen zwischen den inneren und äußeren Ringen zu einem verzerrten Ringsystem führen würden, wenn der Planet eine gekippte Rotationsachse hätte. ⓘ
Monde
Im Dezember 2013 wurde ein Exomond-Kandidat für einen Schurkenplaneten bekannt gegeben. Am 3. Oktober 2018 wurden Hinweise auf einen großen Exomond gemeldet, der Kepler-1625b umkreist. ⓘ
Atmosphären
Um mehrere Exoplaneten wurden Atmosphären entdeckt. Der erste, der beobachtet wurde, war HD 209458 b im Jahr 2001. ⓘ
Bis Februar 2014 wurden mehr als fünfzig Transitatmosphären und fünf direkt abgebildete Atmosphären von Exoplaneten beobachtet. Dabei wurden molekulare Spektralmerkmale entdeckt, Tag-Nacht-Temperaturgradienten beobachtet und Hinweise auf die vertikale Atmosphärenstruktur gefunden. Auch auf dem nicht transitierenden heißen Jupiter Tau Boötis b wurde eine Atmosphäre entdeckt. ⓘ
Im Mai 2017 wurde festgestellt, dass es sich bei den Lichtblitzen von der Erde, die von einem eine Million Kilometer entfernten Satelliten in der Umlaufbahn aus gesehen wurden, um reflektiertes Licht von Eiskristallen in der Atmosphäre handelt. Die Technologie, mit der dies festgestellt wurde, könnte bei der Untersuchung der Atmosphären ferner Welten, einschließlich der von Exoplaneten, nützlich sein. ⓘ
Kometenähnliche Schweife
KIC 12557548 b ist ein kleiner Gesteinsplanet in unmittelbarer Nähe seines Sterns, der verdampft und einen Schweif aus Wolken und Staub wie ein Komet hinterlässt. Bei dem Staub könnte es sich um Asche handeln, die aus Vulkanen ausbricht und aufgrund der geringen Schwerkraft auf der Oberfläche des kleinen Planeten entweicht, oder er könnte von Metallen stammen, die durch die hohen Temperaturen in der Nähe des Sterns verdampft sind, wobei der Metalldampf dann zu Staub kondensiert. ⓘ
Im Juni 2015 berichteten Wissenschaftler, dass die Atmosphäre von GJ 436 b verdampft, was zu einer riesigen Wolke um den Planeten und - aufgrund der Strahlung des Wirtssterns - zu einem langen Schweif von 14 Millionen km Länge führt. ⓘ
Einstrahlungsmuster
Bei Planeten, die sich in einer 1:1-Spin-Orbit-Resonanz befinden, scheint der Stern immer direkt über eine Stelle, die heiß ist, während die gegenüberliegende Hemisphäre kein Licht empfängt und eiskalt ist. Ein solcher Planet könnte einem Augapfel ähneln, wobei der heiße Fleck die Pupille ist. Planeten mit einer exzentrischen Umlaufbahn könnten in anderen Resonanzen gefangen sein. 3:2 und 5:2 Resonanzen würden zu einem doppelten Augapfelmuster mit Hotspots in der östlichen und westlichen Hemisphäre führen. Planeten mit einer exzentrischen Umlaufbahn und einer geneigten Rotationsachse würden kompliziertere Einstrahlungsmuster aufweisen. ⓘ
Oberfläche
Zusammensetzung der Oberfläche
Oberflächenmerkmale können durch den Vergleich von Emissions- und Reflexionsspektroskopie mit Transmissionsspektroskopie von atmosphärischen Merkmalen unterschieden werden. Die Spektroskopie von Exoplaneten im mittleren Infrarot kann Gesteinsoberflächen erkennen, und im nahen Infrarot können Magmaozeane oder Hochtemperaturlaven, hydratisierte Silikatoberflächen und Wassereis identifiziert werden, was eine eindeutige Methode zur Unterscheidung zwischen felsigen und gasförmigen Exoplaneten darstellt. ⓘ
Oberflächentemperatur
Die Temperatur eines Exoplaneten kann durch Messung der Intensität des Lichts, das er von seinem Mutterstern empfängt, geschätzt werden. Der Planet OGLE-2005-BLG-390Lb beispielsweise hat eine geschätzte Oberflächentemperatur von etwa -220 °C (50 K). Solche Schätzungen können jedoch erheblich abweichen, da sie von der meist unbekannten Albedo des Planeten abhängen und Faktoren wie der Treibhauseffekt zu unbekannten Komplikationen führen können. Bei einigen wenigen Planeten wurde die Temperatur durch Beobachtung der Veränderung der Infrarotstrahlung gemessen, wenn sich der Planet auf seiner Umlaufbahn bewegt und von seinem Mutterstern verfinstert wird. So wurde beispielsweise für den Planeten HD 189733b eine durchschnittliche Temperatur von 1.205 K (932 °C) auf seiner Tagseite und 973 K (700 °C) auf seiner Nachtseite geschätzt. ⓘ
Bewohnbarkeit
Mit der Entdeckung weiterer Planeten wächst das Gebiet der Exoplanetologie weiter und vertieft die Erforschung extrasolarer Welten und wird sich schließlich mit der Möglichkeit von Leben auf Planeten außerhalb des Sonnensystems befassen. In kosmischen Entfernungen lässt sich Leben nur dann nachweisen, wenn es sich auf planetarer Ebene entwickelt und die planetare Umgebung so stark verändert hat, dass die Veränderungen nicht durch klassische physikalisch-chemische Prozesse (Prozesse außerhalb des Gleichgewichts) erklärt werden können. Zum Beispiel ist molekularer Sauerstoff (O
2) in der Erdatmosphäre ist das Ergebnis der Photosynthese durch lebende Pflanzen und viele Arten von Mikroorganismen, so dass er als Hinweis auf Leben auf Exoplaneten dienen kann, obwohl geringe Mengen Sauerstoff auch auf nicht-biologischem Wege erzeugt werden könnten. Darüber hinaus muss ein potenziell bewohnbarer Planet einen stabilen Stern in einer Entfernung umkreisen, innerhalb derer Objekte mit planetarer Masse und ausreichendem atmosphärischen Druck flüssiges Wasser an ihrer Oberfläche tragen können. ⓘ
Bewohnbare Zone
Die bewohnbare Zone um einen Stern ist der Bereich, in dem die Temperatur gerade so hoch ist, dass flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Planeten existieren kann, d. h. nicht zu nahe am Stern, damit das Wasser verdampft, und nicht zu weit vom Stern entfernt, damit das Wasser gefriert. Die von den Sternen erzeugte Wärme variiert je nach Größe und Alter des Sterns, so dass die bewohnbare Zone bei verschiedenen Sternen unterschiedlich weit entfernt sein kann. Auch die atmosphärischen Bedingungen auf dem Planeten beeinflussen die Fähigkeit des Planeten, Wärme zu speichern, so dass die Lage der bewohnbaren Zone auch für jeden Planetentyp spezifisch ist: Wüstenplaneten (auch als trockene Planeten bekannt) mit sehr wenig Wasser haben weniger Wasserdampf in der Atmosphäre als die Erde und haben daher einen geringeren Treibhauseffekt, was bedeutet, dass ein Wüstenplanet näher an seinem Stern als die Erde an der Sonne Oasen mit Wasser unterhalten könnte. Der Mangel an Wasser bedeutet auch, dass es weniger Eis gibt, das die Wärme in den Weltraum reflektiert, so dass der äußere Rand der bewohnbaren Zonen von Wüstenplaneten weiter draußen liegt. Gesteinsplaneten mit einer dicken Wasserstoffatmosphäre könnten Oberflächenwasser viel weiter entfernt halten als der Abstand Erde-Sonne. Planeten mit größerer Masse haben breitere bewohnbare Zonen, weil die Schwerkraft die Tiefe der Wasserwolkensäule verringert, was den Treibhauseffekt des Wasserdampfes reduziert und somit den inneren Rand der bewohnbaren Zone näher an den Stern heranrückt. ⓘ
Die Rotationsgeschwindigkeit des Planeten ist einer der wichtigsten Faktoren, die die Zirkulation der Atmosphäre und damit das Wolkenmuster bestimmen: Langsam rotierende Planeten erzeugen dicke Wolken, die mehr reflektieren und daher viel näher an ihrem Stern bewohnbar sein können. Die Erde mit ihrer derzeitigen Atmosphäre wäre in der Umlaufbahn der Venus bewohnbar, wenn sie die langsame Rotation der Venus hätte. Wenn die Venus ihren Wasserozean aufgrund eines unkontrollierten Treibhauseffekts verloren hat, hatte sie in der Vergangenheit wahrscheinlich eine höhere Rotationsrate. Oder die Venus hatte nie einen Ozean, weil während ihrer Entstehung Wasserdampf in den Weltraum entweicht, und sie könnte ihre langsame Rotation während ihrer gesamten Geschichte gehabt haben. ⓘ
Gezeitengebundene Planeten (auch "Augapfel"-Planeten genannt) können näher an ihrem Stern bewohnbar sein, als bisher angenommen wurde, und zwar aufgrund der Wirkung von Wolken: Bei hohem Sternfluss erzeugt eine starke Konvektion dicke Wasserwolken in der Nähe des substellaren Punktes, die die Albedo des Planeten stark erhöhen und die Oberflächentemperaturen verringern. ⓘ
Die bewohnbaren Zonen wurden in der Regel anhand der Oberflächentemperatur definiert, aber mehr als die Hälfte der Biomasse der Erde besteht aus Mikroben unter der Oberfläche, und die Temperatur nimmt mit der Tiefe zu, so dass der Untergrund mikrobielles Leben begünstigen kann, wenn die Oberfläche gefroren ist, und wenn dies berücksichtigt wird, erstreckt sich die bewohnbare Zone viel weiter vom Stern entfernt, so dass sogar Schurkenplaneten in ausreichender Tiefe unter der Oberfläche flüssiges Wasser haben könnten. In einer früheren Ära des Universums hätte die Temperatur des kosmischen Mikrowellenhintergrunds es allen felsigen Planeten ermöglicht, unabhängig von ihrer Entfernung von einem Stern flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche zu haben. Jupiterähnliche Planeten sind vielleicht nicht bewohnbar, aber sie könnten bewohnbare Monde haben. ⓘ
Eiszeiten und Schneeballstaaten
Am äußeren Rand der bewohnbaren Zone sind die Planeten vollständig gefroren, aber auch Planeten innerhalb der bewohnbaren Zone können zeitweise gefrieren. Wenn Orbitalschwankungen oder andere Ursachen zu einer Abkühlung führen, entsteht mehr Eis, das jedoch das Sonnenlicht reflektiert und noch mehr abkühlt. Wenn die Oberfläche gefroren ist, wird die Kohlendioxid-Verwitterung gestoppt, was zu einem Anstieg des Kohlendioxids in der Atmosphäre durch vulkanische Emissionen führt. Dadurch entsteht ein Treibhauseffekt, der den Planeten wieder auftaut. Planeten mit einer starken Achsneigung sind weniger anfällig für Schneeballzustände und können weiter von ihrem Stern entfernt flüssiges Wasser speichern. Starke Schwankungen der Achsneigung können einen noch stärkeren Erwärmungseffekt haben als eine feste große Neigung. Paradoxerweise ist die Wahrscheinlichkeit, dass Planeten, die kühlere Sterne umkreisen, wie z. B. Rote Zwerge, in einen Schneeballzustand eintreten, geringer, da die von kühleren Sternen emittierte Infrarotstrahlung größtenteils Wellenlängen aufweist, die vom Eis absorbiert werden und es aufheizen. ⓘ
Gezeitenerwärmung
Wenn ein Planet eine exzentrische Umlaufbahn hat, kann die Gezeitenheizung neben der Sternstrahlung eine weitere Energiequelle darstellen. Das bedeutet, dass exzentrische Planeten in der strahlungsreichen bewohnbaren Zone zu heiß für flüssiges Wasser sein können. Durch die Gezeiten werden auch die Umlaufbahnen im Laufe der Zeit kreisförmig, so dass es in der bewohnbaren Zone Planeten mit kreisförmigen Umlaufbahnen geben könnte, die kein Wasser haben, weil sie früher exzentrische Umlaufbahnen hatten. Exzentrische Planeten, die weiter außerhalb der bewohnbaren Zone liegen, hätten zwar immer noch eine gefrorene Oberfläche, aber durch die Gezeitenerwärmung könnte sich ein unterirdischer Ozean bilden, ähnlich dem von Europa. In einigen Planetensystemen, wie z. B. im Upsilon-Andromedae-System, wird die Exzentrizität der Umlaufbahnen durch Störungen von anderen Planeten im System aufrechterhalten oder sogar periodisch verändert. Die Gezeitenerwärmung kann zu Ausgasungen aus dem Mantel führen und so zur Bildung und Auffüllung einer Atmosphäre beitragen. ⓘ
Potenziell bewohnbare Planeten
Bei einer Überprüfung im Jahr 2015 wurden die Exoplaneten Kepler-62f, Kepler-186f und Kepler-442b als die besten Kandidaten für eine mögliche Bewohnbarkeit identifiziert. Diese befinden sich in einer Entfernung von 1200, 490 bzw. 1.120 Lichtjahren. Kepler-186f ist mit einem Radius von 1,2 Erdkilometern ähnlich groß wie die Erde und befindet sich am äußeren Rand der bewohnbaren Zone um seinen roten Zwergstern. ⓘ
Der nächstgelegene Kandidat für einen terrestrischen Exoplaneten, Proxima Centauri b, ist etwa 4,2 Lichtjahre entfernt. Seine Gleichgewichtstemperatur wird auf -39 °C (234 K) geschätzt. ⓘ
Planeten in Erdgröße
- Im November 2013 wurde geschätzt, dass 22±8 % der sonnenähnlichen Sterne in der Milchstraßengalaxie einen erdgroßen Planeten in der bewohnbaren Zone haben könnten. Geht man von 200 Milliarden Sternen in der Milchstraße aus, wären das 11 Milliarden potenziell bewohnbare Erden, die auf 40 Milliarden ansteigen, wenn man rote Zwerge mit einbezieht.
- Kepler-186f, ein Planet mit einem Radius von 1,2 Erden in der bewohnbaren Zone eines roten Zwergs, wurde im April 2014 entdeckt.
- Proxima Centauri b, ein Planet in der bewohnbaren Zone von Proxima Centauri, dem dem Sonnensystem nächstgelegenen bekannten Stern mit einer geschätzten Mindestmasse von 1,27 Mal der Masse der Erde.
- Im Februar 2013 spekulierten Forscher, dass bis zu 6 % der kleinen Roten Zwerge erdgroße Planeten haben könnten. Dies legt nahe, dass der dem Sonnensystem am nächsten gelegene Planet 13 Lichtjahre entfernt sein könnte. Die geschätzte Entfernung erhöht sich auf 21 Lichtjahre, wenn ein Konfidenzintervall von 95 % verwendet wird. Im März 2013 ergab eine überarbeitete Schätzung eine Häufigkeit von 50 % erdgroßer Planeten in der bewohnbaren Zone roter Zwerge.
- Mit dem 1,63-fachen des Erdradius ist Kepler-452b der erste entdeckte erdnahe Planet in der "bewohnbaren Zone" um einen sonnenähnlichen Stern vom Typ G2 (Juli 2015). ⓘ
Suchprojekte
- CoRoT - Mission zur Suche nach Exoplaneten mithilfe der Transitmethode.
- Kepler - Mission zur Suche nach einer großen Anzahl von Exoplaneten mit Hilfe der Transitmethode.
- TESS - Suche nach neuen Exoplaneten; bis zum Ende seiner zweijährigen Mission wird es Sterne am gesamten Himmel beobachtet haben. Es wird erwartet, dass es mindestens 3.000 neue Exoplaneten finden wird.
- HARPS - Hochpräziser Echelle-Spektrograf zur Planetensuche, der am 3,6-Meter-Teleskop der ESO in der Sternwarte La Silla in Chile installiert ist. ⓘ
Geschichte
Aktueller Stand und künftige Missionen
Im Jahre 2019 wurden Michel Mayor und Didier Queloz für die Entdeckung von 51 Pegasi b mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet. Aktuell (2021) konnte bei vielen Sternen in der Nachbarschaft zur Sonne mindestens ein Exoplanet nachgewiesen werden. Eine wichtige künftige Mission wird der Hubble-Nachfolger, das James-Webb-Weltraumteleskop, sein. Mit ihm sollten sich die interessanteren Exoplaneten deutlich intensiver als bisher untersuchen lassen. So erhoffen sich Wissenschaftler von dieser Mission auch quantitativ und qualitativ erheblich aussagekräftigere Informationen über die Atmosphären von fernen Welten, wobei einige Bestandteile durchaus auch Hinweise auf mögliches Leben andeuten könnten. ⓘ
Zahl der bekannten Exoplaneten
Mit Stand vom 1. April 2022 waren 4981 Exoplaneten in 3671 Systemen bekannt, wobei allerdings einige Objekte Massen im Bereich von Braunen Zwergen haben. So hat das massenreichste Objekt in der Extrasolar Planets Encyclopaedia 81 MJ (Jupitermassen), während beim NASA Exoplanet Archive eine obere Massenlimite von 30 MJ gesetzt wurde. Die Mindestmasse von Braunen Zwergen liegt nach gegenwärtigem Stand der Forschung bei 13 MJ. 814 multiplanetare Systeme haben zwei bis acht nachgewiesene Planeten. 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 ein Stern der Milchstraße im Durchschnitt ein bis zwei Planeten hat. ⓘ
| Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr (Stand 1. April 2022) ⓘ | ||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1988 | 1989 | 1990 | 1991 | 1992 | 1993 | 1994 | 1995 | 1996 | 1997 | |||
| 1 | 0 | 0 | 0 | 3 | 0 | 0 | 3 | 7 | 0 | |||
| 1998 | 1999 | 2000 | 2001 | 2002 | 2003 | 2004 | 2005 | 2006 | 2007 | |||
| 8 | 15 | 24 | 15 | 33 | 26 | 35 | 35 | 39 | 61 | |||
| 2008 | 2009 | 2010 | 2011 | 2012 | 2013 | 2014 | 2015 | 2016 | 2017 | |||
| 69 | 91 | 132 | 208 | 145 | 180 | 871 | 170 | 1538 | 177 | |||
| 2018 | 2019 | 2020 | 2021 | 2022 | ||||||||
| 356 | 208 | 245 | 209 | 70 | ||||||||
Bewohnbarkeit von Exoplaneten
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Eine wichtige Motivation bei der Suche und Untersuchung von Exoplaneten ist die Möglichkeit, ihre Bewohnbarkeit abzuschätzen. Aktuell sind die Möglichkeiten zur Abschätzung der Bewohnbarkeit extrasolarer Welten noch relativ limitiert. Verhältnismäßig einfach zu bestimmen ist die Position eines Exoplaneten und, ob er sich innerhalb der habitablen Zone befindet oder nicht. Es gibt jedoch auch hier oft Unsicherheiten bezüglich der exakten Bahnparameter. So könnte beispielsweise eine hohe Exzentrizität für sehr unregelmäßige Umweltbedingungen sorgen. Ebenso einfach zu bestimmen und entscheidend für die Bewohnbarkeit sind die Eigenschaften des Zentralsterns. So sind beispielsweise Rote Zwerge sehr zahlreich, jedoch ist die Bewohnbarkeit ihrer Systeme umstritten, unter anderem aufgrund ihrer Tendenz zu großen Strahlungsausbrüchen, die einen möglicherweise bewohnbaren Exoplaneten regelmäßig verstrahlen könnten. Nahegelegene Sterne oder Braune Zwerge können für erhebliche Bahnstörungen sorgen und ein Planetensystem destabilisieren, was eine Bewohnbarkeit erheblich erschwert. Weiter von entscheidender Bedeutung sind natürlich die Eigenschaften des Planeten selbst. Oft werden Exoplaneten mittels der Transitmethode entdeckt, womit der Durchmesser des Exoplaneten relativ genau bestimmt werden kann. Die Masse wird jedoch meist mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt. Diese lässt sich bisher aber selten auf verhältnismäßig kleine und weiter vom Stern entfernte Exoplaneten anwenden und so besteht oft das Problem, dass deshalb die Dichte unbekannt ist. Die Bestimmung der Masse der Erde wäre mittels dieser Methode mit den aktuellen Möglichkeiten im Minimum sehr schwierig. Geologische Aspekte spielen vermutlich ebenfalls eine Rolle für die Bewohnbarkeit, sind jedoch mit aktuellen Methoden kaum nachzuweisen. So könnten etwa die Konzentrationen der radioaktiven Elemente Thorium und Uran (Radionuklide) in Planetenmänteln laut Wissenschaftlern entscheidend für die Bewohnbarkeit von erdähnlichen Planeten sein. Ein gewisser Anteil ist wichtig für ein abschirmendes, starkes Magnetfeld sowie für Wärme für bestimmte lebensrelevante geologische Prozesse. Theoretische Überlegungen sagen vorher, dass Planeten mit etwas größerer Masse als derjenigen der Erde wohl lebensfreundlicher als diese sein könnten. Man spricht dann von superhabitablen Planeten. Man setzt aktuell große Hoffnungen darauf, Signaturen einer möglichen Bewohnbarkeit oder sogar von außerirdischem Leben durch Bestimmung der Atmosphäreneigenschaften zu finden. So ist der Nachweis von Wasserdampf bei mehreren Exoplaneten bereits gelungen, wobei die meisten eher die Dimensionen von Neptun oder noch größer hatten. Als relativ klarer Hinweis auf das Vorhandensein von Leben würde wohl der direkte Nachweis von freiem Sauerstoff wie auf der Erde gelten, da bisher keine anderen Prozesse bekannt sind, die derartige Mengen dieses reaktiven Gases über längere Zeit in der Atmosphäre eines Planeten anreichern. Der Nachweis der Atmosphäre ist prinzipiell durch die Transitmethode möglich, jedoch ungleich schwieriger als die Bestimmung des Durchmessers, besonders bei kleineren Exoplaneten die von ihrem Stern deutlich überstrahlt werden. ⓘ
Eine vielfach diskutierte Hypothese ist auch diejenige von möglichen Exomonden, die ihre Bahnen um einen jupitergroßen Planeten innerhalb der habitablen Zone ziehen. Derartige Planeten wurden schon mehrfach entdeckt, der Nachweis eines Exomondes steht bisher (2021) jedoch noch aus und auch die Untersuchung ihrer Bewohnbarkeit könnte schwieriger sein als diejenige von Exoplaneten. Künftige Weltraumteleskope und auch erdgebundene Teleskope werden eine deutlich verbesserte Auflösung bieten, womit die Untersuchung potentiell bewohnbarer Planeten deutlich vereinfacht werden wird. Die detaillierte Untersuchung dieser Exoplaneten wird aber wohl auf Jahre hinaus schwierig bleiben. ⓘ
Arten von Exoplaneten
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. ⓘ
Diese Klassifikation wurde 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). ⓘ
Planeten außerhalb der Milchstraße
Es ist davon auszugehen, dass sich Planeten auch in anderen Galaxien geformt haben. Ihre reproduzierbare Detektion liegt jedoch deutlich außerhalb der heute verfügbaren Möglichkeiten. Es wurden mehrere Mikrolinsen-Ereignisse beobachtet, die möglicherweise auf Exoplaneten zurückzuführen sein könnten. ⓘ
Exemplarische Exoplaneten und Systeme
2M1207 b
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. ⓘ
Gliese 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. ⓘ
HD 20782 b
Der Planet, mit mindestens 2 Jupitermassen wahrscheinlich ein Gasriese, umrundet seinen sonnenähnlichen Zentralstern HD 20782 in 597 Tagen auf einer extrem exzentrischen Bahn (Exzentrizität 0,96), bei der die Entfernung zum Zentralstern zwischen 0,06 und 2,5 AE schwankt. ⓘ
KELT-9b
Im Zuge eines Transits vor dem Zentralstern KELT-9 konnte in der Atmosphäre seines äußerst heißen Gasplaneten KELT-9b gasförmiges Eisen und Titan nachgewiesen werden. ⓘ
Kepler-42 b/c/d
Im Rahmen der Kepler-Mission gab die NASA Anfang 2012 die Entdeckung des bis dahin (nach Planetengröße) kleinsten Planetensystems bekannt: Der ca. 120 Lichtjahre von der Erde entfernte Rote Zwerg Kepler-42 (seinerzeit als KOI-961 bezeichnet) besitzt drei Gesteinsplaneten, die alle den Stern näher als die habitable Zone umrunden und somit für flüssiges Wasser zu heiße Oberflächen haben. Ihre Radien betragen das 0,78-, 0,73- und 0,57-Fache des Erdradius, der kleinste dieser Planeten ist damit ähnlich groß wie der Mars. ⓘ
Kepler 1647 b
Dieser etwa jupitergroße Gasriese ist rund 3700 Lichtjahre entfernt und umkreist einen aus zwei sonnenähnlichen Sternen bestehenden Doppelstern zirkumbinär mit einer Umlaufzeit von etwa drei Jahren. Da er in der habitablen Zone liegt, lässt sich spekulieren, dass eventuell vorhandene Monde lebensfreundliche Bedingungen bieten könnten. ⓘ
Proxima Centauri b
Der sonnennächste Stern Proxima Centauri wird in seiner habitablen Zone von einem möglicherweise erdähnlichen Planeten umrundet, dessen Entdeckung im August 2016 bekanntgegeben wurde. ⓘ
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 des Sonnensystems. Dieser Gürtel hat etwa dessen 25-fache Masse und ist dem Stern so nahe wie die Venus der Sonne. ⓘ
Titawin mit Saffar, Samh und Majriti
Das Doppelsternsystem Titawin besteht aus dem leuchtstärkeren Stern Titawin A und dem Roten Zwerg Titawin B. Der größere der beiden Sterne, Titawin A, hat mindestens drei Planeten:
- Saffar mit einer 0,71-fachen Jupitermasse bei 4,617 Tagen Umlaufdauer und einem geschätzten Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite von 1400 Grad,
- Samh 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
- Majriti (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 Titawin A und Titawin B beträgt 20.000 Jahre. ⓘ
Trappist-1
Beim 2016 entdeckten Trappist-1-System wurden mittlerweile 7 terrestrische Planeten gefunden, wovon mehrere in der habitablen Zone liegen. Somit sind alle Planeten der Erde vergleichsweise ähnlich. Der Zentralstern allerdings ist ein leuchtschwacher Roter Zwerg mit lediglich etwa 8 % der Sonnenmasse. ⓘ
TYC 8998-760-1
TYC 8998-760-1 ist ein junger, sonnenähnlicher Stern, um den im Jahr 2020 zwei Exoplaneten direkt abgebildet werden konnten. Beide Planeten sind deutlich massereicher als Jupiter und außerdem befinden sie sich mit 160 respektive 320 AE sehr weit entfernt von ihrem Zentralstern. ⓘ
WD 1856+534
Der Weiße Zwerg WD 1856+534 wird mutmaßlich von einem sehr massereichen Planeten WD 1856+534 b umkreist. Spektakulär an der Entdeckung im Jahr 2020 ist, dass damit erstmals deutliche Hinweise auf die Existenz von Planeten im System eines Weißen Zwergs präsentiert wurden. Bisher ist unbekannt, wie der Planet in die aktuelle Bahn geraten ist, da Astronomen davon ausgehen, dass er an dieser Position die Rote-Riesen-Phase des Zentralsterns nicht überstanden hätte. ⓘ