Planetensystem
Ein Planetensystem ist eine Ansammlung gravitativ gebundener, nicht-stellarer Objekte, die einen Stern oder ein Sternensystem umkreisen oder nicht. Im Allgemeinen bilden Systeme mit einem oder mehreren Planeten ein Planetensystem, obwohl solche Systeme auch aus Körpern wie Zwergplaneten, Asteroiden, natürlichen Satelliten, Meteoroiden, Kometen, Planetesimalen und zirkumstellaren Scheiben bestehen können. Die Sonne bildet zusammen mit dem um sie kreisenden Planetensystem, zu dem auch die Erde gehört, das Sonnensystem. Der Begriff Exoplanetensystem wird manchmal in Bezug auf andere Planetensysteme verwendet. ⓘ
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 ist auch bekannt, dass Trümmerscheiben häufig vorkommen, obwohl andere Objekte schwieriger zu beobachten sind. ⓘ
Von besonderem Interesse für die Astrobiologie ist die bewohnbare Zone von Planetensystemen, in der Planeten flüssiges Wasser an der Oberfläche haben könnten und damit die Fähigkeit, erdähnliches Leben zu beherbergen. ⓘ
Ein Planetensystem ist die Gesamtheit nicht selbstleuchtender größerer Himmelskörper – der Planeten –, die sich – durch die Gravitationskraft gebunden – um mindestens einen gemeinsamen zentralen Stern (oder einen sternähnlichen Himmelskörper wie einen Braunen Zwerg) bewegen. Im weiteren Sinn ist es die Gesamtheit des physikalischen Systems, das heißt einschließlich des Zentralsterns sowie aller kleineren astronomischen Objekte. ⓘ
Geschichte
Heliozentrismus
Historisch gesehen stand der Heliozentrismus (die Lehre, dass sich die Sonne im Zentrum des Universums befindet) im Gegensatz zum Geozentrismus (der die Erde in den Mittelpunkt des Universums stellt). ⓘ
Der Gedanke eines heliozentrischen Sonnensystems mit der Sonne im Zentrum wird möglicherweise erstmals in der vedischen Literatur des alten Indiens geäußert, in der die Sonne häufig als "Mittelpunkt der Sphären" bezeichnet wird. Einige interpretieren die Schriften von Aryabhatta im Āryabhaṭīya als implizit heliozentrisch. ⓘ
Die Idee wurde in der westlichen Philosophie und der griechischen Astronomie erstmals im 3. Jahrhundert v. Chr. von Aristarchos von Samos vorgeschlagen, fand aber bei den meisten anderen antiken Astronomen keine Unterstützung. ⓘ
Entdeckung des Sonnensystems
Das 1543 veröffentlichte Manuskript De revolutionibus orbium coelestium von Nikolaus Kopernikus stellte das erste mathematisch vorhersagbare heliozentrische Modell eines Planetensystems dar. Die Nachfolger Galileo Galilei, Johannes Kepler und Sir Isaac Newton entwickelten im 17. Jahrhundert ein physikalisches Verständnis, das zur allmählichen Akzeptanz der Vorstellung führte, dass sich die Erde um die Sonne bewegt und dass die Planeten denselben physikalischen Gesetzen unterliegen wie die Erde. ⓘ
Spekulationen über extrasolare Planetensysteme
Im 16. Jahrhundert vertrat der italienische Philosoph Giordano Bruno, ein früher Verfechter der kopernikanischen Theorie, wonach die Erde und andere Planeten die Sonne umkreisen, die Ansicht, dass die Fixsterne der Sonne ähnlich sind und ebenfalls von Planeten begleitet werden. Für seine Ideen wurde er von der römischen Inquisition auf dem Scheiterhaufen verbrannt. ⓘ
Im 18. Jahrhundert wurde die gleiche Möglichkeit von Sir 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, werden sie alle nach einem ähnlichen Entwurf konstruiert sein und der Herrschaft des Einen unterliegen." ⓘ
Seine Theorien gewannen im 19. und 20. Jahrhundert an Zugkraft, obwohl es an Beweisen mangelte. Lange vor ihrer Bestätigung durch die Astronomen waren Vermutungen über die Beschaffenheit von Planetensystemen ein Schwerpunkt bei der Suche nach außerirdischer Intelligenz und ein weit verbreitetes Thema in der Fiktion, insbesondere in der Science-Fiction. ⓘ
Entdeckung von Exoplaneten
Der erste bestätigte Nachweis eines Exoplaneten erfolgte 1992 mit der Entdeckung mehrerer Planeten mit terrestrischer Masse, die den Pulsar PSR B1257+12 umkreisten. Der erste bestätigte Nachweis von Exoplaneten eines Hauptreihensterns erfolgte 1995, als ein Riesenplanet, 51 Pegasi b, in einer viertägigen Umlaufbahn um den nahen Stern vom Typ G, 51 Pegasi, entdeckt wurde. Die Häufigkeit der Entdeckungen hat seitdem zugenommen, insbesondere durch Fortschritte bei den Methoden zur Entdeckung extrasolarer Planeten und durch spezielle Programme zur Planetensuche wie die Kepler-Mission. ⓘ
Ursprung und Entwicklung
Planetensysteme entstehen aus protoplanetaren Scheiben, die sich im Rahmen der Sternentstehung um Sterne bilden. ⓘ
Während der Bildung eines Systems wird viel Material durch die Schwerkraft in entfernte Umlaufbahnen gestreut, und einige Planeten werden vollständig aus dem System herausgeschleudert und werden zu Schurkenplaneten. ⓘ
Entwickelte Systeme
Massereiche Sterne
Es wurden Planeten entdeckt, die um Pulsare kreisen. Pulsare sind die Überreste der Supernova-Explosionen massereicher Sterne, aber ein Planetensystem, das vor der Supernova existierte, würde wahrscheinlich größtenteils zerstört werden. Die Planeten würden entweder verdampfen, von den Gasmassen des explodierenden Sterns aus ihren Bahnen gedrängt werden oder durch den plötzlichen Verlust des größten Teils der Masse des Zentralsterns der Schwerkraft des Sterns entkommen, oder in einigen Fällen würde die Supernova den Pulsar selbst mit hoher Geschwindigkeit aus dem System schleudern, so dass alle Planeten, die die Explosion überlebt haben, als frei schwebende Objekte zurückbleiben würden. Planeten, die in der Nähe von Pulsaren gefunden wurden, können sich aus bereits existierenden stellaren Begleitern gebildet haben, die durch die Supernovaexplosion fast vollständig verdampft wurden und dabei planetengroße Körper zurückließen. Alternativ können sich Planeten auch in einer Akkretionsscheibe aus zurückgefallener Materie bilden, die einen Pulsar umgibt. Fallback-Scheiben aus Materie, die während einer Supernova nicht aus ihrer Umlaufbahn entkommen konnten, können ebenfalls Planeten um Schwarze Löcher bilden. ⓘ
Sterne mit geringerer Masse
Wenn sich Sterne entwickeln und zu roten Riesen, asymptotischen Riesensternen und planetarischen Nebeln werden, verschlingen sie die inneren Planeten und verdampfen sie je nach ihrer Masse teilweise oder ganz. Wenn der Stern an Masse verliert, entfernen sich die Planeten, die nicht verschlungen werden, weiter vom Stern. ⓘ
Befindet sich ein entwickelter Stern in einem Doppel- oder Mehrfachsystem, kann die Masse, die er verliert, auf einen anderen Stern übertragen werden, wodurch neue protoplanetare Scheiben und Planeten der zweiten und dritten Generation entstehen, die sich in ihrer Zusammensetzung von den ursprünglichen Planeten unterscheiden können, die ebenfalls von dem Massentransfer betroffen sein können. ⓘ
Systemarchitekturen
Das Sonnensystem besteht aus einer inneren Region mit kleinen Gesteinsplaneten und einer äußeren Region mit großen Gasriesen. Andere Planetensysteme können jedoch eine ganz andere Architektur aufweisen. Studien deuten darauf hin, dass die Architektur von Planetensystemen von den Bedingungen ihrer ursprünglichen Entstehung abhängt. Es wurden viele Systeme mit einem heißen Jupiter-Gasriesen in unmittelbarer Nähe des Sterns gefunden. Für die Entstehung großer Planeten in der Nähe ihrer Muttersterne wurden Theorien wie Planetenwanderung oder Streuung vorgeschlagen. Bisher wurden nur wenige Systeme gefunden, die mit dem Sonnensystem vergleichbar sind und terrestrische Planeten in der Nähe des Muttersterns aufweisen. Häufiger wurden Systeme entdeckt, die aus mehreren Super-Erden bestehen. ⓘ
Bestandteile
Planeten und Sterne
Die meisten bekannten Exoplaneten umkreisen Sterne, die der Sonne ähnlich sind, d. h. Hauptreihensterne der Spektralklassen F, G oder K. Ein Grund dafür ist, dass sich die Programme zur Planetensuche auf solche Sterne konzentriert haben. Außerdem deuten statistische Analysen darauf hin, dass Sterne mit geringerer Masse (Rote Zwerge der Spektralkategorie M) weniger wahrscheinlich Planeten haben, die massiv genug sind, um mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt zu werden. Dennoch wurden mehrere Dutzend Planeten um Rote Zwerge von der Kepler-Sonde mit der Transitmethode entdeckt, die auch kleinere Planeten aufspüren kann. ⓘ
Zirkumstellare Scheiben und Staubstrukturen
Nach Planeten sind zirkumstellare Scheiben eine der am häufigsten beobachteten Eigenschaften von Planetensystemen, insbesondere von jungen Sternen. Das Sonnensystem besitzt mindestens vier große zirkumstellare Scheiben (den Asteroidengürtel, den Kuipergürtel, die Streuscheibe und die Oortsche Wolke), und um nahe Sonnenanaloga wie Epsilon Eridani und Tau Ceti wurden deutlich beobachtbare Scheiben entdeckt. Aufgrund von Beobachtungen zahlreicher ähnlicher Scheiben geht man davon aus, dass es sich dabei um recht häufige Eigenschaften von Sternen auf der Hauptreihe handelt. ⓘ
Interplanetare Staubwolken wurden im Sonnensystem untersucht, und man geht davon aus, dass sie auch in anderen Planetensystemen zu finden sind. Exozodiakaler Staub, ein exoplanetarisches Analogon des zodiakalen Staubs, die 1-100 Mikrometer großen Körner aus amorphem Kohlenstoff und Silikatstaub, die die Ebene des Sonnensystems ausfüllen, wurden um die Systeme 51 Ophiuchi, Fomalhaut, Tau Ceti und Vega entdeckt. ⓘ
Kometen
Im November 2014 waren 5.253 Kometen im Sonnensystem bekannt, und man geht davon aus, dass sie häufige Bestandteile von Planetensystemen sind. Die ersten Exokometen wurden 1987 in der Umgebung von Beta Pictoris, einem sehr jungen Hauptreihenstern vom Typ A, entdeckt. Inzwischen gibt es insgesamt 11 Sterne, in deren Umgebung Exokometen beobachtet oder vermutet wurden. Alle entdeckten Exometersysteme (Beta Pictoris, HR 10, 51 Ophiuchi, HR 2174, 49 Ceti, 5 Vulpeculae, 2 Andromedae, HD 21620, HD 42111, HD 110411 und seit kurzem HD 172555) befinden sich um sehr junge Sterne vom A-Typ. ⓘ
Andere Komponenten
Die Computermodellierung eines Einschlags im Jahr 2013, der vom Weltraumteleskop Spitzer in der Nähe des Sterns NGC 2547-ID8 entdeckt und durch Beobachtungen am Boden bestätigt wurde, deutet auf die Beteiligung großer Asteroiden oder Protoplaneten hin, ähnlich den Ereignissen, von denen man annimmt, dass sie zur Entstehung von terrestrischen Planeten wie der Erde geführt haben. ⓘ
Aufgrund von Beobachtungen der zahlreichen natürlichen Satelliten des Sonnensystems geht man davon aus, dass sie häufige Bestandteile von Planetensystemen sind; die Existenz von Exomonen wurde jedoch bisher nicht bestätigt. Der Stern 1SWASP J140747.93-394542.6 im Sternbild Centaurus ist ein starker Kandidat für einen natürlichen Satelliten. Es gibt Hinweise darauf, dass der bestätigte extrasolare Planet WASP-12b ebenfalls mindestens einen Satelliten hat. ⓘ
Orbitalkonfigurationen
Im Gegensatz zum Sonnensystem, dessen Bahnen nahezu kreisförmig sind, weisen viele der bekannten Planetensysteme eine wesentlich höhere Bahnexzentrizität auf. Ein Beispiel für ein solches System ist 16 Cygni. ⓘ
Gegenseitige Inklination
Die gegenseitige Inklination zwischen zwei Planeten ist der Winkel zwischen ihren Bahnebenen. Es ist zu erwarten, dass viele kompakte Systeme mit mehreren nahe beieinander liegenden Planeten im Inneren der äquivalenten Venusbahn eine sehr geringe gegenseitige Neigung aufweisen, so dass das System (zumindest der nahe beieinander liegende Teil) noch flacher wäre als das Sonnensystem. Eingefangene Planeten könnten in jedem beliebigen Winkel zum Rest des Systems eingefangen werden. Seit 2016 gibt es nur wenige Systeme, bei denen die gegenseitigen Neigungen tatsächlich gemessen wurden. Ein Beispiel ist das System Upsilon Andromedae: Die Planeten c und d haben eine gegenseitige Neigung von etwa 30 Grad. ⓘ
Orbitaldynamik
Planetensysteme können nach ihrer Bahndynamik als resonant, nicht-resonant-interagierend, hierarchisch oder als eine Kombination dieser Kategorien eingeteilt werden. In resonanten Systemen stehen die Umlaufzeiten der Planeten in einem ganzzahligen Verhältnis zueinander. Das Kepler-223-System enthält vier Planeten in einer 8:6:4:3-Bahnresonanz. Riesenplaneten sind häufiger in Resonanzen mit mittlerer Bewegung zu finden als kleinere Planeten. In wechselwirkenden Systemen liegen die Planetenbahnen so dicht beieinander, dass sie die Bahnparameter stören. Das Sonnensystem kann als schwach wechselwirkend bezeichnet werden. In stark wechselwirkenden Systemen gelten die Keplerschen Gesetze nicht. In hierarchischen Systemen sind die Planeten so angeordnet, dass das System gravitativ als verschachteltes Zweikörpersystem betrachtet werden kann, z. B. bei einem Stern mit einem nahen heißen Jupiter und einem viel weiter entfernten Gasriesen bilden der Stern und der heiße Jupiter ein Paar, das für einen anderen, weit genug entfernten Planeten als ein einziges Objekt erscheint. ⓘ
Weitere, noch nicht beobachtete Möglichkeiten für Umlaufbahnen sind: Doppelplaneten, verschiedene co-orbitale Planeten wie Quasi-Satelliten, Trojaner und Austauschbahnen sowie ineinander greifende Bahnen, die durch präzessive Bahnebenen aufrechterhalten werden. ⓘ
Anzahl der Planeten, relative Parameter und Abstände
- On The Relative Sizes of Planets Within Kepler Multiple Candidate Systems, David R. Ciardi et al. December 9, 2012
- The Kepler Dichotomy among the M Dwarfs: Half of Systems Contain Five or More Coplanar Planets, Sarah Ballard, John Asher Johnson, 15. Oktober 2014
- Exoplanetenvorhersagen auf der Grundlage der verallgemeinerten Titius-Bode-Beziehung, Timothy Bovaird, Charles H. Lineweaver, 1. August 2013
- Das Sonnensystem und die Exoplaneten-Bahn-Exzentrizitäts-Multiplizitäts-Relation, Mary Anne Limbach, Edwin L. Turner, 9. April 2014
- Die Verteilung des Periodenverhältnisses von Keplers Mehrplanetensystemen, Jason H. Steffen, Jason A. Hwang, 11. September 2014
- Are Planetary Systems Filled to Capacity? Eine Studie anhand der Kepler-Ergebnisse, Julia Fang, Jean-Luc Margot, 28. Februar 2013 ⓘ
Planeteneinfang
Frei schwebende Planeten in offenen Sternhaufen haben ähnliche Geschwindigkeiten wie die Sterne und können daher wieder eingefangen werden. In der Regel werden sie auf weiten Bahnen zwischen 100 und 105 AE eingefangen. Die Einfangeffizienz nimmt mit zunehmender Haufengröße ab und steigt bei einer gegebenen Haufengröße mit der Masse des Wirts/Primärs. Sie ist nahezu unabhängig von der Masse des Planeten. Einzelne und mehrere Planeten können in beliebige nicht ausgerichtete Bahnen eingefangen werden, die nicht koplanar zueinander oder zum stellaren Wirtsspin sind, oder in ein bereits existierendes Planetensystem. Eine gewisse Korrelation zwischen der Metallizität des Planeten und des Wirts kann aufgrund des gemeinsamen Ursprungs der Sterne aus demselben Sternhaufen bestehen bleiben. Es ist unwahrscheinlich, dass Planeten in der Nähe von Neutronensternen eingefangen werden, da diese bei ihrer Entstehung wahrscheinlich durch einen Pulsarstoß aus dem Haufen geschleudert werden. Planeten könnten sogar um andere Planeten herum eingefangen werden, um frei schwebende Planetendoppelsterne zu bilden. Nachdem sich der Haufen aufgelöst hat, würden einige der eingefangenen Planeten mit Umlaufbahnen von mehr als 106 AE langsam von den galaktischen Gezeiten zerrissen und wahrscheinlich durch Begegnungen mit anderen Feldsternen oder riesigen Molekülwolken wieder frei schwebend werden. ⓘ
Zonen
Bewohnbare Zone
Die bewohnbare Zone um einen Stern ist der Bereich, in dem der Temperaturbereich die Existenz von flüssigem Wasser auf einem Planeten zulässt, 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 hängt von der Größe und dem Alter des Sterns ab; dementsprechend variiert auch die bewohnbare Zone. 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. ⓘ
Die bewohnbaren Zonen wurden in der Regel anhand der Oberflächentemperatur definiert; mehr als die Hälfte der Biomasse der Erde besteht jedoch aus Mikroben unter der Oberfläche, und die Temperatur nimmt mit zunehmender Tiefe zu, so dass der Untergrund auch bei gefrorener Oberfläche lebensfreundlich sein kann; wird dies berücksichtigt, erstreckt sich die bewohnbare Zone viel weiter vom Stern entfernt. ⓘ
Studien aus dem Jahr 2013 ergaben eine geschätzte Häufigkeit von 22±8 % der sonnenähnlichen Sterne mit einem erdgroßen Planeten in der bewohnbaren Zone. ⓘ
Venus-Zone
Die Venuszone ist die Region um einen Stern, in der ein terrestrischer Planet Treibhausbedingungen wie die Venus hätte, aber nicht so nahe am Stern, dass die Atmosphäre vollständig verdampft. Wie bei der bewohnbaren Zone hängt auch die Lage der Venuszone von mehreren Faktoren ab, darunter die Art des Sterns und die Eigenschaften der Planeten wie Masse, Rotationsgeschwindigkeit und atmosphärische Wolken. Untersuchungen der Daten der Kepler-Raumsonde zeigen, dass 32 % der Roten Zwerge potenziell Venus-ähnliche Planeten haben, basierend auf der Planetengröße und der Entfernung vom Stern, und dass diese Zahl bei Sternen vom Typ K und G auf 45 % ansteigt. Es wurden mehrere Kandidaten identifiziert, doch sind spektroskopische Folgeuntersuchungen ihrer Atmosphären erforderlich, um festzustellen, ob sie der Venus ähnlich sind. ⓘ
Galaktische Verteilung der Planeten
Die Milchstraße hat einen Durchmesser von 100.000 Lichtjahren, aber 90 % der Planeten mit bekannten Entfernungen befinden sich in einem Umkreis von etwa 2000 Lichtjahren um die Erde (Stand: Juli 2014). Eine Methode, mit der Planeten in viel größerer Entfernung entdeckt werden können, ist das Mikrolensing. Die WFIRST-Sonde könnte das Mikrolensing nutzen, um die relative Häufigkeit von Planeten in der galaktischen Ausbuchtung gegenüber der galaktischen Scheibe zu messen. Bislang deutet alles darauf hin, dass Planeten in der Scheibe häufiger vorkommen als in der Ausbuchtung. Die Abschätzung der Entfernung von Mikrolensing-Ereignissen ist schwierig: Der erste Planet, der mit hoher Wahrscheinlichkeit in der Ausbuchtung zu finden ist, ist MOA-2011-BLG-293Lb in einer Entfernung von 7,7 Kiloparsec (etwa 25.000 Lichtjahre). ⓘ
Population I oder metallreiche Sterne sind jene jungen Sterne, deren Metallizität am höchsten ist. Die hohe Metallizität von Sternen der Population I macht es wahrscheinlicher, dass sie Planetensysteme besitzen als ältere Populationen, da Planeten durch die Akkretion von Metallen entstehen. Die Sonne ist ein Beispiel für einen metallreichen Stern. Diese sind in den Spiralarmen der Milchstraße häufig anzutreffen. Im Allgemeinen befinden sich die jüngsten Sterne, die extreme Population I, weiter innen und die Sterne der mittleren Population I weiter außen usw. Die Sonne ist ein Stern der mittleren Population I. Sterne der Population I haben regelmäßige elliptische Bahnen um das galaktische Zentrum mit einer niedrigen Relativgeschwindigkeit. ⓘ
Population II oder metallarme Sterne sind solche mit relativ geringer Metallizität, die Hunderte (z. B. BD +17° 3248) oder Tausende (z. B. Sneden's Star) Mal weniger Metallizität als die Sonne haben können. Diese Objekte sind in einer früheren Zeit des Universums entstanden. Sterne der mittleren Population II finden sich häufig im Bulge nahe dem Zentrum der Milchstraße, während die Sterne der Population II im galaktischen Halo älter und damit metallärmer sind. Kugelsternhaufen enthalten ebenfalls eine große Anzahl von Sternen der Population II. Im Jahr 2014 wurden die ersten Planeten um einen Halo-Stern gemeldet, und zwar um den Kapteyn-Stern, den der Erde am nächsten gelegenen Halo-Stern in etwa 13 Lichtjahren Entfernung. Spätere Untersuchungen deuten jedoch darauf hin, dass Kapteyn b nur ein Artefakt der Sternaktivität ist und dass Kapteyn c noch weiter untersucht werden muss, um bestätigt zu werden. Die Metallizität des Kapteyn-Sterns ist schätzungsweise 8 Mal geringer als die der Sonne. ⓘ
Verschiedene Arten von Galaxien haben eine unterschiedliche Geschichte der Sternentstehung und damit der Planetenbildung. Die Planetenbildung wird durch das Alter, die Metallizität und die Umlaufbahnen der Sternpopulationen innerhalb einer Galaxie beeinflusst. Die Verteilung der Sternpopulationen innerhalb einer Galaxie variiert zwischen den verschiedenen Galaxientypen. Sterne in elliptischen Galaxien sind viel älter als Sterne in Spiralgalaxien. Die meisten elliptischen Galaxien enthalten hauptsächlich massearme Sterne mit minimaler Sternentstehungsaktivität. Die Verteilung der verschiedenen Galaxientypen im Universum hängt von ihrer Lage in Galaxienhaufen ab, wobei elliptische Galaxien meist in der Nähe ihrer Zentren zu finden sind. ⓘ