Links eine Aufnahme der Erde, rechts die Illustration eines größeren Planeten, der von den Farben eher nach Gestein als viel Wasser aussieht.

Wie lassen sich Exoplaneten aufspüren?

Sechs der acht Planeten unseres Sonnensystems sind seit der Antike bekannt, die anderen beiden wurden im 19. Jahrhundert nachgewiesen. Später kamen zahlreiche Zwergplaneten, Asteroiden und Monde hinzu. Doch erst in den 1990er-Jahren gelang der Nachweis von Planeten in anderen Sonnensystemen – durch neue Beobachtungsmethoden und moderne Instrumente.

Unsere Sonne umkreisen nach aktueller Definition acht Planeten. Die meisten von ihnen lassen sich unter günstigen Bedingungen mit dem bloßen Auge am Himmel beobachten. Denn sie sind in der Regel heller als Sterne und bewegen sich am Himmel auf anderen Bahnen. Die übrigen Planeten des Sonnensystems, deren Licht zu schwach für eine Beobachtung mit bloßen Augen ist, sind mit einfachen Teleskopen zu erkennen.

Da die Sonne ein durchschnittlicher Stern in der Milchstraße ist, liegt die Vermutung nahe, dass andere Sterne ähnlich viele Planeten haben. Doch diese Planeten zu entdecken, ist weitaus schwieriger, weil sie nicht selbst leuchten und deutlich kleiner sind als ihre Sterne. Erst in den vergangenen 15 Jahren ließen sich solche Exoplaneten – wörtlich „exo“: „außerhalb“ liegende Planeten – nachweisen. Und ihre Zahl wuchs schnell an: Inzwischen sind fast zweitausend Planeten bekannt, die um andere Sterne kreisen. Im Januar 2013 schätzten Astronomen auf Grundlage der bekannten Daten die Gesamtzahl der Planeten in der Milchstraße auf einhundert Milliarden.

Bei den erfolgreichen Entdeckungsmethoden werden Existenz und Eigenschaften extrasolarer Planeten mit verschiedenen physikalischen Prinzipien und Instrumenten aufgedeckt.

Direkte Beobachtung

Schematische Darstellung der Messmethode. Beschreibung unten.
Direkte Beobachtung

Die schwache Reflexion eines Planeten ist neben dem viel heller leuchtenden Stern kaum auszumachen. Zudem erscheinen Planet und Stern von der Erde aus gesehen sehr nah beieinander. Astronomen sprechen in diesem Fall von einem kleinen Winkelabstand. Ist der Winkelabstand zu klein, sind die beiden Objekte in einer Teleskopaufnahme nicht separat zu erkennen.

Unter bestimmten Bedingungen kann die Beobachtung solcher Systeme aber gelingen. Ein großer Winkelabstand zwischen dem Planeten und seinem Stern begünstigt die Entdeckung. Besonders aussichtsreich sind daher Sterne in geringerer Entfernung zur Erde und mit einem großen Abstand zwischen Planet und Stern. Außerdem reflektieren größere Planeten mehr Licht, sodass sie leichter auszumachen sind. Und auch junge Planeten bieten einen Vorteil: Sie sind tektonisch meist noch aktiver als alte Planeten und dadurch heißer. Damit sind sie leichter im Infraroten, also dem Bereich der Wärmestrahlung, zu sehen. Teleskope für solche Planetenbeobachtungen sind in der Regel mit einem Koronografen ausgestattet – einer Vorrichtung, die das Licht eines Sterns ausblendet, sodass dessen direkte Umgebung besser zu erkennen ist.

Bisher wurden knapp über siebzig Exoplaneten durch direkte Beobachtungen entdeckt. Mit fünf bis sechzig Jupitermassen zählen diese allesamt zu den massereichen Planeten. Die beobachteten Winkelabstände sind mit 0,1 bis 50 Millibogensekunden zwar vergleichsweise groß, doch die tatsächlichen Distanzen zwischen Zentralstern und Planet entsprechen dem Durchschnitt.

Fast alle der direkt beobachteten Systeme befinden sich weniger als fünfhundert Lichtjahre von der Erde entfernt. Angesichts der Ausdehnung der Milchstraße von über 100 000 Lichtjahren entspricht das gewissermaßen der galaktischen Nachbarschaft der Erde.

Astrometrie

Schematische Darstellung der Messmethode. Beschreibung unten.
Astrometrie

Die Astrometrie macht sich zunutze, dass sich ein Planet nicht nur um seinen Stern bewegt, sondern beide Körper um den gemeinsamen Massenschwerpunkt kreisen. Je massereicher ein Planet ist und je dichter er sich am Stern befindet, desto weiter liegt dieses sogenannte Baryzentrum außerhalb des Sternmittelpunkts. In unserem Sonnensystem wird dieser Effekt besonders deutlich bei Jupiter, dem mit Abstand massereichsten der acht Planeten. Die Sonne kreist mit ihm gemeinsam um einen Punkt, der rund 750 000 Kilometer abseits ihres Zentrums, also knapp außerhalb ihrer Oberfläche, liegt.

Solche minimalen Sternbewegungen können Exoplaneten verraten, sind aber nur sehr schwer nachzuweisen. Würde unser Sonnensystem beispielsweise von seinem Nachbarstern Proxima Centauri aus beobachtet, so würde Jupiter im Lauf von sechs Jahren nur eine Bewegung von 6,5 Millibogensekunden verursachen.

Bislang haben sich die meisten vermeldeten Entdeckungen nach dieser Methode als Irrtum herausgestellt. Das liegt unter anderem daran, dass die erforderliche Präzision an der Grenze dessen liegt, was heutige Instrumente leisten können.

Radialgeschwindigkeit

Schematische Darstellung der Messmethode. Beschreibung unten.
Radialgeschwindigkeitsmethode

Läuft ein Stern zusammen mit einem Planeten um ein gemeinsames Massenzentrum, hinterlässt die dadurch bedingte Bewegung relativ zum Beobachter auch Spuren im Sternlicht. Kommt der Stern auf uns zu, wird sein Licht zu kleineren Wellenlängen verschoben; bewegt er sich von uns fort, wird das Licht langwelliger. Dieser sogenannte Dopplereffekt tritt auch bei Schallwellen auf: Fährt ein Rettungswagen an uns vorbei, ändert sich scheinbar der Klang des Martinshorns.

Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode wird daher das Lichtspektrum des Sterns genau analysiert, um eventuelle Begleiter aufzuspüren. Der Umlauf der Sonne um das Baryzentrum mit Jupiter verursacht beispielsweise eine Radialbewegung von etwa 13 Metern pro Sekunde. Die dadurch verursachte Dopplerverschiebung kann man im Spektrum der Sonne gut messen.

Mit fast siebenhundert bestätigten Entdeckungen ist die Radialgeschwindigkeitsmethode eine der erfolgreichsten bei der Exoplanetensuche. Doch auch mit ihr lassen sich Planeten nur unter bestimmten Bedingungen erkennen: So verursachen leichte Planeten nur eine schwache Verschiebung der Wellenlängen. Außerdem ist die Verschiebung nicht zu sehen, wenn wir von oben auf das Planetensystem schauen – dann bewegt sich der Stern von der Erde aus gesehen zwar im Kreis, aber nicht auf uns zu oder von uns weg.

Transit

Schematische Darstellung der Messmethode. Beschreibung unten.
Transitmethode

Wenn ein Himmelskörper so vor einem anderen vorbeizieht, dass er ihn bedeckt, spricht man von einem Transit. Bei einer Sonnenfinsternis handelt es sich beispielsweise um ein solches Ereignis: Der Erdmond zieht von uns aus gesehen vor der Sonne entlang. Auch Planeten, die vor weit entfernten Sternen vorbeiziehen, dunkeln diese ab – wenn auch nur sehr schwach: Die Helligkeit verringert sich während der Bedeckung meist nur um wenige Prozent. Dennoch ist diese Abdunklung bei gezielter Beobachtung des Sterns gut zu messen. Wird so eine charakteristische Abdunklung mehrmals und in regelmäßigen Abständen beobachtet, geht man von einem Planeten in dem System aus.

Ein Transit kann allerdings nur beobachtet werden, wenn der Planet von der Erde aus gesehen vor seinem Stern vorbeizieht. Dies ist nur der Fall, wenn wir fast genau auf die Bahnebene des Planetensystems schauen. Trotz dieser Einschränkungen ist die Transitmethode zur Zeit der erfolgreichste Weg, um Exoplaneten aufzuspüren. Rund 2700 Planeten konnten Astronomen mit diesem Verfahren bislang entdecken.

Mikrolinseneffekt

Schematische Darstellung der Messmethode. Beschreibung unten.
Nachweis über Mikrolinseneffekt

Der Mikrolinseneffekt tritt auf, wenn ein Stern oder ein anderes massereiches Objekt direkt vor einer Lichtquelle vorüberzieht. Das Objekt, das näher am Betrachter liegt, wirkt dann wie eine Linse: Seine Schwerkraft krümmt den Raum so, dass die dahinter liegende Lichtquelle verstärkt erscheint. Durch diesen Effekt lassen sich Exoplaneten ebenfalls ausfindig machen.

Denn bewegt sich ein Stern mit Planetensystem vor einer Lichtquelle entlang, verläuft die vorübergehende Verstärkung nicht gleichmäßig, sondern wird von der Schwerkraft des Planeten gestört. Die 50 Planeten, die man auf diesem Weg bisher entdeckte, zählen zu den am weitesten entfernten aller bisher beobachteten Exoplaneten. Ihre Distanz zur Erde beträgt bis zu einigen Tausend Lichtjahren.

Im Schnitt wird jedoch immer nur einer von einer Million beobachteten Hintergrundsternen zur selben Zeit von einem vorbeiziehenden Linsenobjekt verstärkt. Zudem konnten Astronomen bislang für kein Sternensystem eine wiederholte Verstärkung beobachten.

Klassifizierung der Planeten

Die Bedingungen, die auf einem Planeten herrschen, hängen von vielen verschiedenen Faktoren ab. Dazu gehören etwa seine Zusammensetzung und seine Umlaufbahn um den Stern. Will man etwa die Wahrscheinlichkeit von Leben auf einem Exoplaneten einschätzen, müssen diese Eigenschaften bekannt sein.

Ein Planet in einer großen Staubscheibe um einen Stern. Markierungen an der Position des Planeten in vergangenen Jahren.
Planet Fomalhaut b

Bei der Astrometrie sowie der Radialgeschwindigkeits- oder Transitmethode ergibt sich die Umlaufzeit eines Planeten unmittelbar aus den Beobachtungsdaten: Die verräterischen Muster wiederholen sich mit derselben Periode. Das bedeutet aber auch, dass Planeten mit langen Umlaufzeiten schwieriger zu entdecken sind. Ein Planet wie Jupiter mit einer Umlaufperiode von über zehn Jahren hätte mit diesen Methoden bisher noch nicht aufgespürt werden können, und Uranus und Neptun zu entdecken würde jahrhundertelange Beobachtungen erfordern. Direkte Beobachtungen sind dagegen Momentaufnahmen und geben keine Auskunft über die Umlaufzeit eines Planeten. Letztere kann aber durch wiederholte Aufnahmen abgeschätzt werden, wie etwa beim Planeten Fomalhaut b geschehen.

Die Dichte eines Planeten ergibt sich aus seiner Größe und seiner Masse. Anhand der Dichte können Gesteinsplaneten in der Art von Erde oder Mars von Gasplaneten wie Jupiter oder Saturn unterschieden werden. Zwar liefert keine der heutigen Entdeckungsmethoden gleichzeitig Größe und Masse eines Planeten, doch kombiniert man Transit- und Radialgeschwindigkeitsmessungen, lassen sich beide Werte bestimmen. Für fast ein Drittel aller heute bekannten Exoplaneten konnten Astronomen so die Dichte ermitteln.

Insgesamt gibt es noch viele Einschränkungen für solche Planeten, die sich mit den heutigen Entdeckungsmethoden aufspüren lassen. Deshalb können Astronomen noch nicht mit Sicherheit sagen, welcher Planetentyp – massereich oder massearm, dicht am Zentralstern oder weit davon entfernt, aus Gestein oder Gas – in der Galaxis wie häufig vorkommt. Von präziseren Messmethoden verspricht man sich in Zukunft vor allem die Entdeckung von Planeten, die kleiner, masseärmer und weiter von ihrem Stern entfernt sind als die meisten der heute bekannten Exoplaneten.

 

Quelle: The Extrasolar Planets Encyclopaedia; Stand: 24. August 2016

Bezeichnung

Beobachtung

Einschränkungen

Entdeckte Planeten

Erfolgreiche Instrumente (Auswahl)

Zukünftige Instrumente (Auswahl)

Direkte Beobachtung

Fotografieren eines Planeten

Eher junge Planeten mit weitem Orbit, eher nahe Sterne (bis etwa 200 Lichtjahre)

71

Very Large Telescope (Chile)

Hubble Space Telescope (NASA)

WFIRST-Satellit (NASA, in Planung)

Astrometrie

Regelmäßige Positionsänderung eines Sterns am Himmel

Eher große Planeten, eher nahe Sterne (bis etwa 200 Lichtjahre)

1

PHASES-Instrument (Kalifornien)

GAIA-Satellit (ESA)

Radialgeschwindigkeit

Regelmäßige Dopplerverschiebung im Sternlicht

Eher große Planeten, nicht bei Blickwinkel senkrecht zur Bahnebene

686

HIRES-Instrument (Hawaii)

HARPS-Instrument (Chile)

GAIA-Satellit (ESA)

APF-Instrument (Kalifornien)

ESPRESSO-Instrument (Chile)

Transit

Regelmäßige Abschwächung von Sternlicht durch Bedeckung

Nur bei Blickwinkel genau parallel zur Bahnebene

2678

COROT-Satellit (ESA, 2006–2013)

Kepler-Satellit (NASA, 2009–2013)

TESS-Satellit (NASA, 2017)

CHEOPS-Satellit (ESA, 2017)

Mikrolinseneffekt

Einmalige relativistische Lichtbeugung

Zufällige, einmalige Beobachtung, meist weit entfernte Sterne (einige Tausend Lichtjahre)

50

MOA-Instrument (Neuseeland)

OGLE-Instrument (Chile)