„Habe nun ach! Philosophie, Juristerei und Medizin, und leider auch Theologie! durchaus studiert mit heißem Bemühn. Da steh ich nun, ich armer Tor! und bin so klug als wie zuvor; heiße Magister, heiße Doktor gar, und ziehe schon an die zehen Jahr herauf, herab und quer und krumm meine Schüler an der Nase herum – und sehe, dass wir nichts wissen können!

Das will mir schier das Herz verbrennen!“ 

- Faust I, S. 354–365

Exoplanet

Ein Exoplanet, auch extrasolarer Planet, ist ein planetenartiger Himmelskörper außerhalb (griechisch ξω) des vorherrschenden gravitativen Einflusses der Sonne. Extrasolare Planeten gehören also nicht dem Sonnensystem an, sondern einem anderen Planetensystem und umkreisen einen anderen Stern oder Braunen Zwerg, wobei die größten Objekte selbst Braune Zwerge sind.

Daneben gibt es auch Exoplaneten, die keinen anderen Himmelskörper umkreisen und unter den neu geprägten Oberbegriff Planemo (von englisch planetary mass 

object)fallen.[1]

1. Entdeckung der ersten Exoplaneten

Bereits in den 1980er Jahren wurden die ersten Exoplaneten entdeckt, aber damals entweder als Brauner Zwerg klassifiziert (HD 114762 b) oder aufgrund der noch ungenügenden Messgenauigkeit zeitweilig wieder verworfen (Gamma Cephei b).[2]

 

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des Sonnensystems bestätigt wurden, umkreisen den Pulsar PSR 1257+12. Der Pulsar wurde 1990 vom polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan entdeckt. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar aus erreicht, konnten 1992 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen und Umlaufzeiten von 25,262, 66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein weiterer Planet um den Pulsar PSR B1620-26 entdeckt.[3] Auf diesen Planeten ist Leben, wie man es von der Erde kennt, praktisch ausgeschlossen.

 

Die erste definitive Entdeckung eines Exoplaneten in einem Orbit um einen Stern ähnlich der Sonne wurde 1995 von Michel Mayor vom Departement für

Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode gemacht. Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 40 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild: Pegasus) und hat 0,46 Jupitermassen.

 

Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten lange nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute meist nicht aus, um zwei so nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einen Planeten und seinen Stern getrennt darzustellen. Daher war der erste Exoplanet, der direkt optisch abgebildet werden konnte (2M1207 b), ein Exoplanet um einen Braunen Zwerg.

2. Indirekte Nachweismethoden

Bislang konnte man die meisten Exoplaneten nur indirekt nachweisen. Mehrere Methoden nutzen dabei den Einfluss der Planeten auf den Zentralstern:

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

2.1. Transitmethode, Durchgangsmethode oder Durchgangsbeobachtung[4]

Falls die Umlaufbahn des Planeten so liegt, dass er aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht, erzeugen diese Bedeckungen periodische Absenkungen in dessen Helligkeit. Sie lassen sich durch hochpräzise Photometrie (Helligkeitsmessungen des Sterns) nachweisen, während der Exoplanet vor seinem Zentralstern vorübergeht. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie SuperWASP oder wesentlich genauer durch Satelliten wie COROT oder Kepler durchgeführt werden. Anfang 2005 gelang mit dem Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotlicht auch der Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern. Lichtkurven des Hot Jupiter CoRoT-1b zeigen zusätzlich Schwankungen um 0,0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden.[5][6]

 

Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden.

2.2. Radialgeschwindigkeitsmethode

Stern und Planet(en) bewegen sich unter dem Einfluss der Gravitation um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich wegen seiner größeren Masse um wesentlich kleinere Wege als der Planet. Falls man von der Erde aus nicht genau senkrecht auf diese Bahn schaut, hat diese periodische Bewegung des Sterns eine Komponente in Sichtrichtung (Radialgeschwindigkeit), die durch Beobachtung der abwechselnden Blau- und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) mit Hilfe eines Frequenzkammes in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann.[7] Gleichwertige Information erhält man bei Pulsaren durch die Änderung der Zeitdauer zwischen den Strahlungspulsen. Da die Bahnneigung unbekannt ist, kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst berechnen und erst recht nicht nachweisen, sondern nur eine Untergrenze für eventuell vorhandene Planeten berechnen.

Schematische Darstellung der Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radialgeschwindigkeitsmethode und für die astrometrische Methode.
Schematische Darstellung der Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radialgeschwindigkeitsmethode und für die astrometrische Methode.

2.3. Astrometrische Methode

Die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt hat auch Komponenten quer zur Sichtrichtung. Diese sollten durch genaue Vermessung seiner Sternörter relativ zu anderen Sternen nachweisbar sein. Bei bekannter Sternmasse und -entfernung könnte man hier auch die Masse des Planeten angeben, da die Bahnneigung ermittelt werden kann. Schon Mitte des 20. Jahrhunderts wurde mit der astrometrischen Methode nach Exoplaneten gesucht, die Beobachtungen waren aber zu ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. Auch der Astrometrie-Satellit Hipparcos hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit um neue Exoplaneten zu entdecken. Diese soll in Zukunft durch Interferometrie mit dem Very Large Telescope und Weltraumexperimente wie Gaia und der Space Interferometry Mission erreicht werden.

2.4. Gravitational-microlensing-Methode

Eine weitere indirekte Methode, die den Effekt auf Hintergrundsterne nutzt. Unter Microlensing versteht man die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts durch Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns. Die Verstärkung nimmt zu und wieder ab, während sich der Stern vor dem Hintergrundobjekt vorbeibewegt. Dieser Helligkeitsverlauf kann durch einen Planeten des Vordergrundsterns eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet. Microlensing-Ereignisse sind selten, erlauben aber auch Beobachtungen bei weit entfernten Sternen. Allerdings ist es noch nicht sicher erwiesen, ob sich damit auch Planeten weit entfernter Systeme nachweisen lassen.

2.5. Berechnung nach gestörter Planetenbahn

Eine andere indirekte Methode, die auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten beruht. 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.[8] Ein Nachweis für diese Hypothese fehlt bislang.

2.6. 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.[9] Daher hat man mit dieser Methode bisher noch keinen Exoplaneten nachweisen können.

3. Direkte Beobachtung

Am 10. September 2004 gab die ESO bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist.[10] Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop 2006 konnten dies bestätigen.[11]

 

Am 31. März 2005 gab eine Arbeitsgruppe des astrophysikalischen Instituts der Universitäts-Sternwarte Jena bekannt, einen Planeten von nur ein- bis zweifacher Masse des Planeten Jupiter bei dem der Sonne ähnlichen, aber mit einem Alter von ca. 2 Millionen Jahren wesentlich jüngeren Stern GQ Lupi, der sich gerade in der T-Tauri-Phase befindet, beobachtet zu haben.[12] Auch diese Beobachtung erfolgte mit dem Very Large Telescope der ESO im infraroten

Spektralbereich.

 

Britische Astronomen haben in der Nähe des 520 Lichtjahre von der Erde entfernten und mit einem Alter von etwa 100.000 Jahren noch sehr jungen Sterns HL Tau mittels des Very Large Array einen Exoplaneten in der Entwicklungsphase entdeckt.[13]

 

Der klarste direkte Nachweis wurde am 14. November 2008 veröffentlicht: Auf zwei Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops aus den Jahren 2004 und 2006 im Bereich des sichtbaren Lichts ist ein sich bewegender Lichtpunkt zu erkennen, der eine Keplerbahn beschreibt.[14] Es handelt sich um den Planeten

Fomalhaut bder eine Masse von etwa drei Jupitermassen hat, und der den Stern Fomalhaut in einer Entfernung von 113 AE umkreist (dem Zwölffachen der Distanz zwischen Sonne und Saturn). Der Planet umkreist Fomalhaut am inneren Rand des Staubgürtels, der Fomalhaut umgibt. Nach Angaben der Entdecker ist der Planet das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb des Sonnensystems abgebildet werden konnte. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt die doppelte Masse der Sonne.

 

Fast gleichzeitig gaben Astronomen bekannt, dass es am Gemini North-Observatorium und am Keck-Observatorium gelungen sei, ein ganzes Planetensystem um den 130 Lichtjahre entfernten Stern HR 8799 im Sternbild Pegasus abzubilden.[15] Beobachtungen mittels adaptiver Optik im infraroten Licht zeigen drei Planeten, deren Massen mit sieben bis zehn Jupitermassen angegeben werden. Die Exoplaneten umkreisen ihr Zentralgestirn im Abstand von 25, 40 und 70 Astronomischen Einheiten. Mit einem geschätzten Alter von 60 Millionen Jahren sind sie noch jung genug, um selbst Wärmestrahlung abzugeben.

 

Am 7. Juli 2016 wurde die Entdeckung des Planeten HD 131399 Ab durch direkte Beobachtung mit dem SPHERE-Instrument des Very Large Telescope an der

Europäischen Südsternwarte bekanntgegeben. Der Planet ist Teil eines Dreifachsternsystems und damit einer der wenigen bekannten Exoplaneten in

Mehrfachsystemen. Mit einem Alter von nur 16 Millionen Jahren ist er auch einer der jüngsten bekannten Exoplaneten.[16]

4. Benennung

Exoplaneten werden mit dem Namen bzw. der Katalogbezeichnung des Sterns sowie einem angehängten Kleinbuchstaben bezeichnet. Die Nummerierung erfolgt dabei in der Reihenfolge der Entdeckung, beginnend mit „b“. Wo nötig, wird zur eindeutigen Abgrenzung von den ihn umkreisenden Planeten der Stern oft mit einem angehängten Großbuchstaben „A“ gekennzeichnet.

Im Juli 2014 gab die Internationale Astronomische Union (IAU) bekannt, einen weltweiten Wettbewerb (NameExoWorlds) zur Benennung von 305 ausgewählten Exoplaneten zu veranstalten. Die Ergebnisse wurden im Dezember 2015 veröffentlicht.[17]

5. Zahl der bekannten Exoplaneten

Mit dem Stand vom 12. Mai 2016 sind 3406 Exoplaneten in 2550 Systemen bekannt, darunter 577 Systeme mit zwei bis sieben Planeten sowie über 2000 Planetenkandidaten.[3] 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.[18]

Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr
(Stand 12. Mai 2016)[19]
1988 1989 1990 1991 1992 1993 1994 1995 1996 1997
1 1 0 0 3 0 0 1 7 0
1998 1999 2000 2001 2002 2003 2004 2005 2006 2007
8 11 20 13 30 27 31 33 29 60
2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016  
61 83 116 191 152 189 840 153 1346  

6. Entdecker von Exoplaneten

Exoplaneten werden von Teams auf der ganzen Welt gesucht und entdeckt. Einige Teams versuchen mit erdgebundenen Teleskopen den Himmel zu durchmustern, während bei anderen Missionen direkt Teleskope (z. B. Kepler-Weltraumteleskop) ins All geschickt werden.

7. Arten von Exoplaneten

Größenvergleich zwischen Jupiter (links) und TrES-4 (rechts), einem der größten bekannten Exoplaneten
Größenvergleich zwischen Jupiter (links) und TrES-4 (rechts), einem der größten bekannten 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.

Im Allgemeinen wurde die Klassifikation dementsprechend vorläufig (klassisch) in folgende Typen vorgenommen:

1.    Gesteinsplaneten (erdähnliche Felsplaneten, „terrestrisch“, im Fall mehrerer Erdmassen als „Supererden“ bezeichnet)

 

2.    Gasriesen (jupiterähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „Hot Jupiters“ bezeichnet) und Gasplaneten (neptunähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „Hot Neptunes“ bezeichnet).

Diese vorläufige Klassifikation erwies sich jedoch bald als zu ungenau, zumal bei vielen Neuentdeckungen unklar war, ob diese Planeten eine feste Oberfläche haben oder nicht, ob sie dicht wie Merkur oder eisig wie entfernte Monde des Sonnensystems sind.

Nach David Sudarsky u. a. wird daher die äußere Erscheinung der Planeten und Planemos völlig ausgeblendet: Man geht nur von der chemischen Zusammensetzung aus. Diese wird – soweit bestimmbar – wie bei solaren Planeten auch von drei Größen abgeleitet:

·         der Albedo des Himmelskörpers,

·         der Strahlungstemperatur im EM-Spektrum und evtl.

·         der Masse oder Dichte der Planeten.

Dementsprechend ergeben sich im Dichtebereich zwischen metallischen (um 7 g/cm^3), silikatischen (um 3 g/cm³) und wassereishaltigen Planeten folgende Typen:

·         metallosilikatische Planeten (ähnl. Merkur und Erde),

·         silikatische Planeten (z. B. ähnl. Europa, Io und Erdmond),

·         hydrosilikatische Planeten (ähnl. Ganymed, Kallisto, Titan und Pluto),

·         Eisplaneten (ähnl. Enceladus, mit sehr geringem Silikatanteil) und

·         Gasriesen (ähnl. Jupiter und Neptun).

Die Klassifikation nach Sudarsky[20] gilt streng genommen für Gasriesen und unterscheidet folgende Planetentypen (z. T. auch in Bezug auf die Kosmochemie

und eine etwaige chemische Evolution):

·       Gasriesen mit Methanwolken (entsprechende Albedo, Temperatur unter 80 Kelvin),

·       Gasriesen mit Ammoniakwolken (unter 150 Kelvin),

·       Gasriesen mit Wasserdampfwolken (150 bis 350 K, Albedo bis 81 %),

·       Gasriesen mit Albedo um 12 % (350–900 K; eigentliche „hot jupiters“),

·       Gasriesen mit Alkali-Absorption (900–1500 K, Albedo um 3 %),

·       Gasriesen mit Siliziumdioxidwolken (Gluthitze, über 1500 K).

Einige Daten über die Atmosphäre der Planeten erhält man aus dem Spektrum während eines Sterndurchganges.

 

Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit dem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Exoplaneten werden von Astronomen Hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert.

8. Kleine Exoplaneten

In den vergangenen Jahren wurden zunehmend kleinere Exoplaneten entdeckt. 2004 lag die Untergrenze der Entdeckbarkeit mit der

Radialgeschwindigkeitsmethode bei einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 m/s. Ein Planet, der in 1 AE Entfernung um seinen Stern kreist, musste daher eine Masse von ca. 11 Erdmassen haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Mittlerweile wurden jedoch auch masseärmere und kleinere Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit sowie durch die Microlensing- und Transit-Methode entdeckt.

 

Einer der kleinsten bisher gefundenen Exoplaneten ist der im April 2007 von Astronomen der Europäischen Südsternwarte (ESO) entdeckte zweite Begleiter des Sterns Gliese 581: Gliese 581 c in einer Entfernung von 20,45 Lichtjahren. Seine Umlaufdauer bzw. Jahreslänge beträgt nur 13 Erdtage. Der Planet hat eine Mindestmasse von fünf Erdmassen. Der Nachweis des Planeten gelang durch einen Spektrographen, der in La SillaChile, betrieben wird. Es wurden Rot- und Blauverschiebungen untersucht, die in Abhängigkeit zum Umlauf des Begleiters stehen (Radialgeschwindigkeitsmethode).

 

Ein weiterer, erst 2009 entdeckter Planet desselben Sternes ist Gliese 581 e. Bei ihm handelt es sich um einen der masseärmsten bekannten Exoplaneten mit einer Mindestmasse von 1,9 Erdmassen und einer Umlaufzeit von nur knapp mehr als 3 Tagen.

 

Andere bisher nachgewiesene kleine Exoplaneten sind Gliese 876 dOGLE-2005-BLG-390Lb,µ Arae dMOA-2007-BLG-192-Lb und CoRoT-7 b. Bei einigen handelt es sich um sogenannteSupererden.

 

Gliese 876 d besitzt etwa die 7,5-fache Masse der Erde. Da er in einem sehr geringen Abstand in nur 47 Stunden einmal um seinen Stern kreist, beträgt seine Oberflächentemperatur etwa 200 °C bis 400 °C.

 

µ Arae d ist ungefähr 10-mal so schwer wie die Erde und besitzt damit etwa zwei Drittel der Masse des Uranus. In nur 9,5 Tagen umkreist der Exoplanet den vom Sonnensystem rund 50 Lichtjahre entfernten Stern µ Arae im Sternbild Altar.

 

OGLE-2005-BLG-390Lb wurde im Januar 2006 von einer internationalen Forschergruppe mittels Mikrolinseneffekt entdeckt. Dieser Exoplanet ist von der Erdeungefähr 25.000 bis 28.000 Lichtjahre entfernt und hat etwa die fünffache Erdmasse. Er umkreist den Stern OGLE-2005-BLG-390L (einen Roten Zwerg) in einer Entfernung von 2,6 Astronomischen Einheiten einmal in zehn Erdjahren. Aufgrund der geringen Größe und vergleichsweise geringen Strahlung des „Muttersterns“ sowie der großen Entfernung beträgt die Oberflächentemperatur des Planeten nur etwa –220 °C. Die Entwicklung von Lebensformen ist damit höchst unwahrscheinlich.

 

MOA-2007-BLG-192-Lb wurde im Juni 2008 entdeckt und ist einer der kleinsten bekannten Exoplaneten. Er besitzt die 3,2-fache Erdmasse und befindet sich in einer Entfernung von etwa 3000 Lichtjahren. Neueste Hinweise deuten allerdings darauf hin, dass die Masse seines Muttersterns deutlich höher ist und es sich bei diesem nicht um einen Braunen, sondern um einen Roten Zwerg handelt. Dadurch ergibt sich für den Exoplaneten eine neubestimmte Masse von nur noch 1,4 Erdmassen.

 

CoRoT-7 b wurde 2009 mit Hilfe der Transitmethode durch das Weltraumteleskop CoRoT entdeckt und ist der erste zweifelsfrei nachgewiesene extrasolare Gesteinsplanet. Der nur 1,75 Erdradien große Planet besitzt die etwa 5-fache Masse der Erde. Aufgrund seiner Masse sowie seines geringen Abstandes zum Mutterstern ist es unmöglich, dass es sich um einen Gas- oder Eisriesen handelt. Dies deutet stark darauf hin, dass es sich um einen terrestrischen Planeten handelt. Diese Vermutung wurde später nach Messungen am La-Silla-Observatorium der ESO durch Erkenntnisse über die Dichte des Planeten bestätigt. Mit einer Umlaufzeit von nur etwa 20 Stunden hält er einen weiteren Rekord unter den bekannten Exoplaneten.

 

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

Masse der bis zum im Diagramm genannten Datum bekannten Exoplaneten über dem Jahr ihrer Entdeckung.[19] Man sieht, wie das Massenspektrum vor allem nach unten hin größer wird. Ausgenommen wurden hier umstrittene Entdeckungen und Planeten um Pulsare.
Masse der bis zum im Diagramm genannten Datum bekannten Exoplaneten über dem Jahr ihrer Entdeckung.[19] Man sieht, wie das Massenspektrum vor allem nach unten hin größer wird. Ausgenommen wurden hier umstrittene Entdeckungen und Planeten um Pulsare.

9. Exoplaneten außerhalb der Milchstraße

Es ist davon auszugehen, dass sich Exoplaneten auch in anderen Galaxien geformt haben. Ihre reproduzierbare Detektion liegt jedoch deutlich außerhalb der heute verfügbaren Möglichkeiten. Es wurden mehrere Microlensing-Ereignisse beobachtet, die möglicherweise auf Exoplaneten zurückzuführen sein könnten.

Literatur

·         Reto U. SchneiderPlanetenjäger. Die aufregende Entdeckung fremder Welten. Birkhäuser, Basel u. a. 1997, ISBN 3-7643-5607-3.

·         Geoffrey MarcyR. Paul ButlerDebra FischerSteven Vogt, Jason T. Wright, Chris G. Tinney, Hugh R. A. Jones: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. In: Shin Mineshige, Shigeru Ida (Hrsg.): Origins: From early universe to extrasolar planets. Proceedings of the 19th Nishinomiya-Yukawa memorial symposium. (November 1 and 2, 2004, Nishinomiya, Japan) (= Progress of Theoretical Physics. Supplement. Nr. 158). Publishing Office Progress of Theoretical Physics – Kyoto University, Kyoto 2005, S. 24–42, online (PDF; 629 kB).

·         Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio (Hrsg.): Extrasolar planets. Cambridge University Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-86808-2.

·         Rudolf Dvorak (Hrsg.): Extrasolar planets. Formation, detection and dynamics. Wiley-VCH-Verlag, Weinheim 2008, ISBN 978-3-527-40671-5.

·         John W. Mason (Hrsg.): Exoplanets. Detection, formation, properties, habitability. Springer u. a., Berlin u. a. 2008, ISBN 978-3-540-74007-0.

·         Sven Piper: Exoplaneten. Die Suche nach einer zweiten Erde. Springer, Heidelberg u. a. 2011, ISBN 978-3-642-16469-9.

·         Lisa KalteneggerDie Suche nach der zweiten Erde. In: Physik-Journal. Bd. 11, Nr. 2, 2012, ISSN 1617-9439, S. 25–29.

Einzelnachweise

1.   Astronomische Bezeichnungen und Abgrenzungen waren oft nicht eindeutig und wurden geändert. Beispiele: Wandelstern versus Fixstern – Der Wandelstern (Planet) ist heute kein Stern mehr (außer die Sonne) und der Fixstern ist nicht mehr fix (feststehend). Auch die ersten Jupitermonde oder Asteroiden wurden damals Planeten genannt. Der bekannteste Fall ist die Abgrenzung der Zwergplaneten von den Planeten mit dem „Opfer“ Pluto.

2.   Michael Perryman: The exoplanet handbook. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-76559-6, Table 1.1 – A selective chronology of exoplanet discoveries, S. 2

3.   Jean Schneider: Die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten. In: exoplanet.eu. CNRS/LUTH – Paris Observatory, 5. Januar 2015, abgerufen am5. Januar 2015.

4.   „ExoPlanetSat“ soll bei der Suche nach erdähnlichen Planeten helfen. Bei: heise.de. 17. Mai 2011.

5.   Ignas A. G. Snellen, Ernst J. W. de Mooij, Simon Albrecht: The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b. In: Nature. Bd. 459, 28. Mai 2009, S. 543–545, doi:10.1038/nature08045.

6.   Carolin Liefke: Tag und Nacht auf dem Exoplaneten CoRoT-1b. In: Sterne und Weltraum. Oktober 2009, S. 20–22.

7.   Frequenzkamm einsatzbereit für astronomische Beobachtungen. Bei: KosmoLogs.de. 7. September 2008.

8.   Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera, Jean-Philippe Beaulieu: A ~5 M_earth Super-Earth Orbiting GJ 436?: The Power of Near-Grazing Transits. 8. März 2008. Abgerufen am 19. April 2014. (arxiv:0801.3230)

9.   Jason T. Wright, B. Scott Gaudi: Exoplanet Detection Methods. In: Terry D. Oswalt (Hrsg.): Planets, Stars and Stellar Systems. Band 3: Linda M. French, Paul Kalas (Hrsg.): Solar and Stellar Planetary Systems. Springer, Dordrecht u. a. 2013, ISBN 978-94-007-5605-2, S. 489–540, doi:10.1007/978-94-007-5606-9_10arxiv:1210.2471.

10. G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit, P. Lowrance: A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 425, Nr. 2, October II 2004, ISSN 0004-6361, S. L29–L32, doi:10.1051/0004-6361:200400056.

11.  Inseok Song, G. Schneider, B. Zuckerman, J. Farihi, E. E. Becklin, M. S. Bessell, P. Lowrance, B. A. Macintosh: HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334–393254. In: The Astrophysical Journal. Bd. 652, Nr. 1, ISSN 0004-637X, S. 724–729, doi:10.1086/507831, (online; PDF; 270 kB).

12. G. Wuchterl, J. Weiprecht: Der Begleiter von GQ Lupi. Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte Jena, 2. September 2008, archiviert vom Original am 23. Juli 2009, abgerufen am 17. Dezember 2014.

13. Frischer Nachwuchs für die Exoplaneten. In: wissenschaft.de. Abgerufen am 19. Oktober 2009.

14. ESA.

15. Gemini releases historic discovery image of planetary “first family”.

16.  A Surprising Planet with Three Suns. In: ESO. 7. Juli 2016. Abgerufen am 9. Juli 2016.

17. NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU, 9. Juli 2014, abgerufen am 9. Oktober 2014 (englisch).

18. Planeten so weit das Auge reicht. Abgerufen am 11. Januar 2012.

19. exoplanet.eu.

Bildquellen: 123.

 

Dieser Aufsatz ist z.T. der deutschen Wikipedia entnommen.

Stand: 2016

Kommentare: 1
  • #1

    WissensWert (Dienstag, 30 August 2016 01:36)

    https://www.youtube.com/watch?v=7bIoghfU8LY&feature=youtu.be


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