Seit vielen Jahren – spätestens seit der Erforschung und der Erschließung des Weltraums – stellt sich die Menschheit immer wieder die Frage, ob wir allein in den großen Weiten des Universums sind? Zwar können wir diese Frage – vermutlich die wichtigste aller Fragen der Menschheitsgeschichte – selbst heute nicht eindeutig beantworten, aber zumindest ein wichtiger Faktor hat sich in den letzten Jahrzehnten entscheidend verändert. Wir fingen an, mit ungeahnter Geschwindigkeit neue Planeten außerhalb unseres Sonnensystems – sogenannte Exoplaneten – zu entdecken und entwickeln im rasanten Tempo immer bessere Technologien, um diese zu erforschen. In der Hoffnung, eines Tages eine so lebensfreundliche Welt zu finden wie die Unsere.

Die Odyssee begann mit einer recht merkwürdigen Entdeckung …

Ein seltsamer Stern – und eine noch seltsamere Entdeckung

Im Jahr 1995 untersuchten Michel Mayor und Didier Queloz vom Departement für Astronomie der Universität Genf den Stern 51 Pegasi (Abb. 1). Dieser Stern – eigentlicher Name „Helvetios“ – ist ein 50 Lichtjahre entfernter sonnenähnlicher Stern im Sternbild Pegasus.

Ihnen fiel eine Merkwürdigkeit in seinem Spektrum – der Zerlegung des Sternenlichts in einzelne Farbkomponenten – auf. Sein Spektrum schien sich periodisch ein wenig ins Rote bzw. ins Blaue zu verschieben mit einer Periode von genau 4,2308 Tagen.

Der Dopplereffekt, der für elektromagnetische Wellen Seine Gültigkeit behält, lieferte, dass die Radialgeschwindigkeit des Sterns eine Schwankung von etwa 56 m/s aufwies.

An dieser Stelle ist es wichtig zu erwähnen, dass diese Schwankung nicht direkt gemessen werden kann, denn es müssen zunächst einige „Störfaktoren“ aus den Messdaten herausgerechnet werden. Berücksichtigt werden muss beispielsweise die Rotationsgeschwindigkeit der Erde, die am Äquator etwa 460 m/s beträgt – und die deutlich größer ist als die oben erwähnte Schwankungsamplitude. Ebenso muss die aktuelle Orbitalgeschwindigkeit der Erde herausgefiltert werden, die knapp 30 km/s beträgt und damit die obige Schwankungsamplitude noch einmal um Größenordnungen übertrifft. Erst nach dieser sorgfältigen Bereinigung würde man diese Amplitude ans Licht bringen.

Tatsächlich fanden Michel Major und Didier Queloz eine erfolgreiche Erklärung für dieses seltsame Phänomen: Die Schwankungen im Spektrum von 51 Pegasi implizieren, dass der Stern auf einer periodischen (und womöglich leicht elliptischen) Bahn umhergeschleudert wird, so dass es ein gravitatives „Gegengewicht“ geben muss, das ihn zum Taumeln anregt. Dieses Gegengewicht muss ein schwerer Planet sein, und damit der erste extrasolare Planet, auf den man explizit gestoßen ist. Man gab ihm zunächst den Namen Bellerophon, sein offizieller Katalogname ist 51 Pegasi b.

Nähere Untersuchungen zeigten, dass der vermutete Planet den Stern auf einer sehr engen (leicht elliptischen) Umlaufbahn umläuft und aus Gas bestehen muss. Genauer hatte man die folgenden Daten für 51 Pegasi b ermitteln können:

• Masse: 0,46 Jupitermassen = ca. 146 Erdmassen.
• Radius: 1,9 ± 0,3 Jupiterradien.
• Mittlere Distanz zum Heimatstern: 0,052 AU = ca. 7.780.000 km.
• Exzentrizität der Umlaufbahn: 0,0069 (+0,0069/-0,0066).

Später wurde 51 Pegasi b umbenannt in Dimidium (zu lat. „die Hälfte“), da er in etwa die halbe Jupitermasse besitzt.

Woher kennen wir die Daten von Dimidium? Mechanik als Schlüssel

Berechtigt ist an dieser Stelle die Frage, woher die oben angegebenen Daten von Dimidium bezogen wurden, wenn nur die Amplitude des „Wackelns“ gemessen werden kann?

Zunächst einmal müssen einige Annahmen getroffen werden, die es zu rechtfertigen gilt (was an dieser Stelle nicht weiter getan wird). Beispielsweise können wir annehmen, dass wir auf die Bahnebene von 51 Pegasi b genau seitlich blicken (selbst neueste Erkenntnisse deuten darauf hin, dass eine Mögliche Abweichung recht klein sein muss).

Aus der Periodizität des „Wackelns“ des Sterns kennen wir die Umlaufzeit des Exoplaneten. Die Keplerschen Gesetze liefern – unter der Kenntnis der Masse des Sterns – dann die mittlere Entfernung des Exoplaneten zum Stern.

➔ Mittlere Umlaufgeschwindigkeit des Exoplaneten ist bekannt.

Aus der Kenntnis der „Wackelgeschwindigkeit“ des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt lässt sich mit Hilfe des Hebelgesetzes (Abb. 3)

\(m_1:m_2 = v_2:v_1\)

die Masse des Exoplaneten bestimmen.

Weiter unten ist eine einfache mathematische Ausarbeitung verlinkt, die die hier beschriebene Berechnungsmethode vertieft und sie ausführlich aus den keplerschen Gesetzen herleitet. Dort wird unter anderem die Berechnung der Daten von Dimidium demonstriert.

Die Methode, mit der Major und Queloz den Exoplaneten Dimidium entdeckt und nachgewiesen haben, gehört heutzutage zu einer der Standardmethoden zur Auffindung der Exoplaneten und ist bekannt unter dem Namen …

Radialgeschwindigkeitsmethode

Genau wie im Fall des Sterns 51 Pegasi werden wir – rein statistisch – für einen gewissen Bruchteil aller Sterne mehr oder weniger genau seitlich auf die Bahnebene eines seiner Planeten blicken. Und da wir derzeit mittels moderner Weltraumteleskope sehr viele Sterne gleichzeitig observieren, detektieren wir heutzutage auch bei recht vielen Sternen ein analoges „Wackeln“.

Bei diesem „Wackeln“ messen wir, genau wie im Fall von 51 Pegasi, eine periodische Verschiebung des Spektrums des Sterns ins Rote bzw. ins Blaue, welches durch ein oder gar mehrere Gegengewichte verursacht wird (Abb. 4).

Diese Methode wird heutzutage als Radialgeschwindigkeitsmethode bezeichnet (vgl. auch Abb. 5 für eine animierte Darstellung).

Tatsächlich ist die Situation mit einem (messbaren) Exoplaneten, das seinen Heimatstern zum Wackeln bringt, noch verhältnismäßig einfach, da aus der Amplitude direkt gewisse Kerndaten des Planeten errechnet werden können.

Problematisch dagegen wird der Fall, wenn mehrere Exoplaneten einem Stern umkreisen und an diesem gleichzeitig zerren. Die gemessene Kurve der Radialgeschwindigkeitsänderung ist dann in der Regel nicht mehr periodisch (im Gegensatz zum Fall eines einzigen Exoplaneten) und die Kernparameter der einzelnen Exoplaneten sind nur äußerst mühsam errechenbar.

Eine einfache Simulation zeigt im Fall eines einzigen Exoplaneten (Abb. 6) eine periodische Radialgeschwindigkeitsänderung (Abb. 7, Beobachter befindet sich auf der rechten Seite).

Bei etwa drei Exoplaneten (Abb. 8) zeigt die Simulation dagegen ein wesentlich komplexeres Bild (Abb. 9).

In der Praxis werden solche Fälle dann in Simulationen durchgespielt, bis die simulierten Werte mit den Gemessenen gut übereinstimmen. Die Simulationsergebnisse geben dann Aufschluss über die Anzahl und die charakteristischen Daten der beteiligten Exoplaneten.

Während die Radialgeschwindigkeitsmethode bereits zahlreiche Entdeckungen ermöglichte, gibt es eine noch erfolgreichere Technik: die Transitmethode. Spezielle Weltraumteleskope sind heute genau darauf spezialisiert.

Transitmethode

Die Beobachtung der Helligkeitskurve mancher Sterne zeigt eine sehr regelmäßige Abschwächung ihrer Lichtkurve. Diese Abschwächung ist oft nur sehr gering, aber konstant und liegt typischerweise etwa im Bereich von 0,01% – 1% der Gesamthelligkeit. In manchen Fällen überlagern sich solche Perioden sogar.

Die Erklärung für dieses Phänomen ist das Vorbeiziehen eines Exoplaneten am Stern, und die Periode der Lichtabschwächung entspricht genau der Umlaufzeit des Exoplaneten.

Quantitativ lässt sich der Sachverhalt wie folgt auffassen: Ist R der Radius des Sterns und r der Radius des vorbeiziehenden Exoplaneten, und taucht der Exoplanet vollständig in die Sternscheibe ein, dann entspricht

\(\Delta L = \frac{\text{Fläche(Exoplanetenscheibe)}}{\text{Fläche(Sternscheibe)}} = \frac{r^2}{R^2}\)

genau der Transittiefe des Exoplaneten und damit dem relativen Helligkeitsabfall (Abb. 10).

Genau wie bei der Radialgeschwindigkeitsmethode müssen auch hier die Messungen von gewissen Effekten „bereinigt“ werden. Beispielsweise können Sterne, genau wie unsere Sonne, Sternflecken aufweisen. Das sind etwas kühlere und damit dunklere Regionen des Sterns. Je nach Anzahl und Größe der Sternflecken kann die Helligkeit eines Sterns durchaus ein wenig variieren, was Auswirkungen auf die Messung der Lichtkurve hat.

Zudem überlagern sich – genau wie im Falle der Radialgeschwindigkeitsmethode – auch hier in manchen Fällen die Transits mehrerer Exoplaneten (s. Abb. 11)

In diesem Fall muss die gesamte Helligkeitskurve in einzelne Transits zerlegt werden, um die einzelnen Exoplaneten herauszufiltern, was einen gewissen Analyseaufwand nach sich zieht.

Die folgende Ausarbeitung enthält beispielhaft die Berechnung der Daten mehrerer bekannter Exoplaneten. In dieser wurden Originalmessungen herangezogen, aus denen schließlich die Kerndaten der Planeten errechnet und mit den gängigen Literaturwerten verglichen werden.

Anwendung der Keplerschen Gesetze auf Exoplaneten (PDF-Datei)

Die Transitmethode kann darüber hinaus auch benutzt werden, um die Zusammensetzung der Atmosphäre eines vorbeiziehenden Exoplaneten zu bestimmen, falls dieser eine besitzt. Dazu vergleicht man das Spektrum des Sterns ohne den vorbeiziehenden Exoplaneten mit dem Spektrum, das während des Transits aufgenommen wird. Die neu hinzugekommenen Absorptionslinien geben dann Hinweis auf die Zusammensetzung der Atmosphäre des Exoplaneten, der am Stern vorbeizieht (Abb. 12). Dieses Verfahren wird Transmissionsspektroskopie genannt.

Direkter fotografischer Nachweis

In seltenen Fällen gelingt auch ein direkt er fotografischer Nachweis eines Exoplaneten. Im Jahr 2004 gelang beispielsweise der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten mit dem Teleskop VLT (Very Large Telescope). Auf diesem ist der Braune Zwerg 2M1207 (Abb. 13, Bildmitte) zu sehen, der von einem jupiterähnlichen Exoplaneten 2M1207 b umkreist wird. Dieser ist in etwa fünfmal so schwer wie Jupiter und umkreist seinen Heimatstern in der 55-fachen Distanz von der Erde zur Sonne (entspricht dem knapp doppelten Abstand von Neptun zur Sonne).

Mit Hilfe des Keck- und des Gemini-Teleskops wurde Der Stern HR 8799 über Jahre hinweg untersucht, und schließlich gelang ein fotografischer Nachweis von gleich vier Exoplaneten, die diesen Stern umrunden. Bei ihnen handelt es sich allesamt um schwere Gasplaneten von mehreren Jupitermassen, ihre Umlaufzeiten liegen zwischen 46 und 456 Jahren (Abb. 14). Ein fünfter Exoplanet wird vermutet, konnte aber noch nicht nachgewiesen werden.

Seit das Kepler-Weltraumteleskop im Einsatz ist, das speziell für die Suche nach Exoplaneten mittels der Transitmethode konzipiert wurde, wurden viele Exoplaneten entdeckt – darunter auch nicht wenige, die Hoffnung geben, eine erdähnliche Beschaffenheit zu haben. Bis zum heutigen Tag (Stand: März 2025) wurden bereits mehr als 5.500 Exoplaneten gefunden (Abb. 15).

Von idyllischen Welten bis zu lodernden Gluthöllen – Die Vielfalt der Exoplaneten

Unter den bereits über 5.500 bekannten Exoplaneten wurde bereits eine immense planetarische Vielfalt entdeckt – von ewigen Eiswelten über idyllische Kleinplaneten, bis hin zu brennenden Höllen.

Grob lassen sich die Exoplaneten in folgende Typen klassifizieren:

• Gesteinsplaneten (erdähnliche Felsplaneten, „terrestrisch“, im Fall mehrerer Erdmassen als „Supererden“ bezeichnet).
• Gasriesen (jupiterähnlich, in großer Nähe zum Heimatstern auch als „Hot Jupiters“ bezeichnet).
• Gasplaneten (neptunähnlich, in großer Nähe zum Heimatstern auch als „Hot Neptunes“ bezeichnet).

Eine häufig auftretende Klasse von Exoplaneten sind die Hot Jupiter (deutsch: Heißer Jupiter). Das sind Exoplaneten, deren Masse mit der Masse des Jupiters (ca. 318 Erdmassen) vergleichbar ist, deren Oberflächentemperatur aber deutlich höher ist als die des Jupiters (165 K = −108 °C). Der Exoplanet Dimidium gehört beispielsweise zur Klasse der Hot Jupiter.

Tatsächlich übersteigt die Masse eines Hot Jupiters selten die doppelte Masse des Jupiters. Der Grund für die hohe Oberflächentemperatur der Hot Jupiter ist ihre große Nähe zum Heimatstern – sie umrunden diesen typischerweise in einem Abstand von nur etwa 0,05 AU (Jupiter: 5 AU). Das ist auch ein Hauptgrund, weswegen Hot Jupiter so häufig entdeckt werden: Durch ihre große Masse und zugleich große Nähe zum Stern erzeugen sie eine recht große Radialgeschwindigkeitsamplitude, die heutzutage leicht gemessen werden kann.

Mittlerweile wurden bereits Hot Jupiter mit einer Oberflächentemperatur von über 4000°C gefunden (wie etwa KELT9-b). Ihre Oberflächentemperatur übersteigt damit die Oberflächentemperatur mancher Sterne.

Ein für die aktuelle Forschung deutlich interessanterer Typ sind die sogenannten Supererden. Das sind große terrestrische Exoplaneten, deren Bezeichnung sich lediglich nach der Masse richtet. Eine häufig benutzte Definition lautet: Der Planet muss mindestens so schwer sein wie die Erde, aber leichter als Uranus (1- bis 14-fache Erdmasse). Andere gängige Definitionen setzen die 1- bis 10- bzw. 5- bis 10-fache Erdmasse voraus.

Beispielsweise besitzt der Stern Kepler-22 einen Exoplaneten Kepler-22b, der diesen in ca. 290 Tagen umkreist und etwa den 2,4-fachen Durchmesser der Erde besitzt (also ca. 30.500 km). Er gehört möglicherweise zur Klasse der Supererden und befindet sich in der habitablen Zone. Modellierungen haben ergeben, dass auf seiner Oberfläche eine angenehme durchschnittliche Temperatur von etwa 22°C herrschen muss, falls der Planet eine der Erde ähnliche Atmosphäre besitzt.

Solche und ähnliche Exoplaneten stehen heutzutage besonders stark im Fokus der Forschung und der Suche, da sie die besten Kandidaten für extrasolare Welten sind, auf denen es möglicherweise Leben geben könnte.

Pulsar-Planeten – Welten, die es eigentlich nicht geben dürfte

Tatsächlich wurde der erste Hinweis auf einen Exoplaneten nicht etwa um einen normalen Stern gefunden, sondern um einen Pulsar (Bekanntgabe: 1992) – dem Überbleibsel einer Supernova. Die Existenz eines Exoplaneten, der einen Pulsar umkreist, hielt man bis dahin eigentlich nicht für möglich, da eine Supernova derart gewaltig ist, dass sie alles in ihrer unmittelbaren Umgebung zerstört.

Die Methode, mit der Pulsar-Planeten aufgespürt werden, ist die sogenannte Pulsar-Timing-Methode (Anomalien der Pulsperiode). Alle Himmelskörper, die einen Pulsar umkreisen, verursachen regelmäßige Änderungen der Pulsperiode. Da Pulsare mit einer sehr konstanten Geschwindigkeit rotieren, können Abweichungen relativ einfach mit genauen Messmethoden festgestellt werden.

Um den Pulsar Lich (PSR B1257+12 oder PSR J1300+1240) wurden beispielsweise gleich vier Exoplaneten gefunden, um den Pulsar PSR J0146+6145 sogar eine protoplanetare Scheibe, die vermutlich aus metallreichen Ablagerungen einer Supernova besteht, die den Pulsar vor etwa 100.000 Jahren formte.

Exomonde

Betrachten wir die Situation in unserem eigenen Sonnensystem, so ist die Vermutung naheliegend, dass viele Exoplaneten ebenso über Exomonde verfügen könnten/müssten. Das Problem ist nun, dass Exomonde in der Regel eine sehr geringe Masse besitzen dürften und somit nur sehr schwer aufzuspüren seien. Bis heute fehlen eindeutige Nachweise für einen Exomond, obwohl mehrere Kandidaten für Exoplaneten, die Exomonde besitzen könnten, bereits ins Auge gefasst wurden.

Eine vorgeschlagene Methode zur Aufspürung von Exomonden besteht in der Analyse der Variation des Transitzeitpunktes (TTV – Transit Timing Variation). Begründet wird dies mit einer „Schlingerbewegung“ des Planeten, die durch die Schwerkraft des Mondes auf seinem Orbit um den Planeten hervorgerufen wird. Der Planet und der Mond umrunden (unter Vernachlässigung anderer Körper) in guter Näherung den gemeinsamen Massenschwerpunkt. Die von der Erde aus beobachtete Auslenkung des Planeten vor dem Stern variiert dann (unter der Annahme eines streng periodischen Transits).

Bisher ermittelte Messdaten verschiedener Exoplaneten geben allerdings noch keinen eindeutigen Aufschluss über die Existenz eines Exomondes, der einen Exoplaneten umrundet.

Nach etwa 30 Jahren Exoplanetenforschung konnten wir heute die eine erstaunliche Vielfalt neuer Welten finden, von idyllischen Kleinplaneten mit angenehmen sommerlichen Temperaturen und flüssigem Wasser bis hin zu Gluthöllen unvorstellbaren Ausmaßes. Aber die schiere Anzahl der neu entdeckten Welten und ihre teils sehr skurrilen Eigenschaften zeigen, dass das Universum noch viel mehr zu bieten hat als wir bis vor Kurzem noch gedacht haben. Und vielleicht entdecken wir schon sehr bald einen Planeten in unserer stellaren Nachbarschaft, der ein Zwilling unserer eigenen Erde sein könnte … Oder haben wir ihn vielleicht längst gefunden, ohne es zu wissen?