Auf der Suche nach Planeten um andere Sterne gibt es ein großes Ziel: Letztendlich suchen wir nach Welten, die die gleichen Eigenschaften haben wie unser Heimatplanet. Sie sollten also einen Stern gleicher Größe und gleichen Alters wie die Sonne umkreisen, ähnlich groß sein wie die Erde und ungefähr den gleichen Abstand zu ihrem Stern haben, sodass auch dort die Oberflächentemperaturen lebensfreundlich sind. Die spannendste Frage stellt sich da ganz von selbst: Gibt es auch Leben auf diesen Planeten?
Es gibt mehrere Methoden, um Exoplaneten bei Sternen zu finden. Sie werden hier im Einzelnen vorgestellt. Jede Methode hat ihre Vor-und auch Nachteile.
Der Wackeleffekt
Umkreist ein Planet einen Stern, wirkt nicht nur der Stern gravitativ auf den Planeten, auch der Planet hat einen - wenn auch geringeren - Einfluss auf den Stern. Der Planet umkreist nicht den Mittelpunkt seines Heimatsterns, sondern den Schwerpunkt des Systems Stern - Planet.
Der Stern umkreist diesen Schwerpunkt ebenfalls. In den Animationen befindet sich der Schwerpunkt des Systems am Schnittpunkt der weißen Linien.
Da der Stern sehr viel massereicher ist als der Planet, liegt der Schwerpunkt des Systems sehr nahe am Zentrum des Sterns. Beobachtet man nun den Stern, stellt man fest, dass er nicht an seiner Position bleibt, sondern immer ein bißchen herumwackelt.
Am deutlichsten wird das bei der Draufsicht. Der Stern beschreibt einen winzigen Kreis, während der Planet weit ausholt. Aus der Auslenkung des Sterns lässt sich wiederum die Masse des Planeten berechnen, der die Auslenkung verursacht.
In der oberen Grafik ist der gemeinsame Schwerpunkt des Stern-Planet-Systems als kleiner roter Punkt eingezeichnet. Um diesen kreisen beide, nur eben jeder auf seiner eigenen Umlaufbahn. Die des Sterns ist gelb gezeichnet, die des Planeten blau.
Die Mittelpunkte von Planet und Stern liegen zusammen mit dem Schwerkraftzentrum immer auf einer Linie (grün, unten).
Wenn wir von der Erde aus nicht genau von oben darauf schauen, sondern leicht von der Seite, haben wir einen weiteren messbaren Effekt: der Stern bewegt sich ein kleines Stück auf uns zu und dann wieder ein Stück von uns weg.
Nach dem Dopplerprinzip wird dabei das Licht des Sterns einmal gestaucht, also blauverschoben, und dann wieder gestreckt, also rotverschoben. Die Radialgeschwindigkeit des Sterns schwankt also auf charakteristische Weise, was sich gut messen lässt.
Durch den Wackeleffekt werden hauptsächlich sehr große Planeten entdeckt, die zudem ihren Heimatstern sehr nah umkreisen. Je massereicher ein Planet ist und je enger er seinen Stern umkreist, desto größer fällt die Schwankung der Radialgeschwindigkeit aus, und desto eher wird die Schwankung von uns bemerkt.
Um kleinere Planeten entdecken zu können, müssen die Messungen sehr sehr präzise sein. Mit der Wackelmethode werden also überwiegend "Hot Jupiter" gefunden, große Planeten (meist viel größer noch als Jupiter) auf engen Umlaufbahnen, auf denen es so heiß ist, dass sich dort bestimmt kein Leben entwickeln kann. Dafür wurden aber mit dieser Methode die meisten der bislang bekannten Exoplaneten gefunden.
Im Jahr 1995 markierte der ansonsten unsichtbare Begleiter des Sterns 51 Pegasi den Beginn der Exoplanetenentdeckungen. Der Planet hat in etwa die halbe Masse von Jupiter, umkreist seinen Stern aber in noch geringerem Abstand als Merkur.
Die Transitmethode
Die Transitmethode funktioniert nur, wenn wir genau auf die Kante des fernen Planetensystems blicken. Wird der Stern von Planeten umkreist, so ziehen diese von Zeit zu Zeit vor ihrem Heimatstern vorbei und verdunkeln ihn ein klein wenig. Dabei fällt die Sternhelligkeit minimal ab.
Um solch geringe Schwankungen überhaupt messen zu können, ist seit Dezember 2006 das Weltraumteleskop CoRoT (Convention Rotation and planetary Transits) im Einsatz. Die Beobachtung direkt aus dem Weltall umgeht die störende Erdatmosphäre und macht präzisere Analysen möglich.
Bei der Transitmethode muss ein Stern über längere Zeit beobachtet und seine Helligkeit vermessen werden. Die Messwerte ergeben im Fall einer Bedeckung des Sterns durch einen Planeten eine Lichtkurve, die auf charakteristische Weise abfällt.
Bei der Auswertung der Daten ist aber Vorsicht geboten, denn es gibt noch weitere mögliche Ursachen, weshalb das Licht des Sterns schwankt.
Beispielsweise können dunkle Flecken auf der Sternoberfläche die Helligkeit verringern (ähnlich den Flecken auf der Sonne), der Stern kann einen Begleiter haben, der kein Planet ist (z.B. einen Stern oder einen Braunen Zwerg), oder aber der Stern befindet sich gerade in einer Phase seines Lebens, in der der Energieausstoß schwankt (mehr dazu findest du bei den 'Veränderlichen Sternen').
CoRoT hat inzwischen schon 23 Exoplaneten finden können. Etliche davon sind größer als Jupiter und umlaufen ihren Stern auf sehr engen Umlaufbahnen. Dennoch hofft man, mit Corot auch kleinere Planeten entdecken zu können, die der Erde ähnlich sind.
Übrigens: Transite von Planeten können wir auch in unserem eigenen Planetensystem beobachten. Die inneren Planeten Merkur und Venus ziehen ab und zu vor der Sonnenscheibe vorbei. Die Verdunkelung des Sonnenlichtes ist für uns nicht wahrnehmbar, lässt sich aber messen. Die beiden Planeten sind während des Transits von der Erde aus gesehen kleiner als die meisten Sonnenflecken.
Die Gravitationsmethode
Der Gravitationslinseneffekt ist seit Albert Einstein bekannt, der erstmals gezeigt hat, dass Massen den sie umgebenden Raum verbiegen.
Wandert ein Stern oder Planet (also eine Masse) zwischen einem fernen Stern und der Erde hindurch, wird das Licht des hinten stehenden Sterns kurzzeitig verstärkt. Die Sternhelligkeit nimmt zu und nimmt dann wieder ab. Die Lichtkurve, die dabei entsteht, ist absolut symmetrisch. Da ein Planet nur eine geringe Masse darstellt, sprechen wir hier besser von einem Mikrolinseneffekt.
Das Verfahren ist neu und technisch sehr anspruchsvoll. Für die Bewältigung dieser Aufgabe haben wir im März 2009 das Weltraumteleskop Kepler in eine Umlaufbahn um die Erde gebracht.
Das Teleskop beobachtet einen festen Ausschnitt des Sternenhimmels mit ca. 190.000 Sternen im Sternbild Schwan, um extrasolare Planeten zu entdecken. Besondere Zielsetzung des Projekts ist, vergleichsweise kleine Planeten (wie unsere Erde oder kleiner) und damit auch potenziell bewohnbare extrasolare Planeten zu entdecken.
Gleichzeitig liefert es Basisdaten zu anderen veränderlichen Sternen, um daraus Rückschlüsse über die im Inneren ablaufenden Prozesse ziehen zu können.
Die Keplermission war zuerst für dreieinhalb Jahre vorgesehen. Im November 2012 wurde sie um bis zu vier Jahre verlängert. Bislang wurden auf diese Weise 2740 Planetenkandidaten entdeckt, darunter 351 in Erdgröße.
Die direkte Methode
Auch eine direkte Beobachtung von Exoplaneten ist inzwischen technisch möglich und auch bereits gelungen. Nun darf man sich das nicht so vorstellen, dass tatsächlich ein Planetenkörper zu sehen ist. Vielmehr sind es winzige Pünktchen, die auf den Aufnahmen zu erkennen sind, und das auch erst nach einer aufwändigen Nachbearbeitung des Fotos.
Die direkte Methode klappt am besten bei Systemen, bei denen die Planeten in sehr großem Abstand um ihren Stern kreisen. Mit der direkten Methode lassen sich außerdem Planeten finden, die gerade erst entstanden und noch nicht abgekühlt sind. Sie erscheinen heller als Jahrmillionen später, wenn sie dann abgekühlt sind.
Beim S
tern HR 8799 konnten gleich drei Planeten direkt auf einer Aufnahme entdeckt werden. Sie besitzen 7fache bis 10fache Massen und umrunden ihren Stern in großer Entfernung (in 24fachem, 38fachem und 68fachem des Abstandes, den die Erde von der Sonne hat). Ihre Umlaufzeiten sind dementsprechend hoch und liegen zwischen 100 und 500 Jahren.
Für die direkte Methode können wir sowohl die größten erdgebundenen Teleskope einsetzen (z.B. das VLT in Chile) als auch Weltraumteleskope. Das Weltraumteleskop Hubble z.B. hat bereits 16 Exoplaneten entdecken können.