Exoplanet

Begriff und Bedeutung

Ein Exoplanet, genauer extrasolarer Planet, ist ein planetarer Himmelskörper außerhalb des vorherrschenden gravitativen Einflusses unserer Sonne, aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen Sterns oder Braunen Zwergs. Er hat genug Masse, um eine annähernd kugelförmige Gestalt anzunehmen. Exoplaneten gehören also nicht zum Sonnensystem, sondern zu anderen Planetensystemen.

Derzeit (Stand 2026) sind über 7000 Exoplaneten in etwa 5500 Planetensystemen bekannt. Mit Stand vom 13. August 2026 waren in einer Datenbank 8277 Exoplaneten in 5626 Systemen gelistet; einige davon haben allerdings Massen im Bereich von Braunen Zwergen. 1140 Systeme besitzen zwei bis acht nachgewiesene Planeten. Planetensysteme gelten in der unmittelbaren Umgebung der Sonne heute als allgemein verbreitet. Untersuchungen des Institut astrophysique de Paris ergaben, dass ein Stern der Milchstraße im Durchschnitt ein bis zwei Planeten hat.

Von Exoplaneten unterschieden werden planetenähnliche Körper, die keinen anderen Himmelskörper umrunden. Für sie wird der Oberbegriff Planemo verwendet. Ende 2016 bestand kein Konsens darüber, ob solche frei fliegenden oder vagabundierenden Planeten unter bestimmten Bedingungen ebenfalls Exoplaneten genannt werden sollen. Exoplaneten und solche freien Objekte zählen beide zu den Objekten planetarer Masse.

Die Erforschung von Exoplaneten ist wichtig, weil sie zeigt, wie verbreitet Planetensysteme sind. Sie hilft, die Entstehung und Entwicklung unseres Sonnensystems besser zu verstehen, und ist grundlegend für die Suche nach potenziell bewohnbaren, erdähnlichen Welten.

Entdeckungsgeschichte

Schon in den 1980er Jahren wurden erste mögliche Exoplaneten gefunden, etwa HD 114762 b und Gamma Cephei b. Sie wurden damals jedoch anders eingeordnet oder wegen ungenauer Messungen zeitweise verworfen. Die ersten bestätigten Planeten außerhalb des Sonnensystems umkreisen den Pulsar Lich. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit seines Strahls wiesen Aleksander Wolszczan und Dale Frail 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 nach. Leben wie auf der Erde gilt dort praktisch als ausgeschlossen.

Die erste definitive Entdeckung eines Exoplaneten um einen sonnenähnlichen Stern gelang 1995 Michel Mayor und Didier Queloz mit der Radialgeschwindigkeitsmethode. Der Planet 51 Pegasi b umkreist den etwa 51 Lichtjahre entfernten Stern 51 Pegasi alle 4,2 Tage und hat 0,46 Jupitermassen. Für diese Entdeckung erhielten Mayor und Queloz 2019 den Nobelpreis für Physik.

1999 wurde mit HD 209458 b erstmals ein Planet mithilfe der Transitmethode bestätigt; 2002 wurde dort erstmals eine Atmosphäre mit Natrium als wesentlichem Bestandteil nachgewiesen. 2004 wurde ein Planet durch direkte Beobachtung im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt und 2006 bestätigt. 2005 wurde mit Gliese 876 d die erste Supererde nachgewiesen. 2006 startete COROT, das erste Weltraumteleskop, das mit der Transitmethode nach Exoplaneten suchte; es entdeckte etwa 30 Exoplaneten und endete 2012.

Die 2009 gestartete Kepler-Mission war besonders erfolgreich. Bis 2013 wurden während der Primärmission über 2000 Exoplaneten entdeckt. Dadurch konnten Häufigkeiten von Exoplaneten in der Milchstraße erstmals besser abgeschätzt werden. Wahrscheinlich sind Planeten mit Massen zwischen der Erde und Neptun am häufigsten. 2018 startete TESS als Nachfolger mit größerem Himmelsbereich und einem Fokus auf nähere, hellere Sterne. Seit Ende 2021 untersucht das James-Webb-Weltraumteleskop Atmosphären von Exoplaneten deutlich genauer; beim heißen GJ 9827 d mit etwa 600 K Gleichgewichtstemperatur wurde trotz hoher Temperatur Wasserdampf nachgewiesen.

Nachweismethoden

Die meisten Exoplaneten werden indirekt entdeckt, also nicht als eigenes Bild, sondern durch ihre Wirkung auf einen Stern oder auf Licht im Hintergrund. Die Transitmethode nutzt kleine, regelmäßige Helligkeitsabfälle: Ein Planet zieht aus Sicht der Erde vor seinem Stern vorbei und verdeckt einen winzigen Teil des Sternlichts. Dadurch können Größe und Umlaufzeit bestimmt werden. Für die Masse braucht man zusätzlich eine andere Methode. Die Transitmethode erlaubt auch Atmosphärenanalysen, etwa mit dem James-Webb-Weltraumteleskop, dem Hubble-Weltraumteleskop oder dem VLT.

Die Radialgeschwindigkeitsmethode misst, dass Stern und Planet um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Der Stern bewegt sich dadurch leicht auf die Erde zu und von ihr weg. Diese Bewegung zeigt sich als Blau- und Rotverschiebung im Spektrum, verursacht durch den Doppler-Effekt. Wenn die Bahnneigung nicht bekannt ist, erhält man bei bekannter Sternmasse nur eine Untergrenze der Planetenmasse.

Die astrometrische Methode sucht nach winzigen Positionsänderungen eines Sterns am Himmel, ebenfalls durch die Bewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt. Bei bekannter Sternmasse und Entfernung kann damit grundsätzlich auch die Masse des Planeten bestimmt werden. Frühere Behauptungen waren wegen ungenauer Messungen oft falsch; die Gaia-Mission hat jedoch das Potenzial, tausende Exoplaneten astrometrisch zu entdecken.

Die Gravitational-microlensing-Methode nutzt die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundsterns durch die Schwerkraft eines Vordergrundsterns. Ein Planet kann im Helligkeitsverlauf eine charakteristische Spitze erzeugen. Diese Methode kann auch kleine und weit entfernte Planeten finden, liefert aber meist Einzelereignisse ohne spätere Folgeuntersuchung.

Weitere indirekte Methoden sind die Berechnung gestörter Planetenbahnen in Mehrplanetensystemen und die Lichtlaufzeit-Methode. Letztere misst zeitliche Verschiebungen streng periodischer Signale, zum Beispiel von Pulsaren. Direkte Beobachtung bedeutet dagegen, Exoplaneten als Punkte oder Scheiben abzubilden. Sie ist schwierig, weil Planeten gegenüber ihrem Stern sehr lichtschwach sind. Bekannte direkte Abbildungen betreffen zum Beispiel 2M1207 b, das Planetensystem um HR 8799 und Epsilon Indi A b.

Eigenschaften und Arten

Anfangs wurden vor allem Hot Jupiters entdeckt, also jupiterähnliche Gasriesen in großer Nähe zu ihrem Stern. Heute machen Planeten mit Größen zwischen Erde und Neptun den Hauptteil der bekannten Exoplaneten aus. Mit Stand 2021 waren etwas über 1000 Planeten mit weniger als dem doppelten Erdradius bekannt, davon etwa 170 kleiner als die Erde. Massenangaben sind schwieriger: Für Planeten unterhalb der zweifachen Erdmasse gab es nur etwa 50 Massenbestimmungen.

Seit 2000 wurden zunehmend kleinere Exoplaneten entdeckt. 2004 lag die Entdeckungsgrenze der Radialgeschwindigkeitsmethode bei etwa 1 m/s; ein Planet in 1 AE Abstand von seinem Stern musste daher ungefähr 11 Erdmassen haben, um entdeckt werden zu können. Später fanden Radialgeschwindigkeits-, Mikrolinsen- und Transitmethode auch leichtere und kleinere Exoplaneten, besonders durch das Kepler-Teleskop.

Ein international verbindliches Klassifikationssystem für Exoplaneten gibt es nicht. Häufig unterscheidet man Gesteinsplaneten, also erdähnliche Felsplaneten, und Gasplaneten. Gesteinsplaneten mit mehreren Erdmassen werden oft Supererden genannt. Gasriesen sind jupiterähnlich; in großer Nähe zum Stern heißen sie Hot Jupiters. Neptunähnliche Gasplaneten in Sternnähe werden Hot Neptunes genannt.

Auch Planeten außerhalb der Milchstraße werden grundsätzlich erwartet. Ihre sichere, wiederholbare Detektion liegt aber deutlich außerhalb der heutigen Möglichkeiten. Einige Mikrolinsen-Ereignisse könnten auf solche weit entfernten Planeten zurückgehen, sind aber nicht sicher genug.

Bewohnbarkeit

Eine zentrale Frage ist, ob Exoplaneten bewohnbar sein könnten. Die wichtigste erste Abschätzung ist oft der Abstand zum Stern: Liegt ein Planet in der habitablen Zone, könnte dort grundsätzlich flüssiges Wasser möglich sein. Die Bahn ist dabei wichtig, denn eine hohe Exzentrizität kann zu sehr unregelmäßigen Umweltbedingungen führen.

Auch der Zentralstern entscheidet stark über die Bewohnbarkeit. Rote Zwerge sind sehr häufig, ihre Systeme sind aber umstritten, weil starke Strahlungsausbrüche mögliche bewohnbare Planeten regelmäßig verstrahlen könnten. Nahe Sterne oder Braune Zwerge können außerdem Bahnen stören und ein Planetensystem destabilisieren.

Wichtig sind auch Masse, Radius, Dichte und Atmosphäre des Planeten. Die Transitmethode kann den Durchmesser relativ genau bestimmen, während die Masse meist über die Radialgeschwindigkeitsmethode ermittelt wird. Bei kleinen und weiter entfernten Exoplaneten ist das oft schwierig, sodass ihre Dichte unbekannt bleibt. Geologische Eigenschaften sind mit heutigen Methoden kaum nachweisbar, könnten aber entscheidend sein. Laut wissenschaftlichen Überlegungen könnten die radioaktiven Elemente Thorium und Uran im Planetenmantel wichtig für ein starkes Magnetfeld und geologische Wärmeprozesse sein. Planeten mit etwas größerer Masse als die Erde könnten theoretisch lebensfreundlicher sein; sie werden superhabitable Planeten genannt.

Besonders große Hoffnungen liegen auf Atmosphärensignaturen. Wasserdampf wurde bei mehreren Exoplaneten nachgewiesen, meist bei Planeten mit etwa Neptungröße oder größer. Ein direkter Nachweis von freiem Sauerstoff wie auf der Erde würde als relativ klarer Hinweis auf Leben gelten, weil keine anderen Prozesse bekannt sind, die langfristig solche Mengen dieses reaktiven Gases in einer Atmosphäre anreichern. Der Nachweis einer Atmosphäre ist möglich, aber besonders bei kleinen Planeten schwierig, weil sie vom Sternlicht stark überstrahlt werden. Exomonde um jupitergroße Planeten in der habitablen Zone werden diskutiert, sind aber bis 2025 noch nicht nachgewiesen.

Beispiele

2M1207 b wurde 2004 im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt. Er war der erste Exoplanet, der direkt auf optischem Wege wahrgenommen werden konnte, und erlaubt dadurch direkte spektroskopische Untersuchungen.

Proxima Centauri b umkreist den sonnennächsten Stern Proxima Centauri in dessen habitabler Zone. Die Entdeckung wurde im August 2016 bekanntgegeben. Der Planet ist möglicherweise erdähnlich, doch Strahlungsausbrüche seines Sterns und gebundene Rotation lassen seine Bewohnbarkeit zweifelhaft erscheinen.

Beim Trappist-1-System wurden seit 2016 insgesamt sieben terrestrische Planeten gefunden. Mehrere liegen in der habitablen Zone, und alle sind der Erde vergleichsweise ähnlich. Der Zentralstern ist jedoch ein sehr leuchtschwacher Roter Zwerg mit nur etwa 8 % der Sonnenmasse.

Kepler-186f ist ein etwa erdgroßer Planet mit ungefähr 1,1-fachem Erddurchmesser. Seine Bahn liegt im äußeren Bereich der habitablen Zone. Seine Masse ist nicht bekannt, aber ein Gesteinsplanet gilt als plausibel. K2-18 b ist eine Supererde oder ein Mini-Neptun in der habitablen Zone; in seiner Atmosphäre wurden Methan und möglicherweise Wasserdampf nachgewiesen, und es gibt Hinweise auf einen möglichen flüssigen Ozean. Die Bedingungen unterscheiden sich aber sicher deutlich von denen auf der Erde.