Erst im Jahr 1995 ist es gelungen, einen Planeten in einem fremden Sonnensystem um einen sonnenähnlichen Stern aufzuspüren. Seitdem sind Tausende Exoplaneten entdeckt worden, und nach wissenschaftlichen Schätzungen warten noch Millionen, wenn nicht sogar Milliarden weiterer Planeten auf ihre Entdeckung. In diesem Special werden die eingesetzten Methoden näher beschrieben.
Laut Statistik (Stand Mai 2024) sind 5.626 extrasolare Planeten entdeckt worden, und viele weitere Tausend sind Kandidaten, die noch nicht bestätigt wurden. Viele davon befinden sich in Mehrfachplanetensystemen (multiple planet systems), d. h. Sonnensystemen, in denen man mehr als einen Planeten entdeckt hat und wofür unser Sonnensystem mit seinen 8 Planeten ein gutes Beispiel ist.
Nun, bei Milliarden von Sternen, die sich allein in unserer Galaxie, der Milchstraße, befinden, scheinen 5.626 Planeten nicht viel zu sein. Warum hat man also bislang nicht mehr von ihnen entdeckt?
Das liegt daran, dass Planeten kein eigenes Licht emittieren und die Sterne, um die ein extrasolarer Planet kreist, weitaus heller sind und ihn somit überstrahlen. Deshalb hat man sich verschiedene Verfahren ausgedacht, um dieses Manko auszugleichen. Leider funktionieren viele dieser Methoden bei großen Planeten wie dem Jupiter viel besser als bei sehr viel kleineren Planeten wie der Erde.
Des Weiteren werden vorwiegend Exoplaneten in unserer kosmischen Nachbarschaft (innerhalb von 1.000 Parsec) [1 Parsec ≈ 3,26 Lichtjahre] entdeckt, und die Entdeckung weit entfernter Planeten ist eher glücklichen Umständen (z.B. dem Gravitationslinseneffekt) geschuldet.
1. Radialgeschwindigkeitsmethode
Diese Methode war in der Anfangszeit bei der Suche nach extrasolaren Planeten die erfolgreichste. Hierbei wird sehr präzise die Geschwindigkeit gemessen, mit der sich der Stern bewegt. Wenn nun bei der Bewegung des Sterns Unregelmäßigkeiten auftreten, könnte dies ein erstes Indiz für das Vorhandensein eines extrasolaren Planeten sein. Planeten, die um einen Stern kreisen, werden zwar durch die Gravitationskräfte des Sterns auf ihrer Umlaufbahn gehalten, üben aber durch das Gesetz der gegenseitigen Massenanziehung ebenfalls eine Kraft auf den Stern aus. Die Gravitationswechselwirkung zwischen dem Planeten und dem Stern bewirkt, dass sich der Stern in einer komplexen Bahnbewegung bewegt, die durch den Dopplereffekt gemessen werden kann. Der Dopplereffekt bewirkt eine Änderung der Wellenlänge des vom Stern ausgesandten Lichts, die als Änderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns gemessen werden kann.
Beobachtet werden kann dies durch das Analysieren des Spektrums des Sterns. Denn nach Doppler (dem Entdecker des Dopplereffekts) wird das Licht, wenn es sich von einem Stern auf uns zu bewegt, zum blauen Spektrum hin verschoben, wenn es sich hingegen von uns wegbewegt, zum roten Spektrum hin verschoben.
Dies lässt sich damit erklären, dass das Licht zusammengedrückt wird, wenn es sich dem Beobachter nähert, und ausgebreitet wird, wenn es sich vom Beobachter wegbewegt.
Dieses Verfahren kann mehrere Jahre dauern, da genaue Beobachtungen und Messungen des Sterns erforderlich sind. Die Radialgeschwindigkeitsmethode ist empfindlicher für größere Planeten, z. B. Planeten von der Größe des Jupiters, die aufgrund ihrer größeren Masse und ihres größeren Radius eine stärkere Anziehungskraft haben. Unter günstigen Bedingungen können jedoch auch kleinere Planeten, wie Supererden oder sogar erdgroße Planeten, entdeckt werden. Die Anziehungskraft eines Planeten hängt von seiner Masse, seinem Radius und seinen Bahnparametern ab, sodass es sich um eine komplexe Beziehung handelt.
2. Astrometrische Methode
Während bei der Radialgeschwindigkeitsmethode sehr präzise die Geschwindigkeit des Sterns gemessen wird, misst die astrometrische Methode die Position und Bewegung eines Sterns am Himmel. Ein Planet, der um einen Stern kreist, bewirkt, wie bereits bei der Radialgeschwindigkeitsmethode erklärt, durch die gegenseitige Gravitationswechselwirkung, dass der Stern leicht "wackelt", während er um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems kreist. Diese Positionsveränderung kann durch astrometrische Messungen erfasst werden. Die Methode kann nicht nur Planeten nahe des Sterns aufspüren, sondern ist auch geeignet, extrasolare Planeten zu entdecken, die sich in größerer Entfernung von ihrem Stern befinden.
3. Transit Methode
Durch den Einsatz von speziellen Weltraumteleskopen wie Kepler und TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) ist die Transitmethode gegenwärtig die erfolgreichste Methode, um extrasolare Planeten aufzuspüren. Wenn ein Planet an seinem Stern vorbeizieht, wird ein winziger Teil des Lichts des Sterns blockiert, und diese Änderungen im Helligkeitsspektrum eines Sterns lassen sich messen.
Nur sehr empfindliche Geräte sind in der Lage, dieses Schwanken in der Helligkeit eines Sterns nachzuweisen. Und wie bei den anderen Methoden auch sind längere Beobachtungen nötig, um ein natürliches Phänomen des Sternenlebens auszuschließen. Auch mit dieser Methode lassen sich besser große Planeten entdecken, da erdähnliche Planeten zu klein sind, um eine nachweisbare Helligkeitsschwankung zu verursachen.
4. Gravitational Microlensing
Diese Methode beruht auf der von Albert Einstein postulierten allgemeinen Relativitätstheorie. Nach Einstein können starke Gravitationskräfte den Raum und auch das Licht krümmen. Das Licht eines fremden Sterns breitet sich also nicht in einer geraden Linie aus, sondern wird von massereichen Objekten verbogen.
Wie auch bei der Radialgeschwindigkeitsmethode und der astrometrischen Messung spielen hier die Gravitationskräfte eine wichtige Rolle. Wenn ein Planet vor seinem Stern vorbeizieht, verursachen seine Gravitationskräfte einen Linsen-Effekt. Dabei werden die Lichtstrahlen gebündelt und es gibt eine kurzfristige Erhöhung im Helligkeitsspektrum des Sterns. Auch diese Methode ist sehr zeitintensiv und erfordert eine sorgfältige Analyse und Nachbeobachtung der Daten.
5. Direkte Bildgebung
Diese Methode versucht, den Planeten direkt zu fotografieren. Da Planeten viel schwächer leuchten als ihre Sterne und oft in deren Helligkeit untergehen, ist dies sehr schwierig. Fortschritte in der Technologie, wie koronografische Techniken (die das Licht des Sterns blockieren) und adaptive Optik (die atmosphärische Verzerrungen ausgleicht), haben jedoch direkte Beobachtungen von Exoplaneten ermöglicht. Diese Methode ist besonders effektiv für große Planeten, die weit von ihrem Stern entfernt sind.
Anmerkung: Mehr zu diesem Thema erfahren sie in meinem Buch "Exoplaneten - Die Suche nach einer zweiten Erde", im Kapitel "Die Techniken für die Jagd nach Exoplaneten".
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