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Ferne Welten: 32 neue Exoplaneten auf einen Streich

Ein Exoplanet im System Gliese 661
Auf einer Konferenz über extrasolare Planeten in Porto, Portugal, wurde die Entdeckung einer ganzen Schar neuer Exoplaneten bekannt gegeben. Unter den 32 mit dem Spektrografen HARPS am 3,6-Meter-Teleskop der Europäischen Südsternwarte ESO auf La Silla gefundenen Exoplaneten befinden sich mehrere Super-Erden und Riesenplaneten. Insgesamt erhöht sich dadurch die Zahl bekannter Exoplaneten auf 403. Damit kennt man nun 341 extrasolare Planetensysteme. Darunter befinden sich 42 Mehrfachsysteme, in denen mehrere Planeten denselben Zentralstern umrunden.

Der "High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher Spektrograph", kurz HARPS, wurde 2003 fertig gestellt und am 3,6-Meter-Teleskop auf dem Berg La Silla in Chile installiert. Gebaut wurde er von einem Konsortium unter der Leitung von Michel Mayor.

Letzterer entdeckte im Jahr 1995 gemeinsam mit seinem Mitarbeiter Didier Queloz den ersten extrasolaren Planeten um einen sonnenähnlichen Stern. Für den Bau des Instruments wurden dem Konsortium 100 Beobachtungsnächte pro Jahr für die Dauer von fünf Jahren zugesprochen.

Dadurch konnten wiederholt die Radialgeschwindigkeiten hunderter Sterne systematisch gemessen werden, um potenzielle Planetensysteme aufzuspüren. Bei der Vorauswahl der beobachteten Kandidaten gingen die Astronomen sehr sorgfältig vor.

Gezielt nahmen sie sonnenähnliche Sterne und massearme Zwergsterne ins Visier. Die Forscher hofften, auf diese Weise Planeten in der habitablen Zone zu finden, also Himmelskörper im Umfeld um einen Stern, auf denen nach irdischen Maßstäben die physikalischen Bedingungen für Leben gegeben sind. Außerdem beobachteten die Astronomen auch gezielt solche Sterne, deren Metallgehalt geringer ist als der unserer Sonne. Sie enthalten weniger schwere Elemente als unser Tagesgestirn. Um diese metallarmen Sterne werden keine Planeten vermutet, da man annimmt, dass diese sich nur in metallreichen protoplanetaren Scheiben um junge Sterne bilden.

Um extrasolare Planeten nachzuweisen, verwenden Astronomen unterschiedliche Methoden. Die meisten von ihnen sind indirekt. Dabei macht man sich den Einfluss des Planeten auf den Zentralstern zu Nutze. Bei der Transitmethode zum Beispiel suchen die Beobachter gezielt nach periodischen Lichtabschwächungen bei den wiederkehrenden Bedeckungen des Zentralsterns durch einen Planeten. Beim Mikrolinseneffekt dagegen weisen Anomalien im Helligkeitsprofil eines Hintergrundsterns auf einen Planeten um den als Gravitationslinse wirkenden Stern hin.

Die bisher erfolgreichste Methode auf der Suche nach extrasolaren Planeten ist die Messung der Radialgeschwindigkeit. Bei dieser so genannten Radialgeschwindigkeits- oder Dopplermethode werden minimale Änderungen der Radialgeschwindigkeit eines Sterns erfasst. Die Radialgeschwindigkeit bezeichnet die Geschwindigkeit eines Objekts in Richtung des Beobachters.

In einem Planetensystem rotieren Stern und Planeten um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Da der Zentralstern aber wesentlich massereicher ist, als die ihn umrundenden Planeten, liegt der Schwerpunkt des Systems nahe dem Stern und oft sogar innerhalb des Sternkörpers. Bei der Umrundung eines Planeten um den Zentralstern übt dieser also auch eine gravitative Zugkraft auf den Stern aus und lässt ihn taumeln.

Durch die Bewegung des Sterns verschieben sich wegen des Dopplereffekts dessen Spektrallinen. Bewegt sich der Stern auf uns zu, so erscheinen sie blauverschoben, bewegt er sich von uns weg, so verschieben sich die Linien ins Rote.

Aufgrund der unterschiedlichen Stärke der nachweisbaren Signale der verschiedenen Suchmethoden sind sie für bestimmte Massenverhältnisse und Abstände zwischen Stern und Planet empfindlich.

Grob lässt sich sagen: Je schwerer ein Planet ist, desto stärker ist sein messbares Signal. Aus diesem Grund sind die meisten bisher bekannten extrasolaren Planeten so genannte „heiße Jupiter“. Sie kreisen sehr nah um ihren Zentralstern in wenigen Millionen Kilometern Abstand. Dies galt zunächst als Sensation, hatten doch Astronomen aufgrund der Beschaffenheit unseres Sonnensystems angenommen, dass sich Riesenplaneten nicht so nah am Zentralstern bilden können.

Der erste bekannte extrasolare Planet umrundet den sonnenähnlichen Stern 51 Pegasi im Sternbild Pegasus und wurde mit der Dopplermethode entdeckt. Bereits kurze Zeit nach Inbetriebnahme des neuen Hochleistungsspektrografen HARPS konnten die Forscher sehr kleine Radialgeschwindigkeiten bis herab zu 3,5 Kilometer pro Stunde messen. Dies entspricht der Schrittgeschwindigkeit eines Spaziergängers!

Das Programm erwies sich schnell als sehr erfolgreich und verkündete Schlag auf Schlag sensationelle Funde: Bereits 2004 wurde die erste Super-Erde um den Stern My Arae entdeckt; im Jahr 2006 folgten drei neptunähnliche Planeten um den Stern HD 69830. Ein Jahr später meldeten die beteiligten Astronomen dann die erste Super-Erde Gliese 581d in der habitablen Zone eines massearmen Sterns und stießen Anfang 2009 mit Gliese 581e auf den bisher masseärmsten Exoplaneten. Für Aufsehen sorgte kürzlich auch die Entdeckung eines Planeten, der eine ähnliche Dichte wie unsere Erde aufweist aber aller Wahrscheinlichkeit nach mit flüssiger Lava bedeckt ist.

HARPS konnte bislang insgesamt mehr als 75 der rund 400 derzeit bekannten Exoplaneten nachweisen, die 30 verschiedene Sterne umkreisen. Darunter befinden sich inzwischen auch mehrere so genannte Super-Erden und neptunartige Planeten.

Insgesamt sind bislang nur 28 Planeten bekannt, deren Masse unter dem 20-Fachen der Erdmasse liegt. Die meisten von ihnen, 24, wurden mit HARPS entdeckt. Diese "Leichtgewichte" treten in Mehrfachsystemen mit typischerweise fünf Planeten auf.

Die Zahl bekannter extrasolarer Planeten um massearme Sterne, den so genannten M-Zwergen, nahm mit der Beoachtungskampagne ebenfalls drastisch zu.

Die Sammlung bekannter Super-Erden und Riesenplaneten wird also ständig erweitert. Die Anzahl und Vielfalt der detektierten Planeten enthält wichtige Hinweise zur Entstehung von Planetensystemen in unserem Universum.

Janine Fohlmeister

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