Exoplanet und Zentralgestirn besitzen einen gemeinsamen Schwerpunkt. Durch die große Masse der Sterne liegt dieser höchstwahrscheinlich tief im inneren des Sterns, jedoch nicht ganz im Zentrum. Dies sorgt dafür, dass wenn das Planetensystem von oben betrachtet wird, der Stern leicht eiert. Diese periodische Bewegung wird durch die Anziehungskraft des Exoplaneten verursacht und kann mit Hilfe des Doppler-Effektes und der Blau- bzw. Rotverschiebung nachgewiesen werden. Neben dem indirekten Nachweis kann zusätzlich die Umlaufgeschwindigkeit des Exoplaneten ermittelt werden.
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# Exoplaneten

Exoplanet

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Als Exoplaneten, auch extrasolare Planeten genannt, bezeichnet man Planeten die nicht unter dem Einfluss der Gravitation unserer Sonne stehen. In der Regel umkreisen Exoplaneten ein anderes Sternsystem auf einer festen Umlaufbahn.

Als Exoplanet wird auch ein Planet bezeichnet, der alleine durch den Weltraum irrt. Diese speziellen Exoplaneten bezeichnet man in der Astronomie man als Planemo.

## Die Entdeckung der ersten Exoplaneten

Die ersten Exoplaneten wurden bereits in den 1980er Jahren entdeckt. Da aber zu der damaligen Zeit die Messinstrumente nicht genau genug waren, wurden die entdeckten Himmelskörper nicht als Exoplanet erkannt. Aus diesem Grund wurden viele Exoplaneten als Brauner Zwerg klassifiziert.

Die ersten wirklich bestätigten extrasolaren Planeten wurden im Jahr 1992 um den Pulsar mit der Bezeichnung PSR 1257+12 von dem polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan entdeckt. Die drei Exoplaneten besitzen 0,02, 3,9 und 4,3 Erdmassen.

Im Jahr 1995 wurde der erste Exoplanet entdeckt der um einen Stern ähnlich unserer Sonne kreist. Mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode konnte Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf den extrasolaren Planeten mit dem Namen 51 Pegasi b nachweisen. Der Exoplanet ist etwa 40 Lichtjahre von der Erde entfernt, besitzt 0,46 Jupitermassen und umkreist den Stern 51 Pegasi im Sternbild Pegasus.

## Nachweismethoden für Exoplaneten

Da die meisten Exoplaneten bisher nur indirekt nachgewiesen werden konnten, unterscheidet man in indirekte und direkte Nachweismethoden.

- Direkte Beobachtung

Die direkte Beobachtung eines extrasolaren Planeten wird auch direkte Nachweismethode bezeichnet. Dabei wird der Exoplanet mit einem Teleskop direkt abgebildet. In erster Linie wird hier an optische Teleskope gedacht, jedoch kann ein Exoplanet auch mit anderen Teleskopen des elektromagnetischen Spektrums direkt nachgewiesen werden.

- Transitmethode

Die Transitmethode wird auch als Durchgangsmethode oder Durchgangsbeobachtung bezeichnet und ist eine indirekte Nachweismethode für extrasolare Planeten mit der bisher die meisten Exoplaneten nachgewiesen werden konnten. Wenn die Umlaufbahn der Exoplaneten, von der Erde aus betrachtet, so liegen, dass diese genau vor ihrem Zentralgestirn vorbei ziehen, dann lässt sich durch die periodische Abdeckung des Gestirns eine Helligkeitsschwankung nachweisen. Diese Nachweismethode kann mit Hilfe terrestrischer Teleskope oder mit Satelliten durchgeführt werden.

- Radialgeschwindigkeitsmethode

Exoplanet und Zentralgestirn besitzen einen gemeinsamen Schwerpunkt. Durch die große Masse der Sterne liegt dieser höchstwahrscheinlich tief im inneren des Sterns, jedoch nicht ganz im Zentrum. Dies sorgt dafür, dass wenn das Planetensystem von oben betrachtet wird, der Stern leicht eiert. Diese periodische Bewegung wird durch die Anziehungskraft des Exoplaneten verursacht und kann mit Hilfe des Doppler-Effektes und der Blau- bzw. Rotverschiebung nachgewiesen werden. Neben dem indirekten Nachweis kann zusätzlich die Umlaufgeschwindigkeit des Exoplaneten ermittelt werden.

- Astrometrische Methode

Mit der astrometrischen Methode wurde bereits gegen Mitte des 20. Jahrhunderts versucht Exoplaneten nachzuweisen. Allerdings waren die damaligen Messinstrumente nicht genau genug. Ähnlich wie bei der Radialgeschwindigkeitsmethode, spielt der gemeinsame Schwerpunkt von Exoplanet und Zentralgestirn eine wichtige Rolle bei dem Nachweis. Allerdings nutzt die astrometrische Methode nicht die Draufsicht auf das Planetensystem zum Nachweis extrasolarer Planeten, sondern die Quersicht auf das Planetensystem und Verzerrungen auf sogenannte Hintergrundsterne. Bei bekannter Sternmasse und –entfernung lassen sich zudem Masse und Bahnneigung des Exoplaneten bestimmen.

- Gravitational-microlensing-Methode

Auch die Gravitational-microlensing-Methode nutzt Hintergrundsterne zum indirekten Nachweis extrasolarer Planeten. Microlensing bezeichnet die Lichtverstärkung eines Hintergrundobjekts durch die Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns. Die Lichtverstärkung wird verstärkt, wenn der Stern vor einem Hintergrundobjekt vorbeifliegt. Besitzt der Stern extrasolare Planeten, können diese eine charakteristische Spitze in den Messdaten erhalten. Die erste Messung mit diesem Verfahren wurde im Jahr 2003 durchgeführt. Der Vorteil der Gravitational-microlensing-Methode ist, dass sich mit ihr auch sehr weit entfernte Sterne analysieren lassen.

- Berechnung gestörter Planetenbahnen

Diese indirekte Nachweismethode wurde schon mehrfach erfolgreich angewandt. Alle Exoplaneten eines Planetensystems haben eine Anziehungskraft aufeinander. Dieser Einfluss auf die Gravitation verändert die Umlaufbahn jedes einzelnen Planeten. Mit Hilfe der Mathematik lassen sich dann ungefähre Masse, Umlaufgeschwindigkeit und der Abstand des Exoplaneten zum Zentralgestirn berechnen.

- Lichtlaufzeit-Methode

Eine theoretische indirekte Nachweismethode ist die Lichtlaufzeit-Methode. Hier wird der periodische Impuls eines Sterns oder auch eines Doppelsterns genutzt um extrasolare Planeten nachweisen zu können. Durch den Umlauf eines Exoplaneten verändert sich das Pulssignal des Sterns. Diese Methode ist Entfernungsunabhängig, allerdings auch sehr störanfällig. Bisher konnte mit dieser Methode noch kein Exoplanet nachgewiesen werden.

## Benennung von Exoplaneten

Alle Exoplaneten werden nach einem bestimmten Schema benannt. Der Name eines Exoplaneten setzt sich aus dem Namen bzw. der Katalogbezeichnung des Zentralgestirns und einem angehängten Kleinbuchstaben, beginnend mit einem "b", zusammen. Die Nummerierung (b, c, d, etc.) erfolgt dabei in der Reihenfolge der Entdeckung und nicht nach dem Abstand zum Zentralgestirn. Wenn nötig, wird hinter den Namen oder der Katalogbezeichnung des Sterns ein großes "A" angehängt. So ergibt sich beispielsweise der Name 51 Pegasi b.

## Aktuelle Anzahl der Exoplaneten

Die aktuelle Anzahl gefundener Exoplaneten verändert sich fast täglich. Jedes Jahr werden die Messinstrumente und Teleskope genauer. So wurden zwischen den Jahren 1980 und dem Jahr 2000 jährlich nur etwa zehn Exoplaneten gefunden. Ab dem Jahr 2010 waren es bereits fast 200 extrasolare Planeten pro Jahr und vom Jahresanfang bis zur Mitte des Jahres 2014 wurden bereits über 700 Exoplaneten gefunden.

Neuste Schätzungen gehen davon aus, dass jeder Stern der Milchstraße im Durchschnitt ein bis zwei extrasolare Planeten besitzt. Für die Milchstraße bedeutet dies, dass es in etwa 150.000.000.000 extrasolare Planeten gibt. Hochgerechnet auf alle Galaxien dürfte es circa 15.000.000.000.000.000.000.000 (15 Trilliarden) Exoplaneten im Universum geben.

## Arten von Exoplaneten

Derzeit gibt es kein international verbindliches System zur Klassifizierung extrasolarer Planeten (Stand Juni 2014). Aus diesem Grund übertragen Astronomen bisher die Klassifikation solarer Planeten auf extrasolare Planeten.

Bisher wurden Klassifikationen von Exoplaneten folgendermaßen vorgenommen:

- Gesteinsplaneten

Erdähnliche Exoplaneten aus festem Material. Besitzt der Exoplanet ein Gewicht von mehreren Erdmassen, wird dieser auch als Supererde bezeichnet.

- Gasriesen

Exoplaneten die unserem Jupiter sehr ähnlich sind. Befinden sich diese extrasolaren Planeten sehr nah am Zentralgestirn, so werden sie auch als „Hot Jupiters“ bezeichnet.

Diese Klassifizierung erwies sich allerdings schnell als zu ungenau, denn oftmals sind Faktoren, wie Masse oder Zusammensetzung, des Exoplaneten nicht bekannt.

Eine andere Art der Klassifizierung von Exoplaneten ignoriert die äußere Erscheinung des Planeten völlig. Nur die chemische Zusammensetzung spielt bei der Klassifizierung eine Rolle:

- Albedo

Das Albedo, also das Rückstrahlvermögen, des Exoplaneten

- Strahlungstemperatur

Die Strahlungstemperatur im elektromagnetischen Spektrum

- Masse/Dichte

Die Masse bzw. die Dichte des Exoplaneten

Im Dichte-Bereich ergeben sich zwischen den metallischen (um 7 g/cm³), silikatischen (um 3 g/cm³) und wassereishaltigen Exoplaneten folgende Typen:

- metallosilikatische Exoplaneten (ähnlich der Erde oder dem Merkur)

- silikatische Exoplaneten (ähnlich den Monden Europa, Io und dem Erdmond)

- hydrosilikatische Exoplaneten (ähnlichden Himmelskörpern Ganymed, Kallisto, Titan und Pluto)

- Eisplaneten (ähnlich wie der Mond Enceladus)

- Gasriesen (ähnlich wie Jupiter und Neptun)

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