Exoplanet

System af stjernen HR 8799 (i midten, bag cirkulært dæksel) med planeterne HR 8799b (øverst til venstre), HR 8799c (øverst til højre), HR 8799d (nederst til højre), HR 8799e (i midten til højre) taget fra Keck -observatoriet

En eksoplanet, også kendt som en ekstrasolar planet, er et planetarisk himmellegeme uden for ( græsk ἔξω ) af solens overvejende tyngdekraftsindflydelse , men inden for en anden stjernes eller brune dværgs tyngdekraft. Ekstrasolære planeter tilhører ikke solsystemet , men andre planetariske systemer . De største objekter er brune dværge selv.

Derudover er der himmellegemer ligner planeterne, der ikke kredser noget andet himmellegeme og falder ind under den nyligt opfundet fællesbetegnelse Planemo (fra engelsk fly tary m røv o bject), selv ved udgangen af 2016 var der ikke enighed på, om og i givet fald under hvilke betingelser også kan kaldes exoplaneter. ^{[Bemærk 1]} Både eksoplaneter og disse "fritflyvende eller vandrende planeter" er blandt genstandene for planetmasse .

historie

Første opdagelser af eksoplaneter

De første eksoplaneter blev opdaget allerede i 1980'erne, men på det tidspunkt blev de enten klassificeret som brune dværge ( HD 114762 b ) eller midlertidigt kasseret på grund af den stadig utilstrækkelige målepræcision ( Gamma Cephei b ). ^[1]

De første planeter, der nogensinde blev bekræftet uden for solsystemet, kredser om pulsaren PSR 1257 + 12 . Pulsaren blev opdaget i 1990 af den polske astronom Aleksander Wolszczan og den canadiske radioastronom Dale Frail . Nøjagtige målinger af tilbagevenden tidspunktet for stråle nå Jorden fra Pulsar afslørede tre planeter med masser af 0,02, 4,3 og 3,9 gange Jordens masse og orbitale tider med 25.262, 66,5419 og 98.2114 dage i 1992. I 1994 blev en anden planet opdaget omkring pulsaren PSR B1620-26 .^[2] Livet, som vi kender det fra Jorden, er praktisk talt umuligt på disse planeter.

Den første endelige opdagelse af en eksoplanet i kredsløb omkring en stjerne, der ligner Solen, blev foretaget i 1995 af Michel Mayor fra Institut for Astronomi ved Genève Universitet og hans kollega Didier Queloz ved hjælp af metoden radialhastighed. Planeten 51 Pegasi b kredser hver 4,2 dag om stjernen 51 Pegasi (stjernebillede: Pegasus ), som er omkring 40 lysår væk fra Jorden, og har en masse på 0,46 Jupiter . ^[3]

Yderligere udvikling indtil starten af ​​Kepler -missionen

I 1999 var HD 209458 b ^[4] den første planet, der blev bekræftet ved hjælp af transitmetoden . En første natriumatmosfære blev påvist på den samme planet i 2002. ^[5] Transitmetoden viste sig at være yderst effektiv i søgen efter eksoplaneter i de følgende år og er nu den mest succesrige metode inden for dette særlige forskningsområde inden for astronomi. Sammen med forbedringer i radialhastighedsmetoden førte dette til, at et stigende antal eksoplaneter blev opdaget. I 2004 blev en planet først opdaget ved direkte observation i kredsløbet om den brune dværg 2M1207 ^[6] og bekræftet i 2006 ved opfølgende målinger med Hubble-rumteleskopet . ^[7] eksoplaneter i kredsløb om sollignende stjerner kunne ikke med lange teleskoper observeres direkte, fordi de er meget svage i forhold til deres stjerne. De bliver overskygget af den mange gange lysere stjerne , de cirkler rundt om. I 2005 var Gliese 876 d den første superjord, der blev opdaget. Andre blev tilføjet senere, idet Gliese 581-systemet var et af de første til at få større mediedækning, da en eller to af superjorderne i dette system er i den dværgs beboelige zone . Opdagelsen af ​​disse verdener førte til en dybdegående debat om rød dværgs levesteder . I 2006 begyndte COROT, det første rumteleskop , at lede efter eksoplaneter ved hjælp af transitmetoden. Denne mission opdagede omkring 30 eksoplaneter; det sluttede i 2012. I 2008 blev der opdaget vanddamp ved HD 189733 b . ^[8] Andre planeter såsom WASP-12b blev tilføjet senere. ^[9]

Kepler -mission og andre opdagelser

Billede af Kepler -teleskopet i forsamlingshuset

I 2009 blev den ekstremt succesrige Kepler -mission startet. Satellitten tog stjernebillederne svane og lyre ind i billedet og fokuserede hovedsageligt på svage røde dværge. I 2013 blev over 2000 eksoplaneter opdaget under den primære mission ^[10] . På grund af denne store mængde data var det for første gang muligt at indsnævre skøn over overflod af eksoplaneter i Mælkevejen. Dataene gjorde det også muligt at drage konklusioner om massen af ​​en typisk exoplanet. Som det viser sig, er eksoplaneter med masser mellem Jordens og omkring Neptuns masse sandsynligvis de mest almindelige planeter. I 2010 blev det første system med seks (eller flere) eksoplaneter opdaget omkring HD 10180 ved hjælp af metoden radialhastighed.

Efter den formodede opdagelse af en planet omkring Alpha Centauri B i 2012 blev der faktisk opdaget en eksoplanet omkring vores nærmeste nabo -stjerne Proxima Centauri i 2016. Planeten Proxima b , der er massemæssigt sammenlignelig med jorden, kredser om forældrestjernen i en meget smal bane. Men da denne stjerne er ekstremt svag, er Proxima b endda inden for den beboelige zone. På grund af strålingsudbrudene fra Proxima Centauri og den begrænsede rotation skal planetens beboelighed imidlertid stilles spørgsmålstegn ved. I samme år 2016 blev de første exoplaneter opdaget omkring Trappist-1 . Et år senere steg antallet af planeter i Trappist -systemet til syv. Systemet er særligt interessant, fordi alle syv eksoplaneter har masser, der kan sammenlignes med jordens. Desuden er flere af disse planeter i den beboelige zone, men den centrale stjerne er igen en svag rød dværg. I 2018 blev efterfølgeren til den succesrige Kepler -mission startet med TESS . Hovedforskellen fra TESS er, at en meget større del af himlen nu skal undersøges. Fokus er også på tættere og lysere stjerner. Dette skulle forenkle en efterfølgende undersøgelse af de opdagede planeter sammenlignet med Kepler -planeterne.

Nuværende status og fremtidige missioner

I 2019 fik Michel Mayor og Didier Queloz Nobelprisen i fysik for opdagelsen af 51 Pegasi b . I øjeblikket (2021) er mindst én exoplanet blevet påvist i mange stjerner i nærheden af ​​solen . En vigtig fremtidig mission vil være Hubbles efterfølger, James Webb Space Telescope . Med den burde de mere interessante exoplaneter kunne undersøges meget mere intensivt end før. Forskere håber, at denne mission også vil give kvantitativt og kvalitativt betydeligt mere meningsfuld information om atmosfærerne i fjerne verdener, hvorved nogle komponenter også kan indikere tegn på muligt liv.

Opdagelsesmetoder

Indirekte detektionsmetoder

Skematisk fremstilling af banerne i planetariske systemer, der kan opdages ved hjælp af transitmetoden (NASA)

Indtil videre kunne de fleste exoplaneter kun påvises indirekte. Flere metoder anvender planternes indflydelse på den centrale stjerne:

Transit metode

Hvis planetens bane er sådan, at den fra jordens synspunkt passerer nøjagtigt foran stjernen, producerer disse okkultationer periodiske fald i dens lysstyrke. De kan detekteres ved hjælp af højpræcisions fotometri (lysstyrkemålinger af stjernen), mens eksoplaneten passerer foran dens centrale stjerne. Denne måling kan udføres ved hjælp af terrestriske teleskoper som SuperWASP eller meget mere præcist ved hjælp af satellitter som COROT , Kepler eller ASTERIA . I begyndelsen af ​​2005 lykkedes det også Spitzer -rumteleskopet i infrarødt lys at opdage en sekundær dækning af en varm planet af den centrale stjerne. Lyskurver på Hot Jupiter CoRoT-1 b viser også udsving omkring 0,0001 mag, som tolkes som planetens lysfase. ^{[11] [12]}

For at bestemme planeternes masser skal der også bruges en af ​​de andre observationsmetoder.

Radial hastighedsmetode

Skematisk fremstilling af bevægelsen af ​​den centrale stjerne omkring det fælles tyngdepunkt, måling af stjernens bevægelse er metoden for radialhastighedsmetoden og for den astrometriske metode.

Stjerne og planet (er) bevæger sig under påvirkning af tyngdekraften omkring deres fælles tyngdepunkt. Stjernen bevæger sig meget kortere afstande end planeten på grund af dens større masse. Hvis man ikke ser nøjagtigt vinkelret på denne bane fra jorden, har denne periodiske bevægelse af stjernen en komponent i synsretningen ( radial hastighed ), som ved at observere det skiftevis blå og røde skift ( Doppler -effekt ) ved hjælp af en frekvenskam i meget præcise stjernespektre kan detekteres. ^[13] Da banens hældning er ukendt (hvis planeterne ikke verificeres samtidigt med transitmetoden), kan man ikke beregne selve planetmassen og bestemt ikke bevise det, hvis stjernemassen er kendt, men kun beregne en nedre grænse for massen af ​​de planeter, der kan være til stede.

Astrometrisk metode

Stjernens bevægelse omkring det fælles tyngdepunkt har komponenter på tværs af betragtningsretningen. De skal kunne påvises ved nøjagtigt at måle dens stjernelokaliteter i forhold til andre stjerner. Hvis stjernemassen og afstanden er kendt, kunne planetens masse også specificeres her, da banens hældning kan bestemmes. Allerede i midten af ​​det 20. århundrede blev den astrometriske metode brugt til at søge efter eksoplaneter, men observationerne var stadig for upræcise, og påståede opdagelser viste sig senere at være forkerte. Selv Hipparcos astrometriske satellit havde endnu ikke den nøjagtighed, der kræves for at opdage nye exoplaneter. Dens efterfølger Gaia har potentiale til at opdage tusindvis af eksoplaneter ved hjælp af den astrometriske metode. Gaia har brug for et par års observationstid og skal først pålideligt identificere stjernens rigtige bevægelse. Publikationer i større skala forventes tidligst med Gaia DR4 . Jo tungere eksoplaneten og jo kortere kredsløbstid, desto mere vellykket er metoden. Ved at kombinere målinger fra Gaia DR2 og metoden med radialhastighed har Epsilon Indi Ab allerede opnået en meget mere præcis bestemmelse af den opdagede planet. I fremtiden bør den jordbaserede metode også have potentiale til at opdage planeter gennem interferometri , for eksempel med Very Large Telescope eller dets efterfølger, Extremely Large Telescope .

Gravitationsmikrolenseringsmetode

Dette er en anden indirekte metode, der bruger effekten på baggrundsstjerner . Mikrolensering er forstærkning af lyset fra et baggrundsobjekt gennem gravitationslinseffekten af en forgrundsstjerne. Gevinsten stiger og falder, når stjernen bevæger sig forbi baggrundsobjektet. Denne lyshedskurve kan gives en karakteristisk top af en planet i forgrundsstjernen. En første sådan begivenhed blev observeret i 2003. Mikrolinseringshændelser er sjældne, men tillader også observationer af fjerne stjerner. Det er dog endnu ikke med sikkerhed blevet bevist, om planeter fra ekstremt fjerne systemer også kan påvises med det (f.eks. Ekstragalaktiske planeter ).

Beregning i henhold til forstyrret planetarisk bane

En anden indirekte metode er baseret på observation af kendte exoplaneter. Flere planeter i det samme system tiltrækker hinanden gennem tyngdekraften, hvilket ændrer planetbanerne lidt. I januar 2008 forelagde et spansk-fransk forskerhold et papir om computersimuleringer, der tyder på eksistensen af ​​en planet GJ 436c baseret på forstyrrelser i kredsløbet om naboplaneten GJ 436b . Beregningerne tyder på, at denne exoplanet har en masse på omkring fem gange jordens masse. ^[14] Indtil videre er der ingen beviser for denne hypotese. ^[15]

Tidspunkt for flyvning

Den tid af flyvningen metode er baseret på en strengt periodisk signal fra en central stjerne eller en central dobbelt stjerne. På grund af tyngdekraftens indflydelse forskydes stjernesystemets tyngdepunkt på en roterende planet, hvilket fører til et tidsskift i de periodiske signaler. Tilstrækkeligt præcise signaler kommer fra pulsarimpulser, maksima for nogle pulsationsvariable stjerner og minima for formørkelsesstjerner . Time-of-flight-metoden er afstandsuafhængig, men den er stærkt påvirket af nøjagtigheden af ​​det periodiske signal. ^[16] Så denne metode har kun været i stand til at opdage eksoplaneter omkring pulsarer indtil nu.

Direkte observation

2M1207 og exoplaneten 2M1207b (ESO / VLT)

Den 10. september 2004 meddelte ESO , at et direkte billede af en planet ved den brune dværg 2M1207, 225 lysår væk, kan have været muligt for første gang. ^[6] Opfølgningsmålinger med Hubble-rumteleskopet i 2006 bekræftede dette. ^[7]

Den 31. marts 2005 annoncerede en arbejdsgruppe fra det astrofysiske institut for Jena University Observatory en planet med kun en til to gange massen af ​​planeten Jupiter ved stjernen GQ, der ligner solen, men med en alder på ca. 2 millioner år, meget yngre At have observeret Lupi , der i øjeblikket er i T-Tauri-fasen . ^[17] Denne observation blev også foretaget med ESOs Very Large Telescope i det infrarøde spektralområde .

I begyndelsen af ​​2008 brugte britiske astronomer Very Large Array til at opdage en exoplanet i udviklingsfasen nær de 520 lysår fra Jorden og stadig meget ung stjerne HL Tau, som er omkring 100.000 år gammel. ^[18]

Et klart direkte bevis blev offentliggjort den 14. november 2008: To billeder af Hubble -rumteleskopet fra 2004 og 2006 i området for synligt lys viser et lyspunkt i bevægelse, der beskriver en Kepler -bane . ^[19] Formålet pågældende Dagon , som kredser stjernen Fomalhaut, 25 lysår, i en afstand af 113 AU på den indvendige kant af støv bælte omkring det (tolv gange afstanden mellem Solen og Saturn ). Ifølge opdagerne er det det hidtil sejeste og mindste objekt, der kunne afbildes uden for solsystemet. Hvis det virkelig er en eksoplanet, kan den have en masse omkring tre gange Jupiters masse. Ifølge en publikation fra april 2020 kan genstanden også være en støvsky, der skyldes en kollision mellem to mindre kroppe på cirka 200 km. ^{[20] [21]}

Også i november 2008 meddelte astronomer, at Gemini North- observatoriet og Keck-observatoriet havde haft held med at afbilde et helt planetsystem omkring den 130 lysår lange stjerne HR 8799 i stjernebilledet Pegasus. ^[22] Observationer ved hjælp af adaptiv optik i infrarødt lys viser tre planeter, hvis masser er angivet som syv til ti Jupiters masser. Exoplaneterne kredser om deres centrale stjerne i en afstand af 25, 40 og 70 astronomiske enheder. Med en anslået alder på 60 millioner år er de stadig unge nok til selv at afgive varmestråling.

Kendte projekter og instrumenter til påvisning af eksoplaneter

betegnelse

Reglerne for navngivning af eksoplaneter er fastsat af International Astronomical Union (IAU). ^[23] Derefter modtager hver Exoplanet et "videnskabeligt navn" ("videnskabelig betegnelse") sammensat af navnet eller katalogbetegnelsen på den centrale stjerne samt en vedhæftet latin er små bogstaver. Sidstnævnte er tildelt i alfabetisk rækkefølge af opdagelsen, der starter med "b". IAU angiver ikke nogen regulering for planeter omkring en central stjerne opdaget på samme tid; Normalt tildeles bogstaverne her i afstandens rækkefølge til den centrale stjerne. Det er ikke reguleret, om små bogstaver skal adskilles fra stjernebetegnelsen med et mellemrum ; eksemplerne i selve reguleringsteksten er inkonsekvente. Hvis stjernenavnet betegner et system med flere stjerner , hvis individuelle komponenter identificeres med latinske store bogstaver, skal identifikationsbogstavet placeres umiddelbart foran det små bogstav (uden mellemrum) for en individuelt cirkelformet komponent. Hvis flere komponenter er omkranset, skal deres identifikationsbogstaver føjes i parentes til stjernenavnet. Eksempler omfatter: " 51 Pegasi b ", " CoRoT-7b ", " Alpha Centauri Bb " ^{[note. 2]} , " Kepler-34 (AB) b ".

Ud over disse videnskabelige navne tillader IAU også offentlige navne med designregler, der er analoge med navngivningen af asteroider . Til dette formål organiserede den i 2015 en global konkurrence (NameExoWorlds) for at navngive 305 udvalgte exoplaneter. Resultaterne blev offentliggjort i december 2015. ^[24]

Antal kendte exoplaneter

Den 12. februar 2021 kendes 4680 eksoplaneter i 3457 systemer^[2] , selvom nogle objekter har masser i området med brune dværge . Objektet med den største masse i Extrasolar Planets Encyclopaedia har 81 M _J (Jupiter -masser) , mens NASA Exoplanet Archive har en øvre massegrænse på 30 M _J ^[25] . Ifølge den aktuelle forskningstilstand er minimumsmassen af ​​brune dværge 13 _MJ . 769 multiplanetære systemer har to til otte gennemprøvede planeter.^[2] I dag er planetariske systemer i umiddelbar nærhed af solen et veletableret, generelt udbredt fænomen. Undersøgelser og målinger foretaget af Institut astrophysique de Paris viste, at en stjerne i Mælkevejen i gennemsnit har en eller to planeter. ^[26]

Masse og radius af de opdagede planeter

Størrelses sammenligning mellem Jupiter (venstre) og TrES-4 (højre), en af ​​de største kendte exoplaneter

Mens de oprindeligt opdagede exoplaneter hovedsageligt var Hot Jupiters , udgør planeter med en størrelse mellem Jordens og Neptuns nu størstedelen af ​​de opdagede exoplaneter.

Fra 2019 er der omkring 1000 kendte planeter med mindre end to gange Jordens radius, hvoraf omkring 150 er mindre end Jorden. Da masser ikke kan bestemmes for alle planeter og har større sandsynlighed for større planeter, er antallet af planeter med masser under tre gange jordens masse stadig lille på ca. 50. ^[28]

Små exoplaneter

Masse af exoplaneter kendt indtil den dato, der er vist i diagrammet i løbet af deres opdagelsesår.^[2] I årenes løb udvides massespektret især nedad, det vil sige med mindre masser. (Eksklusive kontroversielle opdagelser og planeter omkring pulsarer.)

Siden 2000 er stadig mindre exoplaneter blevet opdaget. I 2004 var den nedre grænse for påviselighed med metoden radialhastighed omkring 1 m / s. En planet, der kredser om sin stjerne i en afstand af 1 AU, måtte derfor have en masse på ca. 11 gange jordens masse for overhovedet at blive opdaget. I mellemtiden er der imidlertid også blevet opdaget lavere masse og mindre exoplaneter ved hjælp af radial hastighed samt mikrolensering og transitmetoder, hvor de største fremskridt i søgen efter små exoplaneter hidtil er opnået ved hjælp af Kepler-teleskopet

En af de første små eksoplaneter, der findes, er den anden ledsager til stjernen Gliese 581, opdaget i april 2007 af astronomer ved European Southern Observatory (ESO): Gliese 581 c i en afstand på 20,45 lysår. Dens kredsløbstid eller årlige længde er kun 13 jorddage. Planeten har en minimumsmasse på fem gange jordens masse. Planeten blev verificeret af et spektrograf, der blev opereret i La Silla , Chile . Røde og blå forskydninger blev undersøgt, som er afhængige af ledsagerens bane (radialhastighedsmetode).

En anden planet af den samme stjerne, der først blev opdaget i 2009, er Gliese 581 e . Det er en af ​​de laveste massekendte exoplaneter med en minimumsmasse på 1,9 jordmasser og en orbitalperiode på godt 3 dage.

Mange andre små eksoplaneter, der hidtil er identificeret, er såkaldte super -jordarter :

Gliese 876 d har omkring 7 gange jordens masse. Da den kredser om sin stjerne på en meget kort afstand på bare 47 timer, er dens overfladetemperatur omkring 200 ° C til 400 ° C.

OGLE-2005-BLG-390L b blev opdaget i januar 2006 af en international gruppe forskere, der brugte mikrolenseffekten . Denne exoplanet er omkring 25.000 til 28.000 lysår væk fra Jorden og har omkring fem gange Jordens masse. Den kredser om stjernen OGLE-2005-BLG-390L (en rød dværg ) i en afstand på 2,6 astronomiske enheder en gang hvert tiende jordår . På grund af stjernens lille størrelse og forholdsvis lave stråling såvel som den store afstand fra den er planetens overfladetemperatur kun omkring -220 ° C. Udviklingen af ​​livsformer er derfor yderst usandsynlig.

MOA-2007-BLG-192-L b blev opdaget i juni 2008 og er en af ​​de mindste kendte exoplaneter. Den har 3,2 gange jordens masse og er omkring 3000 lysår væk. Nylige beviser tyder imidlertid på, at massen af ​​dens forældre stjerne er betydeligt højere, og at den ikke er en brun, men en rød dværg . Dette resulterer i en nyligt bestemt masse på kun 1,4 jordmasser for exoplaneten.

Kepler-37b blev opdaget i 2013 og er kun lidt større end Jordens måne med en diameter på cirka 3900 km. Det er i øjeblikket den mindste kendte exoplanet (fra 2019) omkring en stjerne, der kan sammenlignes med solen.

Exoplanets levetid

Et eksempel på et system baseret på stjernens lysstyrke til forudsigelse af den beboelige zoneplacering omkring stjernetyper

Kunstners indtryk af en størrelses sammenligning af en super-beboelig eksoplanet (1,34 jordradier) til jorden (til højre).

En vigtig motivation for at finde og studere eksoplaneter er evnen til at måle deres beboelighed. I øjeblikket er mulighederne for at estimere beboelighed i ekstrasolare verdener stadig relativt begrænsede. Det er relativt let at bestemme placeringen af ​​en exoplanet, og om den er inden for beboelig zone eller ej. Men også her er der ofte usikkerhed vedrørende de nøjagtige sti -parametre . For eksempel kan en høj excentricitet resultere i meget uregelmæssige miljøforhold. Centralstjernens egenskaber er lige så lette at bestemme og afgørende for beboelighed. For eksempel er røde dværge meget talrige, men deres systems beboelighed er kontroversiel, blandt andet på grund af deres tendens til store strålingsudbrud, der regelmæssigt kan udstråle en potentielt beboelig eksoplanet. Nærliggende stjerner eller brune dværge kan forårsage betydelige kredsløbsforstyrrelser og destabilisere et planetsystem , hvilket gør beboelighed væsentligt vanskeligere. Selvfølgelig er selve planetens egenskaber af afgørende betydning. Ofte opdages eksoplaneter ved hjælp af transitmetoden , hvormed exoplanetens diameter kan bestemmes relativt præcist. Massen bestemmes imidlertid mest ved hjælp af metoden radialhastighed . Indtil videre har dette dog sjældent været gældende for relativt små exoplaneter, der er længere væk fra stjernen, og derfor er der ofte problemet, at densiteten derfor er ukendt. Bestemmelsen af jordens masse ved hjælp af denne metode ville være meget vanskelig med de nuværende muligheder som et minimum. Teoretiske overvejelser forudsiger, at planeter med en masse, der er lidt større end Jordens, kunne være mere livsvenlige end dette. Man taler derefter om super-beboelige planeter . Der er i øjeblikket stort håb om at finde signaturer om mulig beboelighed eller endda af udenjordisk liv ved at bestemme de atmosfæriske egenskaber. Der er allerede opnået beviser for vanddamp på flere exoplaneter, hvoraf de fleste havde Neptuns dimensioner eller endnu større. Als relativ klarer Hinweis auf das Vorhandensein von Leben würde wohl der direkte Nachweis von freiem Sauerstoff wie auf der Erde gelten, da bisher keine anderen Prozesse bekannt sind, welche derartige Mengen dieses reaktiven Gases über längere Zeit in der Atmosphäre eines Planeten anreichern. Der Nachweis der Atmosphäre ist prinzipiell durch die Transitmethode möglich, jedoch ungleich schwieriger als die Bestimmung des Durchmessers, besonders bei kleineren Exoplaneten die von ihrem Stern deutlich überstrahlt werden. Eine Vielfach diskutierte Hypothese ist auch diejenige von möglichen Exomonden , welche ihre Bahnen um einen jupitergroßen Planeten innerhalb der habitablen Zone ziehen. Derartige Planeten wurden schon mehrfach entdeckt, der Nachweis eines Exomondes steht bisher (2021) jedoch noch aus und auch die Untersuchung ihrer Bewohnbarkeit könnte schwieriger sein als diejenige von Exoplaneten. Künftige Weltraumteleskope und auch erdgebundene Teleskope werden eine deutlich verbesserte Auflösung bieten, womit die Untersuchung potentiell bewohnbarer Planeten deutlich vereinfacht werden wird. Die detaillierte Untersuchung dieser Exoplaneten wird aber wohl auf Jahre hinaus schwierig bleiben.

Arten von Exoplaneten

Es gibt noch kein international verbindliches System zur Klassifikation extrasolarer Planeten. So versuchte man eine Klassifikation für die solaren Planeten. Diese wurde dann auf die extrasolaren Planeten übertragen.

Diese Klassifikation wurde in folgende Typen vorgenommen:

• Gesteinsplaneten (erdähnliche Felsplaneten, „terrestrisch“, im Fall mehrerer Erdmassen als „ Supererden “ bezeichnet)
• Gasriesen ( jupiterähnlich , in großer Nähe zum Fixstern auch als „ Hot Jupiters “ bezeichnet) und Gasplaneten (neptunähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „ Hot Neptunes “ bezeichnet).

Planeten außerhalb der Milchstraße

Es ist davon auszugehen, dass sich Planeten auch in anderen Galaxien geformt haben. Ihre reproduzierbare Detektion liegt jedoch deutlich außerhalb der heute verfügbaren Möglichkeiten. Es wurden mehrere Mikrolinsen -Ereignisse beobachtet, die möglicherweise auf Exoplaneten zurückzuführen sein könnten.

Exemplarische Exoplaneten und Systeme

2M1207 b

Der Gasriese 2M1207 b wurde im Jahr 2004 im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt und war der erste Exoplanet, der direkt auf optischem Wege wahrgenommen werden konnte und damit die Möglichkeit zu einer direkten spektroskopischen Untersuchung bietet.

Gliese 1214 b

GJ 1214 b (Gliese 1214 b) ist eine im Jahr 2009 entdeckte extrasolare Supererde, die im Sternbild Schlangenträger rund 40 Lichtjahre von der Erde entfernt in 38 Stunden den Roten Zwerg GJ 1214 umkreist, dessen Strahlung 200-mal schwächer ist als diejenige der Sonne . Der Exoplanet GJ 1214 b besitzt eine Atmosphäre , die sich überwiegend aus Wasserdampf zusammensetzt.

HD 20782 b

Der Planet, mit mindestens 2 Jupitermassen wahrscheinlich ein Gasriese , umrundet seinen sonnenähnlichen Zentralstern HD 20782 in 597 Tagen auf einer extrem exzentrischen Bahn ( Exzentrizität 0,96), bei der die Entfernung zum Zentralstern zwischen 0,06 und 2,5 AE schwankt. ^[29]

KELT-9b

Im Zuge eines Transits vor dem Zentralstern KELT-9 konnte in der Atmosphäre seines äußerst heißen Gasplaneten KELT-9b gasförmiges Eisen und Titan nachgewiesen werden. ^[30]

Kepler-42 b/c/d

Planetensystem von Kepler-42 und das Jupitermondsystem

Im Rahmen der Kepler-Mission gab die NASA Anfang 2012 die Entdeckung des bis dahin (nach Planetengröße) kleinsten Planetensystems bekannt: ^[31] Der ca. 120 Lichtjahre von der Erde entfernte Rote Zwerg Kepler-42 (seinerzeit als KOI-961 bezeichnet) besitzt drei Gesteinsplaneten , die alle den Stern näher als die habitable Zone umrunden und somit für flüssiges Wasser zu heiße Oberflächen haben. ^[32] Ihre Radien betragen das 0,78-, 0,73- und 0,57fache des Erdradius , der kleinste dieser Planeten ist damit ähnlich groß wie der Mars . ^[33]

Kepler-90

Mit Bekanntgabe der Entdeckung des achten Planeten im Dezember 2017 ist das System mit diesem Stand das mit den meisten bekannten Exoplaneten.

Kepler-186f

Größenvergleich von Kepler-186f zur Erde

Kepler-186f ist ein 2012 entdeckter etwa erdgroßer Planet (mit etwa 1,1-fachem Erddurchmesser ), dessen Umlaufbahn im äußeren Bereich der habitablen Zone seines Zentralgestirns liegt. Seine Masse ist nicht bekannt, jedoch ist die Annahme plausibel, dass es sich um einen erdähnlichen Planeten (Gesteinsplaneten) handelt. ^[34]

Kepler-452b

Kepler-452b ist ein 2015 entdeckter Planetenkandidat mit etwa 1,6-fachem Erddurchmesser , er ist somit wahrscheinlich ein erdähnlicher Planet (Gesteinsplanet) und befindet sich in der habitablen Zone . Falls er bestätigt wird, ist er einer der ersten entdeckten Exoplaneten, welche einen sonnenähnlichen Stern umlaufen.

Kepler 1647 b

Dieser etwa jupitergroße Gasriese ist rund 3700 Lichtjahre entfernt und umkreist einen aus zwei sonnenähnlichen Sternen bestehenden Doppelstern zirkumbinär mit einer Umlaufzeit von etwa drei Jahren. Da er in der habitablen Zone liegt, lässt sich spekulieren, dass eventuell vorhandene Monde lebensfreundliche Bedingungen bieten könnten. ^{[35] [36]}

Proxima Centauri b

Der sonnennächste Stern Proxima Centauri wird in seiner habitablen Zone von einem möglicherweise erdähnlichen Planeten umrundet, dessen Entdeckung im August 2016 bekanntgegeben wurde.

Ssc2005-10c

Das Objekt Ssc2005-10c bei dem Stern HD 69830 erfüllt eine „Schäferhundfunktion“ für einen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop der NASA entdeckten Asteroidengürtel, ähnlich wie Jupiter für den Asteroidengürtel des Sonnensystems . Dieser Gürtel hat etwa dessen 25-fache Masse und ist dem Stern so nahe wie die Venus der Sonne.

Titawin mit Saffar, Samh und Majriti

Das Doppelsternsystem Titawin besteht aus dem leuchtstärkeren Stern Titawin A und dem Roten Zwerg Titawin B. Der größere der beiden Sterne, Titawin A, hat mindestens drei Planeten:

• Saffar mit einer 0,71-fachen Jupitermasse bei 4,617 Tagen Umlaufdauer und einem geschätzten Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite von 1400 Grad,
• Samh mit 2,11-facher Jupitermasse (241,2 Tage Umlaufdauer) – ein Exoplanet, der sehr warm ist, sich aber am inneren Rand der Lebenszone befinden könnte und
• Majriti (4,61-fache Jupitermasse, 3,47 Jahre Umlaufdauer), ein Planet, der eher kühl ist, sich aber gerade noch am äußeren Rand der Lebenszone befinden könnte.

Das System liegt im Sternbild Andromeda , ist 2,9–4,1 Milliarden Jahre alt, 43,93 Lichtjahre entfernt und die Umlaufzeit von Titawin A und Titawin B beträgt 20.000 Jahre.

Größenvergleich des Jupitersystems (oben) mit dem Trappist-1-System (Mitte). Darunter ein Größenvergleich zu dem um den Faktor 25 verkleinerten Sonnensystem. Die Planeten sind im Verhältnis zu den Umlaufbahnen stark vergrößert eingezeichnet.

Trappist-1

Beim 2016 entdeckten Trappist-1-System wurden mittlerweile 7 terrestrische Planeten gefunden, wovon mehrere in der habitablen Zone liegen. Somit sind alle Planeten der Erde vergleichsweise ähnlich. Der Zentralstern allerdings ist ein leuchtschwacher Roter Zwerg mit lediglich etwa 8 % der Sonnenmasse.

Siehe auch

• Pulsar-Planet
• Extrasolarer Mond
• Liste von Supererden
• Liste von Exoplaneten
• Liste von Planetensystemen
• Liste potentiell bewohnbarer Planeten

Literatur

• Reto U. Schneider : Planetenjäger. Die aufregende Entdeckung fremder Welten. Birkhäuser, Basel ua 1997, ISBN 3-7643-5607-3 .
• Geoffrey Marcy , R. Paul Butler , Debra Fischer , Steven Vogt , Jason T. Wright, Chris G. Tinney, Hugh RA Jones: Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. In: Shin Mineshige, Shigeru Ida (Hrsg.): Origins: From early universe to extrasolar planets. Proceedings of the 19th Nishinomiya-Yukawa memorial symposium. (November 1 and 2, 2004, Nishinomiya, Japan) (= Progress of Theoretical Physics. Supplement. Nr. 158). Publishing Office Progress of Theoretical Physics – Kyoto University, Kyoto 2005, S. 24–42, online (PDF; 629 kB).
• Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio (Hrsg.): Extrasolar planets. Cambridge University Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-86808-2 .
• Rudolf Dvorak (Hrsg.): Extrasolar planets. Formation, detection and dynamics. Wiley-VCH-Verlag, Weinheim 2008, ISBN 978-3-527-40671-5 .
• John W. Mason (Hrsg.): Exoplanets. Detection, formation, properties, habitability. Springer ua, Berlin ua 2008, ISBN 978-3-540-74007-0 .
• Sven Piper: Exoplaneten. Die Suche nach einer zweiten Erde. Springer, Heidelberg ua 2011, ISBN 978-3-642-16469-9 .
• Lisa Kaltenegger : Die Suche nach der zweiten Erde. In: Physik-Journal. Band 11, Nr. 2, 2012, ISSN 1617-9439 , S. 25–29.
• Mathias Scholz: Planetologie extrasolarer Planeten. Springer, Heidelberg 2014, ISBN 978-3-642-41748-1 .
• Aleksandar Janjic: Signaturen des Lebens. In: Aleksandar Janjic: Astrobiologie – die Suche nach außerirdischem Leben. Springer, Berlin 2019, ISBN 978-3-662-59492-6 , S. 1–114.

Weblinks

Commons : Exoplaneten – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Wiktionary: Exoplanet – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

• Exoplanet Data Explorer: Masses and Orbital Characteristics of Extrasolar Planets. Auf: Exoplanets.org. Stand vom 25. Mai 2016, abgerufen am 26. Mai 2016 (Liste der Exoplaneten, englisch).
• Harald Lesch: Gibt es extrasolare Planeten? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 17. Jan. 1999.
• Methoden der Exoplanetenentdeckung. Auf: beltoforion.de. ; (abgerufen am 13. März 2020).
• Jean Schneider, CNRS/LUTH – Pariser Observatorium: Enzyklopädie der Extrasolaren Planeten, Catalog. Auf: exoplanet.eu. (Ständiges Update).
• Universität Göttingen: Bewohnbare Super-Erde „gleich um die Ecke“. Auf: pro-physik.de. 3. Februar 2012, abgerufen am 25. September 2013.
• Max-Planck-Gesellschaft: Exoplaneten – Fahndung im All. Film über Exoplaneten, auf: Youtube.com. November 2014.
• Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte der Friedrich-Schiller-Universität in Jena (Deutsches Kompetenzzentrum für Exo-Planeten).
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): The Habitable Exoplanets Catalog (HEC). Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 25. September 2013.
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): HEC: Data of Potentially Habitable Worlds. Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 24. April 2014.
• University of Puerto Rico at Arecibo – Planetary Habitability Laboratory (PHL): Earth Similarity Index (ESI). Auf: phl.upr.edu. Abgerufen am 22. Mai 2014.
• NASA Exoplanet Archive: Current Exoplanet Archive Holdings. Auf: exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. Abgerufen am 25. September 2013 (ständiges Update).
• Ethan Kruse: Kepler Orrery IV. (Visuelle Darstellung von Kepler entdeckter Planetensysteme im Vergleich mit dem Sonnensystem). Auf: youtube.de. Abgerufen am 15. April 2017.
• astronews.com: Ferne Welten, die es nicht geben sollte 20. Januar 2017

Anmerkungen

1. ↑ Astronomische Bezeichnungen und Abgrenzungen waren oft nicht eindeutig und wurden geändert. Beispiele: Wandelstern versus Fixstern – Der Wandelstern (Planet) ist heute kein Stern mehr (außer die Sonne) und der Fixstern ist nicht mehr fix (feststehend). Auch die ersten Jupitermonde oder Asteroiden wurden damals Planeten genannt. Der bekannteste Fall ist die Abgrenzung der Zwergplaneten von den Planeten mit dem „Opfer“ Pluto .
2. ↑ Die Entdeckungsmeldung für den Exoplaneten selbst ist mittlerweile zurückgezogen, somit ist die Verwendung in dem zitierten IAU-Dokument nur noch ein (weiterhin gültiges) Beispiel für das Bezeichnungsschema.

Einzelnachweise

1. ↑ Michael Perryman: The exoplanet handbook. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-76559-6 , Table 1.1 – A selective chronology of exoplanet discoveries, S. 2.
2. ↑ ^{a b c d} exoplanet.eu.
3. ↑ Kosmos Verlag: Kosmos Himmelsjahr 2019 Sonne, Mond und Sterne im Jahreslauf . 1. Auflage. Stuttgart 2018, ISBN 978-3-440-15840-1 , S.   206 (Bestätigt: Erster Exoplanet wurde 1995 entdeckt. Er läuft um 51 Pegasi).  
4. ↑ Castellano, J. Jenkins, DE Trilling, L. Doyle, D. Koch: Detection of Planetary Transits of the Star HD 209458 in the Hipparcos Data Set . In: University of Chicago Press (Hrsg.): The Astrophysical Journal Letters . Band 532, Nr. 1, März 2000, S. L51–L53. bibcode : 2000ApJ...532L..51C . doi : 10.1086/312565 .
5. ↑ D. Charbonneau, TM Brown, RW Noyes, RL Gilliland: Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere . In: The Astrophysical Journal . Band 568, 2002, S. 377–384. arxiv : astro-ph/0111544 . bibcode : 2002ApJ...568..377C . doi : 10.1086/338770 .
6. ↑ ^{a b} G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit, P. Lowrance: A Giant Planet Candidate near a Young Brown Dwarf. In: Astronomy and Astrophysics. Band 425, Nr. 2, October II 2004, ISSN 0004-6361 , S. L29–L32, doi:10.1051/0004-6361:200400056 .
7. ↑ ^{a b} Inseok Song, G. Schneider, B. Zuckerman, J. Farihi, EE Becklin, MS Bessell, P. Lowrance, BA Macintosh: HST NICMOS Imaging of the Planetary-mass Companion to the Young Brown Dwarf 2MASSW J1207334–393254. In: The Astrophysical Journal. Band 652, Nr. 1, ISSN 0004-637X , S. 724–729, doi:10.1086/507831 ( online ; PDF; 270 kB).
8. ↑ MR Swain, G. Vasisht, G. Tinetti, J. Bouwman, P. Chen, Y. Yung, D. Deming, P. Deroo: Molecular Signatures in the Near Infrared Dayside Spectrum of HD 189733b . In: The Astrophysical Journal . Band 690, Nr. 2, 2009, S. L114. arxiv : 0812.1844 . bibcode : 2009ApJ...690L.114S . doi : 10.1088/0004-637X/690/2/L114 .
9. ↑ NASA : Hubble Traces Subtle Signals of Water on Hazy Worlds. 3. Dezember 2013, abgerufen am 30. Juni 2018 (englisch).  
10. ↑ Exoplanet and Candidate Statistics. NASA Exoplanet Archive , abgerufen am 11. Oktober 2019 .  
11. ↑ Ignas AG Snellen, Ernst JW de Mooij, Simon Albrecht: The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b. In: Nature . Band 459, 28. Mai 2009, S. 543–545, doi:10.1038/nature08045 .
12. ↑ Carolin Liefke: Tag und Nacht auf dem Exoplaneten CoRoT-1b . In: Sterne und Weltraum . Oktober 2009, S. 20–22.
13. ↑ Frequenzkamm einsatzbereit für astronomische Beobachtungen. Bei: KosmoLogs.de. 7. September 2008.
14. ↑ Ignasi Ribas, Andreu Font-Ribera, Jean-Philippe Beaulieu: A ~5 M_earth Super-Earth Orbiting GJ 436? The Power of Near-Grazing Transits . In: Astrophysics . 8. März 2008. arxiv : 0801.3230 .
15. ↑ Exoplanet.eu: GJ 436c. Abgerufen am 8. Juli 2018 .  
16. ↑ Jason T. Wright, B. Scott Gaudi: Exoplanet Detection Methods. In: Terry D. Oswalt (Hrsg.): Planets, Stars and Stellar Systems. Band 3: Linda M. French, Paul Kalas (Hrsg.): Solar and Stellar Planetary Systems. Springer, Dordrecht ua 2013, ISBN 978-94-007-5605-2 , S. 489–540, doi : 10.1007/978-94-007-5606-9_10 , arxiv : 1210.2471 .
17. ↑ G. Wuchterl, J. Weiprecht: Der Begleiter von GQ Lupi. Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte Jena, 2. September 2008, archiviert vom Original am 23. Juli 2009 ; abgerufen am 17. Dezember 2014 .  
18. ↑ Ute Kehse: Frischer Nachwuchs für die Exoplaneten. In: wissenschaft.de. 3. April 2008, abgerufen am 10. September 2019 .  
19. ↑ Hubble directly observes planet orbiting Fomalhaut (HEIC0821). ESA , 11. Mai 2015, abgerufen am 20. Dezember 2017 .  
20. ↑ András Gáspár, George H. Rieke: New HST data and modeling reveal a massive planetesimal collision around Fomalhaut. PNAS , 20. April 2020, abgerufen am 21. April 2020 .   doi : 10.1073/pnas.1912506117
21. ↑ Kein Planet, nur Staub. spektrum.de , 20. April 2020, abgerufen am 21. April 2020 .  
22. ↑ Gemini releases historic discovery image of planetary “first family”. Gemini-Observatorium , 9. November 2008, abgerufen am 20. Dezember 2017 .  
23. ↑ Naming of exoplanets. IAU , abgerufen am 20. Dezember 2017 .  
24. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU , 9. Juli 2014, abgerufen am 9. Oktober 2014 (englisch).  
25. ↑ Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive. In: NASA Exoplanet Archive . 26. März 2019, abgerufen am 4. Januar 2021 (englisch).  
26. ↑ Planeten so weit das Auge reicht. Abgerufen am 11. Januar 2012 .  
27. ↑ ^{a b} Filterbarer Katalog von www.exoplanet.eu. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia . Abgerufen am 12. Februar 2021 (englisch, Konkrete Filterkriterien im Wiki-Quelltext).  
28. ↑ ^{a b} Verteilung nach Masse und Radius bei Exoplanet.eu. Abgerufen am 12. Oktober 2019 .  
29. ↑ Exoplanet mit dem exzentrischsten Orbit entdeckt. scinexx , 21. März 2016, abgerufen am 22. März 2016 .  
30. ↑ Ultraheißer Planet besitzt Eisen und Titan orf.at, 16. August 2018, abgerufen am 16. August 2018.
31. ↑ Kepler Discovers a Tiny Solar System. NASA, 11. Januar 2012, archiviert vom Original am 17. Januar 2012 ; abgerufen am 15. April 2017 .  
32. ↑ Govert Schilling: Kepler Spies Smallest Alien Worlds Yet. Science , 11. Januar 2012, archiviert vom Original am 24. April 2012 ; abgerufen am 15. April 2017 .  
33. ↑ KOI-961: A Mini-Planetary System. NASA , 11. Januar 2012, abgerufen am 15. April 2017 .  
34. ↑ NASA's Kepler Discovers First Earth-Size Planet In The 'Habitable Zone' of Another Star. Abgerufen am 17. April 2014.
35. ↑ Veselin B. Kostov ua: Kepler-1647b: the largest and longest-period Kepler transiting circumbinary planet. 19. Mai 2016, arxiv : 1512.00189v2 .
36. ↑ Größter Exoplanet mit zwei Sonnen entdeckt. scinexx , 14. Juni 2016, abgerufen am 20. Juni 2016 .