Quelle: NASA
Die Frage, ob es um andere Sonnen im Universum auch Planeten wie unsere Erde gibt, beschäftigt die Menschen schon seit vielen Jahrhunderten. Man ist geneigt, auch bei dieser Frage bei den Naturphilosophen des antiken Griechenlands zu beginnen, also dort, wo das abendländische Denken seinen Anfang nahm. Und wenn man die alten Schriften studiert, wird man auch fündig. Die Idee, daß der Mensch nicht allein im damals schon von manchen erahnten, unermeßlich großen Kosmos sein kann, wurde nach Hippolytos von Rom (um 170 – 234) bereits von Demokrit (um 460 – 400 v.Chr.) geäußert. Von ihm selbst sind nur Bruchstücke seiner Philosophie und die seines Lehrers Leukipp überliefert, von denen die Idee der Leere und der darin sich bewegenden ewigen und unteilbaren Atome die wohl Bedeutendste ist. Was die Vielzahl der Welten betrifft, so schreibt 6 Jahrhunderte später Hippolytos in seinem Werk „Refutatio omnium haeresium“ (Widerlegung aller Häresien): „Demokrit macht über die Elemente, das Volle und das Leere ähnliche Angaben wie Leukippos. Er nennt das Volle seiend, das Leere nichtseiend. Er sprach davon, wie sich das Seiende ewig im Leeren bewege. Es gebe unendlich viele Welten von unterschiedlicher Größe. In einigen gebe es keine Sonne und keinen Mond, in anderen seien sie größer, und wieder in anderen gebe es mehr Sonnen und Monde als bei uns. Die Zwischenräume zwischen den Welten seien ungleich, die Welten selbst in einem Gebiet zahlreicher, in einem anderen weniger zahlreich, die einen wüchsen und stünden in Blüte, die anderen seien in Schwund begriffen, und an einer Stelle entstünden sie neu, an anderer gingen sie zugrunde. Vernichtet würden sie dadurch, daß sie aufeinanderstoßen. In einigen Welten gebe es keine lebenden Wesen und keinerlei Feuchtigkeit. In unserer Welt sei die Erde früher entstanden als die Gestirne; der Mond befinde sich unten, dann folge die Sonne und zuletzt die Fixsterne. Auch die Planeten hätten nicht alle den gleichen Höhenstand. Eine Welt stehe in Blüte, bis sie keinen Zuwachs von außen mehr in sich aufnehmen könne.“
Mit der Atomlehre übernahmen die Epikureer (nach Epikur, um 341 – 270 v.Chr.) auch die Idee, daß es „unendlich viele“ Welten, „der Erde ähnelnd und der Erde nicht ähnelnd“, gibt. Aristoteles (384 – 322 v.Chr.) glaubte dagegen beweisen zu können, daß die Erde einmalig ist und im Mittelpunkt der Welt steht. Es ist klar, daß diese beiden einander entgegen stehenden Thesen damals nicht zu entscheiden waren. Aber in den folgenden fast 2000 Jahren setzte sich im christlichen Abendland die Ansicht Aristoteles durch und wurde fester Bestandteil der Kirchenlehre und der frühen universitären Ausbildung. Abweichungen davon wurden insbesondere in der frühen Neuzeit von der zuerst katholischen und dann auch reformierten Kirche als Häresien verfolgt. Eines der prominentesten Opfer war der italienische Dominikanermönch Giordano Bruno (1548 – 1600), der u.a. gerade wegen seiner These über die Vielzahl (bewohnter) Welten den Zorn der Inquisitionsbehörden auf sich zog. Giordano Bruno war ein hochgebildeter Mann, der viel in Europa herumgekommen ist und der im Stil seiner Zeit seine Philosophie in Form von Dialogen verfaßt und verbreitet hat. In unserem Zusammenhang ist seine Schrift „De l'infinito, universo e mondi“ aus dem Jahre 1584 von Bedeutung, in dem er (in Anlehnung an die Epikureer) die Unendlichkeit und die ewige Dauer des Universums postulierte und daraus auch auf eine Vielzahl bewohnter Welten schloß.
Da diese „Anschauung“ keinen Platz mehr ließ für ein Jenseits oder für eine Schöpfung, ist es verständlich, daß sie zu jener Zeit als „gefährlich“ eingestuft und seine Schriften folgerichtig auf den „Index Librorum Prohibitorum“ (bis zum Jahr 1966) gesetzt wurden und er selbst auf dem Scheiterhaufen (17. Februar 1600, Rom) endete. Seine teilweise Rehabilitation von Seiten der katholischen Kirche ließ dann noch einmal 400 Jahre auf sich warten, denn erst im Jahre 2000 wurde seine Hinrichtung vom päpstlichen Kulturrat als Unrecht anerkannt.
Sehr aufschlußreich ist die Erläuterung Giordano Brunos (hier als „Fileteo“), warum man andere „Erden“ um ihre „Sonnen“ nicht sehen kann, die ausnehmend modern wirkt. Deshalb hier ein kurzes Zitat aus dem genannten Buch „Über das Unendliche, das Universum und die Welten“:
Elpino: Warum aber sehen wir um die andern Lichtkörper, die Ihr ja auch Sonnen nennt, nicht andre Lichter kreisen, die als deren Erden gelten könnten, warum können wir keine derartige Bewegung wahrnehmen? Warum zeigen sich alle andern Weltkörper mit Ausnahme der sogenannten Kometen uns immer in derselben gegenseitigen Lage und Entfernung?
Fileteo: Einfach deshalb, weil wir nur die Sonnen sehen, welche die größeren, ja die größten Körper sind, nicht aber deren Erdkörper oder Planeten, welche, da ihre Massen viel kleiner sind, für uns unsichtbar sind. Widerspricht es doch nicht der Vernunft, daß selbst um diese unsere Sonne noch andre Planeten kreisen, die für uns, - sei es wegen ihrer größeren Entfernung, sei es wegen ihrer geringeren Größe oder weil sie keine großen Wasserflächen haben, oder weil sie diese Oberfläche nicht gleichzeitig in Opposition mit uns und der Sonne zeigen, welche letztere sich in ihnen, wie in einem kristallenen Spiegel widerspiegelt, - nicht sichtbar sind. ...
Die katholische Kirche versuchte dann noch über ein Jahrhundert lang die Idee der Vielzahl (bewohnter) Welten zu unterdrücken, aber sie hatte sich schon – zusammen mit dem neuen kopernikanischen Weltsystem – unter den Gelehrten verbreitet und war damit wieder in der Disputation. So erschienen 1686 in Frankreich die „Gespräche über die Vielzahl der Welten“ (Entretiens sur la pluralité des mondes) des Schriftstellers und Vertreters der französischen Aufklärung Bernard le Bovier de Fontenelle (1657 – 1757), in der er in lockerem Ton das astronomische Wissen seiner Zeit – insbesondere stark beeinflußt von René Descartes „Wirbeltheorie“ der Weltenentstehung – ausbreitet und die These, daß es neben der Erde noch eine Vielzahl weiterer bewohnter Welten im Universum gibt, populär macht.
Das 18. Jahrhundert war davon geprägt, daß sich die Naturwissenschaften immer energischer von dem starren vorgegebenen theologischen Weltbild emanzipierten, in dem sie dieses hinterfragten. Newton’s Theorie eröffnete dann die Möglichkeit der Entwicklung einer aus sich heraus auf mathematisch-rationaler Grundlage aufbauenden Weltsicht. So ist es vielleicht gar nicht mehr so verwunderlich, daß gerade in diesem Jahrhundert immer mehr nach Alternativen zur christlichen Schöpfungsgeschichte gesucht wurde, um die Welt auf natürliche Weise erklärbar zu machen. Die 1755 erschienene „
Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels“ des jungen Immanuel Kant (1724 – 1804) – wenn auch von seinen Zeitgenossen wenig beachtet – zeigte, daß eine Kosmogonie des Sonnensystems auch auf mechanisch-rationaler Weise möglich ist (
siehe auch hier). Und wenn die Sonne mit all ihren Planeten aus einem rotierenden „Urnebel“ entstanden ist, warum sollte es bei anderen Sternen nicht ähnlich sein? Eine der weltanschaulich brisantesten Ideen, die langsam zum Allgemeingut der Naturforscher werden sollte, war deshalb die Einsicht, daß es Himmelskörper wie die Erde überall im Kosmos geben sollte. Zum anderen wurde den Astronomen aber auch immer bewußter, daß das Bestreben, neue Planeten außerhalb unseres eigenen Sonnensystems aufzufinden, ein praktisch aussichtsloses Unterfangen ist. Seit den ersten erfolgreichen Parallaxenmessungen (1836/37) hatte man eine ganz neue Vorstellung über die kosmische Entfernungsskala gewonnen, die im folgenden Jahrhundert noch mehrfach revidiert werden sollte (Entdeckung, daß die „Spiralnebel“ „Welteninseln“ ähnlich unserer eigenen Milchstraße sind; Hubbles Entdeckung der linearen Beziehung zwischen Entfernung und „Fluchtgeschwindigkeit“ genau dieser Welteninseln, d.h. die Entdeckung der kosmischen Expansion; Walter Baades Revision der Entfernung der Andromedagalaxie 1952 etc.).
Schon eine kleine Überschlagsrechnung zeigt, daß selbst große Planeten – etwa von der Art Jupiters – mit den Beobachtungsgeräten und Methoden des ersten und zweiten Drittel des 20. Jahrhunderts auch dann quasi unbeobachtbar wären, wenn sie zu unmittelbar benachbarten Sternen gehören würden. Und als Frank Drake 1960 zum ersten Mal seine berühmte Formel zur Abschätzung der Häufigkeit außerirdischer Zivilisationen an die Wandtafel des Seminarraums des Green Bank Radio-Observatoriums schrieb, war man über die Größe des Faktors f
p (der Anteil der Sterne in der Milchstraße mit einem Planetensystem) genauso unsicher wie heute über die folgenden Faktoren der „
Green - Bank - Formel“… Es gab zu diesem Zeitpunkt einfach überhaupt noch keine belastbaren Zahlen in dieser Beziehung, höchsten hie und da ein paar Abschätzungen, die man aber auch mit gutem Gewissen unter „raten“ zusammenfassen konnte. Der einzige gut dokumentierte Versuch, Planeten bei einem unmittelbar benachbarten Stern unserer Sonne – dem durch seine große Eigenbewegung auffällig gewordene „Barnard’sche Pfeilstern“ im Sternbild Schlangenträger (Ophiuchus) – beobachterisch nachzuweisen, wurde seit 1938 am Sproul-Observatorium des Swarthmore Colleges (bei Philadelphia) unternommen, welches ansonsten auf Parallaxenmessungen spezialisiert war. Es besitzt ein heute nur noch für Ausbildungszwecke und öffentliche Beobachtungen genutztes Linsenfernrohr (Refraktor) mit einer Öffnung von 61 cm, mit dem seinerzeit fotografische Astrometrie auf hohem Niveau betrieben wurde. 1937 bis 1972 war hier der aus den Niederlanden stammende Astronom Peter van de Kamp (1901 – 1995) Direktor und Observator. Er hat während seines Arbeitslebens immer wieder Barnard‘s Stern fotografiert, die Fotoplatten akribisch ausgemessen und die dabei erhaltenen Positionen reduziert. Dabei meinte er eine „Wobbelbewegung“ dieses Sterns am Himmel auszumachen, die, wenn sie real sein sollte, ein eindeutiger Hinweis auf die Existenz eines oder mehrerer Planeten um diesen Stern wäre. 1982 hat er dann seine Ergebnisse präzisiert und auf der Grundlage von rund 2400 Einzelbeobachtungen auf die Existenz zweier Exoplaneten mit Massen von 0.7 Jupitermassen (M
J ) und 0.5 Jupitermassen sowie einer Umlaufszeit von 12 bzw. 20 Jahren geschlossen. Bis zu diesem Zeitpunkt war diese Entdeckung in der astronomischen Community weitgehend unbestritten, obwohl astrometrische Beobachtungen in anderen Observatorien diesen Befund – wenn auch mit schwächerer Datenlage – nicht bestätigen konnten (z.B. Gatewood et.al. 1973). Der letzten „Todesstoß“ für Peter van de Kamp’s Planeten kam dann 1999, als eine entsprechende Beobachtungskampagne mit dem Hubble-Weltraumteleskop zu Ende ging, die endgültig zeigte, daß die am Sproul-Observatorium astrometrisch gemessenen Auslenkungen der Bahn von Barnard’s Stern an der Himmelskugel nicht real waren, sondern vielmehr auf einen unerkannt gebliebenen systematischen Fehler in den Messungen zurückzuführen sind (Benedict et.al. 1999).
Das alles soll auf keinen Fall den Verdienst Peter van de Kamp’s an der Exoplanetenforschung schmälern (es kann ja bis heute nicht ausgeschlossen werden, daß Barnard’s Stern vielleicht doch ein Planetensystem – nur mit masseärmeren Planeten – besitzt), denn seine astrometrischen Untersuchungen haben seinerzeit Maßstäbe gesetzt. Seine Methode jedenfalls, Exoplaneten aufzuspüren, ist heute aktueller denn je, seitdem sie auf die Möglichkeiten der optischen Interferometrie (wie sie z.B. am VLT betrieben wird) zurückgreifen kann.
Nicht unerwähnt soll bleiben, daß neben Barnard’s Stern (Entfernung 5.98 Lj.) in den 40ziger Jahren des vorigen Jahrhunderts auch noch die Sterne 70 Ophiuchi (16.6 Lj.) und 61 Cygni (11.4 Lj.) astrometrisch überwacht wurden, ohne daß dabei irgendwelche Anzeichen eines planetaren Begleiters nachgewiesen werden konnten. Und 1960 waren die Sterne ε Eridani (10.49 Lj.) sowie τ Ceti (11.9 Lj.) Ziel des ersten SETI-Projektes, weil man damals noch naiver Weise glaubte, von einem dortigen Planeten Funksignale einer außerirdischen Zivilisation empfangen zu können (F.D.Drake 1961).
Die Entwicklungen, an deren Ende die Entdeckung des ersten „echten“ Exoplaneten im Jahre 1995 stand („echt“ deshalb, um sie etwas von den „exotischen“ Exoplaneten um Pulsare abzugrenzen, die immerhin eine Supernovaexplosion überleben mußten), begannen in den 80ziger Jahren, als man versuchte eine bis dato nur hypothetische Sternklasse, die man Braune Zwerge nannte (J.C. Tarter 1975), aufzufinden. Diese Objekte, deren Existenz aus theoretischen Überlegungen zwingend folgt, stellen massemäßig die Zwischenstufe zwischen „echten“ Hauptreihensternen (die ihre Energie durch Wasserstoffbrennen erzeugen) und den Gasplaneten (in denen keine Kernfusionsprozesse stattfinden können) dar. Ihre Entdeckung ist deshalb im Prinzip erst einmal genauso schwierig wie die Entdeckung von Gasplaneten, nur daß man sie eher im allgemeinen Sternfeld vermutet. Nur sind sie dort aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft selbst mit Riesenteleskopen nur schwer zu beobachten und wenn doch, dann wiederum nur sehr schwer von ähnlich hellen Roten Zwergen zu unterscheiden. Deshalb erschien es aussichtsreicher, sie als Komponente eines Doppelsternsystems zu suchen. Als bevorzugte Beobachtungsmethoden boten sich hier einmal die Speckle-Interferometrie naher Sterne an und zum anderen Radialgeschwindigkeitsmessungen, denn die Bewegung von Hauptstern und Begleiter um deren gemeinsamen Schwerpunkt sollten bei günstiger Bahnlage zu einer periodischen Verschiebung der Spektrallinien des Hauptsterns im Rhythmus der Umlaufszeit des (unsichtbaren) Begleiters aufgrund des Doppler-Effekts führen. Die Idee, mittels Radialgeschwindigkeitsmessungen unsichtbare Begleiter um Sterne aufzuspüren, ist schon relativ alt, nur war die Spektrographentechnik erst Anfang der 80ziger Jahre soweit ausgereift, um damit auch substellare massearme Objekte um sonnenähnliche Sterne nachweisen zu können. Dazu mußte man in der Lage sein, Radialgeschwindigkeiten mit einer Genauigkeit besser als ~20 m/s spektral aufzulösen – ein Problem, daß erst durch die Einführung von hochauflösenden Echelle-Spektrographen in Verbindung mit Gasabsorptionszellen möglich wurde (B.Campbell, G. Walker 1979).
Mit dieser Technik hoffte man zu recht – wie sich zeigen sollte - in den Genauigkeitsbereich vorzustoßen, der notwendig ist, um auch planetare Körper detektieren zu können. Im Falle eines „jupiters“ um einen sonnenähnlichen Stern bedeutet das konkret, daß man spektroskopisch eine Radialgeschwindigkeitsamplitude von ~13 m/s sicher auflösen muß. Heute erreicht man bereits Genauigkeiten bis nahe an die 1 m/s - Grenze, die quasi eine natürliche Barriere für Radialgeschwindigkeitsmessungen darstellt.
Die ersten systematischen Beobachtungen geeigneter Sterne mittels dieser neuen Methode blieben zwar weitgehend erfolglos, was den Nachweis von Braunen Zwergen oder sogar Exoplaneten betrifft (B. Campbell, G. Walker, S. Yang 1988), aber es konnten immerhin reiche Erfahrungen gesammelt werden, die natürlich auch anderen Beobachtergruppen zugute kamen. So war es dann nur noch eine Frage der Zeit und des Beobachterglücks, bis sich der erste „echte“ Exoplanet (1995, 51 Peg) über seine Radialgeschwindigkeitssignatur verraten hat (M. Mayor, D. Queloz 1995).
Zuvor konnten aber bereits Radioastronomen die Entdeckung von zwei Exoplaneten, die interessanterweise einen Millisekundenpulsar umlaufen (PSR B1257+12), bekanntgeben (A. Wolszczan, D.A. Frail 1992).Die Entdecker arbeiteten damals mit dem 305 m Arecibo-Radioteleskop, um die genaue Rotationsfrequenz dieses von dem polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan im Jahre 1990 entdeckten Pulsars (ein rotierender Neutronenstern) zu bestimmen. Dabei fiel ihnen eine quasiperiodische Änderung der Pulsfrequenz auf, die sich am einfachsten damit erklären ließ, daß der Schwerpunkt des Pulsars nicht mit seinem Mittelpunkt zusammenfällt. Eine genaue Analyse der Periodenvariationen des Pulsars ergab dann, daß sie sich am besten durch die Präsenz von zwei planetaren Körpern mit einer Masse von 4.3 Erdmassen (ME ) und 3.9 Erdmassen in einem Abstand von 0.36 AU und 0.46 AU vom lediglich 20 bis 30 km großen Pulsar erklären läßt. Später konnten dann noch zwei weitere Begleiter aus den Meßwerten herausgelesen werden, wobei einer von ihnen aufgrund seiner geringen Masse (0.0004 ME) mittlerweile als „Komet“ angesehen wird.
Es hat schon eine gewisse Ironie, daß die ersten Exoplaneten an einem Ort gefunden wurden, bei dem man vorher nie ernsthaft nach Planeten gesucht hätte. Mußten sie doch offensichtlich eine der größten kosmischen Katastrophen überstehen, einen Supernovaausbruch. Bis dahin konnte man glaubhaft argumentieren, daß die dabei freigesetzten Energien (>10^46 J) jeden Planeten auf der Umlaufbahn um den progenitor – Stern verdampfen würde. Danach nicht mehr…
Doch zurück zu den „echten“ Exoplaneten. Die Entdeckung eines ersten extrasolaren Planeten um den Stern 51 Pegasi brachte den Entdeckern, die am Haute Provence Observatorium arbeiteten, viel Aufmerksamkeit, wurde doch damit die Tür zu einem völlig neuen Forschungsgebiet – den der Exoplanetenforschung – aufgestoßen. Und gleich das erste Objekt erwies sich als Prototyp einer neuen Klasse von Planeten, von Gasplaneten in etwa der Art Jupiters, die sich aber auf einer kaum für möglich gehaltenen, außergewöhnlich sternnahen Umlaufbahn (Umlaufszeit wenige Tage) um ihren Mutterstern bewegten und deshalb auf ihrer „Sonnenseite“ extrem stark aufgeheizt werden. Zuerst nannte man sie nach ihrem „Prototypen“ „pegasids“, später setzte sich der Begriff „hot jupiters“ durch. Über sie wird noch ausführlich zu berichten sein.
Trotzdem noch ein kleiner Hinweis. Im nachhinein betrachtet, gab es zeitlich vor der Entdeckung von 51 Pagasi noch 3 Objekte, die damals als Exoplanetenkandidaten gehandelt wurden und die später – nach Veröffentlichung der Arbeit von Mayor und Queloz – dann auch bestätigt werden konnten. Das betrifft γ Cephei (1988), HD 114762 (1989) und HD 62509 (1993). Wegen ihrer späten Bestätigung blieb ihren Entdeckern jedoch die „Ehre“ der Erstentdeckung eines Exoplaneten verwehrt.
Bereits ein Jahr nach der Entdeckung von 51 Pagasi b konnte eine Arbeitsgruppe am Lick-Observatorium die Entdeckung eines weiteren Exoplaneten annoncieren. Geoffrey Marcy und R.Paul Butler hatten, angestachelt durch die Entdeckung der Schweizer Forscher, die über Jahre angesammelten Radialgeschwindigkeitsmessungen sonnennaher Sterne durchgesehen und neu reduziert. Dabei wurden sie bei dem sonnenähnlichen Stern 70 Virginis fündig (G.W. Marcy, R.P. Butler 1996). Aus dessen Radialgeschwindigkeitskurve ließen sich die ungefähren Parameter von dessen Begleiter ablesen: (Minimum) Masse ~ 7.5 MJ, Umlaufszeit 116.7 d, große Bahnhalbachse 0.48 AU. Da er sich offenbar innerhalb der habitablen Zone seines Muttersterns bewegte, erhielt er den Nicknamen „Goldilock“ als Verballhornung von „not to cold and not to hot“ (offensichtlich war den Namensschöpfern auch die Story von den drei Bären des amerikanischen Schriftstellers Robert Southey bekannt…).
Im gleichen Jahr konnten die beiden Astronomen noch die Entdeckung eines weiteren Exoplaneten bekanntgeben: 47 Ursae Majoris b. Erstaunlich an dieser Entdeckung war, das damit der erste langperiodische Exoplanet (Umlaufszeit 2.95 Jahre) aufgefunden wurde (G.W. Marcy, R.P. Butler 1996). Er gehört damit zu einer Klasse von Exoplaneten, die von ungeduldigen Astronomen, die mit der Radialgeschwindigkeitsmethode auf Entdeckungsreise gehen, eher übersehen wird. Die Erfolge von Marcy und Butler animierten eine ganze Anzahl weiterer Astronomen, sich dem spannenden Gebiet der Exoplanetensuche zuzuwenden. Natürlich konnten sie zur Jahrtausendwende noch nicht einmal im Ansatz ahnen, daß bereits ein Jahrzehnt später die 500 – Marke an Exoplanetenentdeckungen überschritten sein wird. Aber im Gegensatz zu vielen ihrer Kollegen war ihnen von Anfang an die Aufmerksamkeit der interessierten Öffentlichkeit gewiß (was bei Budgetverhandlungen und einwerben von Drittmitteln bekanntlich von Vorteil ist). So wurde z.B. die Entdeckung der ersten Exoplaneten im renommierten „Time Magazine“ mit einer eigenen cover-story sowie der rhetorischen Frage „Is anybody out there?“ gewürdigt, „der“ Frage also, deren Suche nach Antwort ohne Zweifel eine der wichtigsten Antriebskräfte der Exoplanetenforschung bis heute geblieben ist.
Während in der Geschichte der Astronomie vor dem Jahr 1996 (oder 1992, wenn man die „Pulsarplaneten“ mit dazu nehmen möchte) die Frage nach der Existenz von Exoplaneten und ihrer Eigenschaften nur theoretischer Natur war, wurden sie jetzt auf einmal greifbar – und wenn auch vorerst nur durch kleine periodische Verschiebungen der Spektrallinien ihres Muttersterns. Im Fall von 51 Pegasi reichten sie aber aus, um quasi über Nacht neue Forschungsprogramme aus dem Boden zu stampfen, um Ingenieure und Optiker mit der Entwicklung und den Bau noch empfindlicherer Spektrographen zu beauftragen und um Astronomen zu animieren, nach weiteren Möglichkeiten zur Entdeckung dieser eigentlich zuvor als „unentdeckbar“ geltenden Himmelskörper zu suchen. Eine von diesen Möglichkeiten ist ziemlich offensichtlich: Da Planeten selbst nicht leuchten, sollten sie zu einer kleinen Verringerung der Helligkeit ihres Muttersterns führen, wenn sie zufällig genau in Blickrichtung vor deren Sternscheibe vorbeiwandern. Also genau die Erscheinung, die man zuletzt im Jahre 2004 und 2012 bei Venus und Sonne beobachten konnte – einen Transit. Da sich Prinzip bedingt mittels der Radialgeschwindigkeitsmethode die Neigung der Exoplanetenbahn zur Blickrichtung nicht eindeutig bestimmen kann, dieser Winkel i aber äußerst wichtig für die Massebestimmung ist, kam man ziemlich schnell auf die Idee, bei allen durch Radialgeschwindigkeitsvariationen auffällig gewordenen Sternen auch nach Transits zu suchen (bereits Otto von Struve hat 1952 diese Idee publiziert). Solch ein auffällig gewordener Stern war HD 209458 (=V376 Pegasi), der sich in einer Entfernung von ~162 Lj. von der Sonne im Sternbild Pegasus befindet und wegen seiner Helligkeit von ~7.5m leicht mit einem Feldstecher aufzufinden ist. Als man ihn mit Hilfe des Keck-Teleskops genau photometrierte, fand man einen winzigen Intensitätseinbruch von ~1.6% zu genau dem Zeitpunkt, den man aufgrund der Radialgeschwindigkeitsmessungen vorhergesagt hatte. Und dieser Intensitätseinbruch wiederholte sich alle 3,525 Tage, wobei der Transit selbst jeweils ungefähr 2.5 Stunden andauert. Damit war der erste Exoplanet nach der Transit-Methode aufgefunden worden (G.W. Henry et al. 1999). Da sowohl Radialgeschwindigkeitsmessungen vorlagen als auch aufgrund des Transits der Winkel i bekannt war, konnte man die Masse sehr genau zu 0.71 MJ bestimmen. Überraschend war, daß sein Abstand zum Mutterstern nur „winzige“ 0.045 AU beträgt (Merkur ist ungefähr 0.38 AU von der Sonne entfernt). Die große Frage, die sich hier noch ein wenig krasser als bei 51 Pegasi b stellt, ist die Frage „wie ist er dort bloß hingekommen?“ Damit gab es viel neuen Stoff für kontroverse Diskussionen sowie theoretische Untersuchungen. HD 209458b, der später den Nicknamen „Osiris“ erhielt, sollte deshalb in den Folgejahren ein bevorzugtes Objekt sowohl der „beobachtenden“ als auch der mehr „theoretischen“ Exoplanetenforscher werden, denn er hat so einiges Überraschendes zu bieten…
Heute ist die Transitmethode zur Entdeckung und Beobachtung extrasolarer Planeten soweit ausgefeilt, daß man sie nicht nur zu „Massenentdeckungen“ nutzen kann (das Weltraumteleskop „Kepler“ hat z.B. bis zum 6. Dezember 2011 bereits 2421 „Exoplanetenkandidaten“ auf diese Weise gefunden). In einigen Fällen ist selbst die selektive Spektroskopie von Exoplanetenatmosphären unter Ausnutzung von Transitereignissen gelungen, obwohl sich die Planeten selbst mit den besten Teleskopen der Welt optisch nicht von ihrem Mutterstern trennen lassen.
Photometrie spielt auch bei einer weiteren „Entdeckungsmethode“ eine Rolle, die primär nicht zur Exoplanetensuche entwickelt wurde. Sie geht auf den bekannten polnischen Astrophysiker Bohdan Paczynski ( 1940 – 2007) zurück, der lange Zeit in den USA an der Universität von Princeton forschte. Er beschäftigte sich relativ früh mit dem Problem der sogenannten „Dunklen Materie“, die sich bekanntlich massiv in den Rotationskurven von Spiralgalaxien bemerkbar macht. Damals gab es die Vermutung, daß zumindest ein Teil davon aus quasi unbeobachtbaren „massiven Haloobjekten“ (sogenannte MACHOs, Massive Astrophysical Compact Halo Object) bestehen könnte – was auch immer das physikalisch für „Objekte“ sein sollen. Die Idee war, daß, wenn ein MACHO genau in Sichtlinie vor einem schwachen oder einen für das entsprechende Teleskop gar unsichtbaren Stern vorbeiwandert, er aufgrund seiner Eigengravitation dessen Licht wie eine Linse bündeln und damit verstärken würde. Und genau diese „Verstärkung“, die man gewöhnlich als Mikro-Gravitationslinseneffekt bezeichnet, läßt sich mit etwas Glück in Form einer typisch geformten Lichtkurve beobachten. Wie man sich leicht vorstellen kann, unterliegt auch ein Planet in Sternnähe einer derartigen „Verstärkung“, die sich quasi der ungestörten Lichtkurve seines Muttersterns überlagert. Sucht man also gezielt nach Lichtkurven, deren Flanken eine lokale Erhellung aufweisen, dann kann man daraus auf die Existenz eines Exoplaneten schließen. Dazu muß nicht mal unbedingt ein MACHO vor dem Stern mit Planeten vorbeiwandern. Ein „normaler“ Stern tut es auch.
Seit 1992 gibt es die von der Universität Warschau koordinierte OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) – Collaboration, mit der gezielt in dichten Sternfeldern der Milchstraße noch solchen „Mikrolinsenereignissen“ gesucht wird. Was Exoplaneten betrifft, konnte innerhalb dieses Beobachtungsprogramm im Jahr 2002 die erste Entdeckung anhand eines Transits (OGLE-TR-56) und 2004 die erste Exoplaneten-Entdeckung anhand eines microlensing – Events veröffentlicht werden (I. Bond 2004).
Mikrolinsenereignisse haben den großen Vorteil, daß sich damit auch relativ massearme Planeten nachweisen lassen, während man mit der Radialgeschwindigkeits- und Transitmethode aufgrund ihrer Spezifik in erster Linie extrasolare Planeten im Massebereich zwischen 12 MJ (Grenze zu den Braunen Zwergen) und ~ 1 MJ (Jupiter) auffindet. Der Nachteil besteht dagegen darin, daß ein derartiges Ereignis nachträglich nicht mehr verifizierbar ist, d.h. solch ein Ereignis tritt nur einmal auf. Für dieses „eine Mal“ müssen dann genügend viele Helligkeitsmessungen (möglichst von mehreren Beobachtergruppen) über den Zeitraum des Mikrolinsenereignisses vorliegen (die Zeitskala liegt bei einigen Wochen) vorliegen, um entsprechende Auswertungen vornehmen zu können.
Der erste Exoplanet, der später in die neu definierte Gruppe der „Supererden“ eingeordnet wurde (das sind extrasolare Planeten im Massebereich zwischen 1 und 10 ME), war OGLE-2005-BLG-390Lb (J.-P. Beaulieu et al. 2006). Er umkreist einen Roten Zwergsterne im Sternbild Schütze (Sagittarius) und besitzt eine Masse von 5.5 ME. Sein Mutterstern ist 21500 Lj. von der Erde entfernt und fällt ansonsten mit einer Helligkeit von 15.7m im Sternfeld der Milchstraße überhaupt nicht auf.
Das Jahr 2002 war für die Exoplanetenforschung dahingehend von Bedeutung, als es im Rahmen eines Beobachtungsprogramms am Roque de los Muchachos Observatoriums gelang, einen Himmelskörper (S Ori 70) im Bereich des σ Ori – Sternhaufens in der unmittelbaren Nähe des berühmten „Pferdekopfnebels“ aufzufinden, der massemäßig ein Planet sein könnte, sich aber im Gegensatz zu „echten“ Planeten frei im Weltraum bewegt. Ob es sich dabei wirklich um einen „frei fliegenden“ Planeten handelt („free floater“), hängt dabei entscheidend davon ab, ob er Mitglied des 1150 Lj. entfernten Sternhaufens ist oder nicht. Leider ist diese Frage nicht so einfach zu beantworten, so daß auch heute noch seine Klassifizierung umstritten ist. Auf jeden Fall scheint es auch vom theoretischen Standpunkt möglich, daß solche free floaters unsere Milchstraße in großer Zahl bevölkern. Statistische Untersuchungen anhand aller bis heute beobachteten Mikrolinsenereignissen lassen eine grobe Abschätzung ihrer Zahl zu. Danach könnte es mindestens (!) doppelt so viele free floaters als Sterne in der Galaxis geben.
Alle bis jetzt erwähnten „Entdeckungsmethoden“ für Exoplaneten sind indirekter Natur. Keines davon macht einen Exoplaneten „wirklich sichtbar“ – man beobachtet vielmehr nur Effekte, die auf seine Anwesenheit um einen Stern schließen lassen. Trotzdem sollte es möglich sein, mittels der heute verfügbaren Riesenteleskope (inklusive des Hubble-Weltraumteleskops) bei Sternen der Sonnenumgebung zumindest Planeten der Jupiter-Klasse entdecken und direkt abbilden zu können. Um es vorweg zu sagen, der technische Aufwand, um dieses Ziel zu erreichen, ist enorm. Insbesondere muß man bei irdischen Teleskopen mittels adaptiver Optik die Luftunruhe (Seeing) soweit eliminieren, daß die Sternbildchen nicht mehr verschmiert werden und die Teleskope näherungsweise beugungsbegrenzt arbeiten können. Eine Spezialkamera, die genau diese Anforderungen erfüllt, ist NACO (Nasmyth Adaptive Optics System (NAOS) + Near-Infrared Imager and Spectrograph (CONICA)), die am Vierten 8.2 m – Spiegel des VLT („Yepun“, Mt. Paranal) im Einsatz ist. Sie arbeitet im Infraroten und ist mit einem speziellen Sternkoronographen ausgestattet, der bei Bedarf das teilweise Ausblenden eines hellen Sterns ermöglicht. Was die räumliche Winkelauflösung betrifft, so übersteigt sie diejenige des Hubble-Weltraumteleskops.
Mit diesem Beobachtungsgerät konnte 2004 eine internationale Arbeitsgruppe, an der auch Astronomen der Friedrich Schiller – Universität in Jena beteiligt waren, einen engen, vermutlich planetaren Begleiter um den T Tauri-Stern GQ Lupi, im infraroten K-Band direkt abbilden (R. Neuhäuser et al. 2004). Sollte es sich bei dem Begleiter nicht um einen Braunen Zwerg handeln, so wäre das der erste Exoplanet, den Menschen je zu Gesicht bekommen haben.
Ungefähr zur gleichen Zeit hat eine andere Arbeitsgruppe am gleichen Beobachtungsinstrument einen Begleiter um den Braunen Zwerg 2M1207 fotografiert, dessen Masse zwischen 4 und 10 MJ liegen dürfte. Danach muß es sich um einen Gasplaneten handeln, der etwa 1 ½ mal so groß wie Jupiter ist und eine Temperatur um 1600 K besitzt (G. Chauvin et al. 2004).
Diese beiden Beispiele zeigen, daß die direkte Beobachtung von Gasriesen durchaus möglich ist. Deshalb arbeitet man am VLT quasi an einer Weiterentwicklung von NACO. Die Kamera SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research) ist extra zur Beobachtung und Entdeckung von Gasriesen um benachbarte Sterne konzipiert worden und soll die Frage klären helfen, wie Gasplaneten auf extrem sternnahe Bahnen gelangen können (hot jupiters), obwohl sie doch nach Lehrmeinung nur in den Außenbereichen einer protoplanetaren Scheibe entstehen können. Auch in anderen Observatorien wird am Einsatz ähnlicher „Planetenfinderkameras“ gearbeitet, so z.B. für das japanische Subaru-Teleskop oder für die beiden Gemini-Teleskope.
Unbedingt zu erwähnen ist noch, daß das erste Spektrum eines optisch aufgelösten Exoplaneten (HR 8799c) Ende 2009 mit dem NACO – Instruments am VLT in Chile aufgenommen wurde, was man wirklich als Meilenstein in der Exoplanetenforschung ansehen kann (M. Janson et al. 2010).
Die direkte Abbildung eines Exoplaneten dürfte aber auch in den nächsten Jahren trotz neuer Spezialkameras (z.B. SPHERE am VLT) an den größten Teleskopen der Welt noch eher die Ausnahme bleiben. Dafür versucht man über raffinierte Methoden das Licht von Exoplaneten, die sich durch einen Transit bemerkbar machen, von dem Licht ihres Muttersterns zu trennen, um daraus wiederum spektralphotometrisch Informationen über dessen physikalische Eigenschaften zu erhalten. Die ersten Ergebnisse sind in dieser Beziehung sehr erfolgversprechend. 2003 konnte mit Hilfe des Hubble-Teleskops ein „Gasschweif“ um den Exoplaneten HD 209458b („Osiris“) beobachtet werden der deutlich zeigt, wie dieser „heiße Jupiter“ langsam in der Hitze seines Muttersterns (welcher unserer Sonne ähnelt) verdampft. Es ließ sich weiterhin die Masseverlustrate abschätzen und sogar einzelne Bestandteile seiner Atmosphäre (darunter Kohlenstoff und Sauerstoff, die wahrscheinlich in der Planetenatmosphäre als Kohlendioxid und Methan vorkommen) nachweisen (A. Vidal-Madjar et al. 2004).
Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop und dem noch leistungsfähigeren Herschel-Weltraumteleskop gelangen weitere aufsehenerregende Entdeckungen:
- 2006 konnte erstmalig die Temperaturdifferenz zwischen Tag- und Nachtseite von u And b mit dem Spitzer-Weltraumteleskop gemessen werden (J. Harrington et al. 2006).
- 2007 konnte bei dem Transit-Planeten HD 189733 b mit dem IRAC – Instrument (Infrared Array Camera) erstmalig atmosphärischer Wasserdampf (G. Tinetti 2007) und später auch noch mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops Kohlenmonoxid und Kohlendioxid (M.R. Swain et al. 2009) nachgewiesen werden. Im Jahr 2011 gelang es sogar, die Auswirkungen eines riesigen Röntgen-Flares auf die Atmosphäre dieses „hot jupiters“ mit Hilfe des Hubble-Teleskops im Detail zu verfolgen (A. Lecavelier des Etangs et al. 2012). Der Mutterstern, den jeder Amateurastronom schon einmal (wenn auch sicherlich nur unbewußt) gesehen hat, ist ein K1.5V - Zwerg mit besonders starker chromosphärischer Aktivität. Er ist schon seit langem als veränderlicher Stern (V452 Vul) vom Typ der BY Draconis-Sterne bekannt. Ein besonders intensiver chromosphärischer Ausbruch (Flare) fand am 7. September 2011 statt und konnte mit dem Röntgenteleskop des Swift-Satelliten beobachtet werden. Das eröffnete erstmals die Möglichkeit, spektralphotometrische Beobachtungen des Exoplaneten mit dem Hubble-Teleskop vor und nach dem Ausbruch zu vergleichen.
- Das Herschel-Weltraumteleskop entdeckt eine riesige Trümmerscheibe um den 57 Lj. von der Erde entfernten Stern HD 10647 (=q1 Eridani), um den sich der im Jahre 2003 mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckte Exoplanet HD 10647b bewegt (J.P. Marshall, C. Eiroa 2011).
- Um TW Hydrae, einem 175 Lj. entfernten Zwergstern vom Spektraltyp K8V, konnte mit Hilfe des Heterodyne Instrument for the Far Infrared des Herschel-Weltraumteleskops ein Wasserdampftorus im Bereich der schon länger bekannten Gasscheibe entdeckt werden (M.R. Hogerheide 2011). Dieser Befund ist kosmogonisch von großer Bedeutung, da er erlaubt, den Wassergehalt von protoplanetaren Scheiben aus Beobachtungen abzuleiten.
Auch die weltgrößte „astronomische“ Forschungsanlage, das Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) hat bereits für die Exoplanetenforschung relevante Beobachtungsdaten geliefert. Sie betrifft den außergewöhnlich scharf begrenzten Staubring um den Stern Fomalhaut im Sternbild Südlicher Fisch. Es ist nicht ausgeschlossen, daß seine Form durch zwei etwa erdgroße Planeten bedingt ist, die ihn jeweils an der Innen- bzw. Außenkante umlaufen. In Analogie zu den shepherd-Monden im Saturn- und Uranus-Ringsystem hat man für sie den Begriff der shepherd-Planeten geprägt. Direkt beobachten konnte man sie freilich noch nicht.
Alle diese Beobachtungen zeigen, daß die Planeten unseres Sonnensystems nur ein ganz kleiner Ausschnitt aus der offensichtlich riesigen Formenvielfalt möglicher planetarer Körper sind. Um dieser Formenvielfalt auch mit bewährten statistischen Methoden auf die Spur zu kommen, galt es die Suche nach extrasolaren Planeten zu intensivieren. Gefragt waren dabei Entdeckungsmethoden mit hoher Ausbeute bei möglichst geringem Aufwand. Radialgeschwindigkeitsdurchmusterungen gehören sicherlich nicht dazu, obwohl damit bis heute die meisten der offiziell anerkannten Exoplaneten entdeckt wurden. So konnten allein mit dem HARPS-Spektrographen (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) am 3.6 m Teleskop der ESO auf La Silla (Chile) in den mittlerweile 9 Jahren seines Einsatzes durch Beobachtung sorgfältig ausgewählter Einzelsterne mehr als 150 neue Exoplaneten entdeckt werden. Darunter befinden sich rund zwei Drittel aller bekannten Exoplaneten mit einer Masse unterhalb der Neptunmasse. Für Massendurchmusterungen größerer Sternfelder sind jedoch andere Methoden besser geeignet. Die Methode der Wahl ist hier vielmehr die Transitmethode und mit Einschränkungen das microlensing. Beide Methoden beruhen auf der extrem genauen Photometrie von Einzelsternen über längere Zeiträume. Dabei wird die für eine Entdeckung oder Verfolgung von Planeten-Transits notwendige Genauigkeit heutzutage mittels moderner CCD-Kameras bereits von Amateurastronomen erreicht, die sich damit an diesem aufregenden Forschungsgebiet durchaus aktiv beteiligen können. Günstiger ist es aber auch hier, in den Weltraum auszuweichen, also entsprechende Beobachtungen im Orbit durchzuführen. In diesem Zusammenhang sind insbesondere zwei Missionen zu nennen, die quasi und mit durchschlagenden Erfolg Pionierarbeit auf diesem Gebiet leisten: COROT (für „Convection, Rotation and planetary Transits“, ESA, gestartet Ende 2006) und Kepler (gestartet 7. März 2009, NASA). Gerade letzteres Weltraumteleskop ist eine wahre Entdeckungsmaschine, von deren Exoplanetenentdeckungen selbst Boulevardzeitungen regelmäßig berichten. Zwar vermitteln diese Berichte oft den Eindruck, man würde damit diese „Alienplaneten“ genau so sehen, wie es die abgedruckten farbenprächtigen Abbildungen suggerieren. Sie sind aber dahingehend von Bedeutung, daß sie das Interesse derjenigen befriedigen und aufrechterhalten, die mit ihren Steuergeldern solche Weltraummissionen wie Kepler (über 600 Millionen $) überhaupt erst möglich machen.
„Keplers“ Hauptinstrument ist ein speziell konstruierter Schmidt-Spiegel von 1.4 m Durchmesser und einer Korrektionsplatte mit einem Durchmesser von 95 Zentimeter. Damit wird eine Fläche von 105 Quadratgrad eines Teils der Milchstraße zwischen den hellen Sternen Wega (α Lyr) und Deneb (α Cyg) bis zu einer Grenzgröße von 14m kontinuierlich photometrisch überwacht. Die riesige Datenmenge, die dabei täglich anfällt, wird im Bordrechner des Weltraumteleskops zwischengespeichert und dann einmal monatlich zur Bodenstation übertragen. Dort wird sie dann ausgewertet, wobei insbesondere gezielt nach Signaturen von Exoplanetentransits sowie anderen photometrisch auffälligen Erscheinungen (Lichtwechsel veränderlicher Sterne, chromo- und photosphärische Aktivitäten, kleine Intensitätsänderungen in Bezug auf die Sternseismologie) gesucht wird. Das Ergebnis von mittlerweile drei Jahren Beobachtungstätigkeit kann sich sehen lassen: 77 bestätigte Exoplanetenentdeckungen und allein über 2300 Exoplanetenkandidaten (Hinweis: zur Bestätigung eines Exoplaneten ist mindestens die Beobachtung von drei Transitereignissen notwendig).
Übrigens, im Rahmen eines „citizen science“ – Projektes im Rahmen des ZOONIVERSE kann sich jeder an der Auswertung der Kepler-Daten beteiligen und damit selbst zum „Exoplanetenentdecker“ werden (http://www.planethunters.org/). Die ersten beiden „Entdeckungen“ im Rahmen dieses Projektes wurden im September 2011 veröffentlicht (D. Fischer et al. 2011). Aber richtiges Aufsehen erregte erst die Entdeckung eines Exoplaneten in einem Vierfachsternsystem mit der nicht leicht zu merkenden Katalogbezeichnung KIC 4862625 (M.E. Schwamb et al; V.B. Kostov et al., 2012). Die genaue Analyse der von Kepler erhaltenen Transitlichtkurven in Verbindung mit hochauflösenden Radialgeschwindigkeitsmessungen (u.a. mit dem SOPHIE – Spektrographen des Haute Provence Observatoriums) ergab überraschend, aber auch weitgehend zweifelsfrei, daß es in diesem „doppelten“ Doppelsternsystem einen Exoplaneten von ~0.5 M_J gibt (der mittlerweile den leicht zu merkenden Namen „PH1“ erhalten hat), über den schon aus himmelsmechanischen Gründen noch gesondert berichtet werden muß. Auf jeden Fall zeigt dieses Beispiel ganz deutlich, wie Amateurastronomen sich aktiv an wissenschaftlichen Forschungsprojekten beteiligen und in Zusammenarbeit mit Fachwissenschaftlern sogar zu völlig unerwarteten Entdeckungen beitragen können.
Diese Erfolge von „Kepler“ haben einige Satellitenmissionen initiiert, mit denen man in Zukunft die Datengrundlage der Exoplanetenforschung weiter verbessern möchte. Hier soll nur kurz die in Planung begriffene Mission PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of starsPLAnetary Transits and Oscillations of stars) der Deutschen Luft- und Raumfahrt (DLR) in Zusammenarbeit mit der ESA erwähnt werden. Sollte sie alle administrativen und technischen Hürden überwinden, ist mit ihrem Start um das Jahr 2022 zu rechnen.
Mit dem heutigen Stichtag (26.09.2012) sind 838 Exoplaneten offiziell gelistet (http://exoplanet.eu/catalog/), wobei bei 125 „Muttersternen“ mehr als ein Exoplanet entdeckt wurde. Solche multiple Planetensysteme sind in vielerlei – insbesondere jedoch in himmelsmechanischer und kosmogonischer Hinsicht – von Interesse. Bereits die ersten Planeten, die 1991 um den Pulsar PSR B1257+12 entdeckt wurden, gehören zu solch einem Mehrfachsystem.
1996 fanden Geoffrey Marcy und R. Paul Butler den ersten Exoplaneten um 55 Cancri, einem relativ nahen Doppelsternsystem (Entfernung ~41 Lj), welches aus einem sonnenähnlichen G8V-Stern und einem M3.5V-Stern (Roter Zwerg mit einer Masse von ~0.13 M⊙) besteht. Bei einem Winkelabstand von 1.4 Bogenminuten beträgt ihr Abstand ungefähr 1000 AU (zum Vergleich, Pluto ist von der Sonne ~40 AU entfernt). Und wenn das nicht schon überraschend genug wäre (Exoplaneten in einem Doppelsternsystem!), dieses Doppelsternsystem beheimatet noch 4 weitere Exoplaneten, darunter eine „Supererde“ (55 Cancri e) sowie einen Gasriesen (55 Cancri f, Masse ~45 ME), der sich sogar innerhalb der habitablen Zone um 55 Cancri A aufhält. Gerade bei solchen Systemen drängen sich Fragen zu deren Entstehung sowie Langzeitstabilität auf, die schon zu vielfältigen wissenschaftlichen Untersuchungen Anlaß gegeben haben. Noch vor wenigen Jahrzehnten haben z.B. die Himmelsmechaniker darüber gestritten, ob es um (insbesondere enge) Doppelsterne überhaupt langzeitstabile Planetenbahnen geben kann. Diese Frage läßt sich mittlerweile sowohl vom theoretischen Standpunkt (siehe z.B. E. Pilat-Lohinger et al. 2002) als auch (für ein wirklich enges System) von Seiten der Beobachtung mit „ja“ beantworten. 2012 konnte genau solch ein Planetensystem mit 2 Exoplaneten mittels der Transitmethode bei einem ca. 4900 Lj. entfernten Doppelsternsystem im Sternbild Cygnus – bestehend aus einem sonnenähnlichen Stern und einem nur 1/3 so großen Begleiter – entdeckt werden. Die Entdeckung erfolgte mit dem Kepler-Weltraumteleskop und das Doppelsternsystem erhielt deshalb folgerichtig den Namen „Kepler-47“ (J.A. Orosz et al. 2012). In ihm bewegen sich beide stellaren Komponenten innerhalb von 7.45 Tagen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Das impliziert einen Abstand (große Bahnhalbachse) von a~0.08 AU. Der erste Planet folgt dann bereits in einer Entfernung von ~0.3 AU (Umlaufszeit 49.5 d) und der zweite Planet in einer Entfernung von ~ 1 AU (Umlaufszeit 303 d). Wie dieses Beispiel zeigt, macht es also durchaus Sinn, auch Doppelsternsysteme nach Exoplaneten abzusuchen.
Was die Bahnlagen von Exoplaneten betrifft, so führte der Nachweis des Rossiter-McLaughlin-Effekts bei dem Exoplaneten HAT-P-7b (und etwa zeitgleich auch bei WASP 17b) zu der überraschenden Entdeckung, daß es offensichtlich Exoplaneten auf retrograden Bahnen um ihren Mutterstern gibt (N. Narita et al. 2008). Retrograd bedeutet hier, daß der Drehsinn der Umlaufbahn der Rotationsrichtung des Muttersterns entgegengesetzt gerichtet ist. Dieses Faktum ist schwer erklärlich, da Planeten nach der gängigen Lehrmeinung (Paradigma) bekanntlich in einer protoplanetaren Scheibe um einen jungen Stern entstehen, die aus Gründen der Drehimpulserhaltung im gleichen Richtungssinn um den Mutterstern rotiert wie der Mutterstern selbst um seine eigene Achse. Physikalisch bedeutet das, daß Bahn- und Eigendrehimpuls gleich gerichtet sind. Der umgekehrte Fall ist deshalb, gelinde gesagt, ungewöhnlich und verlangt dringend nach einer Erklärung.
Dieses letzte Beispiel in der noch kurzen Geschichte der „Exoplanetenentdeckungen“ soll auf die an dieser Stelle ohne Frage etwas zu kurz gekommenen theoretischen Arbeiten hinweisen, die direkt als Reaktion auf diese „Entdeckungen“ und Beobachtungen entstanden sind. Sie sind ein nicht unbedeutender Bestandteil der mittlerweile über 7000 Fachpublikationen, die auf dem Gebiet der Exoplanetenforschung in den letzten 15 Jahren verfaßt wurden. Sie helfen, die wenigen Spuren, die weit entfernte extrasolare Planeten in den Spektren und Lichtkurven ihrer Muttersterne hinterlassen, zu deuten und sie im Kontext der „vergleichenden Planetologie“ zu verstehen. Gerade ihnen verdankt man, daß man mit bestimmten Exoplaneten auch bildliche Vorstellungen verbinden kann, die dann nicht nur aus der Luft gegriffen erscheinen.
Der „Heilige Gral“ der Exoplanetenforschung besteht aber unausgesprochen weiterhin in der Suche nach einer „Zweiten Erde“. Zwar ist dieses Ziel noch immer recht weit entfernt, aber einige Objekte, die einem „terrestrischen Planeten“ zumindest schon recht nahe kommen, hat man bereits entdeckt. Als Beispiel soll hier nur Kepler-20f genannt werden, der einen sonnenähnlichen Stern im Sternbild Lyra (Entfernung 950 Lj.) in 19.6 Tagen einmal umläuft (F. Fressin et al. 2011). Für „Leben“ sollte es dort aber etwas zu warm sein …
Wahrscheinlich aber werden bei der Suche nach einem Erdzwilling erst neue Entwicklungen auf dem Gebiet der Beobachtungsgeräte zu entscheidenden Durchbrüchen verhelfen. Zu nennen sind hier insbesondere das z.Z. im Aufbau befindliche E-ELT (European Extremely Large Telescope, 39.3 m Öffnung) auf dem Cerro Armazonis in der chilenischen Atacama-Wüste und das auch noch im Bau befindliche James Webb Weltraumteleskop. Inwieweit in den nächsten Jahrzehnten raumgestützte optische Interferometer, auf die man viele Hoffnungen gesetzt hat, für die Exoplanetenforschung zum Einsatz kommen, steht bildlich gesprochen noch in den Sternen. Alle diesbezüglichen Projekte sind bis jetzt leider über das Planungsstadium nicht hinaus gekommen oder wurden sogar ganz gestrichen (z.B. SIM PlanetQuest der NASA).
Auf jeden Fall kann man aber gespannt sein, wie die Entwicklungen auf diesem stetig wachsenden Forschungsgebiet weitergehen werden. Und irgendwann wird man dann vielleicht auch mal eine „Zweite Erde“ finden…
