Techniklexikon

extrasolare Planeten

Astronomie und Astrophysik, Planeten von anderen Sternen. Es gilt heute als wahrscheinlich, dass sich auch um andere Sterne Planeten gebildet haben. Die direkte Beobachtung solcher Körper ist allerdings mit den heutigen Methoden nicht möglich. Allerdings gibt es indirekte Methoden für den Nachweis extrasolarer Planeten, die auf der Schwerkraftwirkung beruhen. Wenn ein Planet einen Stern umkreist, so führt dieser eine geringe Rotation um seinen Massenschwerpunkt mit der Umlaufperiode des Planeten aus. Diese periodische Schwankung äussert sich in einer Störung der Eigenbewegung oder der Radialbewegung des Sterns. Vermeintliche Nachweise dunkler Begleiter um andere Sterne aufgrund der Schwankung der Eigenbewegung konnten langfristig nicht bestätigt werden. Die ausführlichste Messreihe dieser Art gab es für Barnards Pfeilstern.

Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode lassen sich Änderungen mit einer Genauigkeit von etwa 10 m / s nachweisen. Hiermit gelang Ende 1995 erstmals der Nachweis unsichtbarer Begleiter um sonnenähnliche Sterne. Aus der Amplitude und Periode der Schwankung sowie der Masse des Sterns lassen sich die Abstände und die Mindestmassen der Begleiter ermitteln. Demnach umkreisen die Körper ihre Zentralsterne in Abständen zwischen 0,05 und etwa 2 AE. Die Massen liegen zwischen 0,5 und 6,5 Jupitermassen (M_J), entsprechend ca. 160 und 2100 Erdmassen. Diese Werte sind jedoch untere Grenzen, da lediglich die radiale Auslenkung des Sterns gemessen wird, und der Neigungswinkel der Umlaufbahnen gegen die Sichtlinie unbekannt ist. Mit dem Satelliten Hipparcos konnte bei den Sternen 70 Virginis und 47 Ursae Majoris keine Eigenbewegung festgestellt werden. Daraus liessen sich auch Obergrenzen für deren Begleiter von 65 bzw. 22 M_J festlegen (Tabelle). Beide Werte liegen unterhalb der Mindestmasse für Braune Zwerge von etwa 80 M_J, so dass es sich vermutlich um Planeten handelt.

Auch um einen Pulsar konnten massearme Begleiter nachgewiesen werden. Hierbei schloss man aus einer periodischen Schwankung der Ankunftspulse auf die Existenz von drei planetaren Begleitern. Da ein Pulsar als Folge einer Supernova entsteht, nimmt man an, dass sich die Körper erst nach diesem Vorgang möglicherweise aus der Materie eines Begleitsterns gebildet haben. [TB]

extrasolare Planeten: Kandidaten für extrasolare Planeten.

bottom:solid black 1.1pt;border-right: none;mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-left-alt:solid black .75pt; mso-border-bottom-alt:solid black 1.1pt;padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Objekt	bottom:solid black 1.1pt;border-right:none; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black 1.1pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Masse des Begleiters in MJ	bottom:solid black 1.1pt;border-right:none; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black 1.1pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Abstand vom Zentralkörper in AE	bottom:solid black 1.1pt;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black 1.1pt; mso-border-right-alt:solid black .75pt;padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Abstand von der Erde in pc
51 Pegasi	> 0,46	0,05	15
70 Virginis	7-65	0,43	18
47 Uma	2,3-22	2,1	14
PSR 1257+12	> 0,01 Erdmassen	0,19	350
	> 2,8 Erdmassen	0,36
bottom:solid black 1.0pt;border-right:none; mso-border-left-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'>	bottom: solid black 1.0pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> > 3,5 Erdmassen	bottom: solid black 1.0pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> 0,47	bottom:solid black 1.0pt;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;mso-border-right-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'>