Nachweis von Exoplaneten

Welche Methoden ermöglichen den Nachweis von Exoplaneten, die viele Lichtjahre bzw. Milliarden von Kilometern von der Erde entfernt sind? Über 6.000 Exoplaneten konnten bisher durch verschiedene Methoden und Instrumente entdeckt und bestätigt werden.

Der erste Exoplanet wurde 1992 um den etwa 2.000 Lichtjahre entfernten Pulsar PSR1257+12 entdeckt. Pulsare sind Neutronensterne, die extrem klein und schwer sind.

1995 folgte der erste Nachweis eines Exoplaneten in einem Sternensystem, das relativ ähnlich zu unserem Sonnensystem ist. Der Stern Helvetios (51 Pegasi) ist etwa 50 Lichtjahre entfernt und gehört zur Spektralklasse G2 IV.
Der Exoplanet 51 Pegasi b (auch Dimidium genannt) ist etwa so groß wie Jupiter und umkreist diesen Stern in einem sehr geringen Abstand.

In den folgenden Jahren erhöhte sich die Anzahl der nachgewiesenen Exoplaneten rasant. Neue Instrumente und neue Methoden ermöglichten immer genauere Messungen. Aktuell sind über 6.000 Exoplaneten bekannt (Stand: September 2025) und die Zahl steigt immer noch schnell.

In den nächsten Jahren werden wohl Tausende oder auch Zehntausende von weiteren Exoplaneten entdeckt. Doch aus dies ist nur ein verschwindend geringer Bruchteil der Exoplaneten, die es wohl im Universum gibt. Alleine für unsere Galaxis, die Milchstraße, wird die Zahl der Exoplaneten auf mindestens etwa 300 Milliarden geschätzt.

In diesem Artikel geben wir einen Überblick der wichtigsten Daten und Informationen zum Thema Nachweis von Exoplaneten. Dabei gehen wir vor allem auf diese Punkte und Frage ein:

• Wie funktioniert der Nachweis von Exoplaneten?
• Welches sind die wichtigsten Methoden hierfür?
• Wie viele Exoplaneten konnten mit den verschiedenen Methoden entdeckt werden?
• Welches sind die wichtigsten Bodenteleskope und Weltraumteleskope, die Exoplaneten nachweisen können?
• Was ist für die Zukunft beim Nachweis von Exoplaneten zu erwarten?
• Welche Missionen sind für die Entdeckung und Erkundung von Exoplaneten geplant?

Exoplaneten Nachweismethoden

Welche Methoden ermöglichen den Nachweis von Planeten in Sternensystemen, die viele Lichtjahre bzw. Milliarden von Kilometer von der Erde entfernt sind?

Die Wissenschaft hat in den letzten Jahrzehnten mehrere Methoden entwickelt, die geeignet sind, um Exoplaneten nachzuweisen. Dieses sind meistens indirekte Beobachtungen und basieren auf unterschiedlichen physikalischen Effekten, durch welche ein Exoplanet da Licht des Sterns verändert.

Auch ist die Eignung und Effektivität der Methoden je nach Art des Exoplaneten und der Bedingungen für die Beobachtung sehr verschieden. So ergänzen sich die verschiedenen Methoden zum Nachweis von Exoplaneten und sind gleichzeitig unabhängig voneinander.

Damit kann eine Methode als Bestätigung für den Nachweis durch eine andere Methode genutzt werden. Auch können so Exoplaneten mit verschieden Eigenschaften und unter vielen verschiedenen Bedingungen nachgewiesen werden.

Wir geben im Folgenden einen Überblick der wichtigsten Nachweismethoden für Exoplaneten.

Direkte Abbildung

Die Schwierigkeit beim direkten Nachweis von Exoplaneten ist nicht nur, dass diese sehr viel weiter entfernt sind als die Planeten im Sonnensystem. Das größte Problem bei der direkten Abbildung ergibt sich daraus, dass der Stern, zu welchem der Exoplanet gehört, mehrere Größenordnungen heller ist als der Planet.

Die Verhältnisse der Helligkeit von Planet und Stern liegen typischerweise im Bereich von 1 zu 1 Milliarde. Teleskope empfangen deshalb hauptsächlich das Licht des Sterns. Dennoch ist für einige Exoplaneten der Nachweis mit dieser Methode möglich. Dazu wird das Licht des sehr viel helleren Sterns so abgeblockt, dass es nur noch einen geringen Teil des in das Teleskop einfallenden Lichts ausmacht.

Sowohl moderne Bodenteleskope als auch viele Weltraumteleskope verfügen über sogenannte Coronagrafen, um das Licht von Sternen abzublocken. Wenn dies ausreichend gelingt, kann das Teleskop das reflektierte Licht des Exoplaneten messen.

Etwa 85 Planeten wurden bisher durch diese Methode nachgewiesen (Stand: September 2025). Ein Vorteil dieser Methode ist, dass so auch eine spektroskopische Untersuchung des vom Exoplaneten reflektierten Lichts möglich ist. Dadurch kann zum Beispiel die Atmosphäre des Exoplaneten untersucht werden.

Radialgeschwindigkeit

Planeten werden durch die Anziehungskraft des Sterns auf ihrer Bahn gehalten. Doch auch Planeten üben eine (sehr viel geringere) Anziehung auf den Stern aus. Die Masse eines Planeten führt deshalb zu einer kleinen Bewegung des Sterns. Je nach Position des Planeten auf seiner Bahn bewegt sich auch der Stern etwas in Richtung des Planeten.

Aufgrund der sehr viel höheren Masse des Sterns im Vergleich zum Planeten ist diese Bewegung des Sterns minimal, aber indirekt messbar. Denn durch die Bewegung des Sterns ergibt sich ein Dopplereffekt.

Abwechselnd verschiebt sich das Spektrum des vom Stern ausgesendeten Lichts etwas zu kleineren Wellenlängen (ins Blaue) und dann zu längeren Wellenlängen (ins Rote).

Diese Verschiebung kann durch Teleskope auf der Erde und durch Weltraumteleskope gemessen werden. Mit dieser Methode können vor allem Planeten mit großer Masse entdeckt werden, die sich nahe dem Stern befinden.

Astrometrie

Der Effekt der Schwerkraft von Exoplaneten auf die Sternposition kann für sehr wenige Sterne auch direkt gemessen werden. Die Position des Sterns am Sternenhimmel relativ zu anderen Sternen verändert sich, je nach Postion des Exoplaneten auf seiner Bahn um den Stern.

Auch diese Methode eignet sich nur für Exoplaneten mit sehr großer Masse, die deshalb einen sehr starken Gravitationseffekt ausüben. Zudem erfordert diese Methode auch sehr hohe Anforderungen an die Messungen. Nur sehr präzise Optiken können Veränderungen der Position eines Sterns direkt nachwiesen.

Transitmethode

Dies ist die bedeutendste Methode, mit der die meisten Exoplaneten nachgewiesen werden konnten. Die Methode ist im Vergleich zu den anderen Methoden auch sehr einfach.

Misst man die Intensität des von einem Stern ausgestrahlten Lichtes über einen längeren Zeitraum, fallen bei manchen Sternen periodische Änderungen auf. Die Intensität nimmt zum Beispiel alle 200 Tage für 5 Tage ab und steigt dann wieder auf den Ausgangswert an.

Ein möglicher Grund für diese periodische Änderung der Intensität ist ein Planet, der den Stern umkreist und einen geringen Teil des ausgestrahlten Lichtes abfängt. So ist die Intensität des Lichtes immer dann geringer, wenn sich der Planet im Transit, also zwischen Teleskop und dem Stern befindet, siehe Abbildung.

Gravitationslinsenwirkung

Nicht nur die Position von Sternen und Planeten wird durch die Gravitation beeinflusst. Auch das Licht der Sterne kann durch massereiche Objekte abgelenkt werden.

Dies kann mitunter zu einem Effekt führen, der ähnlich wie eine vergrößernde Linse wirkt. Entsprechend erschient das Licht eines Sterns heller, wenn es durch solch eine Gravitationslinse (Mikrolinse) gebeugt wird.

Teleskope können dies durch einen Anstieg in der gemessenen Lichtintensität feststellen. Resultiert dieser Mikrolinseneffekt von einem Planeten, so dauert er meist nur einige Wochen und verschwindet dann wieder: Die Lichtintensität nimmt wieder ab, wenn der Planet sich auf seiner Bahn weiterbewegt und das Licht dann (für das messende Teleskop) nicht mehr gebeugt wird.