Was sind Exoplaneten?

Seit der Mensch Planeten als Teil des heliozentrischen Weltbildes verstand und die Verwandtschaft der Sterne am Himmel mit unserer Sonne erkannte, wurde vermutet, dass auch um andere Sterne Planeten existieren (z.B. Giordano Bruni 1548-1600). Wie viele solcher Planeten kann es geben? Ähneln diese Planeten den Planeten in unserem Sonnensystem oder ist unser Sonnensystem einzigartig?

Diese fundamentalen Fragen tragen dazu bei, dass die Suche nach Planeten außerhalb unseres Sonnensystems (extrasolare Planeten) zu einem wesentlichen Bereich der wissenschaftlichen Forschung wurden.

Seit der Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten um 51 Pegasi (Mayor & Queloz, 1995) wurde die Suche nach extrasolaren Planeten enorm intensiviert und bis heute (21.05.2014) 1792 Planeten entdeckt. Diese Planeten befinden sich alle in unserer Milchstraße. Abbildung 1 zeigt das Planetensystem 51 Pegasi im Vergleich zu unserem Sonnensystem. Zum Größenvergleich des Systems ist links die Bahn des Merkurs mit eingezeichnet und rechts die Bahnen aller Planeten in unserem Sonnensystem ( einschließlich des Zwergplaneten Pluto).

Abbildung 1:

Welche Körper als extrasolare Planeten bezeichnet werden dürfen legte 2003 die IAU Working Group on Extrasolar Planets fest:

Körper mit einer wahren Masse unterhalb der Massengrenze für thermonukleare Fusion von Deuterium (< 13 Jupitermassen für Körper mit solarer Metallizität), die sich in einem Orbit um einen Stern oder um Überreste eines Sterns befinden (die Planetenentstehung spielt dabei keine Rolle) sind extrasolare Planeten. Die wiederum über Masse/Größe wie in unserem Sonnensystem definiert werden (Jupiter, Neptun, Erde).

Die Bezeichnung eines extrasolaren Planeten ist ebenso fest gelegt. Sie setzt sich aus dem Namen seines Zentralsterns und kleinen Buchstaben in alphabetischer Reihenfolge nach ihrer Entdeckung von innen nach außen zusammen (siehe Abbildung 2 (DLR http://www.dlr.de/dlr/desktopdefault.aspx/tabid-10081/151_read-8560/year-all/#gallery/12713).

Abbildung 2:

Die bis heute entdeckten extrasolaren Planetensysteme zeigen ein weites Feld der Entwicklungszustände. Es gibt Planeten, die ihren Stern auf sehr nahen exzentrischen Orbits (e > 0,3) umkreisen (Zum Vergleich: die größten Exzentrizitäten in unserem Sonnensystem sind e = 0,2 für Merkur und Pluto). Andere extrasolare Planeten befinden sich auf Orbits, die wesentlich geringere Entfernungen von ihrem Stern haben, als der sonnennächste Planet Merkur (0,39 AU) in unserem Sonnensystem. Nicht nur die Orbits der extrasolaren Planeten weisen eine hohe Variabilität auf, auch unterscheiden sich die Planeten durch ihre innere Struktur und Zusammensetzung (Gesteinsplaneten, Gasriesen). Die Sterne selber zeigen ein ebenso breites Spektrum. Es gibt nicht nur Hauptreihensterne wie unsere Sonne, sondern auch massearme Sterne, Riesen, weiße Zwerge und Pulsare, die von planetaren Begleitern umkreist werden.

Leben wie wir es in Planetensystemen definieren, ist nur innerhalb der habitablen Zone möglich. Sie ist dadurch charakterisiert, dass in ihrem Bereich Wasser hauptsächlich in einem flüssigen Aggregatzustand vorliegt, welches als Voraussetzung für Leben gilt. Der Bereich der habitablen Zone ist von dem Sterntyp abhängig. In unserem Sonnensystem reicht die habitable Zone von der Marsbahn bis zum Orbit der Venus (0,95 – 1,37 AU, Kasting et al., 1993). Für heißere Sterne befindet sich die habitable Zone weiter entfernt vom Stern und für kühlere Sterne liegt sie näher am Stern (Abbildung 3). http://kepler.nasa.gov/images/CompLifeZoneRGBwTxt-full.jpeg

Abbildung 3:

Detektionsmethoden

Seit Ende des Mittelalters und Einführung des heliozentrischen Weltbildes, welches die Sonne in den Mittelpunkt unseres Planetensystems setzte, vermutete man, dass auch um andere Sterne Planeten existieren könnten (z.B. Giordano Bruno 1548-1600). Dennoch sollte der Nachweis und die Entdeckung des ersten Exoplaneten erst am Ende des 20ten Jahrhunderts gelingen.

Die direkte Beobachtung eines Exoplaneten ist nur in Ausnahmefällen möglich. Da der Stern den der Exoplanet umkreist eine wesentlich größere Leuchtkraft als der Planet besitzt überstrahlt er daher alle schwachleuchtenden Körper in seiner näheren Umgebung. Nur im Falle sehr junger Planetensysteme, welche noch einen großen Teil der Scheibe besitzen aus dem sich die Planeten bilden, schirmt die Scheibe das Licht des Sterns ausreichend ab und bei Aufsicht auf die Scheibe können bereits entstandene oder entstehende Exoplaneten beobachtet werden („direkt imageing“) (Abbildung 4).

Abbildung 4:

Bei dem überwiegenden Teil der Planetensysteme ist es nur möglich indirekt durch Beobachtung des Sterns auf vorhandene Exoplaneten zu schließen. Erst die Entwicklung neuer Methoden, größere und bessere Teleskope, Weltraumfahrt und unsere heutige Computertechnik ermöglichte die Entdeckung der Exoplaneten.

Insbesondere zwei Methoden haben zur Entdeckung eines Großteils der heute bekannten Exoplaneten geführt (Transit- und Radialgeschwindigkeitsmethode).

• Transitmethode

Von einem planetaren Transit spricht man, wenn ein Planet auf seiner Kreisbahn um den Stern von der Erde aus gesehen vor seinem Stern vorbeizieht. Während dieses Transits verdeckt der Planet einen kleinen Teil des Sterns und es kommt zu einem kurzen, periodischen Helligkeitsabfall der Intensität des Sternlichts (Abbildung 5).

Abbildung 5:

Ein jupitergroßer Planet, der um einen sonnenähnlichen Stern kreist, verursacht einen Helligkeitsabfall von ca. 1%.

Kleinere Gesteinsplaneten mit einem ähnlichen Radius wie unsere Erde verursachen nur einen Helligkeitsabfall von ca. 0.01%. Unter Ausnutzung der Periodizität lassen sich diese Planeten durch lange, durchgängige Beobachtung der Sterne entdecken. Hierzu werden CCD Sensoren vergleichbar mit denen in einer herkömmlichen digitalen Kamera an Teleskopen eingesetzt. In regelmäßigen Abständen (30 Sekunden bis 30 Minuten) werden mit den Teleskopen „Fotos“ aufgenommen. Aus diesen Fotos wird eine Zeitreihe von Lichtintensitäten des Sterns, die sogenannte Lichtkurve, erstellt.

Der Tag/Nachtwechsel und wechselndes Wetter verhindern eine möglichst durchgehende Beobachtung bei der Verwendung von bodengestützte Teleskope. Außerdem ist die Auflösung der Lichtkurven durch die limitierende Erdatmosphäre begrenzt.  Deshalb werden Weltraumteleskope wie CoRoT und Kepler, die die Transitmethode anwenden, so erfolgreich zur Suche nach Exoplaneten eingesetzt. Vom Weltraum aus ist eine durchgehende Beobachtung ohne Einfluss einer störenden Atmosphäre möglich. Nur so ist eine Entdeckung kleiner erdähnlicher Exoplaneten möglich.

Abbildung 6:

 

Ein planetarer Transit ist allerdings nicht die einzige Ursache, der zu einer Veränderung der Helligkeit des Sterns führt. Insbesondere bei hochaufgelösten Lichtkurven (Abbildung 6) führen Sternpulsation, Sternflecken und einzelne Ausbrüche ebenfalls zu Variationen in der Lichtkurve des Sterns. Diese Variationen überlagern den Transit und übertreffen dessen Tiefe um das Vielfache. Außerdem verursachen stellare Begleiter des Sterns oder Doppelsternen in der näheren Umgebung des Zielsterns ebenfalls Transits, welche fälschlicherweise mit planetaren Transits verwechselt werden können. Daher müssen diese Variationen zuerst entfernt und Transits von Doppelsternen identifiziert werden.
Werden in einer stellaren Lichtkurve mehrere periodische planetare Transits entdeckt, lassen sich einige Eigenschaften über den Planeten bestimmen. Mit genauer Kenntnis des Sterns lässt sich über die Transitperiode, welche der Umlaufzeit des Planeten um den Stern entspricht, und der Transitdauer die Entfernung zum Stern berechnen. Aus der Tiefe des Intensitätsabfalls der Lichtkurve lässt sich der Radius des möglichen Planeten bestimmen.

In den letzten Jahren entwickeln sich immer mehr neue Ansätze, um zusätzliche Informationen aus den planetaren Transits in den Lichtkurven zu gewinnen. Trotz der wiederkehrenden Periodizität des planetaren Transits lassen sich manchmal Abweichungen im Bereich von Sekunden bis mehrerer Stunden messen (Transit Time Variation).

Weiterhin wird versucht aus der Form des Transits auf Eigenschaften des Planeten wie Massenverteilung, Ringe, Monde etc. zu schließen.

Eine zur vollständigen Charakterisierung des Planeten sehr wichtige Eigenschaft lässt sich mit Hilfe der Transitmethode jedoch nicht bestimmen: Die Masse des Planeten.

Aus diesem Grund wird die Transitmethode sehr gerne zusammen mit der Radial-Geschwindigkeitsmethode eingesetzt.

• Radial-Geschwindigkeits-Methode

Eigentlich kreist ein Planeten nicht um den Zentralstern. Tatsächlich kreisen sowohl Planeten als auch Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt des Systems, welcher allerdings durch die viel größere Masse des Sterns sehr nahe am Stern liegt. Das führt allerdings dazu, dass der Stern nicht still steht, sondern um diesen gemeinsamen Schwerpunkt mit der gleichen Periode wie der Planet kreist. Das heißt, der Stern kommt – von der Erde aus gesehen – abwechselnd auf den Betrachter zu und bewegt sich dann wieder von ihm weg.

Abbildung 7:

Diese Bewegung führt zu einer Dopplerverschiebung im Spektrum des ausgesendeten Sternenlichtes. Das Licht wird blauer, wenn sich der Stern dem Beobachter nähert und roter, wenn sich der Stern entfernt (Abbildung 7) Denn gleichen Effekt gibt es im hörbaren Bereich. Wenn sich ein Fahrzeug mit Sirene nähert sendet die Sirene einen höheren Ton aus wenn der Wagen sich nähert und einen tieferen Ton, wenn sich der Wagen wieder entfernt.

Je höher die Geschwindigkeit des Sterns ist, desto größer ist die gemessene Dopplerverschiebung des Spektrums.

Je größer der Begleiter und je näher er seinem Stern ist, desto schneller bewegt sich der Stern um den gemeinsamen Schwerpunkt. Speziell entwickelte Spektrographen an großen bodengestützten Teleskopen wie HARPS am 3,6 m Teleskop der ESO Sternwarte in La Silla, Chile können Bewegungen von Sternen in unsere Richtung auf bis zu 1 m/s bzw. 3,6 km/h genau messen können.

Mit Hilfe dieser Methode lässt sich außer der Orbitperiode des Planeten um den Stern insbesondere auch die Masse des Planeten bestimmen. Da jedoch mit dieser Methode nur der Anteil der Geschwindigkeit des Sterns in unserer Richtung bestimmt wird und die Bahnneigung des Orbits (Inklination) zu unserer Blickrichtung nicht bekannt ist, kann allerdings nur eine untere Grenze für die Masse ( m*sin i) bestimmt werden.

Kombiniert man die Radialgeschwindigkeitsmethode mit der Transitmethode, so kann aus der Existenz des Transits eine größere Inklination ausgeschlossen und auf diese Weise die genaue Masse bestimmt werden.

Mit dem aus der Transitmethode bestimmten Radius und der aus der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmten Masse des Planeten lässt sich letztlich auch die Dichte des Planeten berechnen. Auf diese Weise können  Rückschlüsse auf die Art (Gasplanet, Gesteinsplanet) und die Zusammensetzung des Planeten gezogen werden.

Die Kombination der beiden Methoden ermöglicht eine vollständige Charakterisierung des Planeten und damit auch den physikalischen Nachweis durch zwei unabhängige Messmethoden.

• Andere Methoden

Zusätzlich zu diesen beiden sehr erfolgreich eingesetzten Methoden, die zur Entdeckung des Großteils der heute bekannten Exoplaneten führte, sollten noch weitere Methoden zur Entdeckung von Exoplaneten erwähnt werden. Diese Methoden setzen häufig jedoch spezielle Bedingungen voraus, die nur für eine jeweils sehr eingeschränkte Gruppe von Sternen gelten.

• Direktbeobachtung
  Bereits erwähnt wurde die Direktbeobachtung von Planeten („direct imaging“). Sterne und deren zugehörigen Planeten entstehen durch kollabierenden Gaswolken unter Bildung einer Staubscheibe. Diese Staubscheibe schirmt das Licht des Zentralstern soweit ab, dass unter Umständen eine Beobachtung dieser Protoplaneten möglich ist.

• Pulsar Timing
  Pulsare sind schnell rotierende Neutronensterne, die während ihrer Rotation periodische Radiosignale aussenden. Die Abstände der Pulse ist bis hinunter in den Bereich von Millisekunden sehr kurz und über lange Zeiträume sehr konstant. Aus der Veränderung der Laufzeit der Pulse kann die durch einen Planeten verursachte leichte Bewegung des Pulsars bestimmt werden.

• Microlensing
  Beim Microlensing handelt es sich um einen Effekt aus der allgemeinen Relativitätstheorie. Wenn ein massereicher Körper wie z.B. ein Stern während der Beobachtung eines anderen Sterns im Hintergrund zufällig im Vordergrund vorbeizieht, verstärkt dieser Stern im Vordergrund das Licht des Sterns im Hintergrund wie eine Linse. Die Intensität der Lichtkurve erhöht sich für kurze Zeit. Wird dieser vorbeiziehende Stern von einem Planeten begleitet kann es zu einem charakteristischen zweiten kleinen Peak in der Lichtkurve kommen. Da die Bewegung des Sterns im Vordergrund unabhängig von der Bewegung des Sterns im Hintergrund ist, kann diese Beobachtung nur einmal gemacht werden und die benötigte Konstellation ist sehr selten.

• Astrometrische Methode
  Auch bei der astrometrischen Methode macht man sich die Bewegung von Stern und Planet um einen gemeinsamen Schwerpunkt zu nutze. Es wird versucht die schwache durch den Planeten verursachte Bewegung des Sterns relativ zu den umgebenden Sternen zu messen. Hierzu ist allerdings eine hohe Präzision nötig, die bisher noch nicht erreicht wurde. Große Hoffnung liegt hier auf der kürzlich gestarteten GAIA Mission, die bei ihrer astrometrischen, photometrischen und spektroskopischen Durchmusterung unserer Milchstraße auch die Genauigkeit erreichen soll, zumindest sehr massereiche Planeten zu finden.

Exoplanetenforschung am RIU:

Hier von Chef: Chronologisch die Entwicklung der Exoplanetenforschung am RIU

Am Schluss die Überleitung zu den einzelnen Schwerpunkten/Themen an, denen zur Zeit gearbeitet wird.

Martin Pätzold ist CO-I von CoRoT gewesen. Das RIU, Abteilung Planetenforschung ist ein Teil des Detektionsteams von CoRoT gewesen. Die Aufgabe bestand darin die Lichtkurven von CoRoT nach Transits von Planeten zu untersuchen und damit Planetenkandidaten zu detektieren, die mit RV nachbeobachet wurden.

Nicht nur die Detektion von Transits ist Bestandteil der extrasolaren Planetenforschung am Institut.

Ein weiterer Schwerpunkt am RIU ist die Gezeitenentwicklung von extrasolaren Planeten (Pätzold, M. und H. Rauer, 2002; Pätzold, M., L. Carone und H. Rauer, 2004; Pätzold, M. 2014).

Ein weiteres Untersuchungsgebiet am RIU ist die Transit Time Variation, die auf der gravitativen Beeinflussung von Planeten im gleichen stellaren System (Multiplanetensysteme) beruht.

Es wird mit vielen Wissenschaftlern/Instituten zusammen gearbeitet, wodurch sich stetig neue Aufgabengebiete ergeben:

Landessternwarte Tautenburg

DLR Berlin

(CoRoT-Team?

Plato?)

• Detektion

Das Rheinische Institut für Umweltforschung, Abteilung Planetenforschung entwickelt seit 2004? Software zur Detektion von Exoplaneten. Weltraumteleskope wie CoRoT und Kepler beobachten 10000 bis 100000 Sterne gleichzeitig.

Abbildung 8:

Für jeden dieser 100000 beobachteten Stern wird eine Lichtkurve erzeugt in der ein möglicher planetarer Transit durch unzählige Störungen überlagert wird (Abbildung 8). Ohne den Einsatz von Supercomputern und Software zur Filterung der Störungen und Detektion dieser planetaren Transits ist eine Suche nach Exoplaneten nicht möglich.

Das RIU-PF war eines der offiziellen Detektionsteams bei CoRoT, der ersten Weltraummission zur Suche nach Exoplaneten. Für diese Mission wurde bis zu Ihrem Start 2006 eine Softwarepipeline entwickelt um diese Lichtkurven zu filtern und planetare Transits automatisch zu detektieren (Diplomarbeit Gahr 2006, Grziwa et al. 2012). Zur Verarbeitung der Daten werden leistungsstarke Supercomputer wie momentan z.B. CHEOPS das HPC-Cluster des RRZK der Universität Köln eingesetzt.

Abbildung 9:

Während der sechsjährigen Mission hat das RIU-PF an der Detektion der planetaren Kandidaten gearbeitet und war mitverantwortlich für die Auswahl der Kandidaten zur bodengestützten Nachbeobachtung. Im Laufe der Mission wurden 33 Planeten, insbesondere CoRoT-7b der erste nachgewiesene Gesteinsplanet entdeckt. Hunderte weitere Kandidaten warten noch auf ihre Bestätigung durch bodengestützte Nachbeobachtung. Durch die während der Mission gesammelten Erfahrungen wurde und wird die Detektionspipeline stetig weiterentwickelt (Abbildung 9). 2010 wurde eine Software entwickelt und in die Detektionspipeline integriert (Diplomarbeit Grziwa 2010), welche Kombinationen von Doppelsternen simuliert und mit den Transits in den Lichtkurven vergleicht. Dadurch können Transits von Doppelsternen identifiziert und Verwechslungen mit planetaren Transits ausgeschlossen werden. Um stellare Variationen und andere Störungen in Lichtkurven stärker zu reduzieren, wurden neue auf Wavelets basierende Filtermethoden (VARLET, PHALET Grziwa 2014 in prep.) entwickelt (Abbildung 10). VARLET ist in der Lage Variationen und Sprünge von Lichtkurven fast vollständig zu separieren, ohne Transits vollständig aus der Lichtkurve zu entfernen. Somit kann wesentlich leichter nach Transits von kleinen Planeten gesucht werden.

Abbildung 10:

PHALET ist in der Lage periodische Signale bekannter Frequenz wie Transits oder Doppelsterne aus einer Lichtkurve zu separieren. Dadurch lassen sich Planetensysteme und Planeten in Doppelsternsystemen deutlich einfacher finden. 2014 wurden VARLET gefilterten Lichtkurven des Weltraumteleskops CoRoT offiziell von der CNES in das Datenarchiv aufgenommen. Seit der Verfügbarkeit der Kepler Daten hat das RIU-PF auch diese Lichtkurven mit ihrer Detektionspipeline nach Exoplaneten durchsucht. Dabei wurden tausende mögliche Exoplaneten detektiert. Ein Vergleich mit den Listen des Kepler Teams (Kandidates of Interest) konnte 95% der gefundenen Kandidaten bestätigen. Weitere bisher unbekannte Kandidaten wurden gefunden werden weiter untersucht. Momentan arbeitet das Rheinische Institut für Umweltforschung an der Entwicklung spezialisierter Filter zur Entfernung von Störungen des Instruments und neuen Detektionsalgorithmen. Außerdem wird versucht über die reine Detektion und Ausschluss von Fehldetektionen hinaus, möglichst viele Parameter des Planeten möglichst genau direkt aus der Lichtkurve zu bestimmen. Die Bestimmung der Transit Time Variationen (TTV) und Transit Shape Variationen (TSV) sollen dabei helfen. Dadurch ist gewährleistet, dass für zukünftige Missionen eine immer bessere Charakterisierung möglichst vieler Exoplaneten möglich ist. Nur so lässt sich die Vielzahl an verschiedenen Planetensystemen erforschen und Rückschlüsse auf unser Sonnensystem ziehen.

• Gezeiten
• Transit Time Variation

Ein weiteres Untersuchungsgebiet am RIU ist die Transit Time Variation. Diese beruht auf der gravitativen Beeinflussung von Planeten im gleichen stellaren System (Multiplanetensysteme).

Durch die gravitative Beeinflussung wird die Geschwindigkeit des Planeten auf seinem Orbit geändert. Dies hat zur Folge, dass er zeitlich gesehen früher oder später auftauchen kann verglichen zu einer mittleren Periode. Dies bedeutet, dass sich seine Revolutionsperiode ändert. Sichtbar wird dies dadurch, dass die Zeiten, an denen der Transit in den Lichtkurven auftaucht, sinusförmig um eine mittlere Transitperiode variieren  (Abbildung 11)

Abbildung 11:

Diese Abweichung (O-C (Observed-Calculated)) der Transitzeiten (grüne Punkte) von einer mittleren Periode (graue Linie) wird als Transit Time Variation (kurz: TTV) bezeichnet.

Messungen der Transitzeiten und Abweichungen von einer mittleren Periode kann auf die Anwesenheit von weiteren Körpern hinweisen, die den Orbit des Transitplaneten stören. So kann auch ein unbekannter und nicht im Transit detektierter Planeten auf diese Weise entdeckt werden.

Durch die Simulation der Planetensysteme können mögliche Planetenkandidaten, die TTV aufweisen, untersucht werden und die orbitalen Parameter (z.B. Periode, Halbachse, Masse des Planeten, Inklination, Exzentrizität) des Systems abgeschätzt werden. So kann untersucht werden, welche Planetenkonstellation die gemessene TTV erzeugen kann. Durch den Vergleich der gemessenen TTV und der simulierten TTV kann bestätigt werden, dass ein weiterer Planet (mit den berechneten Parametern) den Orbit des Transitplaneten stört.

Durch diese Untersuchung der Transitzeiten von Transitplaneten können daher auch Multiplanetensysteme entdeckt werden.

Missionen

• Weltraumteleskope

Weltraumteleskope wie CoRoT, Kepler und PLATO verwenden die Transitmethode um nach Exoplaneten zu suchen. Warum bringt es so viele Vorteile, Weltraumteleskope für die Suche nach Exoplaneten einzusetzen?

Zuerst fallen einige offensichtliche Nachteile ins Auge:

1. Die Beschränkung der Nutzlast der Rakete erlaubt nur Teleskope mit einer verglichen zu bodengestützten Teleskopen bescheidenen Größe.
2. Der Aufwand für ein Weltraumteleskope entspricht dem Aufwand für ein bedeutend größeres bodengestütztes Teleskop.
3. Kommt es zu Ausfällen der Weltraumteleskope ist eine Reparatur sehr schwierig und häufig unmöglich (z.B. CoRoT und Kepler).

Diesen Nachteilen stehen zwei bedeutende Vorteile gegenüber:

Das Fehlen einer die Beobachtung störenden Atmosphäre und die Unabhängigkeit von Tageszeit und Wetter.

Abbildung 12:

Auch von der Erde aus wird mit Hilfe der Transitmethode nach Exoplaneten gesucht (z.B. TrES, OGLE, WASP, SuperWASP). Allerdings reicht bedingt durch die störende Atmosphäre die Auflösung nur aus, um große jupiterähnliche Gasriesen zu entdecken. Abbildung 12 zeigt die mit der Periode von 2,47 Tagen phasengestapelte Lichtkurve des jupitergroßen Exoplaneten TrES-2b. Unten ist das Ergebnis der bodengestützten Beobachtung zu erkennen, durch welche der Planet entdeckt wurde. Der Transit mit einer Tiefe von 1% ist zu erkennen. Jedoch ist auch zu erkennen, dass die Auflösung nicht ausreicht den Transit eines erdähnlichen Planeten mit einem hundertstel dieser Tiefe zu erkennen. In der oberen Abbildung ist der gleiche Transit dargestellt. Dieses Mal jedoch aufgezeichnet mit dem Weltraumteleskop Kepler. Das Rauschen ist hier bedingt durch die fehlende Atmosphäre um den Faktor 100 geringer. Diese Auflösung reicht aus um erdähnliche Planeten entdecken zu können. Die hohe Auflösung ist auch interessant um die Sterne zu studieren. Daher werden dieses Teleskope auch eingesetzt um Sternpulsationen, Sternflecken und Ausbrüche der verschiedenen Sterne zu studieren.

Zur Suche nach Exoplaneten werden ein oder mehrere Teleskope mit großem Öffnungswinkel eingesetzt. Von einer CCD Kamera werden im Optischen ( oder Nahinfrarot) große Sternfelder mit 10000-100000 Sternen gleichzeitig beobachtet. Unabhängig von Tag/Nacht Wende und Wetter werden Bilder in Sekunden bzw. Minutenabständen erzeugt. Aus diesen Bildern werden dann mit Hilfe von Masken die Lichtkurven der einzelnen Sterne erzeugt. In den Instituten werden diese Lichtkurven mit Computerhilfe gefiltert und nach Transits durchsucht. Die auf diese Weise gefundenen Planetenkandidaten werden dann gewöhnlich mit bodengestützten Teleskopen beobachtet, um den Planeten vollständig zu charakterisieren.
Zwei dedizierte Weltraumteleskope zur Suche nach extrasolaren Planeten wurden bisher gestartet (CoRoT und Kepler). Von der ersten Idee bis zum Start einer Weltraummission vergehen häufig 20 Jahre. CoRoT war als französische Mission der CNES zur seismischen Untersuchung von Sternen geplant. Nach der Entdeckung des ersten Exoplaneten 1995 wurde das Konzept unter Beteiligung der ESA und Instituten aus weiterer Staaten um die Suche nach extrasolaren Planeten erweitert. Somit hat Europa das erste Weltraumteleskop zur Suche nach extrasolaren Planeten gestartet. An der Mission waren drei deutsche Instituten beteiligt:

• DLR Berlin, Institut für Planetenforschung
• Thüringer Landessternwarte Tautenburg
• Rheinisches Institut für Umweltforschung, Abteilung Planetenforschung an der Universität zu Köln (RIU-PF)

Neben unzähligen Planeten wurde mit CoRoT der erste Gesteinsplanet (CoRoT-7b) entdeckt.
Drei Jahre später startete die NASA ihr erstes Weltraumteleskop Kepler zur Suche nach Exoplaneten.

Mit diesem deutlich größeren Teleskop wurden eine Vielzahl an Exoplaneten entdeckt. Auch das RIU-PF hat die mittlerweile öffentlich zugänglichen Daten verarbeitet, konnte den Großteil der Entdeckungen bestätigen und hat eine Vielzahl zusätzlicher Planeten entdeckt.

Durch den großen Erfolg dieser beiden Teleskope sind weitere Missionen für die Zukunft beschlossen worden.

• CHEOPS
  CHEOPS ist eine S-Klasse Mission (small) der ESA und soll 2017 gestartet werden. Mit Hilfe dieses Teleskops sollen hauptsächlich die Radien von Exoplaneten, die bereits mit der RV-Methode entdeckt worden sind bestimmt werden.
• TESS
  Der „Transiting Exoplanet Survey Satellite“ (TESS) ist eine neue NASA Mission dessen Start für 2017 vorgesehen ist. Mit vier auf dem Satelliten montierten Teleskopen sollen im Verlauf der Mission 500000 Sterne beobachtet werden. Im Gegensatz zur Kepler Mission kann die NASA dieses Mal hellere Sterne auswählen um eine bessere Charakterisierung der Transits und die Nachbeobachtung mit bodengestützten Teleskopen für alle Exoplanetenkandidaten zu ermöglichen.  Gleichzeitig soll TESS Ziele für das James Webb Space Teleskop (JWST) auswählen.
• JWST
  Das James Webb Space Teleskop der NASA (Start voraussichtlich 2018) ist der offizielle Nachfolger des Hubble Space Teleskops und wird mit einem 6,5m großen Hauptspiegel ausgerüstet sein. Das Teleskop soll im Nah- und Mid-infrarot beobachten und ist außerdem mit einem leistungsfähigen Spektrograph ausgestattet. Das Teleskop wurde unter der Leitung der NASA in Kooperation weitere Staaten wie auch der ESA entwickelt. Die Entwicklung und der Unterhalt dieses leistungsstärksten Teleskops wird voraussichtlich 8,8 Milliarden Dollar kosten (JWST Advisory Committee April 2014). Ein derartig leistungsstarkes Teleskop wird natürlich für viele verschiedene astrophysikalische Aufgaben eingesetzt. Ein Teil der verfügbaren Beobachtungszeit wird allerdings auch der Suche und Beobachtung von Exoplaneten gewidmet.
• PLATO
  PLATO („Planetary Transits and Oscillations of stars“) ist ein geplantes Weltraumteleskop der ESA zur Suche nach Exoplaneten, welches als M-Klasse Mission (medium) im Februar 2014 ausgewählt worden ist. Es steht unter der Leitung von Heike Rauer vom Institut für Planetenforschung des DLR Berlin. Auch das Rheinische Institut für Umweltforschung, Abteilung Planetenforschung ist an der Mission beteiligt.

Der Start von PLATO ist für 2022-2024 geplant.

CoRoT

CoRoT (Convection, Rotation und planetare Transits) war eine Mission der französischen Weltraumbehörde CNES (Centre National d´Etudes Spatiales) in Zusammenarbeit mit der ESA (European Space Agency) und der Beteiligung weiterer Institute in Belgien, Brasilien, Deutschland (unter anderem das RIU, Abteilung Planetenforschung), England, Österreich und Spanien. Die Ziele von CoRoT waren einerseits die Untersuchung der Entwicklung und des Aufbaues verschiedener Sterntypen durch die Erkundung des Sterneninneren mit Hilfe der Astroseismologie (Analyse stellarer Schwingungsmoden, Oszillation von Sternen), zum anderen die Entdeckung und Erforschung von extrasolaren Planeten mit der Transitmethode.

Abbildung 13:

(Corot-seite)

Das Weltraumteleskop CoRoT (Abbildung 13) war ein relativ kleines, optisches (370-950 nm) afokales Teleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 0,27 m. Es enthielt zwei parabolische Spiegel mit einer Gesamtfokallänge von 127 mm. Das Sichtfeld betrug 2,7°x3,05°. In Tabelle 1 sind die Kenndaten des Weltraumteleskops CoRoT zusammengefasst:

Tabelle 1:

Durch seinen polaren Erdorbit in einer Höhe von 896 km konnte das Teleskop Sternfelder in der galaktischen Ebene beobachten, ohne dass die Erde die Sicht auf die Felder während eines Orbits verdeckt. Die Höhe des Orbits war dadurch festgelegt, da oberhalb von 900 km die Sonnenstrahlung, vor allem die von energiereichen Protonen, zu stark ist und das Instrument beschädigen könnte und unterhalb verstärkt Störeffekte durch das von der Erde zurückgestreute Sonnenlicht auftreten könnte. Bedingt durch den Umlauf der Erde um die Sonne, wandert die Sonne im Laufe eines Jahres in das Sichtfeld des Teleskops. Damit sich das von der Erde reflektierte Streulicht nicht störend auf die Beobachtungen auswirkte, wurde das Teleskop zweimal jährlich um 180° gedreht, so dass sich zwei entgegengesetzte Beobachtungsfelder ergaben (center im Sternbild Einhorn und anticenter im Sternbild Adler) mit einer ununterbrochenen Beobachtungszeit von maximal 150 Tagen (Abbildung 14). Für jeden Beobachtungszeitraum wurde das Untersuchungsfeld versetzt, um neue Sterne zu beobachten (Insgesamt 163000 sonnenähnliche Sterne mit scheinbaren Helligkeiten von 11-18 mag).

Abbildung 14:

(http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/docs/datasethelp/CoRoT_eyes_in_sky.jpg)

Mit CoRoT wurde in der gesamten Missionsdauer von 2006-2012 eine Vielzahl von sehr unterschiedlichen extrasolaren Planeten (von der Supererde bis zum aufgeblähten Gasriesen) (32 Planetensysteme bis „Datum“), sowie 2 braune Zwerge entdeckt. Unter ihnen ist auch der erste zweifelsfreie Gesteinsplanet CoRoT-7b. Das sind allerdings „nur“ die bestätigten Planeten, deren Massen und Natur zweifelsfrei bestimmt werden konnten. Einige weitere hundert Planeten-Kandidaten werden noch untersucht. Für die Nachbeobachtung der Planetenkandidaten standen viele Teleskope zur Verfügung (Abbildung 15):

Abbildung 15:

[BILD]

(Vortrag Bouchy noordwijk)

Daten zu CoRoT:

2006:

Start am 27. Dezember 2006 vom Weltraumbahnhof Baikonur (Kasachstan) für eine Beobachtungsdauer von 3 Jahren

 (Corot-seite)

2007:

Im Februar 2007 begann der Satellit wissenschaftliche Daten aufzuzeichnen.

 (Corot-seite)

Im Mai entdeckte CoRoT seinen ersten Planeten außerhalb unseres Sonnensystems (CoRoT-1b). Es ist die erste Entdeckung eines extrasolaren Planeten vom Weltraum aus.

(Corot-seite)

2008:

Oktober: Entdeckung von CoRoT-3b: einen Braunen Zwerg von 20 Jupitermassen (Abbildung

 (Corot-seite)

2009:

Im Februar wird der erste transitierende erdähnliche Planet außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt (CoRoT-7b). Die berechnete Dichte von CoRoT-7b ist etwas größer als die der Erde. Das ist die Bestätigung, dass es sich nur um einen Gesteinsplaneten, einen erdähnlichen Planeten, handelt. Der Planet umkreist seinen Stern in weniger als 21 Stunden. Dies ist bis dahin die kürzeste Umlaufperiode eines Planeten (Ein Jahr ist kürzer als ein Erdtag).

Im März wurde die Mission bis April 2013 verlängert (1. Verlängerung)

Im September zeigten weitere Beobachtungen des Sterns CoRoT-7, dass diese „Supererde“ CoRoT-7b dort nicht alleine ihre Kreise zieht. Ein zweiter Gesteinsplanet umkreist den Stern mit einem etwas größeren Abstand. Damit wurden zum ersten Mal zwei erdähnliche Gesteinsplaneten in einem anderem Sternensystem eindeutig nachgewiesen.

2010:

Im März wurde der erste Gasriese mit einer moderaten Tempertaur entdeckt (CoRoT-9b).  Moderat bedeutet im Vergleich zu den bislang entdeckten „heißen Jupitern“, dass die Temperatur der Atmosphäre zwischen -23 und 157 Grad Celsius liegt. CoRoT 9-b war der bislang am weitesten von seinem Stern entfernte Exoplanet, der über die Transitmethode entdeckt wurde (Periode von 95 Tagen).

2012:

Im Juli wird ein Planeten um einen Riesenstern entdeckt, der starke Gezeitenwechselwirkung aufweist (CoRoT-21b).

Im Oktober wurde die Mission bis April 2016 verlängert (2. Verlängerung)

Im November hatte das Weltraumteleskop CoRoT technische Schwierigkeiten und konnte keine wissenschaftlichen Daten mehr übertragen. Die Mission wurde daraufhin beendet.

Die anderen Planeten:

• CoRoT-28: alter hot Jupiter mit geringer Masse
• CoRoT-29b: hot jupiter in einer überfüllten Umgebung
• CoRoT-27b: massiver und dichter Planet
• CoRoT-25b:saturnähnlicher Planet auf einem kurzperiodischen Orbit
• CoRoT-26b: Hot jupiter mit geringer Masse
• CoRoT-24b und CoRoT-25c: neptungroße Planeten, die ihren Stern alle 5,1 und 11,8 Tage umkreisen
• CoRoT-16b: auf einer sehr elliptischen Bahn , aufgeblähter Planet
• CoRoT-17b: doppelt so als wie unser Sonnensystem
• CoRoT-18b: jüngster Planet ( nur etwas mehr als ein Zehnter so alt wie unser Sonnensystem)
• CoroT-19b: sehr ausgebläht und nicht einmal ein Zehntel so dicht wie unsere Erde
• CoRoT-20b: extrem dicht, 1,5 mal so dicht wie unsere Erde, dichter Kern
• CoRoT-22b: saturngroßer Planet
• CoRoT-8b: 30% kleiner als Saturn
• CoRoT-10b: sehr elliptischer Orbit. Dadurch schwankt seine Tempertaur während eines vollen 13tägigen Umlaufs zwischen 250-600° C.
• CoRoT-11b: umkreist einen regelrechten Wirbelwind von Stern, der nur 40 Stunden für eine Rotation benötigt (unsere Sonne ist im Vergleich mit einer 27 Tage Rotation dagegen vergleichsweise langsam), Gezeitenwechselwirkung
• CoRoT-15b: mit 60 Jupitermassen das Schwergewicht. Er fällt in die Kategorie der extrem seltenen und noch wenig erforschten „Braunen Zwerge“ (Mittelding zwischen einem Planeten und einem Stern)
• CoRoT-12b: jupitergroßer Planet, Gasriese, aufgebläht
• CoRoT-13b: jupitergroßer Planet, aber doppelt so dicht wie Jupiter. Dies lässt einen Felskern im Inneren vermuten, dichter Kern,
• CoRoT-14b: jupitergroßer Planet, Gasriese
• CoRoT-4b:etwas kleiner als Jupiter auf engen Orbits
• CoRot-5b: etwas kleiner als Jupiter auf nahem Orbit, aufgeblähter Planet
• CoRoT-2b: Gasriese, der 1,4 mal größer und 3,5 mal schwerer ist als Jupiter. Seine durchschnittliche Dichte beträgt 1,5 Gramm pro Kubikzentimeter. CoRoT-Exo-2b umkreist seinen Stern – 800 Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt im Sternbild Schlange gelegen – in weniger als zwei Tagen in einer Entfernung, die dem sechsfachen Durchmesser seines Sterns entspricht.Aufgeblähter Planet, junger Planet

PLATO

PLATO ist ein geplantes Weltraumteleskop der ESA welches zwischen 2022 und 2024 gestartet werden soll. Es ist als M-Klasse Mission im Februar 2014 ausgewählt worden und wird das bis dahin größte Weltraumteleskop zur dedizierten Suche nach Exoplaneten sein. PLATO wird in der Lage sein eine Vielzahl erdähnlicher Planeten zu finden und zu charakterisieren. Dadurch wird Europa die Führungsstellung im Forschungsfeld der Exoplaneten erreichen.

Das Weltraumteleskop wird im Lagrangepunkt 2 platziert werden. Somit ist sicher gestellt, dass es möglichst gut vor störendem Streulicht unserer Sonne abgeschirmt ist. PLATO besteht aus insgesamt 34 Teleskopen, welche mit jeweils 4 CCD Kameras pro Teleskop ausgestattet sind. Jedes CCD hat 20.34 Megapixel (4510×4510 Pixel). PLATO ist somit mit einer 2766 Megapixel Kamera ausgestattet. Das ist nötig, um damit zwei große Sternfelder zwei bzw. drei Jahre und anschließend in einer zweiten Phase mindestens acht weitere Felder für zwei bis fünf Monate zu beobachten. 1000000 Sterne werden dabei nach erdähnlichen Exoplaneten untersucht.

Da ausschließlich helle Sterne (< Mag 11) beobachtet werden, ist eine wesentlich bessere Charakterisierung der Planeten durch die Untersuchung der Transits und auch eine bessere Nachbeobachtung mit Hilfe der RV-Methode möglich.

Die erzeugte Datenmenge von 10000000 hochaufgelöster Lichtkurven stellt hohe Anforderungen an die zeitnahe Verarbeitung. Neue Methoden zur Detektion und Charakterisierung der Exoplaneten müssen bis dahin entwickelt werden.

Das Rheinische Institut für Umweltforschung, Abteilung Planetenforschung ist an der Entwicklung der Detektionspipeline beteiligt und wird auch hier seine langjährige Erfahrungen  aus der Arbeit mit CoRoT und der Verarbeitung der Kepler Lichtkurven einsetzen