mini|hochkant=1.5|System des Sterns HR 8799 (Mitte, hinter kreisförmiger Abdeckung) mit den Planeten HR 8799b (links oben), HR 8799c (rechts oben), HR 8799d (rechts unten) und HR 8799e (Mitte rechts), aufgenommen vom Keck-Observatorium 2009–2021
Ein Exoplanet (präziser extrasolarer Planet) ist ein planetarer Himmelskörper außerhalb () des vorherrschenden gravitativen Einflusses unserer Sonne, aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen Sterns oder Braunen Zwergs, der eine ausreichende Masse hat, um eine annähernd kugelförmige Gestalt anzunehmen. Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem Sonnensystem, sondern anderen Planetensystemen an.
Derzeit (Stand 2026) sind über 7000 Exoplaneten in etwa 5500 Planetensystemen bekannt.
Daneben gibt es auch den Planeten ähnliche Himmelskörper, die keinen anderen Himmelskörper umrunden und unter den neu geprägten Oberbegriff Planemo (von ) fallen, wobei Stand Ende 2016 kein Konsens darüber besteht, ob und ggf. unter welchen Bedingungen diese auch als Exoplaneten zu bezeichnen sind.Astronomische Bezeichnungen und Abgrenzungen waren oft nicht eindeutig und wurden geändert. Beispiele: Wandelstern versus Fixstern – Der Wandelstern (Planet) ist heute kein Stern mehr (außer die Sonne) und der Fixstern ist nicht mehr fix (feststehend). Auch die ersten Jupitermonde oder Asteroiden wurden damals Planeten genannt. Der bekannteste Fall ist die Abgrenzung der Zwergplaneten von den Planeten mit dem „Opfer“ Pluto. Sowohl Exoplaneten als auch diese „frei fliegenden bzw. vagabundierenden Planeten“ zählen zu den Objekten planetarer Masse.
Geschichte Gründe für die Suche nach Exoplaneten Die Erforschung von Exoplaneten erweitert das Verständnis des Universums und zeigt, dass Planetensysteme weit verbreitet sind. Sie liefert wichtige Erkenntnisse für die Astrobiologie und ermöglicht Vergleiche zur Entstehung und Entwicklung unseres eigenen Sonnensystems. Das ist fundamental für die Suche nach potenziell bewohnbaren, erdähnlichen Welten.
Erste Entdeckungen von Exoplaneten Bereits in den 1980er Jahren wurden die ersten Exoplaneten entdeckt, aber damals entweder als Brauner Zwerg klassifiziert (HD 114762 b) oder aufgrund der noch ungenügenden Messgenauigkeit zeitweilig wieder verworfen (Gamma Cephei b).
Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des Sonnensystems bestätigt wurden, umkreisen den Pulsar Lich. Der Pulsar wurde 1990 von dem polnischen Astronomen Aleksander Wolszczan und dem kanadischen Radioastronomen Dale Frail entdeckt. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar aus erreicht, konnten 1992 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen und Umlaufzeiten von 25,262, 66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein weiterer Planet um den Pulsar PSR J1623-2631 entdeckt. Auf diesen Planeten ist Leben, wie man es von der Erde kennt, praktisch ausgeschlossen.
Die erste definitive Entdeckung eines Exoplaneten in einem Orbit um einen Stern ähnlich der Sonne wurde 1995 von Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode gemacht. Der Planet 51 Pegasi b kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 51 Lichtjahre von der Erde entfernten Stern 51 Pegasi (Sternbild: Pegasus) und hat 0,46 Jupitermassen.
Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-Mission Im Jahre 1999 wurde mit HD 209458 b erstmals ein Planet mithilfe der Transitmethode bestätigt. Bei diesem Planeten konnte 2002 erstmals eine Atmosphäre mit Natrium als wesentlichem Bestandteil nachgewiesen werden. Die Transitmethode erwies sich in den nachfolgenden Jahren als äußerst effektiv bei der Suche nach Exoplaneten und ist mittlerweile die erfolgreichste Methode in diesem speziellen Forschungsbereich der Astronomie. Zusammen mit Verbesserungen bei der Radialgeschwindigkeitsmethode führte das dazu, dass eine immer größere Anzahl an Exoplaneten entdeckt wurde. 2004 wurde erstmals ein Planet mittels direkter Beobachtung im Orbit des Braunen Zwergs 2M1207 entdeckt und 2006 durch Nachfolgemessungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop bestätigt. Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten lange nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie im Vergleich zu ihrem Stern sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. 2005 konnte mit Gliese 876 d die erste Supererde nachgewiesen werden. Später kamen weitere hinzu, wobei das System Gliese 581 eines der ersten mit größerem Echo in den Medien war, da sich eine oder zwei der Supererden in diesem System in der habitablen Zone des Roten Zwergs befinden würden. Die Entdeckung dieser Welten führte zu einer vertieften Debatte über die Habitabilität von Roten Zwergen. Interessanterweise konnten gerade die Planeten in der habitablen Zone um Gliese 581 nicht bestätigt werden und die entsprechenden Signale werden heute auf stellare Aktivität zurückgeführt. 2006 startete mit COROT das erste Weltraumteleskop, das mittels der Transitmethode nach Exoplaneten Ausschau hielt. Diese Mission entdeckte etwa 30 Exoplaneten; sie endete 2012. Im Jahre 2008 wurde bei HD 189733 b Wasserdampf entdeckt. Später kamen weitere Planeten mit Nachweis von Wasserdampf wie WASP-12b hinzu.
Kepler-Mission und weitere Entdeckungen mini|Bild des Kepler-Teleskops in der Montagehalle
Im Jahre 2009 wurde die äußerst erfolgreiche Kepler-Mission gestartet. Der Satellit nahm dabei die Sternbilder Schwan und Leier ins Bild und fokussierte hauptsächlich auf lichtschwache Rote Zwerge. Während der Primärmission konnten bis 2013 über 2000 Exoplaneten entdeckt werden. Aufgrund dieser hohen Datenmengen konnten damit erstmals Abschätzungen über die Häufigkeiten von Exoplaneten in der Milchstraße eingegrenzt werden. Die Daten erlaubten auch einen Rückschluss auf die Masse eines typischen Exoplaneten. Wie sich herausstellte, sind vermutlich Exoplaneten mit Massen zwischen derjenigen der Erde bis etwa zur Masse Neptuns die häufigsten Planeten. Im Jahre 2010 wurde mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode um HD 10180 das erste System mit sechs (oder mehr) Exoplaneten entdeckt.
Nach der vermeintlichen Entdeckung eines Planeten um Alpha Centauri B im Jahre 2012 konnte im Jahre 2016 tatsächlich ein Exoplanet um unseren nächsten Nachbarstern Proxima Centauri nachgewiesen werden. Der von der Masse her mit der Erde vergleichbare Planet Proxima b umkreist den Mutterstern auf einer sehr engen Umlaufbahn. Da dieser Stern jedoch extrem lichtschwach ist, befindet sich Proxima b sogar innerhalb der habitablen Zone. Aufgrund der Strahlungsausbrüche von Proxima Centauri und der gebundenen Rotation muss die Habitabilität des Planeten dennoch angezweifelt werden. Im selben Jahr 2016 konnten um Trappist-1 die ersten Exoplaneten nachgewiesen werden. Ein Jahr später erhöhte sich die Zahl der Planeten im Trappist-System auf sieben. Das System ist besonders interessant, da alle sieben Exoplaneten mit der Erde vergleichbare Massen haben. Zusätzlich befinden sich mehrere dieser Planeten in der habitablen Zone, wobei jedoch der Zentralstern wiederum ein lichtschwacher Roter Zwerg ist.
Im Jahre 2018 wurde mit TESS quasi der Nachfolger der erfolgreichen Kepler-Mission gestartet. Der wesentliche Unterschied von TESS zu vorigen Missionen ist, dass ein weitaus größerer Abschnitt des Himmels durchsucht wird. Außerdem stehen nähere und hellere Sterne im Fokus. Dies vereinfacht eine nachfolgende Untersuchung der entdeckten Planeten gegenüber den Kepler-Planeten wesentlich.
Aktueller Stand und aktuelle Missionen Im Jahre 2019 wurden Michel Mayor und Didier Queloz für die Entdeckung von 51 Pegasi b mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.
Seit Ende 2021 lassen sich mit dem James-Webb-Weltraumteleskop Exoplaneten untersuchen. Mit dem Teleskop lassen sich quantitativ und qualitativ erheblich aussagekräftigere Informationen über die Atmosphären von Exoplaneten gewinnen, im Speziellen auch über die Existenz von Bestandteilen, die Hinweise auf mögliches Leben andeuten könnten. Das Spektrum des Planeten WASP-96 b gehörte zu den ersten fünf Bildern, die vom James-Webb-Weltraumteleskop veröffentlicht wurden. In der Zwischenzeit wurde eine Vielzahl weiterer Atmosphären untersucht. Der mit Stand Ende 2024 kleinste Planet mit veröffentlichtem Spektrum ist der heiße GJ 9827 d mit einer Gleichgewichtstemperatur von etwa 600 K. Trotz der hohen Temperaturen konnte hier Wasserdampf nachgewiesen werden.
Aktuell (2026) konnte bei vielen Sternen in der Nachbarschaft zur Sonne mindestens ein Exoplanet nachgewiesen werden.
Nachweismethoden Indirekte Nachweismethoden mini|hochkant=1.5|Schematische Darstellung der Bahnen in Planetensystemen, die mit der Transitmethode entdeckbar sind (NASA) Bislang konnte man die meisten Exoplaneten nur indirekt nachweisen. Mehrere Methoden nutzen dabei den Einfluss der Planeten auf den Zentralstern:
Transitmethode
Falls die Umlaufbahn des Planeten so liegt, dass er aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht, erzeugen diese Bedeckungen periodische Absenkungen in dessen Helligkeit. Sie lassen sich durch hochpräzise Photometrie (Helligkeitsmessungen des Sterns) nachweisen, während der Exoplanet vor seinem Zentralstern vorübergeht. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie SuperWASP oder wesentlich genauer durch Satelliten wie TESS oder CHEOPS durchgeführt werden. Anfang 2005 gelang mit dem Spitzer-Weltraumteleskop im Infrarotlicht auch der Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern. Lichtkurven des Hot Jupiter CoRoT-1 b zeigen zusätzlich Schwankungen um 0,0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden. Die Transitmethode ermöglicht auch die Analyse der Atmosphäre von Exoplaneten, wobei dies aktuell nur mit den größten Teleskopen erreicht wird, wie zum Beispiel dem James-Webb-Weltraumteleskop, dem Hubble-Weltraumteleskop oder dem VLT. Mit dem im Bau befindlichen ELT werden auch Analysen kleinerer Exoplaneten möglich sein.
Die Transitmethode hat sich als überaus erfolgreich gezeigt bei der Suche nach Exoplaneten. Das nächste aktuell (2026) bekannte System, das Transits zeigt ist HR 8832. Exoplaneten in näherer Nachbarschaft wurden alle mittels Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt, wobei weitere Methoden zur genaueren Charakterisierung zur Hilfe genommen wurden.
Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden.
Radialgeschwindigkeitsmethode mini|hochkant=2|Schematische Darstellung der Bewegung des Zentralgestirns um den gemeinsamen Schwerpunkt, die Messung der Bewegung des Sterns ist der Ansatz für die Radialgeschwindigkeitsmethode und für die astrometrische Methode Stern und Planet(en) bewegen sich unter dem Einfluss der Gravitation um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der Stern bewegt sich wegen seiner größeren Masse um wesentlich kleinere Wege als der Planet. Falls man von der Erde aus nicht genau senkrecht auf diese Bahn schaut, hat diese periodische Bewegung des Sterns eine Komponente in Sichtrichtung (Radialgeschwindigkeit), die durch Beobachtung der abwechselnden Blau- und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) mit Hilfe eines Frequenzkammes in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann. Da die Bahnneigung unbekannt ist (sofern die Planeten nicht gleichzeitig mit der Transitmethode nachgewiesen sind), kann man hier bei bekannter Sternmasse nicht die Planetenmasse selbst berechnen und erst recht nicht nachweisen, sondern nur eine Untergrenze der Masse der eventuell vorhandenen Planeten berechnen.
Astrometrische Methode