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Indirekte Nachweismethoden · Transitmethode · Radialgeschwindigkeitsmethode · Astrometrische Methode · Gravitational-microlensing-Methode · Berechnung nach gestörter ...
Exoplanet – Wikipedia

# Exoplanet

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[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a2/HR_8799_Orbiting_Exoplanets.gif/330px-HR_8799_Orbiting_Exoplanets.gif)](/wiki/Datei:HR_8799_Orbiting_Exoplanets.gif) System des Sterns [HR 8799](/wiki/HR_8799 "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](/wiki/Keck-Observatorium "Keck-Observatorium") 2009–2016

Ein **Exoplanet** (präziser **extrasolarer Planet**) ist ein [planetarer](/wiki/Planet "Planet") [Himmelskörper](/wiki/Himmelsk%C3%B6rper "Himmelskörper") _außerhalb_ ([griechisch](/wiki/Neugriechische_Sprache "Neugriechische Sprache")ἔξω) des vorherrschenden [gravitativen](/wiki/Gravitation "Gravitation") Einflusses unserer [Sonne](/wiki/Sonne "Sonne"), aber innerhalb des gravitativen Einflusses eines anderen [Sterns](/wiki/Stern "Stern") oder [Braunen Zwergs](/wiki/Brauner_Zwerg "Brauner Zwerg"), der eine ausreichende Masse hat, um eine annähernd kugelförmige Gestalt anzunehmen.[\[1\]](#cite_note-1) Extrasolare Planeten gehören also nicht unserem [Sonnensystem](/wiki/Sonnensystem "Sonnensystem"), sondern anderen [Planetensystemen](/wiki/Planetensystem "Planetensystem") an.

Daneben gibt es auch den Planeten ähnliche Himmelskörper, die keinen anderen Himmelskörper umrunden und unter den neu geprägten Oberbegriff [Planemo](/wiki/Planemo "Planemo") (von [englisch](/wiki/Englische_Sprache "Englische Sprache")_**plane** tary **m** ass **o** bject_) fallen, wobei Stand Ende 2016 kein Konsens darüber besteht, ob und ggf. unter welchen Bedingungen diese auch als Exoplaneten zu bezeichnen sind.[\[Anm. 1\]](#cite_note-2)
Sowohl Exoplaneten als auch diese „frei fliegenden bzw. vagabundierenden Planeten“ zählen zu den [Objekten planetarer Masse](/wiki/Objekt_planetarer_Masse "Objekt planetarer Masse").

## Inhaltsverzeichnis

- [1Geschichte](#Geschichte)
  - [1.1Gründe für die Suche nach Exoplaneten](#Gründe_für_die_Suche_nach_Exoplaneten)
  - [1.2Erste Entdeckungen von Exoplaneten](#Erste_Entdeckungen_von_Exoplaneten)
  - [1.3Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-Mission](#Weitere_Entwicklung_bis_zum_Start_der_Kepler-Mission)
  - [1.4Kepler-Mission und weitere Entdeckungen](#Kepler-Mission_und_weitere_Entdeckungen)
  - [1.5Aktueller Stand und aktuelle Missionen](#Aktueller_Stand_und_aktuelle_Missionen)
- [2Nachweismethoden](#Nachweismethoden)
  - [2.1Indirekte Nachweismethoden](#Indirekte_Nachweismethoden)
    - [2.1.1Transitmethode](#Transitmethode)
    - [2.1.2Radialgeschwindigkeitsmethode](#Radialgeschwindigkeitsmethode)
    - [2.1.3Astrometrische Methode](#Astrometrische_Methode)
    - [2.1.4Gravitational-microlensing-Methode](#Gravitational-microlensing-Methode)
    - [2.1.5Berechnung nach gestörter Planetenbahn](#Berechnung_nach_gestörter_Planetenbahn)
    - [2.1.6Lichtlaufzeit-Methode](#Lichtlaufzeit-Methode)
  - [2.2Direkte Beobachtung](#Direkte_Beobachtung)
  - [2.3Auswahl an bekannten Projekten und Instrumenten zum Nachweis von Exoplaneten](#Auswahl_an_bekannten_Projekten_und_Instrumenten_zum_Nachweis_von_Exoplaneten)
- [3Benennung](#Benennung)
- [4Zahl der bekannten Exoplaneten](#Zahl_der_bekannten_Exoplaneten)
  - [4.1Masse und Radius der entdeckten Planeten](#Masse_und_Radius_der_entdeckten_Planeten)
  - [4.2Kleine Exoplaneten](#Kleine_Exoplaneten)
- [5Bewohnbarkeit von Exoplaneten](#Bewohnbarkeit_von_Exoplaneten)
- [6Arten von Exoplaneten](#Arten_von_Exoplaneten)
- [7Planeten außerhalb der Milchstraße](#Planeten_außerhalb_der_Milchstraße)
- [8Exemplarische Exoplaneten und Systeme](#Exemplarische_Exoplaneten_und_Systeme)
  - [8.12M1207 b](#2M1207_b)
  - [8.2Gliese 1214 b](#Gliese_1214_b)
  - [8.3HD 20782 b](#HD_20782_b)
  - [8.4KELT-9b](#KELT-9b)
  - [8.5Kepler-42](#Kepler-42)
  - [8.6Kepler-51](#Kepler-51)
  - [8.7Kepler-90](#Kepler-90)
  - [8.8Kepler-186f](#Kepler-186f)
  - [8.9Kepler-452b](#Kepler-452b)
  - [8.10Kepler 1647 b](#Kepler_1647_b)
  - [8.11K2-18 b](#K2-18_b)
  - [8.12Proxima Centauri b](#Proxima_Centauri_b)
  - [8.13Ssc2005-10c](#Ssc2005-10c)
  - [8.14Titawin mit Saffar, Samh und Majriti](#Titawin_mit_Saffar,_Samh_und_Majriti)
  - [8.15Trappist-1](#Trappist-1)
  - [8.16TYC 8998-760-1](#TYC_8998-760-1)
  - [8.17WD 1856+534](#WD_1856+534)
  - [8.18TOI-5174 b](#TOI-5174_b)
- [9Siehe auch](#Siehe_auch)
- [10Literatur](#Literatur)
- [11Weblinks](#Weblinks)
- [12Anmerkungen](#Anmerkungen)
- [13Einzelnachweise](#Einzelnachweise)

## Geschichte

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=1 "Abschnitt bearbeiten: Geschichte") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=1 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Geschichte")\]

### Gründe für die Suche nach Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=2 "Abschnitt bearbeiten: Gründe für die Suche nach Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=2 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Gründe für die Suche nach Exoplaneten")\]

Die Erforschung von Exoplaneten erweitert das Verständnis des Universums und zeigt, dass [Planetensysteme](/wiki/Planetensystem "Planetensystem") weit verbreitet sind. Sie liefert wichtige Erkenntnisse für die [Astrobiologie](/wiki/Astrobiologie "Astrobiologie") und ermöglicht Vergleiche zur Entstehung und Entwicklung unseres eigenen [Sonnensystems](/wiki/Sonnensystem "Sonnensystem"). Das ist fundamental für die Suche nach potenziell bewohnbaren, erdähnlichen Welten.[\[2\]](#cite_note-3)

### Erste Entdeckungen von Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=3 "Abschnitt bearbeiten: Erste Entdeckungen von Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=3 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Erste Entdeckungen von Exoplaneten")\]

Bereits in den 1980er Jahren wurden die ersten Exoplaneten entdeckt, aber damals entweder als Brauner Zwerg klassifiziert ( [HD 114762 b](/wiki/HD_114762 "HD 114762")) oder aufgrund der noch ungenügenden Messgenauigkeit zeitweilig wieder verworfen ( [Gamma Cephei b](/wiki/Gamma_Cephei "Gamma Cephei")).[\[3\]](#cite_note-Perryman2011_p2-4)

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des Sonnensystems bestätigt wurden, umkreisen den [Pulsar](/wiki/Pulsar "Pulsar") [Lich](/wiki/Lich_(Pulsar) "Lich (Pulsar)"). Der Pulsar wurde 1990 von dem polnischen Astronomen [Aleksander Wolszczan](/wiki/Aleksander_Wolszczan "Aleksander Wolszczan") und dem kanadischen Radioastronomen [Dale Frail](/wiki/Dale_Frail "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](/wiki/Erdmasse "Erdmasse") und Umlaufzeiten von 25,262, 66,5419 und 98,2114 Tagen nachgewiesen werden. 1994 wurde ein weiterer [Planet um den Pulsar PSR J1623-2631](/wiki/PSR_J1623-2631_b "PSR J1623-2631 b") entdeckt.[\[4\]](#cite_note-exoplanet.eu_home-5) Auf diesen Planeten ist [Leben](/wiki/Leben "Leben"), wie man es von der [Erde](/wiki/Erde "Erde") kennt, praktisch ausgeschlossen.

Die erste definitive Entdeckung eines Exoplaneten in einem Orbit um einen Stern ähnlich der [Sonne](/wiki/Sonne "Sonne") wurde 1995 von [Michel Mayor](/wiki/Michel_Mayor "Michel Mayor") vom Departement für [Astronomie](/wiki/Astronomie "Astronomie") der [Universität Genf](/wiki/Universit%C3%A4t_Genf "Universität Genf") und seinem Mitarbeiter [Didier Queloz](/wiki/Didier_Queloz "Didier Queloz") mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode gemacht. Der Planet [51 Pegasi b](/wiki/51_Pegasi_b "51 Pegasi b") kreist im 4,2-Tage-Takt um den ca. 40 [Lichtjahre](/wiki/Lichtjahr "Lichtjahr") von der Erde entfernten Stern [51 Pegasi](/wiki/51_Pegasi "51 Pegasi") (Sternbild: [Pegasus](/wiki/Pegasus_(Sternbild) "Pegasus (Sternbild)")) und hat 0,46 [Jupitermassen](/wiki/Astronomische_Ma%C3%9Feinheiten#Massen "Astronomische Maßeinheiten").[\[5\]](#cite_note-Mayor1995-6)[\[6\]](#cite_note-Kosmos2019-7)

### Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-Mission

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=4 "Abschnitt bearbeiten: Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-Mission") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=4 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Weitere Entwicklung bis zum Start der Kepler-Mission")\]

Im Jahre 1999 wurde mit [HD 209458 b](/wiki/HD_209458_b "HD 209458 b")[\[7\]](#cite_note-Castellano2000-8) erstmals ein Planet mithilfe der [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode") bestätigt. Bei diesem Planeten konnte 2002 erstmalig eine [Atmosphäre](/wiki/Atmosph%C3%A4re_(Astronomie) "Atmosphäre (Astronomie)") mit [Natrium](/wiki/Natrium "Natrium") als wesentlichem Bestandteil nachgewiesen werden.[\[8\]](#cite_note-Charbonneau2002-9) 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](/wiki/2M1207 "2M1207") entdeckt[\[9\]](#cite_note-Chauvin2004-10) und 2006 durch Nachfolgemessungen mit dem [Hubble-Weltraumteleskop](/wiki/Hubble-Weltraumteleskop "Hubble-Weltraumteleskop") bestätigt.[\[10\]](#cite_note-Song2006-11) Exoplaneten im [Orbit](/wiki/Umlaufbahn "Umlaufbahn") um sonnenähnliche Sterne konnten lange nicht mit [Teleskopen](/wiki/Teleskop "Teleskop") direkt beobachtet werden, da sie im Vergleich zu ihrem Stern sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren [Stern](/wiki/Stern "Stern"), um den sie kreisen, überstrahlt. 2005 konnte mit [Gliese 876 d](/wiki/Gliese_876_d "Gliese 876 d") die erste [Supererde](/wiki/Supererde "Supererde") nachgewiesen werden. Später kamen weitere hinzu, wobei das System [Gliese 581](/wiki/Gliese_581 "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](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone") des [Roten Zwergs](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") befinden würden. Die Entdeckung dieser Welten führte zu einer vertieften Debatte über die [Habitabilität von Roten Zwergen](/wiki/Roter_Zwerg#Habitable_Zone "Roter Zwerg"). 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](/wiki/COROT_(Weltraumteleskop) "COROT (Weltraumteleskop)") das erste [Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "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](/wiki/HD_189733_b "HD 189733 b") [Wasserdampf](/wiki/Wasserdampf "Wasserdampf") entdeckt.[\[11\]](#cite_note-Swain2009-12) Später kamen weitere Planeten mit Nachweis von Wasserdampf wie [WASP-12b](/wiki/WASP-12b "WASP-12b") hinzu.[\[12\]](#cite_note-Nasa2-13)

### Kepler-Mission und weitere Entdeckungen

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=5 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-Mission und weitere Entdeckungen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=5 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-Mission und weitere Entdeckungen")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/15/Backside_of_the_Kepler_space_telescope.jpg/220px-Backside_of_the_Kepler_space_telescope.jpg)](/wiki/Datei:Backside_of_the_Kepler_space_telescope.jpg) Bild des Kepler-Teleskops in der Montagehalle

Im Jahre 2009 wurde die äußerst erfolgreiche [Kepler-Mission](/wiki/Kepler_(Weltraumteleskop) "Kepler (Weltraumteleskop)") gestartet. Der Satellit nahm dabei die [Sternbilder](/wiki/Sternbild "Sternbild") [Schwan](/wiki/Schwan_(Sternbild) "Schwan (Sternbild)") und [Leier](/wiki/Leier_(Sternbild) "Leier (Sternbild)") ins Bild und fokussierte hauptsächlich auf lichtschwache Rote Zwerge. Während der Primärmission konnten bis 2013 über 2000 Exoplaneten entdeckt werden[\[13\]](#cite_note-Nasa-14). 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](/wiki/Erde "Erde") bis etwa zur Masse [Neptuns](/wiki/Neptun_(Planet) "Neptun (Planet)") die häufigsten Planeten. Im Jahre 2010 wurde mithilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode um [HD 10180](/wiki/HD_10180 "HD 10180") das erste System mit sechs (oder mehr) Exoplaneten entdeckt.

Nach der vermeintlichen Entdeckung eines [Planeten](/wiki/Alpha_Centauri_Bb "Alpha Centauri Bb") um [Alpha Centauri B](/wiki/Alpha_Centauri "Alpha Centauri") im Jahre 2012 konnte im Jahre 2016 tatsächlich ein Exoplanet um unseren nächsten Nachbarstern [Proxima Centauri](/wiki/Proxima_Centauri "Proxima Centauri") nachgewiesen werden. Der von der Masse her mit der Erde vergleichbare Planet [Proxima b](/wiki/Proxima_b "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](/wiki/Flarestern "Flarestern") von Proxima Centauri und der [gebundenen Rotation](/wiki/Gebundene_Rotation "Gebundene Rotation") muss die Habitabilität des Planeten dennoch angezweifelt werden. Im selben Jahr 2016 konnten um [Trappist-1](/wiki/Trappist-1 "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](/wiki/Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite "Transiting Exoplanet Survey Satellite") quasi der Nachfolger der erfolgreichen Kepler-Mission gestartet. Der wesentliche Unterschied von TESS 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

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=6 "Abschnitt bearbeiten: Aktueller Stand und aktuelle Missionen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=6 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Aktueller Stand und aktuelle Missionen")\]

Im Jahre 2019 wurden [Michel Mayor](/wiki/Michel_Mayor "Michel Mayor") und [Didier Queloz](/wiki/Didier_Queloz "Didier Queloz") für die Entdeckung von [51 Pegasi b](/wiki/Dimidium "Dimidium") mit dem [Nobelpreis für Physik](/wiki/Nobelpreis_f%C3%BCr_Physik "Nobelpreis für Physik") ausgezeichnet. Eine wichtige Mission ist das Ende 2021 gestartete [James-Webb-Weltraumteleskop](/wiki/James-Webb-Weltraumteleskop "James-Webb-Weltraumteleskop"): Mit ihm werden sich einzelne Exoplaneten deutlich intensiver als bisher untersuchen lassen. Dabei erhoffen sich Wissenschaftler auch quantitativ und qualitativ erheblich aussagekräftigere Informationen über die Atmosphären von Exoplaneten, speziell über die Existenz von Bestandteilen, die Hinweise auf mögliches Leben andeuten könnten.

Aktuell (2023) konnte bei vielen Sternen in der [Nachbarschaft zur Sonne](/wiki/Liste_der_n%C3%A4chsten_extrasolaren_Systeme "Liste der nächsten extrasolaren Systeme") mindestens ein Exoplanet nachgewiesen werden.

Siehe auch: [Geschichte der Astronomie](/wiki/Geschichte_der_Astronomie "Geschichte der Astronomie")

## Nachweismethoden

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=7 "Abschnitt bearbeiten: Nachweismethoden") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=7 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Nachweismethoden")\]

### Indirekte Nachweismethoden

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=8 "Abschnitt bearbeiten: Indirekte Nachweismethoden") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=8 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Indirekte Nachweismethoden")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/de/Star_System_Bonanza_%28Illustration%29_by_NASA_PIA17848.jpg/330px-Star_System_Bonanza_%28Illustration%29_by_NASA_PIA17848.jpg)](/wiki/Datei:Star_System_Bonanza_(Illustration)_by_NASA_PIA17848.jpg) 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

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=9 "Abschnitt bearbeiten: Transitmethode") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=9 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Transitmethode")\]

→ _Hauptartikel: [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode")_

Falls die Umlaufbahn des Planeten so liegt, dass er aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht, erzeugen diese [Bedeckungen](/wiki/Durchgang "Durchgang") periodische Absenkungen in dessen Helligkeit. Sie lassen sich durch hochpräzise [Photometrie](/wiki/Photometrie "Photometrie") (Helligkeitsmessungen des Sterns) nachweisen, während der Exoplanet vor seinem Zentralstern vorübergeht. Diese Messung kann mittels terrestrischer Teleskope wie [SuperWASP](/wiki/SuperWASP "SuperWASP") oder wesentlich genauer durch Satelliten wie [COROT](/wiki/COROT_(Weltraumteleskop) "COROT (Weltraumteleskop)"), [Kepler](/wiki/Kepler_(Weltraumteleskop) "Kepler (Weltraumteleskop)") oder [ASTERIA](/wiki/ASTERIA_(Weltraumteleskop) "ASTERIA (Weltraumteleskop)") durchgeführt werden. Anfang 2005 gelang mit dem [Spitzer-Weltraumteleskop](/wiki/Spitzer-Weltraumteleskop "Spitzer-Weltraumteleskop") im Infrarotlicht auch der Nachweis einer sekundären Bedeckung eines heißen Planeten durch den Zentralstern. Lichtkurven des [Hot Jupiter](/wiki/Hot_Jupiter "Hot Jupiter") [CoRoT-1 b](/wiki/CoRoT-1_b "CoRoT-1 b") zeigen zusätzlich Schwankungen um 0,0001 mag, die als Lichtphase des Planeten interpretiert werden.[\[14\]](#cite_note-Snellen2009-15)[\[15\]](#cite_note-SuW_2009-16)

Um die Massen der Planeten zu ermitteln, muss zusätzlich eine der anderen Beobachtungsmethoden angewandt werden.

#### Radialgeschwindigkeitsmethode

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=10 "Abschnitt bearbeiten: Radialgeschwindigkeitsmethode") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=10 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Radialgeschwindigkeitsmethode")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/5/59/Orbit3.gif)](/wiki/Datei:Orbit3.gif) 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](/wiki/Gravitation "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](/wiki/Radialgeschwindigkeit "Radialgeschwindigkeit")), die durch Beobachtung der abwechselnden [Blau-](/wiki/Blauverschiebung "Blauverschiebung") und [Rotverschiebung](/wiki/Rotverschiebung "Rotverschiebung") ( [Doppler-Effekt](/wiki/Doppler-Effekt "Doppler-Effekt")) mit Hilfe eines [Frequenzkammes](/wiki/Frequenzkamm "Frequenzkamm") in sehr genauen Spektren des Sterns nachgewiesen werden kann.[\[16\]](#cite_note-Kosmologs2008-17) 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

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=11 "Abschnitt bearbeiten: Astrometrische Methode") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=11 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Astrometrische Methode")\]

Die Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt hat Komponenten quer zur Sichtrichtung. Sie sollten durch genaue Vermessung seiner [Sternörter](/wiki/Stern%C3%B6rter "Sternörter") relativ zu anderen Sternen nachweisbar sein. Bei bekannter Sternmasse und ‑Entfernung könnte man hier auch die Masse des Planeten angeben, da die Bahnneigung ermittelt werden kann. Schon Mitte des 20. Jahrhunderts wurde mit der [astrometrischen Methode](/wiki/Astrometrie "Astrometrie") nach Exoplaneten gesucht, die Beobachtungen waren aber noch zu ungenau und behauptete Entdeckungen stellten sich später als unrichtig heraus. Auch der [Astrometriesatellit](/wiki/Astrometriesatellit "Astrometriesatellit") [Hipparcos](/wiki/Hipparcos "Hipparcos") hatte noch nicht die notwendige Genauigkeit, um neue Exoplaneten zu entdecken. Dessen Nachfolger [Gaia](/wiki/Gaia_(Raumsonde) "Gaia (Raumsonde)") hat das Potenzial, tausende Exoplaneten mittels der astrometrischen Methode zu entdecken. Gaia braucht dafür einige Jahre Beobachtungszeit und muss zuerst die Eigenbewegung des Sterns sicher identifizieren. Veröffentlichungen in größerem Umfang werden frühestens mit [Gaia DR4](/wiki/Gaia_DR4 "Gaia DR4") erwartet. Die Methode ist um so erfolgreicher, je schwerer der Exoplanet und je kürzer die Umlaufzeit ist. Durch Kombination von Messungen aus [Gaia DR2](/wiki/Gaia_DR2 "Gaia DR2") und der Radialgeschwindigkeitsmethode konnte bei [Epsilon Indi A b](/wiki/Epsilon_Indi#System_von_Epsilon_Indi "Epsilon Indi") bereits eine wesentlich genauere Bestimmung des entdeckten Planeten erreicht werden. In Zukunft sollte die Methode auch bodengestützt das Potential haben, Planeten durch [Interferometrie](/wiki/Interferometrie "Interferometrie") zu entdecken, beispielsweise mit dem [Very Large Telescope](/wiki/Very_Large_Telescope "Very Large Telescope") oder dessen Nachfolger, dem [Extremely Large Telescope](/wiki/Extremely_Large_Telescope "Extremely Large Telescope").

#### Gravitational-microlensing-Methode

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=12 "Abschnitt bearbeiten: Gravitational-microlensing-Methode") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=12 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Gravitational-microlensing-Methode")\]

Es handelt sich hierbei um eine weitere indirekte Methode, die den Effekt auf [Hintergrundsterne](/wiki/Sternhintergrund "Sternhintergrund") nutzt. Unter [Microlensing](/wiki/Mikrolinseneffekt "Mikrolinseneffekt") versteht man die Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts durch [Gravitationslinsenwirkung](/wiki/Gravitationslinse "Gravitationslinse") eines Vordergrundsterns. Die Verstärkung nimmt zu und wieder ab, während sich der Stern vor dem Hintergrundobjekt vorbeibewegt. Dieser Helligkeitsverlauf kann durch einen Planeten des Vordergrundsterns eine charakteristische Spitze erhalten. Ein erstes solches Ereignis wurde 2003 beobachtet. Microlensing-Ereignisse sind selten, erlauben aber auch Beobachtungen bei weit entfernten Sternen. Allerdings ist noch nicht sicher erwiesen, ob sich damit auch Planeten extrem weit entfernter Systeme nachweisen lassen (z. B. [Extragalaktische Planeten](/wiki/Extragalaktischer_Planet "Extragalaktischer Planet")).

#### Berechnung nach gestörter Planetenbahn

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=13 "Abschnitt bearbeiten: Berechnung nach gestörter Planetenbahn") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=13 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Berechnung nach gestörter Planetenbahn")\]

Eine andere indirekte Methode beruht auf der Beobachtung bereits bekannter Exoplaneten. Mehrere Planeten im selben System ziehen einander über die Gravitation an, was die Planetenbahnen leicht verändert. Im Januar 2008 reichte ein spanisch-französisches Forscherteam eine Arbeit über Computersimulationen ein, mit der die Existenz eines Planeten [GJ 436c](/wiki/Gliese_436 "Gliese 436") anhand von Störungen in der Bahn des benachbarten Planeten [GJ 436b](/wiki/Gliese_436_b "Gliese 436 b") nahegelegt wird. Die Berechnungen lassen für diesen Exoplaneten eine Masse von ungefähr fünf [Erdmassen](/wiki/Erdmasse "Erdmasse") vermuten.[\[17\]](#cite_note-Ribas2008-18) Ein Nachweis für diese Hypothese fehlt bislang.[\[18\]](#cite_note-EPE2-19)

#### Lichtlaufzeit-Methode

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=14 "Abschnitt bearbeiten: Lichtlaufzeit-Methode") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=14 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Lichtlaufzeit-Methode")\]

Die [Lichtlaufzeit](/wiki/Lichtlaufzeit "Lichtlaufzeit")-Methode beruht auf einem streng periodischen Signal von einem Zentralstern oder einem zentralen Doppelstern. Durch den Einfluss der Gravitation verschiebt sich bei einem umlaufenden Planeten der Schwerpunkt des Sternsystems, wodurch es zu einer zeitlichen Verschiebung bei den periodischen Signalen kommt. Hinreichend genaue Signale kommen von Pulsarpulsen, den Maxima einiger [pulsationsveränderlicher Sterne](/wiki/Pulsationsver%C3%A4nderlicher_Stern "Pulsationsveränderlicher Stern") sowie den Minima [bedeckungsveränderlicher Sterne](/wiki/Bedeckungsver%C3%A4nderlicher_Stern "Bedeckungsveränderlicher Stern"). Die Lichtlaufzeit-Methode ist entfernungsunabhängig, aber sie ist stark beeinflusst von der Genauigkeit des periodischen Signals.[\[19\]](#cite_note-Wright2013-20) Daher konnte man mit dieser Methode bisher nur Exoplaneten um Pulsare nachweisen.

### Direkte Beobachtung

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[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/12/Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg/220px-Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg)](/wiki/Datei:Primera_foto_planeta_extrasolar_ESO.jpg) 2M1207 und der Exoplanet 2M1207b (ESO/VLT)

Direkte Beobachtung ist die Abbildung (nachfolgend auch Imaging) von Exoplaneten als Punkte oder Scheiben auf Bildern.

Am 10. September 2004 gab die [ESO](/wiki/European_Southern_Observatory "European Southern Observatory") bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten [Braunen Zwerg](/wiki/Brauner_Zwerg "Brauner Zwerg") [2M1207](/wiki/2M1207 "2M1207") gelungen ist.[\[9\]](#cite_note-Chauvin2004-10) Nachfolgemessungen mit dem [Hubble-Weltraumteleskop](/wiki/Hubble-Weltraumteleskop "Hubble-Weltraumteleskop") 2006 konnten dies bestätigen.[\[10\]](#cite_note-Song2006-11)

Am 31. März 2005 gab eine Arbeitsgruppe des astrophysikalischen Instituts der [Universitäts](/wiki/Friedrich-Schiller-Universit%C3%A4t_Jena "Friedrich-Schiller-Universität Jena")-Sternwarte [Jena](/wiki/Jena "Jena") bekannt, einen Planeten von nur ein- bis zweifacher Masse des Planeten [Jupiter](/wiki/Jupiter_(Planet) "Jupiter (Planet)") bei dem der Sonne ähnlichen, aber mit einem Alter von ca. 2 Millionen Jahren wesentlich jüngeren Stern [GQ Lupi](/wiki/GQ_Lupi "GQ Lupi"), der sich gerade in der [T-Tauri-Phase](/wiki/T-Tauri-Stern "T-Tauri-Stern") befindet, beobachtet zu haben.[\[20\]](#cite_note-Wuchterl2008-21) Auch diese Beobachtung erfolgte mit dem Very Large Telescope der ESO im infraroten [Spektralbereich](/wiki/Elektromagnetisches_Spektrum "Elektromagnetisches Spektrum").

Anfang 2008 entdeckten britische Astronomen in der Nähe des 520 Lichtjahre von der Erde entfernten und mit einem Alter von etwa 100.000 Jahren noch sehr jungen Sterns _HL Tau_ mittels des [Very Large Array](/wiki/Very_Large_Array "Very Large Array") einen Exoplaneten in der Entwicklungsphase.[\[21\]](#cite_note-22)

Ein klarer direkter Nachweis wurde am 14. November 2008 veröffentlicht: Auf zwei Aufnahmen des [Hubble-Weltraumteleskops](/wiki/Hubble-Weltraumteleskop "Hubble-Weltraumteleskop") aus den Jahren 2004 und 2006 im Bereich des [sichtbaren Lichts](/wiki/Licht "Licht") ist ein sich bewegender Lichtpunkt zu erkennen, der eine [Keplerbahn](/wiki/Keplerbahn "Keplerbahn") beschreibt.[\[22\]](#cite_note-Hubble2008-23) Es handelt sich um das Objekt [Dagon](/wiki/Dagon_(Exoplanet) "Dagon (Exoplanet)"), das den 25 Lichtjahre entfernten Stern [Fomalhaut](/wiki/Fomalhaut "Fomalhaut") in einer Entfernung von 113 [AE](/wiki/Astronomische_Einheit "Astronomische Einheit") am inneren Rand des ihn umgebenden [Staubgürtels](/w/index.php?title=Staubscheibe&action=edit&redlink=1 "Staubscheibe (Seite nicht vorhanden)") umrundet (dem Zwölffachen der Distanz zwischen Sonne und [Saturn](/wiki/Saturn_(Planet) "Saturn (Planet)")). Nach Angaben der Entdecker ist es das bisher kühlste und kleinste Objekt, das außerhalb des Sonnensystems abgebildet werden konnte. Falls es tatsächlich ein Exoplanet ist, könnte es eine Masse von etwa drei Jupitermassen haben. Laut einer Veröffentlichung vom April 2020 könnte das Objekt auch eine Staubwolke sein, die aus einem Zusammenstoß zweier kleinerer Körper von etwa 200 km resultiert.[\[23\]](#cite_note-Gáspár2020-24)[\[24\]](#cite_note-Spektrum_Fomalhaut2020-25)

Ebenfalls im November 2008 gaben Astronomen bekannt, dass es am [Gemini-North](/wiki/Gemini-Observatorium "Gemini-Observatorium")-Observatorium und am [Keck-Observatorium](/wiki/Keck-Observatorium "Keck-Observatorium") gelungen sei, ein ganzes Planetensystem um den 130 Lichtjahre entfernten Stern [HR 8799](/wiki/HR_8799 "HR 8799") im Sternbild Pegasus abzubilden.[\[25\]](#cite_note-Gemini2008-26) Beobachtungen mittels [adaptiver Optik](/wiki/Adaptive_Optik "Adaptive Optik") im infraroten Licht zeigen drei Planeten, deren Massen mit sieben bis zehn Jupitermassen angegeben werden. Die Exoplaneten umkreisen ihr Zentralgestirn im Abstand von 25, 40 und 70 Astronomischen Einheiten. Mit einem geschätzten Alter von 60 Millionen Jahren sind sie noch jung genug, um selbst Wärmestrahlung abzugeben.

### Auswahl an bekannten Projekten und Instrumenten zum Nachweis von Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=16 "Abschnitt bearbeiten: Auswahl an bekannten Projekten und Instrumenten zum Nachweis von Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=16 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Auswahl an bekannten Projekten und Instrumenten zum Nachweis von Exoplaneten")\]

Name
Typ
Methode(n)
Entdeckungen (Beispiele)
[Kepler-Mission](/wiki/Kepler_(Weltraumteleskop) "Kepler (Weltraumteleskop)")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")[Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode"), _Orbital Brightness_

_Modulation_, Änderungen der Transitzeiten ( _Transit Timing Variations_)
fast alle Planeten der _Kepler- und K2-Sterne_

(z. B. [Kepler-452b](/wiki/Kepler-452b "Kepler-452b"), [Kepler-90](/wiki/Kepler-90 "Kepler-90")-System)
[Transiting Exoplanet Survey Satellite](/wiki/Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite "Transiting Exoplanet Survey Satellite")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")[Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode"), Änderungen der Transitzeiten ( _Transit Timing Variations_)
GJ 357 b, [Pi Mensae](/wiki/Pi_Mensae "Pi Mensae") c, TOI-813 b, TOI-5174 b
[HARPS](/wiki/High_Accuracy_Radial_velocity_Planet_Searcher "High Accuracy Radial velocity Planet Searcher")bodengestützt[Radialgeschwindigkeitsmethode](/wiki/Radialgeschwindigkeitsmethode "Radialgeschwindigkeitsmethode")[Gliese 667 Cc](/wiki/Gliese_667_Cc "Gliese 667 Cc"), [Ross 128b](/wiki/Ross_128b "Ross 128b"), [Gliese 581](/wiki/Gliese_581 "Gliese 581")-System
[OGLE](/wiki/OGLE "OGLE")bodengestützt[Microlensing](/wiki/Mikrolinseneffekt "Mikrolinseneffekt"), [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode")[OGLE-2005-BLG-390L b](/wiki/OGLE-2005-BLG-390L_b "OGLE-2005-BLG-390L b")[SuperWASP](/wiki/SuperWASP "SuperWASP")bodengestützt[Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode")[WASP-12b](/wiki/WASP-12b "WASP-12b")[Hubble-Weltraumteleskop](/wiki/Hubble-Weltraumteleskop "Hubble-Weltraumteleskop")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")Imaging, [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode"), nicht primär zur Exoplaneten-Entdeckung gebaut
PSR B1620-26 b, CHXR 73 b
[James-Webb-Weltraumteleskop](/wiki/James-Webb-Weltraumteleskop "James-Webb-Weltraumteleskop")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")Imaging, [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode"), nicht primär zur Exoplaneten-Entdeckung gebaut
[Trappist](/wiki/Trappist_(Teleskop) "Trappist (Teleskop)")bodengestützt[Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode")[TRAPPIST-1](/wiki/TRAPPIST-1 "TRAPPIST-1") b bis d
[Very Large Telescope](/wiki/Very_Large_Telescope "Very Large Telescope")bodengestütztImaging, nicht primär zur Exoplaneten-Entdeckung gebaut
[TYC 8998-760-1](/wiki/TYC_8998-760-1 "TYC 8998-760-1") b und c
[Gaia-Mission](/wiki/Gaia-Mission "Gaia-Mission")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")Astrometrische Methode, nicht primär zur Exoplaneten-Entdeckung gebaut
Gaia-1 b, Gaia-2 b
[CHEOPS (Weltraumteleskop)](/wiki/CHEOPS_(Weltraumteleskop) "CHEOPS (Weltraumteleskop)")[Weltraumteleskop](/wiki/Weltraumteleskop "Weltraumteleskop")[Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode"), primär zur Untersuchung bekannter Systeme mit Exoplaneten gebaut
System von [TOI-178](/wiki/TOI-178 "TOI-178") in Kombination mit Daten anderer Teleskope, HD 108236 f

## Benennung

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=17 "Abschnitt bearbeiten: Benennung") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=17 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Benennung")\]

Die Regeln zur Benennung von Exoplaneten sind von der [Internationalen Astronomischen Union](/wiki/Internationale_Astronomische_Union "Internationale Astronomische Union") (IAU) festgelegt.[\[26\]](#cite_note-IAU_Naming-27) Danach erhält jeder Exoplanet eine „wissenschaftliche Bezeichnung“ _(“scientific designation”)_, die aus dem Namen oder der Katalogbezeichnung des Zentralsterns sowie einem angehängten [lateinischen](/wiki/Lateinisches_Alphabet "Lateinisches Alphabet") Kleinbuchstaben besteht. Letztere werden dabei in der alphabetischen Reihenfolge der Entdeckung vergeben, beginnend mit „b“. Für gleichzeitig entdeckte Planeten um einen Zentralstern gibt die IAU keine Regelung vor; üblicherweise werden die Buchstaben hier in der Reihenfolge des Abstandes zum Zentralstern vergeben. Ob der Kleinbuchstabe von der Sternbezeichnung durch ein [Leerzeichen](/wiki/Leerzeichen "Leerzeichen") abzusetzen ist, ist nicht geregelt; die Beispiele im Regelungstext selbst sind hierin uneinheitlich. Wenn der Sternname ein [Mehrfachsternsystem](/wiki/Mehrfachsternsystem "Mehrfachsternsystem") bezeichnet, dessen einzelne Komponenten durch lateinische Großbuchstaben gekennzeichnet sind, ist für eine einzeln umrundete Komponente deren Kennbuchstabe dem Kleinbuchstaben unmittelbar (ohne Leerzeichen) voranzustellen. Wenn mehrere Komponenten umrundet werden, sind deren Kennbuchstaben eingeklammert dem Sternennamen anzuhängen. Als Beispiele sind unter anderem genannt: „ [51 Pegasi b](/wiki/51_Pegasi_b "51 Pegasi b")“, „ [CoRoT-7b](/wiki/CoRoT-7_b "CoRoT-7 b")“, „ [Alpha Centauri Bb](/wiki/Alpha_Centauri_Bb "Alpha Centauri Bb")“,[\[Anm. 2\]](#cite_note-28) „ [Kepler-34 (AB) b](/wiki/Kepler-34_b "Kepler-34 b")“.

Neben diesen wissenschaftlichen Bezeichnungen vergibt die IAU auch _public names_, mit Gestaltungsregeln analog zur Benennung von [Asteroiden](/wiki/Asteroiden "Asteroiden"). Dazu veranstaltete sie in den Jahren 2015, 2019 und 2022 die weltweiten Wettbewerbe _[NameExoWorlds](/w/index.php?title=NameExoWorlds&action=edit&redlink=1 "NameExoWorlds (Seite nicht vorhanden)")_ zur Benennung von mittlerweile 163 ausgewählten Exoplaneten.[\[27\]](#cite_note-NameExoworlds-29)

## Zahl der bekannten Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=18 "Abschnitt bearbeiten: Zahl der bekannten Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=18 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Zahl der bekannten Exoplaneten")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/43/Chart_of_exoplanet_because_5000th_discovery.png/220px-Chart_of_exoplanet_because_5000th_discovery.png)](/wiki/Datei:Chart_of_exoplanet_because_5000th_discovery.png) Im März 2022 waren mehr als 5000 Exoplaneten bekannt, [Quelle](https://www.jpl.nasa.gov/news/cosmic-milestone-nasa-confirms-5000-exoplanets)

Mit Stand vom 14. Juli 2024 waren 6911 Exoplaneten in 4941 Systemen gelistet,[\[4\]](#cite_note-exoplanet.eu_home-5) wobei allerdings einige Objekte Massen im Bereich von [Braunen Zwergen](/wiki/Brauner_Zwerg "Brauner Zwerg") haben. Die [Extrasolar Planets Encyclopaedia](/wiki/Extrasolar_Planets_Encyclopaedia "Extrasolar Planets Encyclopaedia") hat eine obere Grenze von 60 [MJ (Jupitermassen)](/wiki/Jupitermasse "Jupitermasse") definiert[\[28\]](#cite_note-ExoplanetEU_Kriterien-30), während beim [NASA Exoplanet Archive](/wiki/NASA_Exoplanet_Archive "NASA Exoplanet Archive") eine obere Massengrenze von 30 MJ gesetzt wurde.[\[29\]](#cite_note-NASAExoplanet_Kriterien-31) In der Praxis sind jedoch auch Planeten mit leicht höheren Masswerten bis zu 100 MJ in den Datenbanken enthalten.
999 multiplanetare Systeme haben zwei bis acht nachgewiesene Planeten.[\[4\]](#cite_note-exoplanet.eu_home-5) Planetensysteme gelten heute in der unmittelbaren Umgebung der Sonne als sicher nachgewiesenes, allgemein verbreitetes Phänomen. Untersuchungen und Messungen des _Institut astrophysique de Paris_ ergaben, dass ein Stern der [Milchstraße](/wiki/Milchstra%C3%9Fe "Milchstraße") im Durchschnitt ein bis zwei Planeten hat.[\[30\]](#cite_note-32)

Anzahl entdeckter Exoplaneten pro Jahr[\[31\]](#cite_note-exoplanet.eu_catalog-33)

(Stand 14. Juli 2024)1988198919901991199219931994199519961997
10318423119
1998199920002001200220032004200520062007
20404329714957537490
2008200920102011201220132014201520162017
901201532391831988941871549573
2018201920202021202220232024
376252264243508253244

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Entdeckungen nach Methode[\[31\]](#cite_note-exoplanet.eu_catalog-33) (9\. Januar 2024)

### Masse und Radius der entdeckten Planeten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=19 "Abschnitt bearbeiten: Masse und Radius der entdeckten Planeten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=19 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Masse und Radius der entdeckten Planeten")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/23/Exoplanet_Comparison_TrES-4_b.png/220px-Exoplanet_Comparison_TrES-4_b.png)](/wiki/Datei:Exoplanet_Comparison_TrES-4_b.png) Größenvergleich zwischen Jupiter (links) und [TrES-4](/wiki/TrES-4 "TrES-4") (rechts), einem der größten bekannten Exoplaneten

Während es sich bei den zunächst entdeckten Exoplaneten hauptsächlich um [Hot Jupiters](/wiki/Hot_Jupiter "Hot Jupiter") handelte, so machen mittlerweile Planeten mit einer Größe zwischen derjenigen der Erde und der des Neptun den Hauptteil der entdeckten Exoplaneten aus.

Mit Stand 2021 sind etwas über 1000 Planeten mit weniger als dem doppelten Erdradius bekannt, davon sind etwa 170 kleiner als die Erde. Da Massen nicht für alle Planeten und tendenziell eher für größere Planeten bestimmt werden können, ist die Zahl der Planeten mit Massenangaben unterhalb der zweifachen Erdmasse mit ca. 50 noch gering.[\[32\]](#cite_note-exoplanet.eu_catalog2-34)

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Einteilung nach Radius (RE).[\[32\]](#cite_note-exoplanet.eu_catalog2-34) Der Radius ist bei mittels Transitmethode entdeckten Planeten grundsätzlich bekannt.

### Kleine Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=20 "Abschnitt bearbeiten: Kleine Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=20 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kleine Exoplaneten")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d7/Exoplanets-mass-over-year.svg/330px-Exoplanets-mass-over-year.svg.png)](/wiki/Datei:Exoplanets-mass-over-year.svg) Masse der bis zum im Diagramm genannten Datum bekannten Exoplaneten über dem Jahr ihrer Entdeckung.[\[4\]](#cite_note-exoplanet.eu_home-5) Mit den Jahren weitet sich das Massenspektrum besonders nach unten hin, also bei kleineren Massen (ohne umstrittene Entdeckungen und Planeten um Pulsare).

Seit 2000 wurden zunehmend kleinere Exoplaneten entdeckt. 2004 lag die Untergrenze der Entdeckbarkeit mit der [Radialgeschwindigkeitsmethode](/wiki/Radialgeschwindigkeit "Radialgeschwindigkeit") bei einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 m/s. Ein Planet, der in 1 [AE](/wiki/Astronomische_Einheit "Astronomische Einheit") Entfernung um seinen Stern kreist, musste daher eine Masse von ca. 11 [Erdmassen](/wiki/Erdmasse "Erdmasse") haben, um überhaupt entdeckt werden zu können. Mittlerweile wurden jedoch auch masseärmere und kleinere Exoplaneten mit Hilfe der Radialgeschwindigkeit sowie durch die Microlensing- und Transitmethode entdeckt, wobei die größten Fortschritte bei der Suche nach kleinen Exoplaneten bisher mithilfe des [Kepler-Teleskops](/wiki/Kepler_(Weltraumteleskop) "Kepler (Weltraumteleskop)") erreicht wurden.

Einer der ersten gefundenen kleinen Exoplaneten ist der im April 2007 von Astronomen der [Europäischen Südsternwarte](/wiki/Europ%C3%A4ische_S%C3%BCdsternwarte "Europäische Südsternwarte") (ESO) entdeckte zweite Begleiter des Sterns [Gliese 581](/wiki/Gliese_581 "Gliese 581"): _[Gliese 581 c](/wiki/Gliese_581_c "Gliese 581 c")_ in einer Entfernung von 20,45 Lichtjahren. Seine Umlaufdauer bzw. Jahreslänge beträgt nur 13 Erdtage. Der Planet hat eine Mindestmasse von fünf Erdmassen. Der Nachweis des Planeten gelang durch einen [Spektrographen](/wiki/Spektrograph "Spektrograph"), der in [La Silla](/wiki/La-Silla-Observatorium "La-Silla-Observatorium"), [Chile](/wiki/Chile "Chile"), betrieben wird. Es wurden Rot- und Blauverschiebungen untersucht, die in Abhängigkeit zum Umlauf des Begleiters stehen (Radialgeschwindigkeitsmethode).

Ein weiterer, erst 2009 entdeckter Planet desselben Sternes ist _[Gliese 581 e](/wiki/Gliese_581_e "Gliese 581 e")._ Bei ihm handelt es sich um einen der masseärmsten bekannten Exoplaneten mit einer Mindestmasse von 1,9 Erdmassen und einer Umlaufzeit von nur knapp mehr als 3 Tagen.

Viele andere bisher nachgewiesene kleine Exoplaneten sind sogenannte [Supererden](/wiki/Supererde "Supererde"):

_[Gliese 876 d](/wiki/Gliese_876_d "Gliese 876 d")_ besitzt etwa die 7-fache Masse der Erde. Da er in einem sehr geringen Abstand in nur 47 Stunden einmal um seinen Stern kreist, beträgt seine Oberflächentemperatur etwa 200 °C bis 400 °C.

_[OGLE-2005-BLG-390L b](/wiki/OGLE-2005-BLG-390L_b "OGLE-2005-BLG-390L b")_ wurde im Januar 2006 von einer internationalen Forschergruppe mittels [Mikrolinseneffekt](/wiki/Mikrolinseneffekt "Mikrolinseneffekt") entdeckt. Dieser Exoplanet ist von der Erde ungefähr 25.000 bis 28.000 [Lichtjahre](/wiki/Lichtjahr "Lichtjahr") entfernt und hat etwa die fünffache Erdmasse. Er umkreist den Stern _[OGLE-2005-BLG-390L](/wiki/OGLE-2005-BLG-390L "OGLE-2005-BLG-390L")_ (einen [Roten Zwerg](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg")) in einer Entfernung von 2,6 [Astronomischen Einheiten](/wiki/Astronomische_Einheit "Astronomische Einheit") einmal in zehn Erdjahren. Aufgrund der geringen Größe und vergleichsweise geringen Strahlung seines Sterns sowie der großen Entfernung davon beträgt die Oberflächentemperatur des Planeten nur etwa −220 °C. Die Entwicklung von Lebensformen ist damit höchst unwahrscheinlich.

_[MOA-2007-BLG-192L b](/wiki/MOA-2007-BLG-192L_b "MOA-2007-BLG-192L b")_ wurde im Juni 2008 entdeckt und ist einer der kleinsten bekannten Exoplaneten. Er besitzt die 3,2-fache Erdmasse und befindet sich in einer Entfernung von etwa 3000 Lichtjahren. Neuere Hinweise deuten allerdings darauf hin, dass die Masse seines Muttersterns deutlich höher ist und es sich bei diesem nicht um einen [Braunen](/wiki/Brauner_Zwerg "Brauner Zwerg"), sondern um einen [Roten Zwerg](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") handelt. Dadurch ergibt sich für den Exoplaneten eine neubestimmte Masse von nur noch 1,4 Erdmassen.

_[Kepler-37b](/wiki/Kepler-37b "Kepler-37b")_ wurde 2013 entdeckt und ist mit einem Durchmesser von etwa 3900 km nur etwas größer als der Erdmond. Er ist der derzeit kleinste bekannte Exoplanet (Stand: 2019) um einen Stern vergleichbar zur Sonne.

## Bewohnbarkeit von Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=21 "Abschnitt bearbeiten: Bewohnbarkeit von Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=21 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Bewohnbarkeit von Exoplaneten")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/7a/Solarsystemau_habit.jpg/440px-Solarsystemau_habit.jpg)](/wiki/Datei:Solarsystemau_habit.jpg) Ein Beispiel eines Systems, basierend auf der [stellaren Leuchtkraft](/wiki/Leuchtkraft#Leuchtkraft_astronomischer_Objekte "Leuchtkraft") für die Vorhersage der Lage der habitablen Zone um Typen von Sternen[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a3/Kepler442b%28comp%29.jpg/240px-Kepler442b%28comp%29.jpg)](/wiki/Datei:Kepler442b(comp).jpg) Künstlerische Darstellung eines Größenvergleichs eines [superhabitablen](/wiki/Superhabitabler_Planet "Superhabitabler Planet") Exoplaneten (1,34 Erdradien) zur [Erde](/wiki/Erde "Erde") (rechts)

Eine wichtige Motivation bei der Suche und Untersuchung von Exoplaneten ist die Möglichkeit, ihre Bewohnbarkeit abzuschätzen. Aktuell sind die Möglichkeiten zur Abschätzung der Bewohnbarkeit extrasolarer Welten noch limitiert. Häufig ist der Abstand des Exoplaneten zum umrundeten Stern verhältnismäßig einfach abzuschätzen, und damit, ob er sich innerhalb der [habitablen Zone](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone") befindet oder nicht.[\[33\]](#cite_note-Seager2013-35)[\[34\]](#cite_note-Kopparapu2019-36)[\[35\]](#cite_note-AstroRoadmap2003-37)[\[36\]](#cite_note-NASA_Habitable2022-38) Es gibt jedoch auch hier oft Unsicherheiten bezüglich der exakten [Bahnparameter](/wiki/Bahnparameter "Bahnparameter"). So könnte beispielsweise eine hohe [Exzentrizität](/wiki/Exzentrizit%C3%A4t_(Astronomie) "Exzentrizität (Astronomie)") für sehr unregelmäßige Umweltbedingungen sorgen. Ebenso einfach zu bestimmen und entscheidend für die Bewohnbarkeit sind die Eigenschaften des [Zentralsterns](/wiki/Stern "Stern"). So sind beispielsweise [Rote Zwerge](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") sehr zahlreich, jedoch ist die [Bewohnbarkeit ihrer Systeme](/wiki/Roter_Zwerg#Habitable_Zone "Roter Zwerg") umstritten, unter anderem wegen ihrer Tendenz zu großen Strahlungsausbrüchen, die einen möglicherweise bewohnbaren Exoplaneten regelmäßig verstrahlen könnten. Nahegelegene [Sterne](/wiki/Doppelstern "Doppelstern") oder [Braune Zwerge](/wiki/Brauner_Zwerg "Brauner Zwerg") können für erhebliche Bahnstörungen sorgen und ein [Planetensystem](/wiki/Planetensystem "Planetensystem") destabilisieren, was eine Bewohnbarkeit erheblich erschwert.
Weiter von entscheidender Bedeutung sind die Eigenschaften des Planeten selbst. Oft werden Exoplaneten mittels der [Transitmethode](/wiki/Transitmethode "Transitmethode") entdeckt, womit der Durchmesser des Exoplaneten relativ genau bestimmt werden kann. Die [Masse](/wiki/Masse_(Physik) "Masse (Physik)") wird jedoch meist mittels der [Radialgeschwindigkeitsmethode](/wiki/Radialgeschwindigkeitsmethode "Radialgeschwindigkeitsmethode") bestimmt. Diese lässt sich bisher aber selten auf verhältnismäßig kleine und weiter vom Stern entfernte Exoplaneten anwenden und so besteht oft das Problem, dass deshalb die [Dichte](/wiki/Dichte "Dichte") unbekannt ist. Die Bestimmung der Masse der [Erde](/wiki/Erde "Erde") wäre mittels dieser Methode mit den aktuellen Möglichkeiten im Minimum sehr schwierig. Geologische Aspekte spielen vermutlich ebenfalls eine Rolle für die Bewohnbarkeit, sind jedoch mit aktuellen Methoden kaum nachzuweisen. So könnten etwa die Konzentrationen der radioaktiven Elemente [Thorium](/wiki/Thorium "Thorium") und [Uran](/wiki/Uran "Uran") ( [Radionuklide](/wiki/Radionuklide "Radionuklide")) in [Planetenmänteln](/w/index.php?title=Planetenmantel&action=edit&redlink=1 "Planetenmantel (Seite nicht vorhanden)") laut Wissenschaftlern entscheidend für die Bewohnbarkeit von erdähnlichen Planeten sein. Ein gewisser Anteil ist wichtig für ein abschirmendes, starkes [Magnetfeld](/wiki/Magnetosph%C3%A4re "Magnetosphäre") sowie für Wärme für bestimmte lebensrelevante geologische Prozesse.[\[37\]](#cite_note-StellarSmashups-39)[\[38\]](#cite_note-Nimmo2020-40) Theoretische Überlegungen sagen vorher, dass Planeten mit etwas größerer Masse als derjenigen der Erde lebensfreundlicher als diese sein könnten. Man spricht dann von [superhabitablen Planeten](/wiki/Superhabitabler_Planet "Superhabitabler Planet").
Aktuell setzt man große Hoffnungen darauf, Signaturen einer möglichen Bewohnbarkeit oder sogar von [außerirdischem Leben](/wiki/Au%C3%9Ferirdisches_Leben "Außerirdisches Leben") durch Bestimmung der [Atmosphäreneigenschaften](/wiki/Atmosph%C3%A4re_(Astronomie) "Atmosphäre (Astronomie)") zu finden. So ist der Nachweis von [Wasserdampf](/wiki/Wasserdampf "Wasserdampf") bei mehreren Exoplaneten bereits gelungen, wobei die meisten eher die Dimensionen von [Neptun](/wiki/Neptun_(Planet) "Neptun (Planet)") oder noch größer hatten. Als relativ klarer Hinweis auf das Vorhandensein von Leben würde wohl der direkte Nachweis von freiem Sauerstoff wie auf der Erde gelten, da bisher keine anderen Prozesse bekannt sind, die derartige Mengen dieses reaktiven Gases über längere Zeit in der Atmosphäre eines Planeten anreichern. Der Nachweis der Atmosphäre ist prinzipiell durch die Transitmethode möglich, jedoch ungleich schwieriger als die Bestimmung des Durchmessers, besonders bei kleineren Exoplaneten, die von ihrem Stern deutlich überstrahlt werden.

Eine vielfach diskutierte Hypothese ist auch diejenige von möglichen [Exomonden](/wiki/Extrasolarer_Mond "Extrasolarer Mond"), die ihre Bahnen um einen jupitergroßen Planeten innerhalb der habitablen Zone ziehen. Derartige Planeten wurden schon mehrfach entdeckt, der Nachweis eines Exomondes steht bisher (2023) jedoch noch aus, und auch die Untersuchung ihrer Bewohnbarkeit könnte schwieriger sein als diejenige von Exoplaneten.
Künftige Weltraumteleskope und auch erdgebundene Teleskope werden eine verbesserte Auflösung bieten, womit die Untersuchung potentiell bewohnbarer Planeten deutlich vereinfacht werden wird. Die detaillierte Untersuchung dieser Exoplaneten wird aber wohl auf Jahre hinaus schwierig bleiben.[\[39\]](#cite_note-Spektrum_Plato2022-41)

Siehe auch: [Liste potentiell bewohnbarer Planeten](/wiki/Liste_potentiell_bewohnbarer_Planeten "Liste potentiell bewohnbarer Planeten")

## Arten von Exoplaneten

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=22 "Abschnitt bearbeiten: Arten von Exoplaneten") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=22 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Arten von Exoplaneten")\]

→ _Hauptartikel: [Klassifizierung der Planeten](/wiki/Klassifizierung_der_Planeten "Klassifizierung der Planeten")_

Es gibt noch kein international verbindliches System zur Klassifikation extrasolarer Planeten. So versuchte man eine Klassifikation für die solaren Planeten. Diese wurde dann auf die extrasolaren Planeten übertragen.

Diese Klassifikation wurde in folgende Typen vorgenommen:

- [Gesteinsplaneten](/wiki/Gesteinsplanet "Gesteinsplanet") (erdähnliche Felsplaneten, „terrestrisch“, im Fall mehrerer Erdmassen als „ [Supererden](/wiki/Supererde "Supererde")“ bezeichnet)
- [Gasriesen](/wiki/Gasplanet "Gasplanet") ( [jupiterähnlich](/wiki/Jupiter_analog "Jupiter analog"), in großer Nähe zum Fixstern auch als „ [Hot Jupiters](/wiki/Hot_Jupiter "Hot Jupiter")“ bezeichnet) und [Gasplaneten](/wiki/Gasplanet "Gasplanet") (neptunähnlich, in großer Nähe zum Fixstern auch als „ [Hot Neptunes](/wiki/Hot_Neptune "Hot Neptune")“ bezeichnet).

## Planeten außerhalb der Milchstraße

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=23 "Abschnitt bearbeiten: Planeten außerhalb der Milchstraße") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=23 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Planeten außerhalb der Milchstraße")\]

→ _Hauptartikel: [Extragalaktischer Planet](/wiki/Extragalaktischer_Planet "Extragalaktischer Planet")_

Es ist davon auszugehen, dass sich Planeten auch in anderen Galaxien geformt haben. Ihre reproduzierbare Detektion liegt jedoch deutlich außerhalb der heute verfügbaren Möglichkeiten. Es wurden mehrere [Mikrolinsen](/wiki/Mikrolinseneffekt "Mikrolinseneffekt")-Ereignisse beobachtet, die möglicherweise auf Exoplaneten zurückzuführen sein könnten.

## Exemplarische Exoplaneten und Systeme

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=24 "Abschnitt bearbeiten: Exemplarische Exoplaneten und Systeme") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=24 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Exemplarische Exoplaneten und Systeme")\]

### 2M1207 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=25 "Abschnitt bearbeiten: 2M1207 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=25 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: 2M1207 b")\]

→ _Hauptartikel: [2M1207 b](/wiki/2M1207_b "2M1207 b")_

Der Gasriese [2M1207 b](/wiki/2M1207_b "2M1207 b") wurde im Jahr 2004 im Orbit des Braunen Zwergs _2M1207_ entdeckt und war der erste Exoplanet, der direkt auf optischem Wege wahrgenommen werden konnte und damit die Möglichkeit zu einer direkten spektroskopischen Untersuchung bietet.

### Gliese 1214 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=26 "Abschnitt bearbeiten: Gliese 1214 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=26 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Gliese 1214 b")\]

→ _Hauptartikel: [GJ 1214 b](/wiki/GJ_1214_b "GJ 1214 b")_

GJ 1214 b (Gliese 1214 b) ist eine im Jahr 2009 entdeckte extrasolare Supererde, die im Sternbild [Schlangenträger](/wiki/Schlangentr%C3%A4ger "Schlangenträger") rund 40 [Lichtjahre](/wiki/Lichtjahr "Lichtjahr") von der [Erde](/wiki/Erde "Erde") entfernt in 38 Stunden den [Roten Zwerg](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") [GJ 1214](/wiki/GJ_1214 "GJ 1214") umkreist, dessen Strahlung 200-mal schwächer ist als diejenige der [Sonne](/wiki/Sonne "Sonne"). Der Exoplanet _GJ 1214 b_ besitzt eine [Atmosphäre](/wiki/Atmosph%C3%A4re_(Astronomie) "Atmosphäre (Astronomie)"), die sich überwiegend aus Wasserdampf zusammensetzt.

### HD 20782 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=27 "Abschnitt bearbeiten: HD 20782 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=27 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: HD 20782 b")\]

Der Planet, mit mindestens 2 Jupitermassen wahrscheinlich ein [Gasriese](/wiki/Gasriese "Gasriese"), umrundet seinen [sonnenähnlichen](/wiki/Sonnen%C3%A4hnlicher_Stern "Sonnenähnlicher Stern") Zentralstern [HD 20782](/wiki/HD_20782 "HD 20782") in 597 Tagen auf einer extrem exzentrischen Bahn ( [Exzentrizität](/wiki/Exzentrizit%C3%A4t_(Astronomie) "Exzentrizität (Astronomie)") 0,96), bei der die Entfernung zum Zentralstern zwischen 0,06 und 2,5 [AE](/wiki/Astronomische_Einheit "Astronomische Einheit") schwankt.[\[40\]](#cite_note-Scinexx_Exz2016-42)

### KELT-9b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=28 "Abschnitt bearbeiten: KELT-9b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=28 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: KELT-9b")\]

→ _Hauptartikel: [KELT-9b](/wiki/KELT-9b "KELT-9b")_

Im Zuge eines Transits vor dem Zentralstern [KELT-9](/w/index.php?title=KELT-9&action=edit&redlink=1 "KELT-9 (Seite nicht vorhanden)") konnte in der Atmosphäre seines äußerst heißen Gasplaneten [KELT-9b](/wiki/KELT-9b "KELT-9b") gasförmiges Eisen und Titan nachgewiesen werden.[\[41\]](#cite_note-ORF_Ultra2018-43)

### Kepler-42

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=29 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-42") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=29 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-42")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/53/Kepler-42_System_%E2%80%93_Jupiter_System_Comparison.jpg/170px-Kepler-42_System_%E2%80%93_Jupiter_System_Comparison.jpg)](/wiki/Datei:Kepler-42_System_%E2%80%93_Jupiter_System_Comparison.jpg) Planetensystem von Kepler-42 und das [Jupitermondsystem](/wiki/Jupiter_(Planet) "Jupiter (Planet)")

→ _Hauptartikel: [Kepler-42](/wiki/Kepler-42 "Kepler-42")_

Im Rahmen der [Kepler-Mission](/wiki/Kepler_(Weltraumteleskop) "Kepler (Weltraumteleskop)") gab die NASA Anfang 2012 die Entdeckung des bis dahin (nach Planetengröße) kleinsten [Planetensystems](/wiki/Planetensystem "Planetensystem") bekannt:[\[42\]](#cite_note-Nasa_Kepler2012-44) Der ca. 120 Lichtjahre von der Erde entfernte Rote Zwerg Kepler-42 (seinerzeit als _KOI-961_ bezeichnet) besitzt drei [Gesteinsplaneten](/wiki/Erd%C3%A4hnlicher_Planet "Erdähnlicher Planet"), die alle den Stern näher als die habitable Zone umrunden und somit für flüssiges Wasser zu heiße Oberflächen haben.[\[43\]](#cite_note-AlienWorld-45) Ihre Radien betragen das 0,78-, 0,73- und 0,57-Fache des [Erdradius](/wiki/Erdradius "Erdradius"), der kleinste dieser Planeten ist damit ähnlich groß wie der [Mars](/wiki/Mars_(Planet) "Mars (Planet)").[\[44\]](#cite_note-NasaKepler2012_2-46)

### Kepler-51

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=30 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-51") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=30 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-51")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Kepler_51_planets_compared_to_some_of_the_planets_in_our_Solar_system.png/170px-Kepler_51_planets_compared_to_some_of_the_planets_in_our_Solar_system.png)](/wiki/Datei:Kepler_51_planets_compared_to_some_of_the_planets_in_our_Solar_system.png) Künstlerische Darstellung der Planeten um Kepler-51 anhand echter Größenverhältnisse im Vergleich zu den Planeten des [Sonnensystems](/wiki/Sonnensystem "Sonnensystem")

→ _Hauptartikel: [Kepler-51](/wiki/Kepler-51 "Kepler-51")_

Kepler-51 ist ein Stern der Spektralklasse G wie die Sonne. In seinem System wurden bisher drei Exoplaneten entdeckt mit einer Umlaufzeit von 45 bis 130 Tagen. Überraschenderweise handelt es sich bei allen Planeten um sogenannte [Super-Puffs](/wiki/Zuckerwatte-Planet "Zuckerwatte-Planet"), Planeten mit extrem geringer Dichte. Während [Saturn](/wiki/Saturn_(Planet) "Saturn (Planet)") mit 0,69 g/cm³ die geringste Dichte aller Planeten im Sonnensystem aufweist, scheint sie bei diesen drei Planeten bei lediglich 0,03 bis 0,05 g/cm³ zu liegen.

### Kepler-90

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=31 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-90") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=31 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-90")\]

→ _Hauptartikel: [Kepler-90](/wiki/Kepler-90 "Kepler-90")_

Mit Bekanntgabe der Entdeckung des achten Planeten im Dezember 2017 ist das System mit diesem Stand das mit den meisten bekannten Exoplaneten.

### Kepler-186f

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=32 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-186f") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=32 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-186f")\]

→ _Hauptartikel: [Kepler-186f](/wiki/Kepler-186f "Kepler-186f")_

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c6/Exoplanet_Comparison_Kepler-186_f.png/220px-Exoplanet_Comparison_Kepler-186_f.png)](/wiki/Datei:Exoplanet_Comparison_Kepler-186_f.png) Größenvergleich von Kepler-186f zur Erde

Kepler-186f ist ein 2012 entdeckter etwa erdgroßer Planet (mit etwa 1,1-fachem [Erddurchmesser](/wiki/Erddurchmesser "Erddurchmesser")), dessen Umlaufbahn im äußeren Bereich der [habitablen Zone](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone") seines Zentralgestirns liegt. Seine Masse ist nicht bekannt, jedoch ist die Annahme plausibel, dass es sich um einen [erdähnlichen Planeten](/wiki/Erd%C3%A4hnlicher_Planet "Erdähnlicher Planet") (Gesteinsplaneten) handelt.[\[45\]](#cite_note-Nasa_kepler186f-47)

### Kepler-452b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=33 "Abschnitt bearbeiten: Kepler-452b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=33 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler-452b")\]

→ _Hauptartikel: [Kepler-452b](/wiki/Kepler-452b "Kepler-452b")_

Kepler-452b ist ein 2015 entdeckter Planetenkandidat mit etwa 1,6-fachem [Erddurchmesser](/wiki/Erddurchmesser "Erddurchmesser"), er ist somit wahrscheinlich ein [erdähnlicher Planet](/wiki/Erd%C3%A4hnlicher_Planet "Erdähnlicher Planet") (Gesteinsplanet) und befindet sich in der [habitablen Zone](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone"). Falls er bestätigt wird, ist er einer der ersten entdeckten Exoplaneten, die einen sonnenähnlichen Stern umlaufen.

### Kepler 1647 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=34 "Abschnitt bearbeiten: Kepler 1647 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=34 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Kepler 1647 b")\]

→ _Hauptartikel: [Kepler-1647b](/wiki/Kepler-1647b "Kepler-1647b")_

Dieser etwa jupitergroße Gasriese ist rund 3700 Lichtjahre entfernt und umkreist einen aus zwei sonnenähnlichen Sternen bestehenden Doppelstern [zirkumbinär](/wiki/Zirkumbin%C3%A4rer_Planet "Zirkumbinärer Planet") mit einer Umlaufzeit von etwa drei Jahren. Da er in der habitablen Zone liegt, lässt sich spekulieren, dass eventuell vorhandene Monde lebensfreundliche Bedingungen bieten könnten.[\[46\]](#cite_note-Kostov2016-48)[\[47\]](#cite_note-Scinexx_2Suns_2016-49)

### K2-18 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=35 "Abschnitt bearbeiten: K2-18 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=35 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: K2-18 b")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/2c/Atmosphere_Composition_of_Exoplanet_K2-18_b_%28NIRISS_%26_NIRSpec%29.png/330px-Atmosphere_Composition_of_Exoplanet_K2-18_b_%28NIRISS_%26_NIRSpec%29.png)](/wiki/Datei:Atmosphere_Composition_of_Exoplanet_K2-18_b_(NIRISS_%26_NIRSpec).png) Spektrum der Atmosphäre von K2-18 b vermessen durch das [James-Webb-Weltraumteleskop](/wiki/James-Webb-Weltraumteleskop "James-Webb-Weltraumteleskop")

→ _Hauptartikel: [K2-18](/wiki/K2-18 "K2-18")_

Beim Planeten K2-18 b handelt es sich um eine [Supererde](/wiki/Supererde "Supererde") oder einen [Mini-Neptun](/wiki/Mini-Neptun "Mini-Neptun"), der seinen Zentralstern in der [habitablen Zone](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone") umkreist. Mit verschiedenen Weltraumteleskopen (unter anderem dem [James-Webb-Weltraumteleskop](/wiki/James-Webb-Weltraumteleskop "James-Webb-Weltraumteleskop")) konnte die Atmosphäre untersucht werden, wobei der Nachweis von [Methan](/wiki/Methan "Methan") und möglicherweise [Wasserdampf](/wiki/Wasserdampf "Wasserdampf") gelang. Es gibt ferner Hinweise auf einen möglicherweise flüssigen Ozean an der Oberfläche.[\[48\]](#cite_note-Nasa_K2-18_2023-50)[\[49\]](#cite_note-Spektrum_JWST_Slowblog-51)[\[50\]](#cite_note-Madhusudhan2023-52) Dennoch unterscheiden sich die Bedingungen an der Oberfläche mit Sicherheit beträchtlich von denen auf der Erde.

### Proxima Centauri b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=36 "Abschnitt bearbeiten: Proxima Centauri b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=36 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Proxima Centauri b")\]

→ _Hauptartikel: [Proxima Centauri b](/wiki/Proxima_Centauri_b "Proxima Centauri b")_

Der sonnennächste Stern [Proxima Centauri](/wiki/Proxima_Centauri "Proxima Centauri") wird in seiner [habitablen Zone](/wiki/Habitable_Zone "Habitable Zone") von einem möglicherweise [erdähnlichen Planeten](/wiki/Erd%C3%A4hnlicher_Planet "Erdähnlicher Planet") umrundet, dessen Entdeckung im August 2016 bekanntgegeben wurde.[\[51\]](#cite_note-Witze2016-53)[\[52\]](#cite_note-AngladaEscude2016-54)

### Ssc2005-10c

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=37 "Abschnitt bearbeiten: Ssc2005-10c") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=37 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Ssc2005-10c")\]

Das Objekt Ssc2005-10c bei dem Stern [HD 69830](/wiki/HD_69830 "HD 69830") erfüllt eine [„Schäferhundfunktion“](/wiki/Sch%C3%A4fermond "Schäfermond") für einen mit dem [Spitzer-Weltraumteleskop](/wiki/Spitzer-Weltraumteleskop "Spitzer-Weltraumteleskop") der NASA entdeckten Asteroidengürtel, ähnlich wie [Jupiter](/wiki/Jupiter_(Planet) "Jupiter (Planet)") für den [Asteroidengürtel](/wiki/Asteroideng%C3%BCrtel "Asteroidengürtel") des [Sonnensystems](/wiki/Sonnensystem "Sonnensystem"). Dieser Gürtel hat etwa dessen 25-fache Masse und ist dem Stern so nahe wie die [Venus](/wiki/Venus_(Planet) "Venus (Planet)") der Sonne.

### Titawin mit Saffar, Samh und Majriti

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=38 "Abschnitt bearbeiten: Titawin mit Saffar, Samh und Majriti") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=38 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Titawin mit Saffar, Samh und Majriti")\]

Das Doppelsternsystem [Titawin](/wiki/Titawin "Titawin") besteht aus dem leuchtstärkeren Stern _Titawin A_ und dem [Roten Zwerg](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") _Titawin B._ Der größere der beiden Sterne, _Titawin A,_ hat mindestens drei Planeten:

- [Saffar](/wiki/Saffar_(Exoplanet) "Saffar (Exoplanet)") mit einer 0,71-fachen Jupitermasse bei 4,617 Tagen Umlaufdauer und einem geschätzten Temperaturunterschied zwischen Tag- und Nachtseite von 1400 Grad,
- [Samh](/wiki/Samh "Samh") mit 2,11-facher Jupitermasse (241,2 Tage Umlaufdauer) – ein Exoplanet, der sehr warm ist, sich aber am inneren Rand der Lebenszone befinden könnte und
- [Majriti](/wiki/Majriti_(Exoplanet) "Majriti (Exoplanet)") (4,61-fache Jupitermasse, 3,47 Jahre Umlaufdauer), ein Planet, der eher kühl ist, sich aber gerade noch am äußeren Rand der Lebenszone befinden könnte.

Das System liegt im [Sternbild Andromeda](/wiki/Andromeda_(Sternbild) "Andromeda (Sternbild)"), ist 2,9–4,1 Milliarden Jahre alt, 43,93 Lichtjahre entfernt und die Umlaufzeit von _Titawin A_ und _Titawin B_ beträgt 20.000 Jahre.

### Trappist-1

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=39 "Abschnitt bearbeiten: Trappist-1") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=39 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Trappist-1")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/89/PIA21428_-_TRAPPIST-1_Comparison_to_Solar_System_and_Jovian_Moons.jpg/330px-PIA21428_-_TRAPPIST-1_Comparison_to_Solar_System_and_Jovian_Moons.jpg)](/wiki/Datei:PIA21428_-_TRAPPIST-1_Comparison_to_Solar_System_and_Jovian_Moons.jpg) Größenvergleich des Jupitersystems (oben) mit dem Trappist-1-System (Mitte). Darunter ein Größenvergleich zu dem um den Faktor 25 verkleinerten Sonnensystem. Die Planeten sind im Verhältnis zu den Umlaufbahnen stark vergrößert eingezeichnet.

→ _Hauptartikel: [Trappist-1](/wiki/Trappist-1 "Trappist-1")_

Beim 2016 entdeckten Trappist-1-System wurden mittlerweile 7 terrestrische Planeten gefunden, wovon mehrere in der habitablen Zone liegen. Somit sind alle Planeten der Erde vergleichsweise ähnlich. Der Zentralstern allerdings ist ein leuchtschwacher [Roter Zwerg](/wiki/Roter_Zwerg "Roter Zwerg") mit lediglich etwa 8 % der Sonnenmasse.

### TYC 8998-760-1

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=40 "Abschnitt bearbeiten: TYC 8998-760-1") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=40 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: TYC 8998-760-1")\]

[![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f6/First_ever_image_of_a_multi-planet_system_around_a_Sun-like_star.tif/lossy-page1-330px-First_ever_image_of_a_multi-planet_system_around_a_Sun-like_star.tif.jpg)](/wiki/Datei:First_ever_image_of_a_multi-planet_system_around_a_Sun-like_star.tif) Bild des jungen Sterns TYC 8998-760-1 mit seinen 2 Planeten

[TYC 8998-760-1](/wiki/TYC_8998-760-1 "TYC 8998-760-1") ist ein junger, [sonnenähnlicher Stern](/wiki/Sonnen%C3%A4hnlicher_Stern "Sonnenähnlicher Stern"), um den im Jahr 2020 zwei Exoplaneten direkt abgebildet werden konnten.[\[53\]](#cite_note-ESO2020-55)[\[54\]](#cite_note-Spon2020-56) Beide Planeten sind deutlich massereicher als [Jupiter](/wiki/Jupiter_(Planet) "Jupiter (Planet)") und außerdem befinden sie sich mit 160 respektive 320 [AE](/wiki/Astronomische_Einheit "Astronomische Einheit") sehr weit entfernt von ihrem Zentralstern.

### WD 1856+534

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=41 "Abschnitt bearbeiten: WD 1856+534") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=41 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: WD 1856+534")\]

Der [Weiße Zwerg](/wiki/Wei%C3%9Fer_Zwerg "Weißer Zwerg") [WD 1856+534](/wiki/WD_1856%2B534 "WD 1856+534") wird mutmaßlich von einem sehr massereichen Planeten _WD 1856+534 b_ umkreist. Spektakulär an der Entdeckung im Jahr 2020 ist, dass damit erstmals deutliche Hinweise auf die Existenz von Planeten im System eines Weißen Zwergs präsentiert wurden. Bisher ist unbekannt, wie der Planet in die aktuelle Bahn geraten ist, da Astronomen davon ausgehen, dass er an dieser Position die [Rote-Riesen-Phase](/wiki/Roter_Riese "Roter Riese") des Zentralsterns nicht überstanden hätte.[\[55\]](#cite_note-Spektrum_Eiskalt2020-57)[\[56\]](#cite_note-Vanderburg2020-58)

### TOI-5174 b

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=42 "Abschnitt bearbeiten: TOI-5174 b") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=42 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: TOI-5174 b")\]

Dieser Exoplanet wurde vom Hobby-Astronomen Gerd Gühne im Januar 2022 im Rahmen des Projektes [Planet Hunters TESS (PHT)](/wiki/Planet_Hunters "Planet Hunters") entdeckt, im Februar des gleichen Jahres dann von der Astronomin Nora Eisner als PHT-Kandidat TIC 49428710.01 auf ExoFOP registriert und im Oktober durch die Forschergruppe um Giacomo Mantovan bestätigt. Der Exoplanet ist etwa halb so groß wie Jupiter (0,447 Jupiterradien / 5,35 Erdradien) und umkreist seinen sonnenähnlichen Stern in nur 12,2 Tagen (gerundet). Wegen der großen Nähe zu seinem Stern liegt die Oberflächentemperatur etwa bei rund 500 °C (genauere Modelle müssen noch erstellt werden). Der Stern selbst befindet sich im Sternbild [Löwe](/wiki/L%C3%B6we_(Sternbild) "Löwe (Sternbild)") in 643 Lichtjahren Entfernung.[\[57\]](#cite_note-Zooniverse_PHT2023-59)[\[58\]](#cite_note-ExoFOP_TOI5174-60)[\[59\]](#cite_note-Nasa_TOI5174-61)
Der Exoplanet wurde mit Hilfe der Daten des [TESS-Weltraumteleskopes](/wiki/Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite "Transiting Exoplanet Survey Satellite") entdeckt – der Planet ist für ~ 4,7 Stunden vor seinem Stern zu sehen.[\[60\]](#cite_note-Mantovan2023-62)

## Siehe auch

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=43 "Abschnitt bearbeiten: Siehe auch") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=43 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Siehe auch")\]

- [Pulsar-Planet](/wiki/Pulsar-Planet "Pulsar-Planet")
- [Extrasolarer Mond](/wiki/Extrasolarer_Mond "Extrasolarer Mond")
- [Liste von Supererden](/wiki/Liste_von_Supererden "Liste von Supererden")
- [Liste von Exoplaneten](/wiki/Liste_von_Exoplaneten "Liste von Exoplaneten")
- [Liste von Planetensystemen](/wiki/Liste_von_Planetensystemen "Liste von Planetensystemen")
- [Liste der nächsten extrasolaren Systeme](/wiki/Liste_der_n%C3%A4chsten_extrasolaren_Systeme "Liste der nächsten extrasolaren Systeme")
- [Liste potentiell bewohnbarer Planeten](/wiki/Liste_potentiell_bewohnbarer_Planeten "Liste potentiell bewohnbarer Planeten")

## Literatur

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=44 "Abschnitt bearbeiten: Literatur") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=44 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Literatur")\]

- [Reto U. Schneider](/wiki/Reto_U._Schneider "Reto U. Schneider"): _Planetenjäger. Die aufregende Entdeckung fremder Welten._ Birkhäuser, Basel u. a. 1997, [ISBN 3-7643-5607-3](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/3764356073).
- [Geoffrey Marcy](/wiki/Geoffrey_Marcy "Geoffrey Marcy"), [R. Paul Butler](/wiki/R._Paul_Butler "R. Paul Butler"), [Debra Fischer](/wiki/Debra_Fischer "Debra Fischer"), [Steven Vogt](/wiki/Steven_Vogt "Steven Vogt"), Jason T. Wright, Chris G. Tinney, Hugh R. A. Jones: _Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities._ In: Shin Mineshige, Shigeru Ida (Hrsg.): _Origins: From early universe to extrasolar planets._ Proceedings of the 19th Nishinomiya-Yukawa memorial symposium. (November 1 and 2, 2004, Nishinomiya, Japan) (= _Progress of Theoretical Physics. Supplement._ Nr. 158). Publishing Office Progress of Theoretical Physics – Kyoto University, Kyoto 2005, S. 24–42, [online](http://astro.berkeley.edu/~gmarcy/marcy_japan.pdf) (PDF; 629 kB).
- Hans Deeg, Juan Antonio Belmonte, Antonio Aparicio (Hrsg.): _Extrasolar planets._ Cambridge University Press, Cambridge 2008, [ISBN 978-0-521-86808-2](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/9780521868082).
- Rudolf Dvorak (Hrsg.): _Extrasolar planets. Formation, detection and dynamics._ Wiley-VCH-Verlag, Weinheim 2008, [ISBN 978-3-527-40671-5](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/9783527406715).
- Aleksandar Janjic: _Signaturen des Lebens._ In: Aleksandar Janjic: _Astrobiologie – die Suche nach außerirdischem Leben._ Springer, Berlin 2019, [ISBN 978-3-662-59492-6](/wiki/Spezial:ISBN-Suche/9783662594926), S. 1–114.
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## Weblinks

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![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c3/Wiktfavicon_en.svg/16px-Wiktfavicon_en.svg.png)**[Wiktionary: Exoplanet](https://de.wiktionary.org/wiki/Exoplanet "wikt:Exoplanet")** – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

- [_Methoden der Exoplanetenentdeckung._](https://beltoforion.de/de/exoplaneten/) In: _beltoforion.de._ Abgerufen am 9. Januar 2024
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**Medien**

![](//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/12px-Commons-logo.svg.png)

**[Commons: Exoplaneten](https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Exoplanets?uselang=de)** – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

- Harald Lesch: _[Gibt es extrasolare Planeten?](https://www.ardmediathek.de/video/alpha-centauri/gibt-es-extrasolare-planeten/ard-alpha/Y3JpZDovL2JyLmRlL2Jyb2FkY2FzdC9GMjAxNldPMDAxNjY3QTA)_ aus der Fernseh-Sendereihe _[alpha-Centauri](/wiki/Alpha-Centauri "Alpha-Centauri")_(ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 17. Jan. 1999.
- Max-Planck-Gesellschaft: _[Exoplaneten – Fahndung im All.](https://www.youtube.com/watch?v=A_BR4s-PG7I&list=UUDt2f_5HBWQEklwTDyN0lsw)_ Film über Exoplaneten, auf: _Youtube.com._ November 2014.
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**Datenbanken**

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## Anmerkungen

\[ [Bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&veaction=edit&section=46 "Abschnitt bearbeiten: Anmerkungen") \| [Quelltext bearbeiten](/w/index.php?title=Exoplanet&action=edit&section=46 "Quellcode des Abschnitts bearbeiten: Anmerkungen")\]

1. [↑](#cite_ref-2)Astronomische Bezeichnungen und Abgrenzungen waren oft nicht eindeutig und wurden geändert. Beispiele: _[Wandelstern](/wiki/Wandelstern "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](/wiki/Zwergplanet "Zwergplanet") von den Planeten mit dem „Opfer“ [Pluto](/wiki/Pluto "Pluto").
2. [↑](#cite_ref-28)Die Entdeckungsmeldung für den Exoplaneten selbst ist mittlerweile zurückgezogen, somit ist die Verwendung in dem zitierten IAU-Dokument nur noch ein (weiterhin gültiges) Beispiel für das Bezeichnungsschema.

## Einzelnachweise

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Normdaten (Sachbegriff): [GND](/wiki/Gemeinsame_Normdatei "Gemeinsame Normdatei"): [4456110-6](https://d-nb.info/gnd/4456110-6)( [lobid](https://lobid.org/gnd/4456110-6), [OGND](https://swb.bsz-bw.de/DB=2.104/SET=1/TTL=1/CMD?retrace=0&trm_old=&ACT=SRCHA&IKT=2999&SRT=RLV&TRM=4456110-6), [AKS](https://prometheus.lmu.de/gnd/4456110-6))

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