Erst im Jahr 1995 ist es gelungen, einen Planeten in einem fremden Sonnensystem aufzuspüren. Seitdem sind über zweihundert weitere Planeten entdeckt worden und nach wissenschaftlichen Schätzungen warten noch Millionen, wenn nicht sogar Milliarden, weiterer Planeten auf ihre Entdeckung. In diesem Special werden die eingesetzten Methoden nähr beschrieben.

Laut Statistik (Stand 02. April 2007) sind bislang 216 Planeten in 176 Planetensystemen entdeckt worden. Davon befinden sich 20 in Mehrfachplanetensystemen (multiple planet systems), d. h. Sonnensysteme, in denen man mehr als einen Planeten entdeckt hat und wofür unser Sonnensystem mit seinen 8 Planeten ein gutes Beispiel ist.

Nun, bei Milliarden von Sternen, die sich allein in unserer Galaxie der Milchstraße befinden, scheinen 216 Planeten nicht viel zu sein. Warum hat man also bislang nicht mehr von ihnen entdeckt?

Das liegt daran, dass Planeten kein eigenes Licht emittieren und die Sterne, um denen ein extrasolarer Planet kreist, weitaus heller sind und ihn somit überstrahlen. Deshalb hat man sich vier verschiedene Verfahren ausgedacht, um dieses Manko auszugleichen. Leider funktionieren diese Methoden nur bei sehr großen Planeten wie dem Jupiter, da sehr viel kleinere Planeten wie die Erde, eine zu geringe Masse besitzen, um sie aufzuspüren. Erst der Terrestrial Planet Finder (TPF) der zwischen 2012-2015 starten soll wird in der Lage sein terrestrische, d. h. erdähnliche, Planeten aufzuspüren.

1. Doppler Methode

Dies ist bislang die erfolgreichste Methode. Hierbei wird sehr präzise die Geschwindigkeit oder die Bewegung eines Sterns gemessen. Wenn nun bei der Bewegung des Sterns Unregelmäßigkeiten auftreten, könnte dies ein erstes Indiz für das Vorhandensein eines extrasolaren Planeten sein. Da Planeten die um einen Stern kreisen zwar durch die Gravitationskräfte des Sterns auf seiner Umlaufbahn gehalten werden, aber durch das Gesetz der gegenseitigen Massenanziehung ebenfalls eine Kraft auf den Stern ausüben. Der Planet zieht also mit seinen Gravitationskräften an dem Stern und dieser gerät dadurch ins Wanken, da beide um einen gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Dieses Wanken ist natürlich sehr gering und kann neben dem Vorhandensein eines Planeten auch auf andere Ursache zurückgeführt werden, weshalb längere Beobachtungen nötig sind. Erst wenn dieses Wanken des Sterns in regelmäßigen Abständen auftritt, kann man auf die Existenz eines extrasolaren Planeten schließen.

Beobachtet werden kann dieses Wanken durch das analysieren des Spektrums des Sterns. Denn nach Doppler (dem Entdecker des Dopplereffekts), wird das Licht, wenn es sich von einem Stern auf uns zu bewegt, zum blauen Spektrum hin verschoben, wenn es sich hingegen von uns wegbewegt, ist es zum roten Spektrum hin verschoben.

Dies lässt sich damit erklären, dass das Licht zusammengedrückt wird, wenn es sich dem Beobachter nährt und ausgebreitet wird, wenn es sich vom Beobachter wegbewegt.

Dieses Verfahren dauert oft über mehrere Jahre, da die Beobachtungen und Messungen des Sterns sehr präzise durchgeführt werden müssen und es nur für sehr große, jupiterähnliche, Planeten geeignet ist, die ungefähr 300-mal so schwer sind wie die Erde, da die Gravitationskraft eines Planeten von seiner Masse und seinem Radius abhängt.

2. Astrometrische Messungen

Dieses Verfahren ist ähnlich dem der Doppler Methode, allerdings wird hier nicht das Lichtspektrum des Sterns analysiert sondern nur seine Position.

3. Transit Methode

Wenn ein Planet an seiner Sonne vorbeizieht, wird ein winziger Teil des Lichts der Sonne blockiert und diese Änderungen im Helligkeitsspektrum eines Sterns, lässt sich messen.

Nur sehr empfindliche Geräte sind dazu in der Lage dieses schwanken in der Helligkeit eines Sterns nachzuweisen. Und wie bei den anderen Methoden auch sind längere Beobachtungen nötig, um ein natürliches Phänomen des Sternenlebens ausschließen. Auch mit dieser Methode lassen sich ausschließlich große Planeten entdecken, da erdähnliche Planeten zu klein sind, um eine messbare Helligkeitsschwankung zu verursachen.

4. Gravitational Microlensing

Diese Methode beruht auf der von Albert Einstein postulierten Allgemeinen Relativitätstheorie. Da nach Einstein starke Gravitationskräfte den Raum und auch das Licht krümmen können. Das Licht eines fremden Sterns breitet sich also nicht in einer gerade Linie aus, sondern wird von massereichen Objekten verbogen.

Wie auch bei der Doppler Methode und der Astrometrischen Messung spielen hier die Gravitationskräfte eine wichtige Rolle. Denn wenn ein Planet vor einer Sonne vorbei zieht, verursachen seine Gravitationskräfte einen Linsen-Effekt. Dabei werden die Lichtstrahlen gebündelt und es gibt eine kurzfristige Erhöhung im Helligkeitsspektrum des Sterns. Auch diese Methode ist sehr zeitintensiv, da man nicht direkt auf einen extrasolaren Planeten schließen kann.