THEMA:

Hallo,
kennt sich wer mit der Exoplanetenforschung aus? Gibt es statisitische Erfassungen, bei wie vielen Sternen mit welchem Ansatz Exoplaneten nachzuweisen sind?
Was ist die Erfolgsquote? Bei 1%/10%/50% der Sterne?

Hintergrund:
a) Ich finde den Zufall riesig, dass eine andere Sonnensystemscheibe genau so liegt, dass wir direkt seitlich hineinschauen, denn würde sie nur minimal geneigt zu uns zeigen, könnten wir ja nie Planetendurchläufe beobachten, da ja schon wenige Grad bedeuten würden, dass der Planet oberhalb oder unterhalb an dem Stern vorbeiläuft. Hat jemand berechnet, bei wie vielen Sonnensystemen man statistisch Glück haben müsste und stimmt das mit der Erfolgsquote beim Finden von Exoplaneten überein?
b) Hat nicht Jupiter schon 11a Umlaufzeit? Hält man solange auf die Sonnensysteme drauf? Oder findet man nur vergleichsweise nahe Umläufer?
c) z.B. Planet Kelt-9b ist ein Gasriese nahe seinem Stern, ich dachte die Gasriesen in Sonnensystem sind nicht ohne Grund (Sonnenwind?) so weit draussen?!
d) gliese e braucht 3,15 Tage für die Umkreisung seines Sterns! Wow! Roche Grenze!? Kann man das ausrechnen? Geht so eine kurze Umlaufdauer?

Ich bin fest davon überzeugt, es gibt Exoplaneten.
Sind unsere Instrumente/Verfahren, solche aufzuspüren, gut genug?
Hat jemand fundiertes Wissen, um meine laienhaften Wissensinseln etwas auszubauen?

Grüße!

Hallo Sedi,
Es gibt die Transitbeobachtung und die Sternwackelmethode. Ich sag’s mal so flapsig.
Die erstere benutzt Lichtkurven des Sterns. Heißt, wandert der Planet vor dem Stern vorbei, dann bekommen wir vom Stern weniger Photonen in unsere Detektoren. Leicht verständlich.
Die zweite Beobachtungsoption geht so: steht die Ekliptik des Sternsystems nicht in unserer Sichtlinie, sondern geneigt, dann verursachen dortige Planeten ein leichtes Hin und Herwandern des Sterns.
Klar, sie bewegen sich ja um den gemeinsamen Schwerpunkt.
Jetzt ist es leicht, einzusehen, dass dieses Wackeln größer ausfällt, wenn der oder die Planeten schwer sind und nahe am Stern sind und und weniger ausgeprägt ist, wenn sie leicht und weit weg vom Stern sind.
Und jetzt ist es gar nicht mehr schwer, zu verstehen, dass die Entdeckungswahrscheinlichkeit mit verbesserter Beobachtungstechnik zunimmt.

Viele Grüße
Thomas

Hallo Thomas,
danke für die Antwort. Ich versuchs mal etwas zu strukturieren:
Ich habe rausgehört: Es werden einfach beide Methoden immer genutzt - Wackel und Transit
Weiß jemand welche Erfolgsquoten diese beiden Methoden haben? Man liest immer nur davon, wenn man was gefunden hat...

Ich würde davon ausgehen, dass "Wackel" fast immer was bringt, insofern die Sterne halbwegs "nahe" sind, und wir das Wackeln messen können.
Transit müsste mMn nur selten was bringen, da wie in a) beschrieben, der Zufall dort schon mitspielen muss.

Bleibt noch c) und d) übrig. Ist das allen klar, warum sowas geht?

Ich bin genau so ein Laie wie du, aber ich versuche mal dir weiter zu helfen.

a)
Wie schon erwähnt, zieht ein Planet ja auch an seinem Stern, es gibt also zwei Methoden zur Detektion.
1) Transitmethode:
Abhängig von der Größe des Sterns, der Größe des Planeten, der Entfernung der beiden zueinander und der Entfernung des Systems zu uns, kann ein Transit oder auch ein Teiltransit beobachtet werden. Dabei sieht man natürlich kaum eine "Planetenscheibe" vor dem Stern wie bei einer Sonnenfinsternis, sondern vielmehr einen Unterschied in der Lichtmenge.
Nachteile:
- weil alle dieser Faktoren den Unterschied in der Lichtmenge beeinflussen, ist es recht kompliziert, sie einzeln aus den gewonnenen Daten herauszurechnen, aber die Größe des Sterns ist aus anderen Faktoren bekannt und Umlaufbahnen folgen bestimmten Gesetzmäßigkeiten, so dass die Dauer des Transits Rückschlüsse zulässt
- nur bei sehr großen und nahen Sternen ist ein Transit ggf. auch bei relativ starker Neigung der Umlaufbahn zur Beobachtungsrichtung möglich. Der Planet muss eben zumindest einen Teil des Sterns verdecken. Solche Systeme sind statistisch interessant, aber nicht bei der Suche nach "E.T.".
- wie du schon selbst bemerkt hast, ist die Chance für eine Transitbeobachtung relativ gering. Die Neigung der Umlaufbahn zur Beobachtungsrichtung darf eben nicht größer sein als der Radius des Sterns minus des Radius des Planeten.

"2)Wackel-Methode"
Sofern der Planet, die "Sternenscheibe" nicht passiert, sind minimale Bewegungen des Sterns zu beobachten, denn er wird ja von dem Planeten in eine Richtung "gezogen", die im gleichen Winkel zur Beobachtungsrichtung liegt, wie die Umlaufbahn des Planeten. Ja, so kleine Bewegungen sind für uns messbar, selbst auf solche Distanzen. Ich finde das auch faszinierend, denn meines Wissens würden wir das Wackeln unserer Sonne mit bloßem Auge kaum oder gar nicht wahrnehmen. (in 50 Jahren "umkreist" sie einen Bereich, der ungefähr ihrem eigenen Durchmesser entspricht)
Nachteile:
- man sieht nur die gravitative Auswirkung der den Stern umkreisenden Massen. Ihre Verteilung kann auf kompliziertem Wege mehr erahnt als wirklich berechnet werden, weil eben viele Faktoren hierbei eine Rolle spielen. Ein großer Planet kann die Auswirkungen kleiner Planeten bis zur Unkenntlichkeit überlagern, viele kleine Planeten können bei bestimmten Konstellationen kurzzeitig das Bild eines großen Planeten entstehen lassen.

Nebenbei bemerkt: Wir haben erst so spät angefangen, Exoplaneten zu finden, weil Teleskope auf der Erde aufgrund der Atmosphäre einfach nicht so genau und störungsfrei beobachten können.

b)
Man hält so lange drauf, wie nötig um sicher sagen zu können, da ist etwas und konzentriert sich dann auf diese "Etwasse". Darum sind die Meldungen "Planet entdeckt" auch immer etwas später zu lesen, als die eigentliche Entdeckung. Niemand möchte sich der Peinlichkeit aussetzen, zu sagen: "Oh sorry, war nur 'ne Fliege auf der Linse."

c)
Gasriesen habe häufig sehr starke Magnetfelder, ganz einfach, weil ihre "Substanz" ständig in Bewegung ist. Umso mehr als Kelt-9b durch die Nähe zum (alten und heißen) Stern sehr sehr heiß ist. Stell dir ein planetenweites Gewittersystem vor. Wie der Planet dorthin gekommen oder ob er gar dort entstanden ist, fände ich viel interessanter.

d)
Vergiss nicht, dass Gliese-581 nur ein Drittel der Masse unserer Sonne hat, wärend der Planet 1.7 mal die Masse der Erde mitbringt. Die Gezeitenkäfte sind sicher enorm, aber das Roche Limit gilt zunächst nur für feste Körper exakt. Der Planet könnte flüssig oder halbflüssig sein. Bei einem so leichten und daher kleinen Stern verringert sich natürlich auch der Roche Radius.

Sedi schrieb: c) z.B. Planet Kelt-9b ist ein Gasriese nahe seinem Stern, ich dachte die Gasriesen in Sonnensystem sind nicht ohne Grund (Sonnenwind?) so weit draussen?!

Man muss unterscheiden zwischen dem Entstehungsort eines Planeten und seinem aktuellen Aufenthaltsort.

Eine zeitliche Entwicklung der Planetenorte kann man nur simulieren, da die bisherige Beobachtungszeit dafür bei weitem nicht ausreicht.

In der aktuellen Theorie des Sonnensystems ist Jupiter auch nach innen gewandert, bis Saturn ihn wieder nach außen gezogen hat. Uranus und Neptun sollen gar ihre Positionen getauscht haben.

Nach aktuellen Simulationen ist es auch möglich, dass die Umläufe der gegenwärtigen Planeten in den nächsten Miliarden Jahren nicht stabil sind. Stabil sind nur die Umläufe der vier großen Gasplaneten.

Im Falle von Kelt-9b halte ich es durchaus für denkbar, dass es einst ein Binärsystem mit einem braunen Zwerg war, denn wie es scheint verliert 9b sehr wohl große Mengen an Wasserstoff, die womöglich im Zentralgestirn landen.
Aber das ist pure und zudem sehr laienhafte Spekulation von mir

Danke für Antworten! Es waren einige für mich neue Infos/Ideen dabei.
Ich würde gern wegkommen, vom Erklären wie die Methoden funktionieren (die Ideen sind denke ich klar), und vielmehr darüber Kenntnis bekommen, was die Erfolgsquoten beider Methoden sind.
Vor allem die Transitmethode finde ich ein nicht glaubhaft gutes Instrument.
denn: 1) wirklich nur sehr nahe Umläufer sind in einer akzeptabel kurzen Beobachtungsdauer zu finden (siehe b) und man müsste es genau abpassen, den Durchlauf des Planeten zu erwischen (allein wie "krass" es ist, einen Venusdurchlauf von hier, nebenan zu beobachten, wie um Himmels Willen soll das auf die Distanzen klappen, ohne permanent (!) "draufzuhalten" (Hat man soviele Teleskope über?) (Mir ist klar, dass wir den Durchlauf nicht optisch beobachten, sondern nur die Schwankung der Helligkeit, aber könnte die nicht auch durch sowas wie Sonnenflecken/Magnetfelder hervorgerufen werden?)
2) nur sehr selten würden wir in die Ekliptik des anderen Sonnensystems genau hineinschauen (hab ich das jetzt richtig benutzt?) (Neigung der anderen Sternensystemsscheibe)

Während des Schreibens der Antwort habe ich selbst etwas im Netz gestöbert, der Wiki Eintrag ist recht gut!
Ich habe dazu in der Wikipedia unter Transitmethode gefunden: die Wahrscheinlichkeit unsere Erde von woanders aus per Transitmehtode zu entdecken beträgt 0,5%. de.wikipedia.org/wiki/Transitmethode
Stimmt das halbwegs mit der Erfolgsquote der Transitmethode überein? Immerhin hat man alleine 2016 1400 Exoplaneten gefunden, und 75% davon mit der Transitmethode. D.h. man müsste zig Tausende Sternensysteme abgeklappert haben! Hat man das? Und - die Erde braucht schon 1 Jahr einmal rum, d.h. man kann doch nur vergleichbare Umläufer der Merkurbahn und näher ernsthaft gefunden haben, da man ja schon einen wiederkehrenden Effekt messen muss...und dazu eignen sich Umlaufzeiten von 100 Tagen nicht.

Mhm...ich muss da mal wohl weiter recherchieren, aber wenn hier einer im Forum ist, der sich mit konkreter Exoplanetenforschung auskennt: Gern nehme ich auch ein Wissenskondensat! Selbst Aneignen ist immer zeitaufwendiger...

neue Info:
zumindest die Roche Grenze ist vom Tisch: Bei starren Körpern (Gesteinsplaneten) liegt die Roche Grenze innerhalb des Radius des Hauptkörpers.
Somit sind irre kurze Umlaufzeiten denkbar. Bei Trappist 1b unglaubliche 1,5 Tage!
Jetzt frage ich mich: Sind nicht die Ringe des Saturns über die Roche-Grenze zu nahe gekommene Monde entstanden...vermutlich waren es nur Staubklumpen und keine harten Gesteinsmonde...
Die Rochegrenze ist sehr von der Dichte der Objekte abhängig.