Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop James Webb lassen auf Oberflächenbeschaffenheit eines fernen Exoplaneten schließen
Diese hochauflösende Aufnahme des Planeten Merkur ähnelt vermutlich dem Gesteins-Exoplaneten LHS 3844 b. Ergebnisse von JWST-Beobachtungen deuten auf einen Gesteinsplaneten ohne nennenswerte Atmosphäre mit einer dunklen, basaltähnlichen Oberfläche hin, die wahrscheinlich durch Strahlung und Meteoriteneinschläge beeinträchtigt ist.
Diese hochauflösende Aufnahme des Planeten Merkur ähnelt vermutlich dem Gesteins-Exoplaneten LHS 3844 b. Ergebnisse von JWST-Beobachtungen deuten auf einen Gesteinsplaneten ohne nennenswerte Atmosphäre mit einer dunklen, basaltähnlichen Oberfläche hin, die wahrscheinlich durch Strahlung und Meteoriteneinschläge beeinträchtigt ist.
Auf den Punkt gebrachtBeobachtungen durch das JWST: Beobachtungen mit dem James-Webb-Weltraumteleskop zeigen, dass der Gesteinsplanet LHS 3844 b eine dunkle, heiße Oberfläche besitzt und über keine Atmosphäre verfügt.Zusammensetzung der Oberfläche: Die Daten deuten darauf hin, dass die Oberfläche des Planeten wahrscheinlich aus Basalt oder Mantelgestein besteht. Eine Zusammensetzung, die der silikatreichen Erdkruste ähnelt, kann ausgeschlossen werden.Geologische Aktivität: Da keine Spuren vulkanischer Gase nachgewiesen wurden, legen die Ergebnisse nahe, dass LHS 3844 b über einen langen Zeitraum hinweg geologisch inaktiv war.
Mithilfe des Instruments Miri (Mid-Infrared Instrument) an Bord des James-Webb-Weltraumteleskops (JWST) untersuchte ein Forschungsteam die Oberflächenzusammensetzung des Gesteinsplaneten LHS 3844 b. Geleitet wurde die Gruppe von Sebastian Zieba (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Cambridge, USA), einem ehemaligen Doktoranden am Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, sowie von Laura Kreidberg, Direktorin am Institut und wissenschaftliche Leiterin der Studie. Über die Bestimmung von Exoplaneten-Atmosphären hinaus stellt die Entschlüsselung geologischer Eigenschaften von Planeten, die ferne Sterne umkreisen, den nächsten Schritt dar, um deren Beschaffenheit grundlegend zu verstehen. Denn irdische Teleskope sind nicht groß genug, um die Oberfläche von Planeten jenseits des Sonnensystems und Strukturen darauf aufzulösen. Entdeckt werden Exoplaneten entweder indirekt, durch ihren Einfluss auf den Heimatstern, oder in wenigen Fällen direkt, indem immerhin schwach leuchtende Punkte fotografiert wurden. Aussagen über die Oberfläche und klimatischen Bedingungen auf Exoplaneten entstehen durch zusätzliche Informationen über das Planetensystem und die vorherrschenden Bedingungen. Die Ergebnisse dieser Untersuchung wurden in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.
Eine dunkle Gesteinswelt ohne Atmosphäre
LHS 3844 b ist ein Gesteinsplanet, der etwa 30 Prozent größer als die Erde ist und sich in einer Entfernung von 48,5 Lichtjahren zur Erde befindet. Er umkreist einen kühlen Roten Zwergstern in nur rund elf Stunden in einer Entfernung von lediglich drei Sterndurchmessern oberhalb der Sternoberfläche. Dabei weist er eine gebundene Rotation auf. Das bedeutet, dass seine Eigenrotation genauso lange dauert wie ein Umlauf um den Stern. Infolgedessen weist der Planet dem Stern immer dieselbe Seite zu. Auf dieser permanenten Tagseite beträgt die Durchschnittstemperatur etwa 1000 Kelvin (ca. 725 Grad Celsius).
Dank der außerordentlichen Empfindlichkeit des JWST können wir Licht auffangen, das direkt von der Oberfläche dieses fernen Gesteinsplaneten stammt. Wir ermitteln daraus eine dunkle, heiße und karge Gesteinswelt ohne jegliche Atmosphäre
Laura Kreidberg, MPIA
LHS 3844 b ähnelt mit seiner dunklen Oberfläche im Wesentlichen einer größeren Version des Mondes oder des Planeten Merkur. Diese Schlussfolgerung basiert auf der Analyse der Infrarotstrahlung, die von der heißen Tagseite des Planeten ausgeht. Bei der Messung dieser Strahlung kann der Planet jedoch nicht direkt abgebildet werden; stattdessen registrieren die Forschenden lediglich die periodischen Helligkeitsschwankungen des kombinierten Lichts des Sterns und des Planeten während des Umlaufs.
Da Instrument Miri zerlegte einen Teil der Infrarotstrahlung des Planeten im Bereich von 5 bis 12 Mikrometern in kleinere Wellenlängenabschnitte und maß die Helligkeit für jedes dieser Intervalle. Dies bezeichnen Astronomen als Spektrum – eine regenbogenartige Verteilung der einzelnen Komponenten des Lichts. Ein weiterer Datenpunkt, der aus Beobachtungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop stammt und vor einigen Jahren veröffentlicht wurde, ergänzte die Analyse.
Abschätzung der geologischen Aktivität
Infrarotspektrum der heißen Tagesseite von LHS 3844 b, ermittelt anhand ihres Helligkeitskontrasts zum Wirtsstern in ppm (parts per million = 0.0001 %) bei unterschiedlichen Wellenlängen. Die Beobachtungsdaten der Weltraumteleskope James Webb und Spitzer deuten auf Planetenmantel- oder Lavagestein hin, wobei eine erdähnliche Kruste ausgeschlossen wird.
Infrarotspektrum der heißen Tagesseite von LHS 3844 b, ermittelt anhand ihres Helligkeitskontrasts zum Wirtsstern in ppm (parts per million = 0.0001 %) bei unterschiedlichen Wellenlängen. Die Beobachtungsdaten der Weltraumteleskope James Webb und Spitzer deuten auf Planetenmantel- oder Lavagestein hin, wobei eine erdähnliche Kruste ausgeschlossen wird.
© Sebastian Zieba et al./MPIA
Ähnlich wie die Erforschung von Exoplaneten-Atmosphären von der Klimawissenschaft profitiert hat, greift das aufstrebende Feld der Exoplanetengeologie auf geologische Erkenntnisse der Erde zurück. Sebastian Zieba, Laura Kreidberg und ihr Team nutzten Modelle sowie Datenbanken mit Referenzspektren von Gesteinen und Mineralien, die von der Erde, dem Mond und dem Mars bekannt sind. So untersuchten sie, welche Infrarotsignaturen diese unter den Bedingungen auf LHS 3844 b erzeugen würden. Der Vergleich der Beobachtungsdaten mit diesen Berechnungen schloss eine Zusammensetzung, die der Erdkruste ähnelt – bestehend aus typischen silikatreichen Gesteinen wie Granit – sicher aus.
Obwohl dieses Ergebnis wenig überraschend ist – selbst im Sonnensystem besitzt nur die Erde eine solche Kruste –, gibt es Aufschluss über die geologische Geschichte von LHS 3844 b. Man geht davon aus, dass erdähnliche, silikatreiche Krusten durch eine langwierige Anreicherung entstehen, die tektonische Aktivität und üblicherweise Wasser als Schmiermittel benötigt. Dabei schmilzt und erstarrt das Gesteinsmaterial wiederholt, während es mit Mantelmaterial vermischt wird, wodurch die leichteren Minerale an der Oberfläche zurückbleiben.
„Da LHS 3844 b keine solche Silikatkruste besitzt, lässt sich schlussfolgern, dass eine erdähnliche Plattentektonik auf diesem Planeten entweder nicht existiert oder ineffektiv ist“, sagt Sebastian Zieba. „Dieser Planet enthält wahrscheinlich nur wenig Wasser.“
Was kann man über die Gesteinsoberfläche des Exoplaneten lernen?
Eine Nahaufnahme des Stiefelabdrucks eines Astronauten im feinpulvrigen lunaren Regolith während der Außenbordaktivitäten (EVA) von Apollo 11 auf dem Mond. Ähnliche Bedingungen könnten auf dem Exoplaneten LHS 3844 b herrschen, bedingt durch langanhaltende Weltraumverwitterung infolge der stellaren Einstrahlung und Meteoriteneinschläge.
Eine Nahaufnahme des Stiefelabdrucks eines Astronauten im feinpulvrigen lunaren Regolith während der Außenbordaktivitäten (EVA) von Apollo 11 auf dem Mond. Ähnliche Bedingungen könnten auf dem Exoplaneten LHS 3844 b herrschen, bedingt durch langanhaltende Weltraumverwitterung infolge der stellaren Einstrahlung und Meteoriteneinschläge.
Stattdessen deutet die dunkle Oberfläche auf eine Zusammensetzung hin, die an irdischen oder lunaren Basalt oder an Erdmantelmaterial erinnert. Die Astronominnen und Astronomen strebten jedoch eine noch detailliertere Charakterisierung an. Eine statistische Analyse, wie gut das gemessene Spektrum mit verschiedenen Mineralmischungen und Oberflächenstrukturen übereinstimmt, ergab, dass ausgedehnte, feste Ebenen aus Basalt oder magmatischem Gestein die Beobachtungen am besten erklären. Solche Gesteine sind reich an Magnesium und Eisen und können das Mineral Olivin enthalten. Auch zerkleinertes Material wie Gesteinsbrocken oder Geröll passt recht gut zu den Daten. Hingegen sind feine Körner oder ein pulvriges Material nicht mit den Beobachtungen vereinbar, da diese – zumindest auf den ersten Blick – ein helleres Erscheinungsbild aufweisen würden.
Ohne eine schützende Atmosphäre sind Planeten der sogenannten Weltraumverwitterung ausgesetzt. Diese wird primär durch die harte, energiereiche Strahlung des Zentralsterns sowie durch Einschläge von Meteoriten unterschiedlicher Größe vorangetrieben. „Es zeigt sich, dass diese Prozesse das harte Gestein nicht nur langsam in Regolith zersetzen – eine Schicht aus feinen Körnern, wie man sie vom Mond kennt“, erklärt Sebastian Zieba. „Sie machen diese Schicht zudem dunkler, indem sie Eisen und Kohlenstoff anreichern. Dadurch entsprechen die Eigenschaften des verwitterten, pulvrigen Regoliths eher den Beobachtungen.“
Geologisch jung oder verwittert? Zwei mögliche Szenarien
Diese Analyse führt die Astronominnen und Astronomen zu zwei Szenarien für die Planetenoberfläche, die gleichermaßen gut mit den Daten übereinstimmen. Das erste Szenario beschreibt eine Oberfläche, die von dunklem, festem Gestein aus basaltischen oder magmatischen Mineralen geprägt ist. Da die Weltraumverwitterung die Eigenschaften solchen Gesteins auf geologischen Zeitskalen vergleichsweise schnell verändert, folgern die Forschenden, dass die Oberfläche in diesem Fall relativ jung sein müsste – entstanden durch kürzliche geologische Aktivitäten wie weiträumigen Vulkanismus.
Das zweite Szenario geht ebenfalls von einer dunklen Oberfläche aus, vergleichbar mit der des Mondes oder des Merkurs. Es berücksichtigt jedoch eine langanhaltende Weltraumverwitterung, die zur Entstehung ausgedehnter Regionen führt, die von einer dunklen Regolithschicht bedeckt sind. Dabei handelt es sich um jenes feine Pulver, das auch auf dem Mond vorkommt, wie die legendären Aufnahmen der Fußabdrücke der Astronauten belegen. Diese Alternative setzt längere Zeiträume geologischer Inaktivität voraus und erfordert damit Bedingungen, die dem ersten Szenario widersprechen.
Klärung der geologischen Verhältnisse
Die beiden Szenarien unterscheiden sich maßgeblich in der Intensität der geologischen Aktivität, die für die jeweilige Oberflächenbeschaffenheit erforderlich wäre. Auf der Erde und anderen aktiven Himmelskörpern im Sonnensystem sind vulkanische Ausgasungen ein typisches Begleitmerkmal solcher Prozesse. Schwefeldioxid (SO₂) ist ein Gas, das häufig mit Vulkanismus in direktem Zusammenhang steht. Wäre es auf LHS 3844 b in nennenswerten Mengen vorhanden, hätte MIRI es nachweisen müssen. Da jedoch keine entsprechenden Spuren festgestellt wurden, gilt eine Phase rezenter vulkanischer Aktivität als unwahrscheinlich. Dies veranlasst die Astronominnen und Astronomen, das zweite Szenario zu bevorzugen. Sollte dies zutreffen, könnte LHS 3844 b dem Planeten Merkur tatsächlich sehr ähnlich sehen.
Um diese Hypothese zu überprüfen, werten Sebastian Zieba, Laura Kreidberg und ihr Team bereits weitere Beobachtungsdaten des JWST aus. Diese ermöglichen es, die Oberflächenbedingungen durch die Analyse feiner Unterschiede in der Lichtemission und -reflexion von massivem Gestein gegenüber feinem Sand oder Pulver genauer zu bestimmen. Die Verteilung der Emissionswinkel hängt von der Oberflächenrauheit ab, die wiederum die beobachtete Helligkeit bei einem bestimmten Blickwinkel beeinflusst. Dieses Verfahren wird bereits erfolgreich zur Charakterisierung von Asteroiden im Sonnensystem eingesetzt. „Wir sind zuversichtlich, dass uns dieselbe Technik erlauben wird, die Beschaffenheit der Kruste von LHS 3844 b und künftig auch die anderer Gesteins-Exoplaneten zu klären“, schließt Kreidberg.
Hintergrundinformationen
Vonseiten des Max-Planck-Instituts für Astronomie (MPIA) war Laura Kreidberg als einzige Astronomin an dieser Studie beteiligt.
Weiterhin waren unter anderem beteiligt: Sebastian Zieba (Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian, Cambridge, USA), Brandon P. Coy (Department of the Geophysical Sciences, University of Chicago, USA), Aaron Bello-Arufe (Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, Pasadena, USA [JPL]), Kimberly Paragas (Division of Geological and Planetary Sciences, California Institute of Technology, Pasadena, USA), Xintong Lyu (Peking-Universität, Peking, China), Renyu Hu (The Pennsylvania State University, University Park, USA und JPL), Aishwarya Iyer (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA) sowie Kay Wohlfarth (Technische Universität Dortmund, Deutschland).
Die dieser Studie zugrunde liegenden Beobachtungen mit dem JWST wurden im Rahmen des „General Observer“-Programms #1846 durchgeführt (wissenschaftliche Leitung: Laura Kreidberg; Co-Leitung: Renyu Hu). Der Titel des Programms lautet: „A Search for Signatures of Volcanism and Geodynamics on the Hot Rocky Exoplanet LHS 3844 b“.
Dem MIRI-Konsortium gehören folgende Mitgliedstaaten der ESA (Europäische Weltraumorganisation) an: Belgien, Dänemark, Deutschland, Frankreich, Irland, die Niederlande, Schweden, die Schweiz, Spanien und das Vereinigte Königreich. Die Arbeit des Konsortiums wird von nationalen Wissenschaftsorganisationen finanziert – in Deutschland von der Max-Planck-Gesellschaft (MPG) und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR). Zu den beteiligten deutschen Institutionen gehören das Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Universität zu Köln und die Hensoldt AG in Oberkochen (ehemals Carl Zeiss Optronics).
Das James-Webb-Weltraumteleskop ist das weltweit führende Observatorium für die Weltraumforschung. Es handelt sich um ein internationales Programm unter der Leitung der NASA und ihrer Partner ESA und CSA (Kanadische Weltraumorganisation).
Das Spitzer-Weltraumteleskop wurde vom Jet Propulsion Laboratory (JPL) des California Institute of Technology im Auftrag der NASA betrieben.
Für die deutsche Version kam in einem Zwischenschritt ein Sprachmodell zum Einsatz, das bei der Übersetzung der englischen Vorlage des Autors half.
MN