Webb untersucht die Oberfläche eines Gesteinsplaneten

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 (MPIA) in Hei­del­berg, sowie von Lau­ra Kreid­berg, Direk­to­rin am MPIA und wis­sen­schaft­li­che Lei­te­rin der Stu­die (Prin­ci­pal Inves­ti­ga­tor). 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. 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 % grö­ßer als die Erde ist und sich in einer Ent­fer­nung von 48,5 Licht­jah­ren zur Erde im Stern­bild Indus 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.“, sagt Lau­ra Kreidberg.

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.

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

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 her­vor­brin­gen 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 erfor­dert 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?

Statt­des­sen deu­tet die dunk­le Ober­flä­che auf eine Zusam­men­set­zung hin, die an irdi­schen oder luna­ren Basalt oder an Erd­man­tel­ma­te­ri­al erin­nert. Die 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 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 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.

MN

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“.

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.

Link zur Pres­se­mit­tei­lung des MPIA