Eine nahe gelegene „Supererde“ bietet Wissenschaftlern die seltene Gelegenheit, einen direkten Blick auf die freiliegende Oberfläche eines fernen Gesteinsplaneten zu erhaschen, der wenig Ähnlichkeit mit der Erde hat. Der Planet mit dem Namen LHS 3844 b ist eine heiße, dunkle, atmosphärenlose Welt mit einer Oberflächenzusammensetzung und geologischen Bedingungen, die denen des Mondes oder Merkurs ähnlicher sind als denen erdähnlicher Planeten, wie die neuesten Beobachtungen zeigen.
Das wissenschaftliche Forschungsteam nutzte das Mittelinfrarot-Instrument MIRI am James Webb Space Telescope (JWST) der National Aeronautics and Space Administration (NASA), um detaillierte Beobachtungen der Sonnenseite des Planeten durchzuführen. Die Forschung wurde von Sebastian Ziba geleitet, der am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg promovierte, und beteiligte sich an Laura Kreidberg, Direktorin des MPIA und Hauptforscherin des Projekts. Verglichen mit dem vorherigen Schwerpunkt auf Exoplanetenatmosphären erweitert diese Arbeit die Forschungsgrenze zur „Exoplanetengeologie“ weiter und versucht, die Oberflächenzusammensetzung und Entwicklungsgeschichte von Gesteinsplaneten außerhalb des Sonnensystems direkt einzuschränken. Relevante Ergebnisse wurden in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht.
LHS 3844 b ist ein Gesteinsplanet mit einem Radius, der etwa 30 % größer als der der Erde ist. Er umkreist einen kalten Roten Zwergstern in extrem geringer Entfernung, mit einer Umlaufzeit von nur etwa 11 Stunden, und der Abstand zwischen dem Planeten und seinem Mutterstern beträgt nur etwa drei Sterndurchmesser. Eine solch enge Umlaufbahn führt dazu, dass der Planet durch Gezeiten blockiert wird, wobei eine Seite immer auf den Stern gerichtet ist und die andere Seite ständig im Dunkeln liegt. Seine Sonnenoberfläche ist bis zu etwa 1.000 Kelvin (etwa 725 Grad Celsius) heiß und das gesamte Planetensystem ist nur etwa 48,5 Lichtjahre von der Erde entfernt.
Dank der hervorragenden Empfindlichkeit des Webb-Teleskops konnten Forscher die Helligkeit der Wärmestrahlung von der Oberfläche dieses Gesteinsplaneten direkt messen. „Was wir sahen, war ein dunkler, heißer, karger Felsen ohne erkennbare Atmosphäre“, sagte Kreidberg über die Beobachtungen. Da Teleskope die kreisförmige Oberfläche des Planeten nicht direkt auflösen können, verwendeten die Forscher Techniken der „sekundären Sonnenfinsternis“ und der „Phasenkurve“, um die von der Sonnenoberfläche des Planeten emittierte Infrarotstrahlung umzukehren, indem sie die schwachen Schwankungen der Gesamthelligkeit des gesamten Systems bei Änderungen der Umlaufbahn verfolgten.
MIRI beobachtet das System im 5–12-Mikrometer-Band und unterteilt dieses Band weiter in feinere Teilbänder, um die Spektralverteilung der Planetenoberflächenstrahlung im mittleren Infrarot zu erhalten. Das Team bezog auch frühere Daten des Spitzer-Weltraumteleskops in die Analyse ein, um die Robustheit der spektralen Anpassung zu verbessern. Durch den Vergleich der Helligkeit bei verschiedenen Wellenlängen mit theoretischen Modellen konnten die Forscher eine Vielzahl möglicher Kombinationen von Oberflächenmaterialien untersuchen, von der Granitkruste der Erde bis hin zu Basalten im Mondstil und aus dem Erdmantel stammenden Laven.
Die Berechnungen schließen Oberflächenszenarien, die denen der kontinentalen Erdkruste ähneln, ausdrücklich aus. Die silikatreiche Granitkruste der Erde entsteht in der Regel durch langwierige Plattentektonik und Magma-Recycling, oft unter Beteiligung von flüssigem Wasser. Durch wiederholtes Schmelzen und Differenzieren gelangen leichte Mineralien nach und nach an die Oberfläche. Ziba stellte fest, dass das Spektrum von LHS 3844 b keine Anzeichen dieser silikatreichen Granitkruste zeigt, was bedeutet, dass eine erdähnliche Plattentektonik auf dem Planeten entweder nie aufgetreten ist oder schon lange nicht mehr funktioniert. Dies impliziert auch, dass der innere Wassergehalt des Planeten extrem niedrig ist, was sich wesentlich von den „erdähnlichen Planeten“ im herkömmlichen Sinne unterscheidet.
Im Gegensatz dazu unterstützen Beobachtungen eine „Basalt-dominierte“ Oberflächenszene. Das Modell, das am besten mit den Daten übereinstimmt, ist ein großes Gebiet aus Basaltgestein, das durch die Erstarrung von aus dem Erdmantel stammendem Magma entstanden ist, ähnlich den riesigen Basaltebenen auf der Erde oder der „Maria“ auf dem Mond. Diese Gesteine sind typischerweise reich an Magnesium und Eisen und enthalten eine Vielzahl von Eisen-Magnesium-Silikatmineralien wie Olivin. Die Anpassung ergab, dass auch gröbere Gesteins- oder Kiesschichten gut mit den Beobachtungen übereinstimmen würden, während eine Oberfläche, die ausschließlich aus Feinstaub besteht, zu hell wäre, um mit den aktuellen Beobachtungen übereinzustimmen.
Aufgrund der fehlenden atmosphärischen Barriere ist die Oberfläche von LHS 3844 b vollständig der Strahlung des Muttersterns und dem Bombardement von Meteoroiden ausgesetzt und leidet seit langem unter der sogenannten „Weltraumverwitterung“. Diese Prozesse brechen das harte Gestein nach und nach in winzige Partikel auf, die dem Mondregolith ähneln, und reichern seine Oberfläche mit Eisen und Kohlenstoff an, wodurch das Material dunkler und endothermer wird. Ziba wies darauf hin, dass es dieser verwitterte dunkle Regolith ist, der die gesamten optischen und infraroten Eigenschaften der Planetenoberfläche besser mit den Beobachtungen in Einklang bringt.
Basierend auf vorhandenen Daten schlug das Team zwei mögliche Szenarien für die Oberflächenentwicklung vor. Das erste ist, dass die Oberfläche des Planeten weitgehend mit relativ „jungem“ Basaltgestein bedeckt ist, was darauf hindeutet, dass kürzliche oder anhaltende vulkanische Aktivität frisches geschmolzenes Gestein an die Oberfläche befördert hat. Der zweite Typ ist die „alte“ Oberfläche, die von langfristiger Weltraumverwitterung dominiert wird: Die ehemalige Magmaebene wurde über Hunderte von Millionen Jahren immer wieder durch Strahlung und Einschläge bearbeitet und ist von einer dicken dunklen Verwitterungsschicht wie beim Mond oder Merkur bedeckt. Der Spektralmorphologie nach zu urteilen, stimmt diese Szene mit der „Langzeitstille“ eher mit den Beobachtungen überein.
Um zwischen diesen beiden Szenarien zu unterscheiden, ist ein wichtiger Indikator, ob es auf dem Planeten anhaltende vulkanische Aktivität gibt. Auf vielen geologisch aktiven Himmelskörpern setzen Vulkane große Mengen Gas frei, von denen Schwefeldioxid (SO₂) einer der typischen Tracer ist. Wenn LHS 3844 b eine starke aktuelle vulkanische Aktivität aufweist, sollte MIRI theoretisch in der Lage sein, charakteristische Absorptionsbanden für SO₂ im mittleren Infrarotspektrum zu identifizieren. Bei den Beobachtungen konnten solche Merkmale jedoch nicht entdeckt werden, was die Wahrscheinlichkeit jüngster vulkanischer Aktivität erheblich verringert, sondern stattdessen die Erklärung unterstützt, dass seine Oberfläche seit langem „abkühlt und ruht“, was ihn in seinem Aussehen näher an Merkur erinnert.
Um das wahre Aussehen dieses Planeten weiter zu klären, hat das Forschungsteam weitere JWST-Folgebeobachtungen geplant. Eine der Hauptaufgaben besteht darin, die Wärmestrahlungs- und Reflexionseigenschaften der Planetenoberfläche unter verschiedenen Betrachtungswinkeln zu messen und dabei die Art und Weise der Lichtstreuung zu nutzen, um raue Felsoberflächen von relativ glatten oder losen Materialien zu unterscheiden. Diese Art von Technologie war bei der Untersuchung von Asteroiden im Sonnensystem erfolgreich und wird nun auf den Bereich der Exoplaneten übertragen. Es wird erwartet, dass sie es Wissenschaftlern ermöglichen wird, festzustellen, ob es sich bei der Oberflächenschicht von LHS 3844 b um eine ganze Felsplatte, eine Lavaebene oder eine dicke Ansammlung von Pulver und Trümmern handelt.
Kreidberg sagte, das Team sei zuversichtlich, dass die Verwendung derselben Methode nicht nur die Krusteneigenschaften von LHS 3844 b aufdecken, sondern auch Informationen auf „Oberflächenebene“ für weitere felsige Exoplaneten in der Zukunft liefern werde. Die hier verwendeten JWST-Beobachtungen stammen aus dem General Observation Project 1846 mit dem Titel „Searching for Signs of Volcanoes and Geodynamics on the Hot Rocky Exoplanet LHS 3844 b“, für das sie als leitende Wissenschaftlerin und Ren Ru als Co-Leiterin fungiert. An dieser Forschung beteiligte Institutionen befinden sich in den Vereinigten Staaten, Deutschland, China und anderen Ländern, darunter das Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, das California Institute of Technology, das Jet Propulsion Laboratory, die Peking University, die Pennsylvania State University, das NASA Goddard Space Flight Center und viele europäische Universitäten und Forschungseinrichtungen.
Das für diese Beobachtung verantwortliche MIRI-Instrument wurde von einem gemeinsamen Team aus vielen europäischen Ländern entwickelt, darunter Belgien, Dänemark, Frankreich, Deutschland, Irland, den Niederlanden, Spanien, Schweden, der Schweiz und dem Vereinigten Königreich. Relevante Arbeiten wurden mit der Finanzierung nationaler wissenschaftlicher Forschungseinrichtungen in jedem Land durchgeführt. In Deutschland sind die Hauptförderer die Max-Planck-Gesellschaft und das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt, zu den beteiligten Einheiten gehören das Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg, die Universität zu Köln und die Firma Hensold. Als eine der wichtigsten Einrichtungen der Weltraumastronomie wird das James Webb-Weltraumteleskop heute von der NASA unter Beteiligung der Europäischen Weltraumorganisation und der Kanadischen Weltraumorganisation geleitet und hat sich zum Ziel gesetzt, neue Fenster in den Bereichen frühe Galaxienentstehung, Sternen- und Planetenentstehung sowie Atmosphären- und Oberflächeneigenschaften von Exoplaneten zu öffnen. Zuvor hatte das Spitzer-Weltraumteleskop durch Infrarotbeobachtungen den Grundstein für die Exoplanetenforschung gelegt, und die damit verbundenen Projekte wurden vom Jet Propulsion Laboratory am California Institute of Technology im Auftrag der NASA durchgeführt.