Wie Veränderungen der Geschwindigkeit von Sternen die erdähnlichsten Planeten, die jemals beobachtet wurden, enthüllten

Eine gemeinsame Initiative zwischen Europa und den USA, ETAEARTH (Measuring Eta_Earth: Characterization of Terrestrial Planetary Systems with Kepler, HARPS-N, and Gaia), erhielt die Aufgabe, die dynamischen Massen terrestrischer Planetenkandidaten zu messen, die von der Kepler-Mission entdeckt wurden. Das Projekt übertraf alle Erwartungen. Es war für die meisten Entdeckungen erdähnlicher Planeten verantwortlich, die in den letzten fünf Jahren gemacht wurden.

Dr. Alessandro Sozzetti, Projektkoordinator und Forscher am Nationalen Institut für Astrophysik in Italien, erörtert die Projektergebnisse.

Viele laufende Forschungen widmen sich derzeit erdähnlichen Planeten. Wodurch hebt sich ETAERTH hervor?

In den fünf Jahren des Projekts hat ETAEARTH die fantastische photometrische Präzision der Kepler- und K2-Missionen der NASA mit der unübertroffenen Qualität bodenbasierter Radialgeschwindigkeitsmessungen mit dem HARPS-N-Spektrographen des italienischen Teleskops Telescopio Nazionale Galileo (TNG) kombiniert, das auf den Kanarischen Inseln steht. Es ging darum, die physikalischen Eigenschaften von extrasolaren Planeten mit beispielloser Genauigkeit zu bestimmen, die sich auf einer Umlaufbahn um Sterne befinden, deren Größe entweder der Größe der Sonne entspricht oder die kleiner sind als diese.

Als Wissenschaftler von ETAEARTH hatten wir einen erheblichen Vorteil gegenüber anderen Forschungsteams, weil wir Zugang zu einem bemerkenswerten Programm für garantierte Beobachtungszeiten (Guaranteed Time Observations, GTO) mit HARPS-N@TNG für insgesamt 400 Beobachtungsnächte über fünf Jahre hatten. Eine derart große Investition in die Teleskopzeit war der Schlüssel für die spektakulären Erfolge des Projekts.

Welchen Mehrwert bietet die Kombination von KEPLER- und HARPS-N-Daten?

Kepler und K2 nutzen die Technik der Planetentransite: Sie messen die Lichtdämpfung eines Sterns, wenn ein Planet ihn kreuzt, wodurch sich die Größe des Planeten offenbart. Auf der anderen Seite misst HARPS-N Veränderungen in der Geschwindigkeit des Sterns aufgrund der Anziehungskraft eines Planeten, der die Erde umkreist. Dies erlaubt uns, seine Masse zu bestimmen.

Aus der Kombination dieser beiden Beobachtungen können wir die Dichte des Planeten berechnen und seine Massenzusammensetzung (z. B. felsig, wasserreich, gasreich, usw.) mit großer Genauigkeit bestimmen.

Können Sie uns mehr zu ihrer Methodik sagen?

ETAEARTH hat Exoplaneten mit kleinem Radius, die mit Kepler und K2 untersucht werden können, sorgfältig auf der Grundlage der Aussichten ausgewählt, dass ihre Massen mit HARPS-N genau gemessen werden können. Anschließend haben wir adaptive Beobachtungsstrategien entworfen, die auf jedes System zugeschnitten sind, beispielsweise in Abhängigkeit von der Größe des mit HARPS-N gesuchten Signals und von der Umlaufperiode des Kandidaten.

Nach Abschluss einer Beobachtungskampagne für ein bestimmtes Ziel haben wir die fundamentalen physikalischen Parameter des Zentralgestirns, d. h. seine Masse und seinen Radius, genau bestimmt – da wir nur durch eine genaue Kenntnis dieser Größen genaue Schätzungen der Planetenparameter ableiten können.

Der nächste Schritt in unserer Methodik umfasste eine ausgefeilte kombinierte Analyse der verfügbaren Kepler/K2- und HARPS-N-Daten, um alle orbitalen und physikalischen Parameter des Systems (sowohl für einzelne als auch für mehrere Transitplaneten) abzuleiten. Schließlich wurden unsere Messungen der Planetendichten mit theoretischen Vorhersagen verglichen, um die tatsächliche Zusammensetzung des bzw. der Planeten zu untermauern.

Welches waren die größten Schwierigkeiten in diesem Prozess und wie haben Sie diese überwunden?

Die größte Herausforderung, der wir uns stellen mussten, ergab sich aus der Sternaktivität. Dieses Phänomen, das hauptsächlich von Flecken auf der Oberfläche des Sterns erzeugt wird, die bei der Drehung des Sterns mal sichtbar sind und mal nicht (wie bei unserer Sonne), führt zu Komplikationen bei der Interpretation der Daten – insbesondere derjenigen, die mit HARPS-N erfasst wurden. Es kann ein Planetensignal manchmal überlagern oder dieses sogar nachahmen. So denkt man, man sehe einen Planeten, aber stattdessen ist man dabei einen Stern zu messen, der verrückt spielt.

Unsere Lernkurve war steil, doch letztendlich gelang uns ein zweifacher Ansatz: Zunächst passten wir unsere Beobachtungsstrategien mit HARPS-N an, um sicherzustellen, dass wir sowohl stellare als auch planetare Signale gut genug abtasten können. Mit der bestmöglichen zeitlichen Verteilung unserer Beobachtungen entwickelten wir dann ausgeklügelte Analysewerkzeuge, mit denen wir planetare Signale und solche, die durch Sternaktivität erzeugt wurden, effektiv entwirren konnten.

Was sind Ihrer Ansicht nach die wichtigsten Erkenntnisse?

Wir konnten zum ersten mal etwas über die Physik des Innenlebens dieser Objekte erfahren. Insbesondere haben wir die Zusammensetzung von 70 % der derzeit bekannten Planeten mit Massen zwischen dem Ein- und Sechsfachen der Erde und einer ähnlichen steinigen Zusammensetzung mit hoher Präzision (20 % oder besser) bestimmt.

Unter diesen entdeckten wir Kepler-78b, das erste planetarische Objekt, das eine ähnliche Masse, einen ähnlichen Radius und eine ähnliche Dichte wie die Erde hat. Wir haben auch die beiden am nächsten transitierenden Gesteinsplaneten gefunden, die den Stern HD219134 in 21 Lichtjahren Entfernung umkreisen. Aus dieser perfekten Auswahl an Planeten mit gut eingegrenzten Parametern konnten wir folgern, dass alle dichten Planeten mit Massen unter sechs Erdmassen (einschließlich Erde und Venus) sich durch genau die gleiche felsige Zusammensetzung darstellen (technisch gesehen, das gleiche feste Verhältnis von Eisen zu Magnesiumsilikat haben).

ETAEARTH liefert vor allem die allerersten Randbedingungen zur Dichte von K2-3d, einem Planeten, der sich in einem multiplen Transitsystem befindet, das der Erde hinsichtlich Masse und Umlaufbahnen innerhalb der bewohnbaren Zone des Sterns ähnlich ist, von dem man heute weiß, dass seine Masse in etwa jener unserer Sonne entspricht. K2-3d scheint zu der noch schwer zu erfassenden Klasse von sogenannten „Wasserwelten“ zu gehören, deren Dichte etwas niedriger ist als die der Erde.

Schließlich haben wir mithilfe von Informationen aus der vollständigen Stichprobe der von Kepler gefundenen Objekte ermittelt, dass jeder fünfte sonnenähnliche Stern einen erdähnlichen Planeten beherbergt, d. h. ein Objekt mit einer Größe ähnlich der Erde, das sich innerhalb der bewohnbaren Zone seines Zentralgestirn bewegt.

Welche etwaigen Pläne haben Sie für die Zukunft?

Unsere Pläne im Anschluss an ETAEARTH werden sich in erster Linie darauf konzentrieren, das enorme Potenzial zu erschließen, das der neue wichtige Akteur in der Exoplanet-Arena, die vor nur wenigen Wochen erfolgreich gestartete NASA-Mission TESS, entfesseln wird.

TESS wird Transitplaneten im größten Teil des beobachtbaren Himmels finden, deren Radien nicht viel größer als jener der Erde sind und um Sterne kreisen, die typischerweise fünf bis zehn mal heller sind als die, die von Kepler beobachtet wurden. Einige dieser kleinen Planeten werden in der Nähe der bewohnbaren Zone ihres Zentralgestirns (typischerweise von geringerer Masse als die Sonne) kreisen.

Wir planen, große Mengen an Beobachtungsressourcen aus beiden Hemisphären zu investieren, während wir weiterhin HARPS-N und den neuen ultrapräzisen europäischen Planetenjäger ESPRESSO am Very Large Telescope in den chilenischen Anden einsetzen, um Massen und Dichten der besten Kandidaten zu messen, die TESS uns liefern wird. Dadurch könnte die Auswahl an optimalen Zielen, die sich für die Untersuchung ihrer Atmosphären eignen, drastisch erhöht werden.