JAMES WEBB
Die Oberflächenbeschaffenheit einer nahgelegenen Supererde
Redaktion / Pressemitteilung des Max-Planck-Instituts für Astronomie
astronews.com
4. Mai 2026

Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop James Webb haben ergeben, dass der 48,5 Lichtjahre entfernte Gesteinsplanet LHS 3844 b eine dunkle, heiße Oberfläche besitzt und über keine Atmosphäre verfügt. Zudem dürfte seine Oberfläche aus Basalt oder Mantelgestein bestehen und schon über einen langen Zeitraum hinweg geologisch inaktiv gewesen sein.

Der 48,5 Lichtjahre entfernte Planet LHS 3844 b. Ob seine Oberfläche tatsächlich so wie in dieser künstlerischen Darstellung aus dem Jahr 2019 aussieht, ist ungewiss. Bild: NASA / JPL-Caltech / R. Hurt (IPAC) [Großansicht]

Mithilfe des Instruments MIRI (Mid-Infrared Instrument) an Bord des James-Webb-Weltraumteleskops (JWST) untersuchte ein Forschungsteam jetzt die Oberflächenzusammensetzung des Gesteinsplaneten LHS 3844 b. Geleitet wurde die Gruppe von Sebastian Zieba vom Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian im US-amerikanischen Cambridge, einem ehemaligen Doktoranden am Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg, sowie von Laura Kreidberg, Direktorin am MPIA 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.

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 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 zeigt der Planet dem Stern immer dieselbe Seite. Auf dieser permanenten Tagseite beträgt die Durchschnittstemperatur etwa 725 Grad Celsius.

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 fünf bis zwölf 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.

Ähnlich wie die Erforschung von Exoplaneten-Atmosphären von der Klimawissenschaft profitiert hat, greift das aufstrebende Feld der Exoplanetengeologie auf geologische Erkenntnisse der Erde zurück. Zieba, 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 Zieba. "Dieser Planet enthält wahrscheinlich nur wenig Wasser."

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 Zieba. "Sie machen diese Schicht zudem dunkler, indem sie Eisen und Kohlenstoff anreichern. Dadurch entsprechen die Eigenschaften des verwitterten, pulvrigen Regoliths eher den Beobachtungen."

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.

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 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 Zieba, 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", so Kreidberg. Über ihre Ergebnisse berichtet das Team in einem Fachartikel, der in der Fachzeitschrift Nature Astronomy veröffentlicht wurde.