HUBBLE ERFASST DAS LEUCHTEN EINER LAVAWELT

Manche Gesteinsplaneten umkreisen ihre Sterne so eng, dass es in unserem Sonnensystem kein Gegenstück zu ihnen gibt. Astronomen nennen sie Lavawelten: Planeten, kleiner als etwa das 1,9-Fache des Erdradius, deren Oberfläche unter dem Stern 1.500 Kelvin übersteigt. Man erwartet, dass sie ihrem Stern stets dieselbe Seite zuwenden, sodass ihre Tagseite dauerhaft glühend heiß bleibt — heiß genug für einen Ozean aus Magma und womöglich eine dünne Atmosphäre aus verdampftem Gestein.

TOI-2431 b ist ein extremes Beispiel. Er umkreist einen nahen Stern vom Typ später K-Zwerg in 5,4 Stunden, der kürzesten bekannten Periode unter Planeten, deren Radius und Masse beide gemessen wurden. Er ist 1,53-mal so breit wie die Erde und etwa 6,2-mal so massereich, mit einer Dichte, die zu einer überwiegend felsigen Welt passt. Unter seinem Stern würde seine Oberfläche genug Energie erhalten, um etwa 2.850 Kelvin zu erreichen.

Einem Planeten beim Verschwinden zusehen

Wenn ein Planet hinter seinem Stern vorbeizieht, sinkt das Gesamtlicht des Systems genau um den Betrag, den der Planet selbst ausgestrahlt oder reflektiert hat. Diese sekundäre Bedeckung misst das Licht der Tagseite des Planeten. Verfolgt man das Licht über einen ganzen Umlauf — die Phasenkurve —, sieht man außerdem, wie viel Wärme die Nachtseite erreicht.

Sebastian Zieba vom Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics und 20 Koautoren analysierten Hubble-Beobachtungen vom 4. Februar 2022, die 11 Umläufe des Teleskops und etwa drei Umläufe des Planeten umfassen, im nahen Infrarot (1,1 bis 1,6 Mikrometer). Sie kombinierten sie mit Daten des NASA-Satelliten TESS, der den Stern zwischen 2020 und 2023 im sichtbaren Licht beobachtete.

Die schwächste aller Senken

Hubble wies die Bedeckung mit einer Tiefe von 69 Millionstel (ppm, +14/−13) nach — die Tagseite des Planeten leuchtet mit weniger als einem Zehntausendstel des Nahinfrarotlichts des Sterns. Eine zweite, unabhängige Analyse derselben Daten ergab 60 ± 14 ppm. TESS liefert 37 ± 10 ppm im sichtbaren Licht. Die Autoren beschreiben dies als die erste mit Hubble nachgewiesene sekundäre Bedeckung eines felsigen Exoplaneten.

Diagramm des Flussverhältnisses Planet zu Stern gegen die Wellenlänge, mit TESS- und Hubble-Punkten nahe der heißesten Schwarzkörperkurve.

Die gemessenen Bedeckungstiefen von TESS und Hubble (Punkte) liegen nahe der Kurve für die heißestmögliche Tagseite (durchgezogen, schwarz), weit über dem Fall, in dem sich die Wärme über den ganzen Planeten verteilt (gepunktet). — Abbildung 2, Zieba et al. (2026), arXiv:2609.31966.

So heiß wie nur möglich

Ist all dieses Licht Wärme, ergeben beide Messungen zusammen eine Tagseitentemperatur von 2.524 Kelvin (+77/−84). Das sind 98 % des theoretischen Maximums von 2.574 Kelvin — des Werts, den man erwartet, wenn der Planet nichts reflektierte und seine gesamte Wärme auf der Tagseite behielte. Die Phasenkurve stimmt damit überein: Sie ist vereinbar mit einer Nachtseite, die kein messbares Licht abgibt, und mit einem heißesten Punkt genau unter dem Stern.

Darstellung gemessener Tagseitentemperaturen von Gesteinsplaneten gegen ihre maximal mögliche Temperatur, TOI-2431 b auf der Diagonalen.

Felsige Exoplaneten mit gemessener Tagseite: TOI-2431 b (Stern) liegt auf der Linie der Maximaltemperatur, während mehrere andere Lavawelten darunter fallen. — Abbildung 4, Zieba et al. (2026), arXiv:2609.31966.

Das hebt TOI-2431 b ab. Mehrere bisher beobachtete Lavawelten, darunter 55 Cancri e und K2-141 b, haben deutlich kühlere Tagseiten als ihr Maximum — ein Zeichen für eine Atmosphäre, die Wärme abtransportiert, für reflektierende Oberflächen oder Wolken. TOI-2431 b scheint dieses Verhalten nicht zu teilen.

Ein Reflexionsproblem

Es gibt einen Vorbehalt, den die Autoren deutlich machen. Bei diesen Wellenlängen sehen reflektiertes Sternlicht und das eigene Wärmeleuchten des Planeten gleich aus. Reflektiert die Oberfläche auch nur 10 % des Lichts — ein Wert, der sich an Labormessungen von Silikatgestein orientiert —, würde die Reflexion in jedem Band etwa 11 ppm beitragen, und die Tagseite läge eher bei 2.400 Kelvin. Stärker reflektierende, kühlere Lösungen bleiben möglich.

Ein Modell einer Atmosphäre aus verdampftem Gestein, mit einem Druck von höchstens etwa 20 Millibar unter dem Stern und Natrium als Hauptgas, passt ebenfalls zu den Daten, lässt sich aber noch nicht von nacktem glühendem Gestein unterscheiden.

Warten auf Webb

Der Ausweg sind längere Wellenlängen, bei denen die Wärme dominiert und die Reflexion verblasst. Das James-Webb-Weltraumteleskop soll einen vollständigen Umlauf von 10,6 Stunden einschließlich zweier Bedeckungen beobachten, mit seinem Instrument MIRI zwischen etwa 5 und 12 Mikrometern. Das Team sagt dort eine etwa viermal tiefere Bedeckung voraus, genug, um Wärme von Reflexion zu trennen und nach den Fingerabdrücken von Siliziumoxiden in einem Himmel aus Gesteinsdampf zu suchen.