DIE MEGA-ERDEN, DIE ES WAHRSCHEINLICH NICHT GIBT

Die Theorie der Planetenentstehung setzt Gesteinswelten eine Obergrenze. Ein wachsender Kern, der etwa 10 Erdmassen überschreitet, kann eine unkontrollierte Gasakkretion nicht mehr vermeiden: Er zieht Gas aus der Scheibe um seinen jungen Stern an und wird zu einem gasreichen Planeten. Simulationen von Kollisionen und Erosion ergeben dieselbe Grenze. Messungen echter Planeten verorten den Übergang von nacktem Gestein zu gasumhüllten Welten sogar noch tiefer, bei etwa 4 bis 5 Erdmassen.

Und doch sind in den letzten Jahren einige Planeten aufgetaucht, die die Dichte von Gestein und Massen weit über zehn Erden haben. Manche Astronomen nennen sie „Mega-Erden“. Um sie zu erklären, bräuchte es exotische Vorgeschichten: späte Kollisionen nach dem Verschwinden der Gasscheibe oder die freigelegten Kerne ehemaliger Riesen.

Casey Brinkman und Nicolas Cowan vom Trottier Space Institute der McGill University in Montreal stellten eine einfachere Frage: Sind diese Planeten wirklich so schwer?

Einen Planeten am Wackeln seines Sterns wiegen

Die meisten dieser Massen stammen aus Radialgeschwindigkeiten: Während ein Planet kreist, zieht er seinen Stern hin und her, und das Licht des Sterns verschiebt sich ganz leicht in der Farbe. Die Größe dieses Wackelns ergibt die Masse des Planeten.

Das Problem: Sterne sind nicht ruhig. Magnetisch aktive Sterne tragen dunkle Flecken und helle Bereiche, die sich mit dem Stern drehen. Sie fügen den Messungen Rauschen hinzu, und ein Fleck, der ins Blickfeld rotiert, kann das Signal eines Planeten nachahmen – oder aufblähen.

Acht Verdächtige, ein gemeinsames Merkmal

Die beiden gingen vom NASA Exoplanet Archive aus und behielten 333 Planeten kleiner als vier Erdradien mit verlässlichem Radius und einer Masse aus Radialgeschwindigkeiten. Sie fanden:

• 4 Planeten mit gesteinsartiger Dichte und mehr als 10 Erdmassen: WASP-84 c, TOI-1347 b, TOI-2322 c und HD 63433 b.
• 4 weitere oberhalb der Grenze mit fast keiner Wasserstoff-Helium-Hülle: GJ 523 b, TOI-815 c, HD 18599 b und GJ 143 b.

Um die Aktivität jedes Muttersterns zu messen, nutzten sie einen Index, der auf dem Kalziumlicht der heißen äußeren Schicht des Sterns beruht, das bei magnetischer Erwärmung heller wird. Oberhalb eines Werts von −4,75 gilt ein Stern als aktiv. Helligkeitsmessungen der Mission TESS zeigen zudem, wie jeder Stern dunkler und heller wird, während seine Flecken rotieren.

Das Ergebnis: Alle acht umkreisen aktive Sterne. Unter 37 Sternen, für die sowohl eine Planetenmasse als auch eine Aktivitätsmessung vorliegt, sind nur 13 aktiv.

Die Wahrscheinlichkeit eines Zufalls

Wären Mega-Erden gleichmäßig verteilt, läge die Wahrscheinlichkeit, dass die vier gesteinsartigen alle um aktive Sterne kreisen, bei:

p = 13/37 × 12/36 × 11/35 × 10/34 = 0.01

Etwa 1 %. Nimmt man die vier anderen hinzu, sinkt sie auf 0,0003.

Könnten junge, aktive Sterne einfach besser darin sein, Mega-Erden hervorzubringen? Die Autoren sehen keinen Grund dafür. Eine zu bilden, bräuchte zusätzliche Kollisionen, eine Wanderung nach innen auf Umlaufbahnen von 0,8 bis 20 Tagen und vielleicht den Verlust einer dichten Atmosphäre – und all das braucht Zeit. Wenn überhaupt, sollten solche Welten ältere Sterne bevorzugen.

Wo die Massen danebenliegen

Jede ursprüngliche Messung verwendete Gauß-Prozesse, ein statistisches Werkzeug, das das Rauschen des Sterns modelliert, damit sich das Signal des Planeten abtrennen lässt. Doch ein zu flexibles Modell kann das falsche Signal aufnehmen und zu große Massen liefern. Die Fälle wirken fragil:

• Bei WASP-84 ist das Zittern des Sterns (etwa 13 m/s) größer als das Signal des Planeten (7,7 m/s).
• TOI-2322 rotiert in 21,28 Tagen; sein Planet umläuft ihn in 20,23 Tagen.
• HD 63433 b, mit 37 Erdmassen der schwerste, wurde von einem zweiten Team überhaupt nicht nachgewiesen, das eine Obergrenze von 21 Erdmassen festlegte.
• Drei der Planeten liegen unter einer veröffentlichten Signal-Rausch-Schwelle, unterhalb derer solche Modelle bekanntermaßen unzuverlässig sind.

Die Autoren erinnern an einen Präzedenzfall: einen anderen Planeten, dessen Masse sich durch ein unbehandeltes periodisches Signal als um den Faktor drei aufgebläht herausstellte.

Keine Gesteinsriesen – vorerst

Ihr Fazit: Es gibt keine überzeugenden Belege für Gesteinsplaneten über zehn Erdmassen. Radialgeschwindigkeitsmassen von Planeten um aktive Sterne verdienen Skepsis, „besonders dann, wenn die Existenz solcher Planeten unsere Vorstellungen von der Planetenentstehung infrage stellen würde.“ Sie schlagen vor, die Beobachtungen zeitlich so zu planen, dass sowohl die Aktivität des Sterns als auch der Planet gut abgetastet werden.

Das Argument ist statistisch und stützt sich auf eine kleine Stichprobe: acht Planeten und 37 Sterne. Die Autoren haben die ursprünglichen Massenanpassungen nicht neu berechnet.