von Ludwig Scheibe (TU Berlin), Oktober 2024
Auf der Größenskala zwischen massiven Gasriesen und kleineren Supererden finden wir eine Klasse mittelgroßer Planeten: Welten mit Massen zwischen etwa dem 10- und 60-fachen der Erde, und Größen zwischen dem 3- und 6-fachen des Erdradius. Damit schließen sie die Größe des Neptuns und des Uranus in unserem Sonnensystem ein – etwa 4 Erdradien und 15 Erdmassen – und werden daher auch oft als exo-Neptune bezeichnet. Was wissen wir über dieses Verbindungsstück zwischen kleineren Gesteinswelten und großen Jupiterartigen?
Künstlerische Darstellung des Planeten TOI-1231 b. Mit einem Radius von 3,7-mal dem der Erde und einer Masse von 15 Erdmassen ist er nur geringfügig kleiner und leichter als der Neptun in unserem Sonnensystem. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech
Woraus bestehen sie?
Ebenso wie Super-Erden können Exo-Neptune eine breite Vielfalt an Zusammensetzungen aufweisen. Die ähnlich großen Planeten in unserem Sonnensystem, Uranus und Neptun, haben einen Kern aus Gestein und möglicherweise Eisen eingepackt in eine dicke Hülle aus Wasser, Methan und Ammoniak, und die wiederum umgeben von einer dichten Atmosphäre dominiert von Wasserstoff und Helium. Weil im äußeren Sonnensystem die einhüllenden Materialien wie z. B. Wasser oft im gefrorenen Zustand vorkommen, nennt man Planeten wie Uranus und Neptun auch auch “Eisriesen”. Im inneren der Planeten sind diese Materialien aber nicht gefroren, sondern liegen als Fluid oder Plasma vor. Das sind Zustände der Materie unter extrem hohem Druck und Temperatur, die wir aus unserer Umgebung nicht kennen.
Es liegt nahe, dass Exo-Neptune ähnlich aufgebaut sind, aber vermutlich mit anderen Anteilen der einzelnen Komponenten. Die einzige Größe, die uns üblicherweise helfen kann, den inneren Aufbau dieser fremden Welten abzuschätzen, ist die mittlere Dichte, und die deckt für Exo-Neptune eine große Breite ab. Das lässt vermuten, dass die Zusammensetzung ebenfalls stark von Planet zu Planet variiert. Einige ähneln der vergleichsweise aufgeblähten Natur der Gasriesen wie Saturn, während andere eher hohe Dichten haben, was vermutlich mit einem höheren Gesteins- und Wasseranteil verbunden ist.
Eine Wüste heißer Neptune
Mit unseren Standardmethoden zur Planetensuche, der Transit- und der Radialgeschwindigkeitsmethode, können wir Planeten dicht an ihrem Stern relativ einfach entdecken, und wir haben zahlreiche große Gasriesen und kleine Gesteinsplaneten auf engen Umlaufbahnen gefunden. Unter diesen Umständen würde man erwarten, dass wir auch viele Neptun-große Planeten dicht am Stern finden sollten. Tatsächlich haben wir aber nur sehr wenige dieser Planeten gefunden, ein Phänomen, das gelegentlich als “Hot Neptune Desert“ bezeichnet wird, also ein Gebiet mit einem Mangel an heißen Neptunen.
Eine Erklärung ist, dass starke Strahlung des Sterns, insbesondere im UV-Bereich, die leichteren äußeren Hüllen von Gas- und Eisriesen abträgt, sodass nur noch der Gesteinskern übrig bleibt, den wir dann als kleinen Planeten entdecken. Die heißen Gasriesen, die wir entdeckt haben, könnten in diesem Szenario erst später nach ihrer Entstehung nach innen gewandert sein, wenn Sterne üblicherweise weniger UV-Strahlung abgeben, sodass sie ihre Gashülle noch behalten konnten.
Künstlerische Darstellung des so genannten ultra-heißen Neptuns LTT 9779 b. Credit: Ricardo Ramirez
Einer der wenigen „Bewohner“ dieser Wüste ist LTT 9779 b, ein Planet mit 30 Erdmassen und 4,6 Erdradien, der seinen Stern in weniger als einem Tag umrundet und eine geschätzte Außentemperatur von 1700°C besitzt. Man vermutet, dass die Einstrahlung durch den Stern derzeit dabei ist, die Hülle des Planeten abzutragen, wie in der Illustration oben gezeigt wird.
