Noch niemand hat die „Oberfläche“ eines Exoplaneten oder eines Braunen Zwergsterns gesehen. Trotzdem findet man in der Tagespresse und auf diversen Webseiten Abbildungen von Gasplaneten, die nicht völlig der Phantasie entsprungen sind.
Bei der Frage nach dem Aussehen (im optischen Bereich) muß man zwei Aspekte beachten – einmal das „Eigenleuchten“ des Objekts entsprechend seiner Temperatur und zum anderen dessen „Beleuchtung“ durch den Mutterstern. Jupiter z.B. wäre ohne die Reflektion von Sonnenlicht im sichtbaren Licht so gut wie unsichtbar. Bei einem Braunen Zwerg ist das schon anders. Bei ihm bestimmen die Temperatur sowie die in der Atmosphäre vorhandenen Gase ganz entscheidend ihre Farbe. Natrium-Atome können z.B. bei L-Zwergen sehr stark den gelben Anteil des Spektrums unterdrücken (D-Linien in Absorption). Das führt dazu, daß Braune Zwerge nur in den seltensten Fällen (wenn überhaupt) wirklich in der Farbe Braun glimmen. Ihre Farben variieren vielmehr von dunklem Rot bis Purpur und manche von ihnen würden einem Beobachter in der für Sterne ungewöhnlichen Farbe Magenta erscheinen (nachgewiesen z.B. für 2MASSW J1507, Spektraltyp L5, REID et.al. 2000).
5.61 Eigenfarbe eines M-Sterns, eines L-Zwergs und eines T-Zwergs
Wie Gasplaneten einen Beobachter in ihrer Nähe erscheinen würden, ist, wie bereits erwähnt, im Einzelnen nur schwer vorherzusagen. Neben der Beschaffenheit ihrer Atmosphäre hängt ihr Aussehen auf der Tagseite ganz entscheidend von dem Licht ab, das sie von ihrem Mutterstern erhalten. Es kann schwaches rotes Licht sein, wenn der Mutterstern ein kleiner kühler Zwergstern ist. Es kann aber auch mehr gelb sein, wenn der Mutterstern unserer Sonne ähnelt. Im Folgenden soll deshalb davon ausgegangen werden, daß der Planet auf der Tagseite Licht erhält, welches ungefähr die gleiche spektrale Zusammensetzung hat wie das Sonnenlicht. Dieses Licht wird in der Planetenatmosphäre teilweise absorbiert, z.T. an deren Atomen und Molekülen gestreut oder von Wolken- und Dunstschichten unterschiedlicher Zusammensetzung reflektiert – d.h. das in den Weltraum zurückgeworfene Licht wird auf eine spezifische Art und Weise spektral verändert sein. Da man im Prinzip das Reflektionsspektrum spektroskopisch beobachten bzw. anhand von Atmosphärenmodellen berechnen kann, lassen sich durchaus auch ernstgemeinte Mutmaßungen über das Aussehen eines Exoplaneten anstellen.
51 Pegasi b
„Bellerophon“ ist ein „hot jupiter“, auf dessen Tagseite aufgrund seiner Nähe zu seiner Sonne (ein G2.5IV-Stern mit einer effektiven Temperatur von 5570 K, den er in einer Entfernung von nur 0.053 AU in 4.2 Tagen einmal umkreist) Temperaturen um die 1500 K herrschen. Man kann davon ausgehen, daß in seiner Atmosphäre Silikatwolken schweben, die sein Aussehen auf der Tagseite bestimmen, während die Nachtseite (er führt eine gebundene Rotation aus) dunkelrot glimmt.
Gasplaneten dieser Art werden der Sudarsky-Klasse 5 zugeordnet. Die Wolken aus Silikatstäuben und flüssigen Metalltröpfchen sollten im reflektierten Licht weiß wie irdische Wasserdampfwolken erscheinen und sich vom dunklen Untergrund (der durch Alkali-Absorptionen bedingt ist) gut abheben.
HD 209458 b
Der Exoplanet mit dem Namen „Osiris“ ist auch ein „heißer Jupiter“, der jedoch aufgrund seines geringen Albedos von weit weniger als 0.1 und einer Temperatur von ~1130 K der Sudarsky-Klasse 4 zugeordnet wird.
Derartige Gasplaneten erscheinen trotz ihrer Nähe zu ihrem Mutterstern als sehr dunkel. Es dürften aus der Nähe auf seiner Scheibe nur einige helle Schleier aus Titan-Vanadiumoxid-Wolken zu sehen sein, die in der Lage sind, ein wenig Sternlicht zu reflektieren. Ursache für das hohe Absorptionsvermögen sind Alkaliatome wie Natrium Na oder Kalium K in der Atmosphäre, die neben anderen Gasen einen beträchtlichen Teil der einfallenden optischen Strahlung absorbieren.
Ypsilon Andromedae c
Dieser Exoplanet umkreist in etwa Erdentfernung in 241 Taqgen seinen Mutterstern, bei dem es sich um einen Hauptreihenstern vom Spektraltyp F8V und einer effektiven Temperatur von 6070 K handelt. Seine große Masse von ~14 MJ spricht eindeutig für einen Gasplaneten, der in dieser Entfernung eine Temperatur um die 400 K besitzen sollte. Wenn das der Fall ist, gehört er sicherlich der Sudarsky-Klasse 3 an, die sich durch eine weitgehend wolkenfreie Atmosphäre auszeichnen.
Ein solcher Planet erscheint aufgrund der Streuung des Sternlichts an den atomaren und molekularen Bestandteilen der Atmosphäre (Rayleigh-Streuung) sowie aufgrund der sehr effektiven Methan-Absorption (ähnlich wie bei Neptun) in tiefblauer Farbe. Sie werden deshalb auch als „neptunes“ bezeichnet. Würde Ypsilon Andromedae b so nahe an seinem Mutterstern stehen, daß seine Temperatur einen Wert von ~700 K erreicht, dann könnte man in seiner weiterhin blauen Atmosphäre zirrusartige Wolken aus Sulfiden und Chloriden bemerken.
HD 28185 b
Die Sudarsky-Klasse 2 ist für Gasplaneten vorgesehen, die mit Wasserdampfwolken bedeckt sind. Dazu müssen sie sich – grob gesagt – in der habitablen Zone um ihren Mutterstern bewegen. Nur dort werden die Temperaturen erreicht (150 K - 350 K), in dem Wasserdampf auskondensieren kann. Wasserdampftröpfchen sind so groß, daß die Streuung wellenlängenunabhängig wird (Mie-Streuung). Sie erscheinen deshalb weiß und bedingen im optischen Bereich eine hohe Albedo. Man vermutet, daß der Exoplanet HD 28185 b, der einen sonnenähnlichen Stern im Sternbild Eridanus umkreist, zu dieser Klasse gehört.
Mit einer Masse von mindesten 6 MJ muß es sich um einen Gasplaneten handeln. Außer seiner Entfernung zum Mutterstern (1 AU) und seiner Umlaufszeit (383 Tage) ist recht wenig über ihn bekannt. Lediglich seine effektive Temperatur um die 250 K macht ihn zumindest bis auf Widerruf für die Sudarsky-Klasse 2 prädestiniert.
Iota Horologii b
Dieser Exoplanet wird zur Gruppe der „Jupiter mit Schwefelsäurewolken“ gezählt, die gewissermaßen eine Untergruppe der Sudarsky-Klasse 2 darstellen. Bei einer Temperatur von ~310 K sollten sich Wasserdampfwolken, in denen Schwefelpartikel eingelagert sind bzw. Wolken aus Schwefelsäure H2 SO4) bilden, die leicht gelblich erscheinen. Der Exoplanet selbst hat ungefähr die Größe Jupiters und bewegt sich auf einer stark elliptischen Bahn (e=0.24) um seinen sonnenähnlichen Mutterstern (G0Vp).
47 Ursae Majoris b
Die Daten, die bis jetzt über diesen Exoplaneten ermittelt wurden, lassen darauf schließen, daß in seiner Atmosphäre Wasserdampfwolken dominieren, über denen bräunliche Zirren aus Ammoniumhydrosulfid hinweg ziehen. Mit einer (minimalen) Masse von ~2.5 MJ ist er mindestens 20% größer als Jupiter. Für den Umlauf um seinen sonnenähnlichen Mutterstern (Spektraltyp G0V, Teff=5885 K) benötigt 47 Ursae Majoris b bei einer Entfernung von 2.1 AU knapp drei Jahre. Er bewegt sich damit nur knapp außerhalb der habitablen Zone eines G0-Zwergsterns. Die Bedingungen dort (mittlere Temperatur ~170 K) sollten aber für die Bildung ausgedehnter Wasserdampfwolken in seiner Atmosphäre ausreichen, wie Berechnungen auf der Grundlage entsprechend angepaßter Atmosphärenmodelle ergeben haben (Sudarsky et.al. 2000). Einen Beobachter in der Nähe würde dieser Planet wahrscheinlich im Grundton weiß mit leicht ockergelben bis bräunlichen Streifen parallel zum Äquator (wenn der Exoplanet ähnlich schnell rotiert wie Jupiter) erscheinen. Auch farbige Verwirbelungen, wie man sie von Jupiter kennt, sollten zu erkennen sein. Objekte mit diesen Aussehen und dieser Größe bzw. Masse werden deshalb oft auch als Jupiterzwillinge bezeichnet.
HD 154345 b
Ein möglicher Kandidat der „jupiterähnlichen“ Exoplaneten der Sudarsky-Klasse 1 ist HD 154345 b, der einen sonnenähnlichen Hauptreihenstern vom Spektraltyp G8V und einer Masse von 0.88 MS im Sternbild Herkules umkreist. Seine Bahndaten (Große Bahnhalbachse 4.18 AU, Umlaufszeit 9.1 Jahre) ähneln dem des Jupiters in unserem Sonnensystem, so daß unter Berücksichtigung der etwas geringeren Leuchtkraft seiner Sonne die Einstrahlungsbedingungen und damit die mittlere Temperatur (~170 K) ähnlich sein dürften.
Hauptmerkmal von Gasplaneten dieser Sudarsky-Klasse sind weiße Ammoniakeiswolken sowie bräunliche Schleier (oder Streifen, wenn der Exoplanet ähnlich Jupiter schnell rotiert) aus Ammoniumhydrosulfid und damit verwandten Verbindungen.
5.62 Jupiter ist der Prototyp der Gasplaneten der Sudarsky-Klasse 1, deren Aussehen durch weiße Ammoniakeiswolken dominiert wird. Die relativ geringen Temperaturen ermöglichen eine reichhaltige (organische) Atmosphärenchemie, so daß Planeten dieser Art sehr viele pastellartige Farbnuancen zeigen sollten, wie das auch bei Jupiter der Fall ist. © NASA
Cold Neptunes
Exoplaneten der Sudarsky-Klasse 0 sind so kalt (~ 80 K), daß in ihrer Atmosphäre Methan auskondensieren und weiße Wolken bilden kann. Bei dieser Art von Gasplaneten liegt der Kohlenstoff in der Atmosphäre ist zum größten Teil in CH4-Molekülen gebunden vor, deren Absorptionsverhalten im sichtbaren Spektralbereich einen solchen Planeten bläulich erscheinen lassen. Im Sonnensystem gehören die Großplaneten Uranus und Neptun dieser Klasse an. Aussichtsreiche Exoplanetenkandidaten sind OGLE-2007-BLG-368LB und OGLE-2005-BLG-169Lb.
Beide wurden bei Durchmusterungen, die das gravitative Microlensing ausnutzten, entdeckt. Ihre Massen liegen mit 22 ME bzw. 13 ME deutlich unter der der jupiterähnlichen Gasriesen und zum anderen sind sie von ihrer Sonne weit genug entfernt, daß sich Methanwolken bilden könnten.
5.63 Um die blaue Färbung bei Neptun zu erhalten, reicht bereits ein geringer Anteil (1.5 Vol-%) von CH4 in der Atmosphäre aus. Dieses Gas absorbiert sehr effektiv den roten Anteil des Sonnenlichts, so daß im reflektierten Licht der blaue Anteil überwiegt. Bei Uranus ist der Effekt ähnlich. Gelangt Methan in genügender Konzentration in obere, kalte Atmosphärenschichten, dann können bei T ~55 K weiße zirrusartige Methanwolken entstehen. Sie bilden meist langgestreckte, zum Äquator parallele Streifen (Rotation). Ihre Eigenbewegung deutet auf die Existenz von extrem schnellen zonalen Winden auf diesen Planeten hin. © NASA
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