T Tauri-Stern mit Jets und zirkumstellarer Scheibe (künstlerische Darstellung). Bild: ESO/L. Calçada/M. Kornmesser.

Melde mich nach dem Urlaub und einer artikellosen Woche zurück. Noch offen auf der Leser-Wunschliste ist die Meldung des Planeten PDS 70 b, die bereits Anfang Juli durch die Medien ging. Worum geht es?

 

Kamerascheue Welten

Planeten bei anderen Sternen direkt abzubilden, gelang bisher nur wenige Male. Wir kennen zwar tausende exosolare Planeten, die ihre Präsenz durch eine winzige Verdunklung ihres Muttersterns verraten, wenn sie zwischen uns und seiner Scheibe durchziehen, oder ihre Spuren im Spektrum des Sterns hinterlassen, wenn sie diesen beim Umlauf um den gemeinsamen Schwerpunkt von Stern und Planet ein wenig zum Wackeln bringen. Eine direkte Abbildung eines Exoplaneten gelingt hingegen nur selten, weil Planeten nur schwach das Licht ihres Sterns reflektieren, der in der Größenordnung von 10 Milliardenmal heller ist. Teleskope sehen Sterne nicht als beliebig scharfe Punkte, sondern als Beugungsbild, dem kreisförmigen Analogon der Beugungsfigur eines durchleuchteten Spalts mit zentraler Aufhellung und umgebenden Streifen, welche die nahe bei den Sternen befindlichen Planeten überstrahlen. Das Abdecken des Sterns mit einer Maske im Strahlengang des Teleskops ist Standardtechnik, aber die atmosphärische Unruhe verschmiert den Stern, so dass er mit einer Blende nicht vollständig abgedeckt werden kann.

Um Planeten in unmittelbarer Nähe ihres Sterns aufzuspüren, verwendet man infrarotes Licht und sucht meist nach Planeten, die aufgrund ihrer hohen Temperatur selbst infrarotes Licht abgeben, so dass der Helligkeitsunterschied zum Stern geringer ist. Dabei handelt es sich stets um junge Planeten, die noch Wärme aus ihrer Entstehung abstrahlen. Die hohe Temperatur solcher Objekte erklärt sich durch die Kompression des Gases und die Bewegungsenergie einfallenden Materials, die den entstehenden Planeten aufheizen. Es gibt auch von ihrem Stern aufgeheizte Welten in dessen direkter Nähe, aber solche befinden sich notwendigerweise so dicht neben dem hellen Stern, dass sie nicht als Einzelquellen aufgelöst werden können.

Beispiele für direkt abgebildete Planeten sind Beta Pictoris b und Fomalhaut b, beide Planeten junger Sterne, die noch von den Resten ihrer protoplanetaren Scheiben umgeben sind – den Scheiben aus Staub, Gas und Geröll, aus denen die Planeten und auch der Stern selbst entstanden sind. Die Planeten selbst sind jedoch bereits komplett und kühlen nur noch aus.

Vor allem mit Millimeterwellen-Radioteleskopen wie ALMA gelangen in letzter Zeit Aufnahmen von protoplanetaren Scheiben mit Lücken, die auf Planeten hindeuten, welche diese freigeräumt haben. Auch wurden Verdickungen und Strukturen in den Scheiben gefunden, in denen sich offenbar das Scheibenmaterial gesammelt hat und zu Planeten zu kollabieren beginnt. Nur die Planeten selbst sind nicht zu sehen – ALMA findet vor allem die Strahlung von Scheibenmaterial und ist blind für Planeten. Zwar wurde in einigen Beobachtungen im Infraroten von Sichtungen punktförmiger Objekte in der Scheibe berichtet, aber es konnte bisher nie eindeutig belegt werden, dass man nicht lediglich Verdichtungen gesehen hatte.

Protoplanetare Scheibe mit Lücken, in denen sich Planeten aufhalten könnten. Aufnahme des Radioteleskops ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Arrray). Bild: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Protoplanetare Scheibe mit Lücken, in denen sich Planeten aufhalten könnten. Aufnahme des Radioteleskops ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Arrray). Bild: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

Ein furioser Mutterstern

Der Zwergstern PDS 70 ist unter Berücksichtigung der aktuellen Gaia-Daten 370 LJ von der Erde entfernt im Sternbild des Zentauren und somit Mitglied der Scorpius-Centaurus-Assoziation, der nächstgelegenen OB-Assoziation; wir erinnern uns an die zweitnächste, OB1, am Himmel gegenüber, im nächsten Spiralarm auf der anderen Seite. OB-Assoziationen sind, wie wir damals gelernt haben, lose Ansammlungen von jungen heißen Sternen, die Sternentstehungsgebiete markieren und welche die Spiralarme von Spiralgalaxien hervortreten lassen. PDS 70 ist selbst kein OB-Stern, sondern ein sonnenähnlicher Stern von 0,76 Sonnenmassen, 1/3 Sonnenleuchtkräften, 25% größer im Durchmesser als die Sonne und mit seinen 5,4 Millionen Jahren teilt er die Jugend mit den anderen Sternen der Assoziation.

Bei PDS 70 handelt es sich genauer gesagt um einen Protostern (Vorläufer eines Sterns, Vor-Hauptreihenstern) in der “T-Tauri-Phase” (benannt nach dem Veränderlichen T im Sternbild Taurus, dem Stier), die alle jungen Sterne bei ihrer Entstehung durchmachen. Nachdem die Fusion im Stern schon gezündet hat, regnet weiterhin Materie auf ihn hinab, er hat noch nicht die Kraft, seine Umgebung von Gas und Staub frei zu blasen. Dabei sammelt sich das Material in einer Akkretionsscheibe um den Stern, verliert dort Bewegungsenergie und spiralt so allmählich auf den Stern hinunter. Magnetfelder der durch Reibung und Kollisionen aufgeheizten Scheibe aus elektrisch leitendem Plasma (Gas aus Ionen und Elektronen) erzeugen Jets, ganz ähnlich wie bei Schwarzen Löchern mit Akkretionsscheiben, wenn auch weniger violent.

Ein T-Tauri-Stern bläst einen 12 Lichtjahre langen Jet in das umgebende interstellare Medium. Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: NASA and B. Reipurth (CASA, Univ. of Colorado) .

Ein T-Tauri-Stern bläst einen 12 Lichtjahre langen Jet in das umgebende interstellare Medium. Kombinierte Infrarot/visuelle Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops. Bild: NASA and B. Reipurth (CASA, Univ. of Colorado) .

Wie die meisten T-Tauri-Sterne ist PDS 70 von einer zirkumstellaren Scheibe (lat. für “den Stern umgebenden”), die ca. 140 AE im Radius misst und bereits 2006 entdeckt worden war. Bei der Scheibe handelt es sich um eine Transitional Disk, (Übergangsscheibe), die sich dadurch auszeichnen, dass sie weitgehend staubfreie Zonen enthalten. 2012 wurde in der Scheibe von PDS 70 nämlich eine 70 AE breite Lücke gefunden.

 

Zauberoptik SPHERE

Ein großes internationales Team um André Müller und Miriam Keppler vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg untersuchte in den vergangenen Jahren die Staubscheibe von PDS 70 mit mehreren Geräten, unter anderem mit dem seit 2014 am Melipal-Teleskop1 des Very Large Telescope (VLT) in Chile verfügbaren SPHERE-Instrument. SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) wurde genau zum Zweck des Aufspürens von Planeten entwickelt und bedient sich dafür gleich mehrerer Techniken:

  • Eine adaptive Optik misst die Verformung der Wellenfronten durch die turbulente Atmosphäre und korrigiert diese mit einem beweglichen Spiegel im Strahlengang, der den tanzenden Stern stetig zentriert, und dies 1200mal pro Sekunde.
  • Zwei zuschaltbare Koronographenmasken für visuelles und infrarotes Licht, die den Stern im Bild verdecken; dabei wird eine besondere Technik zur Unterdrückung des Beugungsbilds der kleinen Maske verwendet.
  • Polarisationsfilter: Sternenlicht ist normalerweise nicht polarisiert, d.h. die Lichtwellen schwingen nicht in einer bestimmten Ebene, sondern in allen möglichen Ebenen. Licht, das an feinen Partikeln wie denen in einer zirkumstellaren Scheibe gestreut oder von einem Planeten reflektiert wird, ist hingegen teilweise polarisiert, d.h. die Lichtwellen schwingen in einer Vorzugsrichtung. Fotografen kennen Polarisationsfilter, mit denen sich das Blau des Himmels dunkler machen lässt oder Reflexionen auf Glas- und Wasserflächen unterdrücken; mit einem Polfilter kann man je nach Ausrichtung das Licht mit bestimmter Schwingungsrichtung durchlassen oder sperren und somit den Kontrast zwischen zirkumstellarer Scheibe bzw. Planet und Stern vergrößern.
  • Diverse Filter erlauben die Einschränkung des Lichtspektrums auf Infrarotbereiche, wo der Kontrast zwischen Planet und Stern am größten ist.
Das SPHERE-Instrument am Melipal-Teleskop des VLT. Das Instrument steckt in dem schwarzen Kasten und wird von Licht gespeist, das auf der linken Seite durch die Höhenachse des Teleskops (blaues Rad) geleitet wird (Nasmyth-Fokus). Am linken Bildrand sieht man noch Melipals Hauptspiegel. Bild: ESO/J. Girard (djulik.com).

Das SPHERE-Instrument am Melipal-Teleskop des VLT. Das Instrument verbirgt sich in dem schwarzen Kasten in der Bildmitte und wird von Licht gespeist, das auf der linken Seite durch die Höhenachse des Teleskops (blaues Rad) in das Gerät eintritt (sogen. “Nasmyth-Fokus”). Am linken Bildrand sieht man noch Melipals Hauptspiegel, in dem sich ein Teil der Kuppel spiegelt, und vor dem der Umlenkspiegel für den Nasmyth-Fokus hinter der Strebe im Vordergrund hervorlugt. Bild: ESO/J. Girard (djulik.com).

SPHERE umfasst unter anderem eine Infrarotkamera IRDIS, die ein Objekt gleichzeitig durch zwei Filter aufnehmen kann. Dies können gekreuzte Polfilter oder verschiedene Farbfilter sein und die Bilder können miteinander kombiniert oder voneinander subtrahiert werden. Auf diese Weise kann man Bilder generieren, die polarisiertes Licht verschiedener Orientierung vereinen (von verschiedenen Orten der Scheibe) und trotzdem das unpolarisierte Licht des Sterns unterdrücken (Polarization Differential Imaging, PDI).

Eine andere gängige Technik zum Aufspüren von Planeten oder Scheibenstrukturen ist das Aufnehmen mehrerer Bilder der Scheibe, während sich das Bildfeld langsam dreht (was bei den azimutal montierten VLT-Teleskopen von selbst passiert, während sie den Stern am Himmel verfolgen, wenn man es nicht kompensiert). Die gegeneinander verdrehten Einzelbilder werden so verrechnet, dass kreissymmetrische Strukturen sich auslöschen, während Punktquellen, die sich von Bild zu Bild verschieben, erhalten bleiben und am Ende überlagert werden können. Diese Technik wird als Winkeldifferenzabbildung (Angular Differential Imaging, ADI) bezeichnet (cooles 90s-Video dazu).

 

PDS 70 b – heiß und wolkig

Ausgerüstet mit dieser Technik (und weiteren eingesetzten Geräten und Teleskopen) sowie ausgefeilter digitaler Bildverarbeitung hat das Team die Scheibe von PDS 70 untersucht und dabei eine Punktquelle aufgespürt und verfolgt, die sich innerhalb von 6 Jahren allmählich um den Zentralstern bewegte. Hier die ersten Aufnahmen, auf denen das Objekt aufgespürt werden konnte:

Entdeckungsaufnahmen von PDS 70b. Linke Aufnahme: Near-Infrared Coronagraphic Imager (NICI) am Gemini-Teleskop auf Hawaii, rechtes Bild: NAOS/CONICA am VLT, andere Bilder SPHERE IRDIS-Kamera; oben vor dem Datum die verwendeten Filter und -kombinationen (L', H2H3, K1K2) nach dem UBV-System. Bild: [2]

Entdeckungsaufnahmen von PDS 70b. Linke Aufnahme: Near-Infrared Coronagraphic Imager (NICI) am Gemini-Teleskop auf Hawaii, rechtes Bild: NAOS/CONICA am VLT; andere Bilder SPHERE IRDIS-Kamera; oben vor dem Datum die verwendeten Filter und -kombinationen (L’, H2H3, K1K2) nach dem UBV-System. Bild: [2]

Das linke Bild war von einem anderen Team aufgenommen worden, das in den Rohdaten keinen Planeten aufspüren konnte, aber den Autoren der hier betrachteten Arbeiten gelang es, den Planeten mit geeigneter Bildverarbeitung aus diesen Daten zu extrahieren.

Hier ein jüngeres, wesentlich deutlicheres Bild des Objekts:

Aufnahme des in der Entstehung befindlichen Planeten PDS 70 b mit der IRDIS-Infrarotkamera des SPHERE-Instruments am VLT. Der Zentralstern in der Bildmitte ist durch eine schwarze Maske verdeckt. Der Planet ist rechts unterhalb der Bildmitte als heller Punkt deutlich sichtbar. Bild: ESO/A. Müller et al.

Aufnahme des in der Entstehung befindlichen Planeten PDS 70 b mit der IRDIS-Infrarotkamera des SPHERE-Instruments am VLT. Der Zentralstern in der Bildmitte ist durch eine schwarze Maske verdeckt. Der Planet ist rechts unterhalb der Bildmitte als heller Punkt deutlich sichtbar. Bild: ESO/A. Müller et al.

Die Bewegung des Objekts auf einer gekrümmten Bahn um den Zentralstern zeigte eindeutig, dass es kein zufällig im Blickfeld befindlicher Hintergrundstern sein kann. Auch die Hypothese, dass es sich um eine Verdichtung oder heiße Stelle innerhalb der Scheibe handeln könnte, wurde erwogen, und die Polarisation der entsprechenden Gegend untersucht; das Ergebnis sprach gegen ein Scheiben-Feature.

Folglich muss es sich um einen Planeten oder Braunen Zwerg handeln. Das Objekt ist außergewöhnlich rot; Braune Zwerge mit ähnlicher Farbe sind allerdings weniger leuchtstark. Anhand von Simulationen der Planetenentstehung erscheint es am plausibelsten, dass das Objekt ein Planet in der Entstehung ist. Die tiefrote Farbe geht vermutlich auf Staub zurück, der das Licht des heißen und somit selbstleuchtenden Objekts bei kürzeren Wellenlängen stärker dämpft als bei langen, der gleiche Effekte, der die untergehende Sonne rot erscheinen lässt.

Die Autoren bestimmten für die Umlaufzeit auf der nahezu kreisförmigen Bahn knapp 120 Jahre. Der Abstand zum Zentralstern beträgt ca. 22 AE, etwa die Entfernung des Uranus von der Sonne. Die Bahn liegt erwartungsgemäß in der gleichen Ebene wie die zirkumstellare Scheibe.

Es gelang dem Team sogar, mit verschiedenen Instrumenten ein sehr krudes, aus einzelnen Messpunkten bestehendes Spektrum aufzunehmen, welches man versuchte, mit verschiedenen Simulationsprogrammen und Modellannahmen der Atmosphäre zu rekonstruieren (siehe Bild unten), um weitergehende Schlüsse über die Natur des Planeten zu ziehen.

Rekonstruiertes Spektrum von PDS 70b. Die farbigen Kreise und Vierecke mit den Fehlerbalken zeigen gemessene Amplituden bei bestimmten Frequenzen an, wobei übereinander liegenden Messungen zu verschiedenen Zeiten mit dem gleichen Gerät erfolgten. Die verschiedenen in der Legende aufgelisteten Linien sind Rekonstruktionen des Spektrums auf der Basis von Simulationsprogrammen, mit denen die Spektren verschiedener Atmosphären mit und ohne Bewölkung generiert werden können. Bild: [1]

Rekonstruiertes Spektrum von PDS 70b. Die farbigen Kreise und Vierecke mit den Fehlerbalken zeigen gemessene Leuchtkräfte bei bestimmten Frequenzen an, wobei übereinander liegende Messungen an verschiedenen Daten mit dem gleichen Gerät erfolgten. Bei 1,4 µm Wellenlänge zeichnet sich eine mutmaßliche Absorptionslinie von Wasser ab. Die verschiedenen in der Legende aufgelisteten Kurven sind Rekonstruktionen des Spektrums auf der Basis von Simulationsprogrammen (BT-Settl, petitCODE, Exo-REM), mit denen die Spektren verschiedener Atmosphären mit und ohne Wolken verschiedener Zusammensetzung für verschiedene Temperaturen und Oberflächengravitationen simuliert wurden. Bild: [1]

Modelle ohne Wolken approximieren die Datenpunkte am schlechtesten; das Modell petitCODE(0) erfordert beispielsweise eine völlig unphysikalische Masse von 890 Jupitermassen, um die grün gepunktete Kurve zu generieren. Die Modelle mit Wolkenbedeckung ergeben hingegen plausiblere Fits, aber die Messdaten sind zu krude, um eine feinere Unterscheidung etwa nach Wolkenbestandteilen wie Silikaten, Salzen und Eisen oder der Partikelgröße in den Wolken zu erlauben.

Die plausiblen Modelle stimmen aber darin überein, dass der Planet eine Temperatur zwischen 1000 und 1600 K haben sollte. Die Schwerkraft an der Oberfläche muss kleiner als das rund Dreifache der Erdschwerkraft sein. Durchmesser und Masse sind ziemlich unsicher, sie können zwischen 1,4 und 3,7 Jupiterradien und 2 bis zu 17 Jupitermassen betragen, wobei geringere Massen wahrscheinlicher sind. Modelle der Planetenentstehung von Gasriesen sagen Radien von weniger als 2 Jupiterradien voraus, aber der Planet könnte gerade frisches Material aufgesammelt haben oder man misst ihn umgebendes Scheibenmaterial, was ihn heller erscheinen lässt. Dafür spricht auch, dass ALMA am Ort des Planeten eine hohe Geschwindigkeitsdispersion2 der Gasmoleküle beobachtet hat, was bei einer um den Planeten kreisenden Gasscheibe zu erwarten wäre. In einer anderen IRDIS-Aufnahme haben die Autoren Strukturen markiert, die wie Spiralarme oder Bögen anmuten:

IRDIS-Aufnahme von PDS 70 mit hervorgehobenen Strukturen. Verdichtungen außen (1), eine mögliche Verbindung zur inneren Region (2), spiralarmartige Strukturen im Zentrum (3,4) und zwei Bögen in der Nähe des Planeten (5). Bild: [1].

IRDIS-Aufnahme von PDS 70 mit hervorgehobenen Strukturen. Verdichtungen außen (1), eine mögliche Verbindung zur inneren Region (2), Spiralarm-artige Strukturen im Zentrum (3,4) und zwei Bögen in der Nähe des Planeten (5). Bild: [1].

Hier könnte Material auf den Planeten fließen. Simulationen der Planetenentstehung sagen solche Strukturen voraus (siehe Video).

 

Somit sind wir bei PDS 70 b also offenbar Zeuge, wie ein jupiterähnlicher Planet entsteht. Solche Beobachtungen lehren uns, wie Planetenentstehung funktioniert und wie unser eigenes Sonnensystem einst entstanden ist. PDS 70 b liefert einen weiteren Mosaikstein im Gesamtbild und zeigt uns einen Gasriesen in der frühesten Entwicklungsphase, die wir bis jetzt beobachten konnten. Das Objekt wird von dem Team weiter im Auge behalten werden, um die Natur der Scheibenstrukturen zu entschlüsseln.

 

Referenzen und weitere Artikel

[1] A. Müller, M. Keppler et al., “Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS70 transition disk“, Letter to the Editor, accepted for Astronomy & Astrophysics, 10. Juli 2018; arXiv:1806.11567.

[2] M. Keppler, M. Benisty et al. “Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70“, accepted for Astronomy & Astrophysics, 230. Juni 2018; arXiv:1806.11568, 12. Juli 2018.

[3] eso1821de — Pressemitteilung Wissenschaft, “Erstes bestätigtes Bild eines neugeborenen Planeten vom VLT der ESO“, 2. Juli 2018, ESO Webseite.

[4] Daniel Lingenhöhl, “Erstmals Geburt eines Planeten beobachtet“, Spektrum Online, 02. Juli 2018.

[5] Phil Plait (Bad Astronomy), “Astronomical birth announcement: It’s a bouncing baby planet!“, SyFyWire, 2. Juli 2018.

[6] en.wikipedia.org, “PDS 70“.

 

 

1 Das VLT besteht aus 4 gleichartigen Teleskopen mit 8,2m-Spiegeln, die auf die Namen Antu, Kueyen, Melipal und Yepun getauft wurden, indigene Namen der in Südamerika lebenden Mapuche-Indios für Sonne, Mond, das Kreuz des Südens und die Venus.

 
2 Streuung der Geschwindigkeiten, erkennbar an einer Verbreiterung der Spektrallinie des Gases durch den Dopplereffekt – je mehr die Geschwindigkeit des Gases variiert (z.B. bei der Umkreisung des Planeten, Material das sich uns nähert vs. solchem, das sich von uns entfernt), desto breiter wird die Spektrallinie durch den Dopplereffekt auseinander gezogen.

Kommentare (7)

  1. #1 Lutz Donnerhacke
    9. August 2018

    Das coole 90s-Video ist irgendwie falsch verlinkt.

  2. #2 roel
    9. August 2018

    @Alderamin Danke für den tollen Artikel!

    “Um Planeten in unmittelbarer Nähe ihres Sterns aufzuspüren, verwendet man infrarotes Licht und sucht meist nach Planeten, die aufgrund ihrer hohen Temperatur selbst infrarotes Licht abgeben, so dass der Kontrast zum Stern geringer ist.”

    Ich hätte gedacht das der Kontrast möglichst hoch sein müsste. Warum ist er geringer besser?

  3. #3 roel
    9. August 2018

    @Lutz Donnerhacke Siehe

  4. #4 Alderamin
    9. August 2018

    @Lutz

    Danke, jetzt sollte es gehen.

  5. #5 Alderamin
    9. August 2018

    @roel

    Ich hätte gedacht das der Kontrast möglichst hoch sein müsste. Warum ist er geringer besser?

    Der große Helligkeitsunterschied von bis 1 zu 10 Milliarden ist ja gerade das Problem. Wenn man den Helligkeitsunterschied, also den Kontrast, senken kann, dann erst wird der Planet sichtbar. Bei den Beobachtungen von PDS 70b wurde ein Größenklassenunterschied von 6,8 bis 9,4 Größenklassen erreicht (Ref. 1, Table C.1 im Anhang), das sind dann noch Kontraste zwischen 1:500 und 1:5750.

    Den Kontrast zwischen Planet und Scheibe/Hintergrund gilt es hingegen zu vergrößern. Vielleicht ist der Begriff zu missverständlich und ich sollte einen anderen verwenden.

  6. #6 roel
    10. August 2018

    @Alderamin Ja, ich denke, so ist das verständlicher.

  7. #7 Karl Mistelberger
    10. August 2018

    Der direkte Bildnachweis von extrasolaren Planeten und die wissenschaftliche Untersuchung neu entstehender Planetensysteme in Staubscheiben um andere Sterne zählen zu den größten Herausforderungen der beobachtenden Astronomie. Zum einen sind die Winkelabstände solcher Planeten von ihrem Mutterstern wegen ihrer großen Entfernung von uns extrem klein. Bereits in einer nach kosmischen Maßstäben geringen Entfernung von nur etwa 30 Lichtjahren (rund 300 Billionen Kilometer) hätten ein Stern und ein Planet wie Sonne und Erde einen Winkelabstand von nur einer Zehntel Bogensekunde.

    Beide Himmelskörper als Einzelobjekte abzubilden entspricht der Aufgabe, zwei direkt nebeneinander platzierte Euromünzen aus einer Entfernung von etwa 40 Kilometern als Einzelmünzen auf einem Foto sichtbar zu machen. Doch die weit größere Herausforderung ist, diese Aufgabe sogar zu lösen, obwohl der Helligkeitskontrast zwischen beiden Objekten in die Millionen geht – das heißt man müsste in unserem Vergleich die beiden Münzen jeweils durch einen Flutlichtscheinwerfer und ein Glühwürmchen ersetzen.

    https://www.spektrum.de/news/extrasolare-planeten/1289852