Schöner Exoplaneten aufspüren mit TESS

Heute früh startete eine Falcon 9 den Transiting Exoplanet Survey Satellite TESS. Dieser schnuckelige kleine Satellit von gerade einmal 350 kg und den Abmessungen eines Kühlschranks (was keine Nachrichtenmeldung zu erwähnen vermeidet; 1,5 x 1,2 m, nur die ausgebreiteten Solarpanele vergrößern ihn auf 3,7 m in einer Dimension) soll von nun an nach Exoplaneten suchen und damit in die Fußstapfen des so erfolgreichen Kepler-Weltraumteleskops treten, das bisher rund 2700 bestätigte und ebenso viele noch zu bestätigende Kandidaten von Exoplanetenentdeckungen für sich verbuchen kann. Kepler wird im Verlaufe dieses Jahres jedoch in Rente geschickt werden, weil ihm der Treibstoff zur Neige geht, der nach dem Ausfall von zwei der vier Reaktionsräder zum Ausrichten der Sonde mittels ihrer Steuerdüsen benötigt wird.

 

Kein zweiter Kepler

TESS und Kepler verwenden beide Transit-Photometrie zum Aufspüren von Planeten. Transit bedeutet, dass der Planet als kleine dunkle Scheibe vor seinem Stern durch zieht. Photometrie bedeutet Messung des Lichts, weil der Planet den Stern dabei um einen winzigen Bruchteil verdunkelt. Jupiter hat beispielsweise ca. 1/10 des Sonnendurchmessers und würde aus der Ferne betrachtet 1/100 der Sonnenfläche verdecken, d.h. die Helligkeit der Sonne ginge um 1% oder 0,01 Größenklassen zurück. Die Erde hat nur 1/109 des Sonnendurchmessers, d.h. ca. 1/12000 der Sonnenfläche und verursachte damit gerade mal eine Verdunklung von 0,0001 Größenklassen (0,1 Milli-Magnituden) was einiges über die benötigte Empfindlichkeit der Sensoren aussagt und warum man solche Messungen besser im Weltraum als vom Boden unseres wabernden Luftozeans aus macht. Wenn man den Durchmesser des Sterns anhand seiner Spektralklasse abschätzen kann, erhält man auf diese Weise ebenso eine Schätzung der Größe des Planeten.

Ansonsten haben TESS und Kepler wenig gemein – Kepler (4,7 m lang und 2,7 m durchmessend) starrte während seiner Hauptmission mit seinem 1 m durchmessenden Teleskop drei Jahre lang auf ein 12° (12° = 24 Vollmonddurchmesser) durchmessendes Sternenfeld im Sternbild Schwan, welches ca. 200.000 für das Kepler-Teleskop erreichbare Sterne enthielt, die permanent überwacht wurden. Erst als nur noch zwei Reaktionsräder funktionierten und die Sonde mangels eines dritten Rads für jede der drei Raumachsen nicht mehr in allen Raumrichtungen gegenüber Störungen, vor allem durch den Sonnenwind, stabilisiert werden konnte, ersann man einen Notfallplan und richtet die Sonde seither für jeweils 75 Tage auf insgesamt 14 Zielfelder in der Ekliptik, immer mit dem Sonnenwind im Rücken, was dessen Störungen minimiert, so dass man noch ein wenig mehr Himmel mit 1/10 der ursprünglichen Empfindlichkeit ablichten konnte. Die primäre 3,5-Jahre-Mission kostete 600 Millionen Dollar.

TESS hingegen, geradezu ein Schnäppchen für 200 Millionen über seine primäre Missionsdauer von 2 Jahren, soll fast den gesamten Himmel (85%) ablichten und verwendet dazu vier vom Lincoln Laboratory am Massachusetts Institute of Technology (MIT) entwickelte Weitwinkel-CCD-Kameras mit nur 10,5 cm Öffnung und 150 mm Brennweite (Blende 1,4), die jeweils ein Blickfeld von 24° x 24° überblicken – groß genug, um die Hauptsterne Orions auf einem Bild zu erfassen. Die Blickfelder aller 4 Kameras sind untereinander angeordnet, so dass gleichzeitig ein Streifen von 96° x 24° erfasst wird – also mehr als 1/4 des Vollkreises in der längeren Ausdehnung und 1/15 eines Vollkreises in der schmaleren. 350-mal das Blickfeld von Kepler.

Mit 26 solcher Streifen (13 für den Himmel nördlich und 13 südlich der Ekliptik) werden nacheinander 85% des Himmels abgelichtet. Lediglich ein Streifen von 6° beiderseits der Ekliptik und 3,5° breite dreieckige Lücken zwischen den unteren Enden der Sektoren werden nicht erfasst. Man kann nicht alles haben.

In guter Nachbarschaft

Jeder Sektor wird, wenn er in Gegenrichtung zur Sonne steht, 27,4 Tage lang beobachtet, bevor das Blickfeld um 27° nach Osten entlang der Ekliptik für den nächsten Sektor verschoben wird. Das macht also 712 Tage für alle 26 Sektoren – ca. 2 Jahre primäre Missionsdauer. Kepler entdeckte die meisten Planeten bei einer Umlaufzeit von nur 10 Tagen, was teilweise geometrische Gründe hat: je näher ein Planet seinem Stern ist, desto stärker darf die Bahnebene gegen unsere Blickrichtung verkippt sein, ohne dass der Planet den Stern verfehlt; das kennen wir auch aus dem Sonnensystem, der innere Planet Merkur hat viel mehr Transits vor der Sonne als Venus. Allerdings werden Planeten mit 10 Tagen Umlaufzeit selbst bei den lichtschwachen M-Zwergsternen schon innerhalb der habitablen Zone kreisen, innerhalb der man noch mit der Existenz flüssigen Wassers auf einer Planetenoberfläche rechnen kann, daher ist es zum Aufspüren potenziell habitabler Welten wünschenswert, wenigstens einen Teil des Himmels für mindestens 40 Tage kontinuierlich im Blick zu haben, und das wird in den Überlappungszonen der Sektoren erreicht (siehe Bild oben).

Durch die Überlappung werden die Ekliptikpole sogar jeweils kontinuierlich für 351 Tage beobachtet, zuerst der Südpol der Ekliptik, im zweiten Jahr der Mission dann der Nordpol. Der tiefere Sinne für die Ausrichtung der Sektoren nach der Ekliptik mit maximaler Überlappung an deren Polen liegt darin, dass diese Punkte stets im rechten Winkel zur Sonne stehen, während jeder andere Ort des Himmels im Laufe des Jahres aus Sicht von TESS der Sonne einmal näher rücken muss, während der Satellit mit der Erde um die Sonne kreist. Auch das James-Webb-Weltraumteleskop kann aus dem gleichen Grund ganzjährig auf diese Felder gerichtet werden.

Die Mission von TESS wird nach 2 Jahren Primärmission voraussichtlich nicht beendet sein, sondern TESS ist dafür ausgelegt, wenigstens zwei Jahrzehnte lang den Himmel kontinuierlich zu überwachen, um so auch Planeten mit längerer Umlaufzeit als 27 Tage zu erwischen.

TESS sucht vor allem nach Planeten in der Umgebung der Sonne bis zu einem Radius von 300 Lichtjahren, während Keplers Funde etwa zehnmal so weit entfernt waren. Das macht sie zu potenziellen Zielen für das für 2020 zum Start vorgesehene James-Webb-Weltraumteleskop oder irdische Teleskope, die z.B. nach den Signaturen der Planetenbewegung im Spektrum der Sterne suchen können. Planet und Stern umkreisen einen gemeinsamen Schwerpunkt und so kann ein hinreichend massiver Planet ein leichtes “Wackeln” des Sterns um diesen Schwerpunkt verursachen, was an einer winzigen Dopplerverschiebung der Spektrallinien des Sternenlichts messbar ist. Aus der Auslenkung eines Sterns mit bekannter (aus dem Spektraltyp geschätzter) Masse kann auf die Masse des Planeten und aus dieser und der mit TESS bestimmten Größe auf die Dichte des Planeten geschlossen werden. Damit erhält man einen Hinweis darauf, woraus der Planet bestehen könnte (überwiegend Gas, Gestein, Wasser oder Eisen). Der sonst bei spektralen Geschwindigkeitsmessungen übliche Unsicherheitsfaktor von sin (i) entfällt, weil die Bahnneigung nahe 90° zur Sichtlinie sein muss, sonst gäbe es keine Transits.

Bei Planeten mit ausgedehnten Atmosphären können zukünftige Teleskope wie das James-Webb-Teleskop , der europäische Planetensucher CHEOPS, der Ende dieses Jahres ins All geschossen werden soll, oder die im kommenden Jahrzehnt in Betrieb gehenden Riesenteleskope TMT, GMT und ELT eventuell die Atmosphäre selbst untersuchen oder den Planeten gar direkt ablichten – all dies funktioniert für nahe Planeten viel besser als für die fernen Kepler-Kandidaten.

 

Gut bestückt

Die vier Kameras von TESS verfügen über je 4 CCD-Sensoren mit jeweils 4096×4096 Pixeln, von denen 2048×2048 zum Belichten genutzt werden können; der Rest dient als Zwischenspeicher für das schnelle Auslesen innerhalb von 4 ms, was einen anfälligen mechanischen Verschluss überflüssig macht. Alle 4 Sensoren haben zusammen also 4096×4096 = 16,8 Megapixel an belichtbarer Fläche. Die Chips sind empfindlich im Bereich von 600 bis 1000 nm Wellenlänge, was im roten bis infraroten Bereich des Lichts liegt. Sie werden auf -75° C gekühlt, um das Bildrauschen zu verringern. Die Temperatur muss auf ±1°C eingehalten werden.

Die Kameras werden alle 2 Sekunden ausgelesen, unter anderem, um den Satelliten stets auf das Ziel ausgerichtet zu halten – Amateurastronomen kennen dies als “Autoguiding“. Die Einzelbilder werden aufaddiert (gestackt) um längere Belichtungszeiten zu synthetisieren. Dabei werden sie gleichzeitig in drei Modi gestackt: zwei “Briefmarken-Modi” addieren Bildausschnitte von 10×10 Pixeln um ausgewählte Sterne herum mit einer Kadenz von 20 s (10 Einzelbilder) bzw. 2 Minuten (60 Einzelbidler), während alle halbe Stunde ein Vollbild mit 30 Minuten aufsummierter Belichtungszeit zusammengesetzt wird.

Die 20-Sekunden-“Briefmarken” sollen dabei zur “Asteroseismologie” dienen, d.h. der Messung von Pulsationen der beobachteten Sterne; 1000 helle Sterne wurden als Ziele für diese Aufnahmen ausgewählt. Die 2-Minuten-Aufnahmen dienen zur eigentlichen Transitsuche um 200.000 ausgewählte Sterne der Spektralklassen F, G, K und M von 4. bis zur 13. Größenklasse. Da ein Transit typischerweise 1 bis 10 Stunden dauert, sind 2 Minuten kurz genug, um die allmähliche Verdunklung bzw. Aufhellung während des Ein- bzw. Austritts der Planetenscheibe vor dem Stern zeitlich auflösen zu können. Dies ist wichtig zur Unterscheidung von Sternflecken, die durch ihre perspektivische Abplattung am Sternenrand einen anderen Verlauf der Lichtkurve verursachen als Planetenscheiben, aber auch zum Aufspüren von Exo-Monden, die vor oder nach dem Planeten eine eigene kleine Verfinsterung verursachen. Auf den 30 Minuten lange belichteten Vollbild-Aufnahmen wird man nach Planetentransits lichtschwächerer Sterne außerhalb der vorselektierten FGKM-Liste suchen.

Die fertigen Summenbilder werden komprimiert und auf 192-GB-SSD-Speicherkarten zwischengespeichert, bis sie jeweils alle 13,7 Tage, wenn TESS auf ihrem elliptischen Orbit (s.u.) in Erdnähe vorbei kommt und sich mit ihrer starren Kommunikationsantenne in Richtung Erde ausrichtet, mit 100 Mbit/s innerhalb von 3-4h über das Deep Space Network der NASA heruntergeladen werden – die eigentliche Planetensuche findet im Rechenzentrum des NASA Ames Research Centers in Mountain View, Kalifornien statt.

Während einer Zeit von maximal 16h um den erdnächsten Punkt der Bahn wird nicht beobachtet, sondern neben der Datenübertragung Fernwartung durchgeführt. Beispielsweise müssen die Reaktionsräder, die sich aufgrund von Reibungsverlusten allmählich immer schneller drehen müssen, um den Satelliten gegen Drehungen stabil zu halten oder seine Ausrichtung zu verändern, gelegentlich “entladen” werden, indem man dem Satelliten mit seinen Steuerdüsen ein kleines Drehmoment in Richtung der Schwungrad-Drehung verpasst. Seine Drehung endet idealerweise dann, wenn das entsprechende Schwungrad gestoppt oder jedenfalls stark verlangsamt wird.

 

Der lange Weg zum Zielorbit

Die Umlaufbahn von TESS ist ungewöhnlich und wurde bisher bei keiner anderen Mission eines Satelliten verwendet. Sie wurde sorgfältig ausgewählt, um folgende Anforderungen zu erfüllen [3]:

• Geringe Chance einer Abschattung des Satelliten durch den Erdschatten (kein Strom aus den Solarzellen verfügbar, Problem der Temperaturstabilität, insbesondere der Kameras).
• Vermeidung einer Verdeckung des Zielfelds durch Erde oder Mond.
• Stabil gegen Störungen durch den Mond, insbesondere bezogen auf den erdnächsten Punkt, so dass die regelmäßige Kommunikation gewährleistet ist, ohne viel Treibstoff für Bahnkorrekturen aufwenden zu müssen.
• Kein Eintreten in den Bereich der geostationären Satelliten (42180 km Abstand vom Erdzentrum) oder die Van-Allen-Strahlungsgürtel (unterhalb ca. 60.000 km Abstand) innerhalb von 20 Jahren.

Der ausgewählte Missions-Orbit trägt die Bezeichnung P/2-HEO, was für eine 2:1-Resonanz mit dem Mond und einen hohen Erdorbit steht. Die elliptische Bahn reicht von nominell 108000 km Höhe (17 Erdradien, R_E) in Erdnähe (Perigäum) bis zur Mondbahn in 375.000 km Entfernung (59 R_E) in Erdferne (Apogäum). Ein Umlauf dauert 13,7 Tage, exakt halb so lange, wie der Mond für einen Erdumlauf benötigt – dies ist genau die 2:1-Resonanz.

Die Bahn wird so angepasst, dass der Mond sich genau dann, wenn TESS in der Nähe der Mondbahn vorbei kommt, auf seiner Bahn stets 90° vor oder hinter dem Satelliten befindet. Dadurch mitteln sich gravitative Störungen durch den Mond immer wieder aus und Satellit und Mond kommen sich niemals in die Quere.

Um auf diese Bahn zu gelangen, muss TESS dem Mond aber doch einmal sehr nahe kommen (lunar encounter = Begegnung mit dem Mond), und zwar um sich von der Schwerkraft des Mondes auf die um 40° gegen die Ebene der Erdbahn geneigte Missions-Bahn ablenken zu lassen, die den Erdschatten weitgehend vermeiden und freien Blick an Erde und Mond vorbei auf den jeweiligen Zielsektor erlauben soll. Dazu wurde TESS heute morgen zunächst in eine Parkbahn mit 600 km Höhe in der Ebene der Mondbahn um die Erde geschossen. Dort wird dann im richtigen Moment ein mit einem Feststofftriebwerk ausgestatter Booster gezündet, der sie auf den ersten mehrerer phasing orbits in 250.000 km Apogäumsentfernung hieven wird und sich dann von der Sonde lösen. Auf diesen Orbits wird in den kommenden Tagen und Wochen allmählich durch jeweiliges Feuern des bordeigenen Hydrazin-Triebwerks im Perigäum das Apogäum der Bahn bis auf 400.000 km angehoben werden, so dass TESS schließlich dem Mond nach 3,5 Phasing-Umläufen genau zum richtigen Zeitpunkt über den Weg läuft, um von dessen Gravitation mit minimalem Treibstoffaufwand in die gewünschte Bahnneigung (Inklination) gegen die Ekliptik abgelenkt zu werden. Danach wird das Apogäum mit einem Bremsmanöver des Triebwerks im Perigäum auf die Zielhöhe von 375.000 km abgesenkt und die Bahn auf die Dauer und Phase des Mondumlaufs angepasst. Nach 60 Tagen soll die endgültige Bahn dann erreicht sein und für Jahrzehnte ohne weiteren Einsatz des Triebwerks stabil bleiben.

 

Schöne Aussichten

Bleibt noch die Frage, was man sich von der Mission verspricht. Um zu illustrieren, wieviele und welche Arten von Planetenfunden man sich von TESS erwartet, wurden Simulationen durchgeführt, die beruhend auf den mit Kepler gewonnen Statistiken über die Größen und Umlaufbahnen von Planeten um die im Fokus stehenden FGKM-Sterne ausgewertet wurden, unter Berücksichtigung von Störeinflüssen durch Bedeckungsveränderliche, Streulicht im Sonnensystem, Leistungsfähigkeit der Kameras und der überlappungsbedingten Varianz der Beobachtungsdauern der einzelnen Himmelsregionen. Für Sterne heller als 10. Größenklasse im infraroten J-Band ergab sich folgende exemplarische Statistik:

Gerade bei den helleren Sternen erwartet man einen Schub neuer Entdeckungen. TESS kann Sterne mit einer Helligkeit zwischen ca. 4. und 14. Größenklasse präzise vermessen. Man erwartet ca. 20.000 Planeten kleiner als Neptun (4 Erdradien) zu finden, 500 Supererden (1,25-2 Erdradien) und 50 Erden (kleiner 1,25 Erdradien). Oben im Bild sind nur die hellsten Sterne abgebildet. Man wird voraussichtlich ähnlich viele Fehldetektionen (falsche Positive) erleiden, die im Nachhinein durch wiederholte Transits oder Beobachtungen mit anderen Teleskopen verifiziert werden müssen. Wenigstens 50 Planeten kleiner als Neptun möchte man noch innerhalb der Primärmission mit irdischen Teleskopen verifizieren.

Neben der Entdeckung neuer Planeten in der solaren Nachbarschaft wird TESS quasi als kostenlosen Beifang die asteroseismologischen Schwingungen von 6000 Sternen heller als 7,5. Größenklasse und dem größten Teil der Sterne heller als 4,5. Größenklasse (ermöglicht durch die kurze Belichtungszeit von 20 s für die asteroseismologischen Ziele) vermessen, inklusive von Riesensternen, die für Transitbeobachtungen selbst ungeeignet sind.

Die 30 Minuten lang belichteten Vollbilder werden neben der Entdeckung zusätzlicher Transit-Kandidaten, die in einer nach der primären Missionsdauer wahrscheinlichen Verlängerungsmission in die Liste der ausgewählten Sterne mit besserer Zeitauflösung aufgenommen werden können, eine großflächige photometrische Überwachung des Himmels mit 5 Milli-Magnituden Präzision bis zur 14./15. Größenklasse ermöglichen. In jedem Sektor wird man alleine ungefähr eine Million Galaxien im Blick haben und somit erwartungsgemäß zahlreiche dynamische Objekte aufspüren, z.B. nahe Supernovae in frühester Phase des Ausbruchs, das Nachleuchten von Gammastrahlen-Bursts (z.B. verursacht von Pulsar-Kollisionen, die man mit den Gravitationswellen-Observatorien LIGO und VIRGO detektieren wird), Ausbrüche von aktiven Galaxienkernen, die von Aktivitäten in den Akkretionsscheiben der supermassereichen Schwarzen Löcher in ihren Zentren verursacht werden, Asteroiden, die der Erde nahe kommen, sowie veränderliche Sterne (Bedeckungsveränderliche, Flare-Sterne, Novae und pulsierende Veränderliche). Insgesamt wird man rund 20 Millionen Objekte im Blickfeld haben, unter denen sich zahlreiche kurzperiodisch variable Quellen befinden werden. Dies ist eine hervorragende Ergänzung zur im nächsten Jahrzehnt startenden Himmelsüberwachung mit dem LSST (Large Synoptic Survey Telescope), welches nur Objekte schwächer als 16. Größenklasse beobachten wird.

Wir dürfen also gespannt sein, was das Universum für TESS bereit hält.

 

Referenzen

[1] George R. Ricker et (many) al., “The Transiting Exoplanet Survey Satellite“, SPIE Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems (JATIS), 24. Oktober 2014, arXiv:1406.0151v3

[2] NASA, “The TESS Science Writer’s Guide”

[3] Joseph W. Gangestad_, Gregory A. Henningy, Randy Persingerz, and George R. Ricker, “A High Earth, Lunar Resonant Orbit for Lower Cost Space Science Missions“, AAS/AIAA Astrodynamics Specialist Conference, August 2013, arXiv:1306.5333v3

[4] MIT TESS-Webseite