Wie sind Planetensysteme entstanden und wie entwickeln sie sich? Welche Voraussetzungen müssen erfüllt sein, damit Leben auf einem Planeten existieren kann? Ist unsere Erde einzigartig, oder hat sich auch anderswo im Weltall Leben entwickelt? Um der Beantwortung solcher Fragen näher zu kommen, wird sich die Mission PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) ab dem Jahr 2026 auf die Suche nach Planetensystemen außerhalb unseres Sonnensystems begeben.
Start der Mission: 2026
Planeten in solchen Systemen werden auch als Exoplaneten bezeichnet. Die Sonde soll diese Planeten finden und Kenndaten wie die Masse, den Durchmesser und die Umlaufbahn der einzelnen Himmelskörper ermitteln. Ziel der Mission ist es, unser Wissen um die Entstehung und Entwicklung von Planentensystemen deutlich zu erweitern. Ein wesentlicher Schwerpunkt der Mission ist dabei die Suche nach Exoplaneten, die nur wenig größer als unsere Erde sind.
Mit Hilfe von 26 Kameras, die auf einer gemeinsamen Plattform montiert sind, soll PLATO bis zu einer Million Sterne auf mögliche Planeten untersuchen. Erwartet wird die Entdeckung vieler tausend Gesteins-, Eis- und Gasplaneten, die um sonnenähnliche Sterne sowie um rote Zwergsterne, Doppelsternsysteme und weiße Zwerge kreisen. Besonders interessant sind aus wissenschaftlicher Sicht Planetentypen, die im heimischen Sonnensystem nicht vorkommen. Dazu zählen zum Beispiel „heiße Jupiter“, Riesenplaneten, die ihre Sterne auf sehr engen Bahnen in wenigen Tagen umkreisen, „Mini-Neptuns“, Gasplaneten, deren Durchmesser kleiner sind als der des Neptun, und „Super-Erden“, also Gesteinsplaneten mit mehr als einer und weniger als etwa zehn Erdmassen.
Um die Himmelskörper aufzuspüren, nutzt PLATO die Beobachtungsmethode der Planetentransits. Dabei registriert die Sonde die zeitweilige Abdunkelung, die durch einen vor dem Stern vorüberziehenden Planeten hervorgerufen wird. Diese Verringerung der Strahlungsintensität beträgt bei kleinen Planeten meist nur wenige Promille. Die so entdeckten „Kandidaten“ werden später von der Erde aus mit Teleskopen anhand von Radialgeschwindigkeitsmessungen überprüft. Zudem misst PLATO die Schwingungen der Sterne, um mit Hilfe asteroseismologischer Untersuchungen deren inneren Aufbau zu ergründen. Daraus lassen sich dann weitere Daten wie zum Beispiel das Alter des jeweiligen Sterns und damit auch seiner Planeten ableiten.
Planetentransits
Um seine wissenschaftlichen Ziele zu erreichen, nutzt PLATO die Methode der photometrischen Transitbeobachtungen von Planeten vor ihren Muttersternen. Damit können Planeten gefunden werden, die von der Erde oder vom Beobachtungsort eines Satelliten aus gesehen vor dem jeweiligen Stern vorbeiziehen und diesen dabei ein wenig verdunkeln. Beobachtet man zudem mindestens zwei aufeinanderfolgende Durchgänge (Transits) vor dem Stern, so lassen sich aus der Zeitdauer und dem Zeitabstand der Transits sowie dem Helligkeitseinbruch direkt die Bahnparameter des Planeten (Umlaufzeit und Abstand vom Stern) und dessen Durchmesser bestimmen.
Die Langzeitbeobachtungen von PLATO sollen zweimal jeweils zwei Jahre dauern, um Planeten mit Umlaufzeit bis zu etwa einem Jahr und damit vielleicht auch Zwillinge der Erde zu finden. Anschließend sollen sogenannte „Step-and-Stare-Beobachtungen“ durchgeführt werden, die über jeweils zwei bis vier Monate ausgewählte Felder am Himmel überwachen. Damit lässt sich während einer Gesamtmissionsdauer von mindestens sechs Jahren knapp die Hälfte des gesamten Himmels abdecken.
Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen
Die Bahnbewegung eines Planeten um seinen Stern erlaubt es, einen nicht direkt sichtbaren Planeten auch auf andere Weise als mit Hilfe der Transitmethode nachzuweisen. Die Gravitationskraft bewirkt, dass Stern und Planet um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Dabei bewegt sich nicht nur der Planet, sondern auch der helle Stern auf seiner Bahn um den Schwerpunkt zeitweise ein wenig auf die Erde und den Beobachter zu beziehungsweise von ihm weg.
Zerlegt man nun mit Hilfe eines Spektrographen an einem großen Teleskop auf der Erde das Licht des Sterns in seine Bestandteile (Farben), so macht sich die Schwerpunktsbewegung des Sterns im Lichtpektrum durch eine periodische Bewegung schmaler Spektrallinien bemerkbar. Bewegt sich der Stern auf seiner Bahn vom Beobachter fort, so werden die Linien zum Roten hin verschoben, bewegt er sich auf ihn zu, so ergibt sich eine Verschiebung zum Blauen (Dopplereffekt). Je näher sich der Planet am Stern befindet und je größer seine Masse ist, desto größer erscheint der Effekt.
Auf diese Weise lassen sich die Bahn des Planeten sowie eine untere Grenze für seine Masse ableiten. Ist zudem aus der Transitmethode der Durchmesser des Planeten bekannt, so kann auch seine (mittlere) Massendichte bestimmt werden. Damit können schließlich Rückschlüsse auf die Natur des Planeten gezogen werden, wobei Gesteinsplaneten wie die Erde eine eher hohe Dichte, Gasplaneten ähnlich Jupiter und Saturn eine niedrigere aufweisen.
Die Nachbeobachtungen vom Boden aus sind ein wichtiger Bestandteil der Mission und erfordern ein koordiniertes Vorgehen mit astronomischen Observatorien und Institutionen weltweit wie etwa der Europäischen Südsternwarte (ESO). Darüber hinaus sollen mit Hilfe der Asteroseismologie Sternmassen, -radien und -alter mit hoher Genauigkeit abgeleitet werden.
26 Kameras durchmustern den Sternhimmel
PLATO wird mit 26 Kameras den Himmel nach Planeten um helle Sterne absuchen. Jede dieser Kameras ist mit einer Weitwinkeloptik ausgerüstet und verfügt über vier Sensoren (CCDs) mit jeweils 4510 x 4510 Pixeln. Das kombinierte Gesichtsfeld aller Einzelkameras beträgt rund fünf Prozent des gesamten Himmels. Alle 25 Sekunden nehmen 24 der Kameras ein Bild auf. Die beiden übrigen Kameras haben mit 2,5 Sekunden eine zehnmal kürzere Belichtungszeit. Diese „schnellen Kameras“ sollen vor allem die hellen Sterne beobachten, deren Bilder bei längeren Aufnahmezeiten überbelichtet würden. Eine umfangreiche Sensor- und Datenverarbeitungselektronik an Bord der Sonde extrahiert die Bilder von Zielobjekten aus der Gesamtaufnahme des Himmels und erstellt von jedem Stern ein kleines Bild (Imagette). Diese werden komprimiert und zusammen mit weiteren Daten zur Erde übertragen, wo sie dann weiterverarbeitet werden.
Konzeptstudien der PLATO-Sonde
Konzeptstudie der PLATO-Sonde mit ihrer Nutzlast bestehend aus 26 separaten Kameras, deren Gesichtsfelder überlappen (links). Ein alternatives Konzept ist rechts abgebildet: Die beiden „schnellen“ Kameras (grau eingefärbt) sind hier mittig angebracht. Beide Abbildungen zeigen noch ein altes Design mit 34 Kameras.
PLATO ist die dritte der mittelgroßen Wissenschaftsmissionen im Cosmic Vision-Programm 2015-2025 der Europäischen Weltraumorganisation ESA. Im Gegensatz zu seinen Vorgängermissionen CoRoT und Kepler wird PLATO deutlich mehr und meist hellere Sterne in einem größeren Areal des Himmels über einen längeren Zeitraum beobachten. Damit ist eine wesentlich größere Anzahl an neu entdeckten Planeten zu erwarten. Derzeit operieren die Exoplaneten-Missionen CHEOPS (Start: 18. Dezember 2019) und TESS (Start: 18. April 2018). CHEOPS führt gezielte photometrische Beobachtungen bereits bekannter Exoplaneten um helle Sterne durch, während TESS auf eine zweijährige Durchmusterung der hellsten Sterne am Himmel nach neuen Exoplaneten abzielt. Die beiden Missionen werden infolge der kürzeren Missionsdauer und der wesentlich lichtschwächeren Optiken nur eine deutlich geringere Zahl an erdähnlichen Planetenkandidaten finden können.
Ein umfangreiches Bodensegment empfängt, verarbeitet und archiviert die Daten
Das Bodensegment von PLATO besteht aus dem Missionskontrollzentrum (MOC), das beim European Space Operations Centre (ESOC) in Darmstadt angesiedelt ist, sowie weltweit verteilten Sende- und Empfangsstationen und einem wissenschaftlichen Betriebszentrum (SOC), das für die Missionsplanung, die Weiterverarbeitung der wissenschaftlichen Daten und die Erstellung der Datenprodukte verantwortlich ist. Das SOC wird beim European Space Astronomy Centre (ESAC) in der Nähe von Madrid eingerichtet. Ein auf verschiedene europäische Standorte verteiltes Datenzentrum (PLATO Data Center) stellt alle zur Verarbeitung der Informationen notwendigen Algorithmen und Werkzeuge bereit, überprüft die Datenprodukte, stellt sie den Wissenschaftlern und der Allgemeinheit zur Verfügung und archiviert sie anschließend.
DLR koordiniert die internationale Zusammenarbeit
Prototyp der Weitwinkeloptik
Im Vorfeld der Mission wurde ein Prototyp der Weitwinkeloptik (Teleskop) für das Kamerasystem der Nutzlast von PLATO gebaut. Der Durchmesser des Eintrittsfensters (oben) beträgt rund 20 Zentimeter.
Entwickelt und gebaut wird die Nutzlast von PLATO durch ein internationales Konsortium, das jeweils Beiträge zur Hard- und Software sowie zum Datenzentrum liefert. Dazu gehören unter anderem wissenschaftliche Institute und Firmen aus Deutschland, Italien, Großbritannien, Frankreich, Spanien, der Schweiz, Belgien, Ungarn, Portugal, den Niederlanden, Österreich, Schweden, Brasilien und Dänemark. Dieses Konsortium steht unter der Leitung des DLR Instituts für Planetenforschung in Berlin mit dem Principal Investigator (PI) Prof. Heike Rauer.
Die Gesamtmission - also die Sonde, der Start der Mission, das Trägersystem, das Bodensegment und der Betrieb der Sonde - wird durch die ESA verantwortet. Aufbau und Betrieb des PLATO-Datenzentrums werden durch das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Göttingen geleitet. Eine umfangreiche Beteiligung an der wissenschaftlichen Datenauswertung rundet den deutschen Beitrag zu PLATO ab. Ein Teil der Nutzlastentwicklung, des Datenzentrums sowie des Nutzlastbetriebs ab dem Jahr 2026 wird durch die Deutsche Raumfahrtagentur im DLR mit Mitteln des Bundesministeriums für Wirtschaft und Klimaschutz (BMWK) gefördert.
Missionsdaten und technische Parameter von PLATO:
Start:
2026 vom Startplatz Kourou (Französisch Guayana)
Trägerrakete:
Soyus-Fregat2-1b
Orbit:
Halobahn/Libration um den Lagrangepunkt L2 (Erdabstand etwa 1,5 Millionen Kilometer)
Missionsdauer:
mindestens 4 Jahre (4 Jahre nomineller Betrieb und Missionsverlängerung)
Masse der Sonde:
2.150 Kilogramm
Äußere Abmessungen der Sonde:
etwa 2,5 Meter Durchmesser x 5 Meter
Masse der Nutzlast:
540 Kilogramm (ohne optische Bank)
Elektrische Leistungsaufnahme:
1.650 Watt (Sonde mit Nutzlast; voller Nutzlastbetrieb)
Telemetrierate der Sonde:
36 Mbit/s (im K-Band, Downlink)
Missionsbetriebszentrum:
European Space Operations Centre (ESOC), Darmstadt, Deutschland
Wissenschaftliches Betriebszentrum:
European Space Astronomy Centre (ESAC), Villafranca, Spanien
