Kurz vor Weihnachten 2019, am 19. Dezember, konnte die Europäische Raumfahrtagentur ESA den erfolgreichen Start ihres Weltraumteleskops CHEOPS verkünden. Nach der Phase der Inbetriebnahme zeichnete CHEOPS – der CHaracterizing ExOPlanet Satellite – im Februar 2020 sein erstes Bild auf und bewies damit seine Funktionsfähigkeit. Seit sechs Jahren arbeitet das Weltraumteleskop nun einwandfrei. Die ursprüngliche Missionsdauer von drei Jahren wurde im Jahr 2023 um weitere drei Jahre verlängert, und es gibt eine Option auf eine zusätzliche Verlängerung bis zum Jahr 2029. Mit dieser zeitlichen Ausweitung könnte CHEOPS die Anfang nächsten Jahres startende, ebenfalls von der ESA initiierte Mission PLATO unterstützen, beispielsweise bei der Kalibrierung der Instrumente oder der simultanen Beobachtung einzelner Objekte.

Die technischen Besonderheiten von CHEOPS

Die Anforderungen an die thermische Stabilität des CCD-Detektors von CHEOPS und die anschließende rauscharme Elektronik waren enorm. Alles musste auf einer exakten Arbeitstemperatur gehalten werden, und die Temperaturschwankungen sollten dabei nicht mehr als 1/100 Grad Celsius betragen. Nur unter solchen Bedingungen kann und konnte CHEOPS seine wissenschaftlichen Ziele erreichen: die Helligkeit von Sternen hochpräzise zu messen und damit die Radien der dortigen Planeten genauestens zu bestimmen.

Damit Form und Ausrichtung gleich bleiben, etwa die des Fokalebenenmoduls – also des Bereichs im Instrument, in dem das Licht auf die Detektoren trifft –, kommt eine hochpräzise Temperaturregelung mit einem passiven Kühlelement (einem Radiator) und einem aktiven Heizer zum Einsatz. Die Struktur des Moduls ist außerdem aus einer speziellen Berylliumlegierung gefertigt, die sich durch eine sehr geringe Wärmeausdehnung und eine geringe Masse auszeichnet. Entwickelt wurde dieses überaus wichtige Modul vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) am Standort Berlin-Adlershof.

Diese Art der hochstabilen Temperaturregelung ist in dieser Form in der Raumfahrt einzigartig. Es gibt sie weder beim Satelliten CoRoT, der in den Jahren von 2006 bis 2013 den Himmel erkundete, noch beim Weltraumteleskop PLATO mit seinen 26 Kameras. Bei diesen Missionen werden die Temperaturschwankungen des Detektors noch aus den Lichtkurven nachträglich herausgerechnet.

CHEOPS und die anderen Exoplanetenmissionen

Die Mission CHEOPS wurde nicht zur Suche nach Exoplaneten entwickelt, sondern zur genaueren Charakterisierung einzelner bereits bekannter Planetensysteme. Das ist der wichtigste Unterschied zu den Missionen Kepler oder TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) von der NASA und zum kommenden Weltraumteleskop PLATO (PLAnetary Transits and Oscillation of stars). Sie suchen nach bislang unbekannten Planeten und beobachten dabei Tausende von Sternen gleichzeitig.

Was CHEOPS mit den anderen Missionen gemeinsam hat, ist die Messmethode der Fotometrie. Dabei wird die Helligkeit der Sterne gemessen. So lassen sich Transitereignisse nachweisen, bei denen ein Planet vor seinem Stern vorbeizieht und ihn dadurch – für den Beobachter – ein wenig abschattet. Aus der Abnahme der Sternhelligkeit, der Transittiefe, lässt sich auf den Planetenradius schließen, vorausgesetzt, der Sternradius ist bekannt. Während Kepler, TESS und PLATO ins Unbekannte vorstoßen, also Transitereignisse von noch unentdeckten Planeten suchen, beobachtet CHEOPS bereits bekannte Systeme.

Aber warum beobachtet man Planeten ein zweites Mal? Durch die hochpräzise Fotometrie von CHEOPS kann der Radius eines nachgewiesenen Planeten genauer bestimmt werden, als es mit jeder anderen Mission möglich ist. CHEOPS erlaubt Radiusmessungen mit einer Genauigkeit von bis zu einem Prozent.

Damit lässt sich in der Folge die Dichte des Planeten präziser ermitteln. So ist es möglich, die Natur des Planeten zu erkennen oder zumindest einzugrenzen, also ob es sich um einen Gas- oder einen Gesteinsplaneten handelt. Bei der Bestimmung der Dichte geht der Radius immerhin mit der dritten Potenz ein; schon winzige Messungenauigkeiten können daher zu riesigen Dichteunterschieden führen. Es lohnt sich folglich, so genau wie möglich hinzuschauen.

Die Messungen mithilfe der Transitmethode liefern jedoch ausschließlich Informationen über den Radius eines Exoplaneten; dessen Masse lässt sich nur durch die sogenannte Radialgeschwindigkeitsmessung bestimmen. Bei dieser werden die durch den Dopplereffekt periodisch verschobenen Spektrallinien des Sterns beobachtet. CHEOPS bewies dennoch seinen Nutzen und erbrachte in Kooperation mit anderen Missionen wertvolle und ergänzende Beiträge. Hier einige Beispiele:

KELT-11 b: Dies war der erste Exoplanet, von dem CHEOPS – damals noch in der viermonatigen Testphase – eine Transitkurve aufgenommen hat. Entdeckt wurde dieser Planet mit einem bodengebundenen Teleskop bereits im Jahr 2014. Es folgten weitere Nachfolgebeobachtungen von der Erde aus, sowohl Transit- als auch spektroskopische Messungen, deren Ergebnisse im Jahr 2017 publiziert wurden. In den Arbeiten wird der Planetenradius auf etwa 1,4 Jupiterradien geschätzt, mit einer Unsicherheit in der Größenordnung von rund zehn Prozent. Durch die Messungen mit CHEOPS konnte der Radius deutlich genauer bestimmt werden; der Fehler liegt jetzt nur bei etwa 2,5 Prozent.

WASP-189 b: Der bereits seit dem Jahr 2018 bekannte Planet WASP-189 b stand wegen der Nähe zu seinem Zentralgestirn und seiner ungewöhnlichen Bahn über die Pole seines Heimatgestirns im Fokus des Interesses. WASP-189 ist ein sehr heißer Stern, etwa 2000 Grad heißer als die Sonne. Der Planet WASP-189 b bewegt sich sehr dicht um ihn und benötigt nur 2,7 Tage für eine Sternumrundung. Dadurch wird er sehr stark bestrahlt und aufgeheizt. Er gilt als einer der hellsten »heißen Jupiter«. Mit CHEOPS hat man diesen Planeten nicht nur bei einem Transit beobachtet, sondern auch bei einer Okkultation, also wenn er hinter seinem Stern scheinbar verschwindet (siehe »Der seltsame Exoplanet WASP-189 b«). Da der Planet sehr hell ist, nimmt die Lichtmenge des Systems spürbar ab. So ließ sich die Temperatur des Planeten auf ziemlich genau 3200 Grad Celsius ermitteln.

Durch die genaue Untersuchung der Transitkurve zeigte sich, dass der Stern keine perfekte Kugel ist, sondern so schnell rotiert, dass er sich deutlich verformt. So ist sein Radius am Äquator markant größer als an den Polen – seine Form erinnert damit an einen dicken Diskus. Zudem ist WASP-189 am Äquator kühler und an den Polen heißer. Zu dieser ungewöhnlichen Asymmetrie kommt noch hinzu, dass die Umlaufbahn des Planeten über die Pole des Sterns verläuft und nicht in dessen Äquatorebene. Das würde man eigentlich erwarten, da sich Stern und Planet praktisch gleichzeitig aus einer gemeinsamen Gas- und Staubscheibe entwickeln, die ihre Drehrichtung an seine Planeten »vererbt«, wie es auch im Sonnensystem der Fall ist. Die Ursache für die ungewöhnliche Anordnung bei WASP-189 ist bisher nicht geklärt. Mit CHEOPS wurde die Bestimmung des Planetenradius präzisiert.

HD 110067: Auf dieses Planetensystem wurde man zuerst mit dem Weltraumteleskop TESS im Frühjahr 2020 aufmerksam. Man vermutete zunächst zwei Planeten, die sich aber erst zwei Jahre später mit weiteren TESS-Messungen bestätigen ließen. Der erste Planet, HD 110067 b, hat eine Umlaufzeit von 9,1 Tagen. Der zweite Planet HD 110067 c benötigt 13,7 Tage für seinen Sternumlauf. Aber in der Lichtkurve des Sterns gab es Transitereignisse, die sich nicht zuordnen ließen. Mindestens zwei Ereignisse werden jedoch benötigt, um einen Hinweis auf die Umlaufperiode des Planeten zu erhalten.

Dieses Rätsel ließ sich mit Beobachtungen von CHEOPS lösen, weil man den Stern ganz gezielt zu Zeiten beobachtete, in denen man Transitereignisse vermutete, ausgehend von harmonischen Verhältnissen in der Umlaufperiode der Exoplaneten. Das erwies sich als Schlüssel zur Interpretation des Systems: Die CHEOPS-Daten enthüllten einen dritten Planeten, HD 110067 d, der 20,5 Tage für eine Umrundung seines Sterns benötigt (siehe »Das System von HD 110067«).

Die Umlaufzeiten stehen in einem harmonischen Verhältnis zueinander: 9,1 zu 13,7 Tagen entspricht einem Verhältnis von 3:2, während 13,7 zu 20,5 Tagen einem Verhältnis von 3:4 entspricht. In der Musik würde man von einer Quint oder einer Quart sprechen.

Die Beschreibung des Systems blieb trotzdem lückenhaft. Noch immer gab es »Senken« in der Lichtkurve, die sich keinem der drei Planeten zuordnen ließen. Aber im Zusammenhang mit den harmonischen Verhältnissen der Umlaufzeiten der Planeten zeigten sich bei der Auswertung zusätzlicher Daten anderer Teleskope noch drei weitere Planeten. Dieses System mit sechs Supererden ist für die Theorie der Planetenentstehung von großem Interesse, denn solche harmonischen Bedingungen stammen vermutlich aus der ersten Phase der Planetenentstehung und sind erhalten geblieben, wenn das System nicht gestört wurde.

LTT 9779 b: Hier handelt es sich um einen neptungroßen Planeten, dessen Reflexionseigenschaften sich mit CHEOPS bestimmen ließen: Der Planet reflektiert mehr als 80 Prozent des Lichts, das er von seinem Stern empfängt. Das ist sehr hoch im Vergleich zur Erde (40 Prozent) und noch höher als bei der Venus (75 Prozent). Das lässt sich damit erklären, dass dieser Planet Wolken aus Silikaten und Metallen aufweist und damit zu einer Art von riesengroßem Spiegel wird (siehe »Der ultraheiße Neptun LTT 9779 b«).

Wie dieses Beispiel vor Augen führt, lässt sich nicht nur aus der genauen Messung eines Transitereignisses ein Planet charakterisieren, auch die Phasenkurve liefert wertvolle Informationen. Dabei beobachtet man das Licht eines Planetensystems, wie es sich über den Verlauf eines ganzen Orbits verändert – ähnlich wie die Mondphasen. Aus der Veränderung des Lichts während einer Phasenkurve ergeben sich die Rückstrahleigenschaften des Sternbegleiters, die Albedo. Darin finden sich wiederum Hinweise auf Wolken und deren Zusammensetzung.

LHS 1903: Ein anderes Beispiel dafür, dass sich ein zweiter Blick auf ein bekanntes Planetensystem lohnt, ist der Stern LHS 1903, ein 116 Lichtjahre von der Erde entfernter roter Zwergstern, der etwa halb so groß ist wie die Sonne. Wie man heute weiß, umkreisen vier Planeten diesen Stern.

Zunächst vermutete man jedoch, basierend auf den Daten der Mission TESS, die in den Jahren zwischen 2019 und 2023 aufgenommen wurden, nur drei Planeten mit erdähnlichen Radien (1,5  2,0 sowie 2,5 Erdradien) und Umlaufzeiten von wenigenTagen (zwei, sechs und zwölf Tagen). Damit umgeben sie die sogenannte Radiuslücke (Fulton Gap), eine statistische Unterbevölkerung im Bereich zwischen 1,5 und 2,0 Erdradien.

Beobachtungen – überwiegend aus der Kepler-Mission – haben gezeigt, dass zwei Planetentypen sehr häufig sind. Der eine Typ sind die Supererden mit Radien bis zu dem 1,5-Fachen der Erde, die anderen gehören mit Radien größer als dem doppelten Erdradius zu den Mini-Neptunen. Dazwischen finden sich bisher kaum Planeten. LHS 1903 bietet eine hervorragende Möglichkeit, die Theorie der Planetenentstehung und -entwicklung zu testen. Schließlich wurden weitere Teleskope in die Untersuchung einbezogen, um zum Beispiel den Stern spektroskopisch genau zu charakterisieren. Mit den hochgenauen Messdaten von CHEOPS wurden für die drei vermuteten Planeten jeweils mehrere Transitereignisse bestätigt; darüber hinaus wurde ein vierter Planet mit einer Periode von etwa 30 Tagen entdeckt (siehe »Die vier Planeten von LHS 1903«).

Das ist jedoch nicht das Ungewöhnliche, sondern dass die Ergebnisse der bisherigen Vorstellung zur Anordnung der Planeten widersprechen. Nach dieser Vorstellung treten – wie in unserem Sonnensystem – von innen nach außen zuerst die Gesteinsplaneten mit hohen Dichten auf, danach folgen in den äußeren Bereichen die größeren, aber weniger dichten Gasplaneten.

Das System um den Stern LHS 1903 dagegen verhält sich völlig anders: Der innerste Planet ist zwar ein Gesteinsplanet, und die nächsten beiden Planeten sind Gasplaneten, darauf folgt jedoch wiederum ein Gesteinsplanet. Die Autoren des im Februar 2026 erschienenen Fachartikels im Fachjournal »Science« vermuten, dass die Planeten nicht zur gleichen Zeit entstanden sind. Der äußerste Planet, LHS 1903 e, ist eine Art Spätzünder und entstand wohl in einer Umgebung, in der es fast kein Gas mehr um den Stern gab. Ob es weitere vergleichbare Planetensysteme gibt oder ob LHS 1903 eine Seltenheit bleibt, ist unklar, stellt aber eine Herausforderung für die Theorie der Planetenentstehung dar.

Mehr als Exoplaneten im Visier

Nicht nur zu Exoplaneten lieferte die CHEOPS-Mission in den vergangenen Jahren eindrucksvolle wissenschaftliche Beiträge. Auch Asteroiden oder Zwergplaneten unseres eigenen Sonnensystems können durch Transitbeobachtungen untersucht werden, wenn sie zwischen einem Stern und dem Teleskop vorbeiziehen. Im Gegensatz zu den Durchgängen von Exoplaneten wiederholen sich diese Ereignisse aber nicht regelmäßig.

Der Zwergplanet Quaoar, ein transneptunisches Objekt, wurde bereits im Jahr 2002 mit einem bodengebundenen Teleskop des Palomar-Observatoriums entdeckt. In den Jahren 2018 bis 2023 wurden CHEOPS sowie einige bodengebundene Teleskope auf das Objekt gerichtet und beobachteten, wie es vor einem Stern vorbeizog. Dabei zeigten sich neben dem »klassischen« Transitsignal durch den Zwergplaneten weitere Helligkeitseinbrüche, die von einem Ringsystem um Quaoar herrühren (siehe »Das Transnepunobjekt Quaoar mit seinem Ringsystem«). Interessant ist dabei der Abstand zwischen Ring und Planet, der deutlich über der Roche-Grenze liegt. Sie gilt als der weiteste Abstand, in dem ein Ring dauerhaft existieren kann, bevor die Gezeitenkräfte des massereicheren Objekts das kleinere zerreißen. Die Existenz des Ringsystems ist damit derzeit noch äußerst rätselhaft.

CHEOPS – eine ESA-Mission mit deutscher Beteiligung

CHEOPS ist eine Mission der Europäischen Weltraumorganisation ESA. Ausgewählt wurde sie im Jahr 2012 aus der Reihe von vorgeschlagenen S-Klasse-Missionen der ESA mit kurzer Entwicklungszeit und beschränktem Budget. Die Universität Berlin leitet das wissenschaftliche Konsortium, zu dem Deutschland, aber auch Belgien, Frankreich, Großbritannien, Italien, Österreich, Portugal, Schweden, Spanien und Ungarn beitragen. Das DLR-Institut für Weltraumforschung in Berlin-Adlershof steuerte nicht nur zwei elektronische Module bei, sondern ist auch an der wissenschaftlichen Auswertung beteiligt und entwickelte Algorithmen zur Datenverarbeitung. Da sich CHEOPS noch in einem guten Zustand befindet, hoffen die an der Mission beteiligten Institutionen und Personen, dass die ESA den Betrieb des Weltraumteleskops noch bis ins Jahr 2029 fortführt.