Um die Masse eines Exoplaneten zu ermitteln, bietet sich eine Reihe von Möglichkeiten, darunter etwa die Transit- oder die Radialgeschwindigkeitsmethode. Schwieriger wird es bei jungen Planeten, die noch tief in einer protoplanetaren Scheibe verborgen sind – oft kreisen sie noch weit außen und die Scheibe erschwert direkte Beobachtungen. Ein Team um die Astronomin Amena Faruqi von der University of Warwick hat daher nun eine Methode entwickelt, um die Masse von sich bildenden Planeten in protoplanetaren Scheiben anhand der Eigenschaften der sichtbaren Staubringe zu bestimmen. Damit sollen auch zu lichtschwache oder verdeckte Planeten charakterisiert werden.

Mit Radioteleskopverbünden wie dem Atacama Large Millimeter Array (ALMA) wurden bereits Hunderte bis Tausende solcher Geburtsstätten beobachtet. In den meisten lassen sich helle und dunkle Ringregionen ausmachen, die das Team als »planetare Fingerabdrücke« bezeichnet. Werdende Planeten befinden sich überwiegend innerhalb dieser hellen Staubringe. Mithilfe detaillierter Computersimulationen identifizierte die Gruppe drei Eigenschaften der Ringe, die Rückschlüsse auf die Planetenmasse erlauben: deren Breite, den radialen Abstand zum Planeten und die Gesamtmenge des vorhandenen Staubs.

Masseärmere Planeten bilden demnach eher breite und »verwaschene« Staubringe, da ihr Schwerefeld nicht ausreicht, um Materie daran zu hindern, sich ins Innere des Sternsystems zu bewegen. Wächst der Planet, können sich die Breite des Rings und die darin enthaltene Masse stark ändern. Sobald ein Planet schwer genug ist, stoppt die Einwärtsdrift des Materials vollständig. Das Ergebnis sind sehr schmale, scharf abgegrenzte Ringe, die bis zum 20-Fachen einer Erdmasse enthalten können. Danach verändert der Ring mit zunehmender Planetenmasse kaum noch seine Form, wandert aber weiter nach außen. Zudem fand die Gruppe eine einfache Beziehung zwischen der Position des hellsten Ringbereichs und der Planetenmasse. Die Relation ist unabhängig von der Beobachtungswellenlänge oder der Größe der abgebildeten Staubkörner und lässt sich daher universell anwenden.

Das Team testete die Methode daher sogleich an einem wohlbekannten Sternsystem, dessen Planet bereits im Jahr 2018 mit dem Instrument SPHERE am Very Large Telescope der ESO direkt abgebildet werden konnte: PDS 70. Für den Planeten PDS 70c wurde eine Masse von etwa 5,1 Jupitermassen berechnet, was mit den bisherigen Schätzungen in guter Übereinstimmung steht. Mit demselben Instrument gelang jüngst auch die erste direkte Verfolgung der Rotation einer protoplanetaren Scheibe. Über einen Zeitraum von vier Jahren wurde das SPHERE-Instrument immer wieder auf das Sternsystem AB Aurigae gerichtet. So konnte die langsame Rotation der Staub- und Gasstrukturen sichtbar gemacht werden – auch dort gibt es Hinweise auf Planetenbildung.

Ob eine Lücke in einer Staubscheibe tatsächlich durch einen Planeten entsteht, welche Masse dieser besitzt oder ob andere Ursachen zugrunde liegen, lässt sich mit der neuen Methode von Faruqi sicherer bestimmen. Tausende bereits von ALMA aufgenommene Bilder protoplanetarer Scheiben könnten nun nach bislang verborgenen Planeten durchsucht werden.