Welche Atmosphären haben Exoplaneten? Der Atem fremder Welten

Auf einer dieser Welten regnet es flüssige Rubine. Auf einer anderen verdampft Gestein in der Hitze – und fällt nachts wieder als glühender Staub vom Himmel. Irgendwo da draußen existiert vielleicht ein Planet, bedeckt von einem globalen Ozean unter einer Wasserstoffatmosphäre, hundertmal dicker als unsere Luft. Was wie Science-Fiction klingt, weist das James-Webb-Weltraumteleskop nach, hunderte Lichtjahre von uns entfernt.

Wie das James-Webb-Teleskop die Suche nach Leben im All neu schreibt

Seit 2024 schreibt das JWST Astronomiegeschichte. Zum ersten Mal können Forscher die Luft fremder Welten analysieren – erdähnliche Planeten, Supererden, glühende Lavaplaneten. Und was sie entdecken, übertrifft alles, was wir uns vor wenigen Jahren vorstellen konnten. Die Vielfalt ist atemberaubend. Noch verblüffender ist eine andere Erkenntnis: Selbst Sauerstoff in einer Atmosphäre bedeutet nicht zwingend Leben.

Diese Entdeckungen verändern fundamental, wie wir nach bewohnbaren Welten suchen. Jede analysierte Atmosphäre erzählt die Geschichte eines Planeten – von seiner Geburt über seine Evolution bis hin zur Frage: Könnte dort Leben existieren? Die Atmosphäre ist das empfindlichste Organ eines Planeten, ein Seismograph für Sternstrahlung, geologische Aktivität und möglicherweise biologische Prozesse. Was Astronomen heute beobachten, hilft zu verstehen, wie einzigartig unsere Erde wirklich ist – und wo im Universum wir nach unseren kosmischen Nachbarn suchen sollten.

Der entscheidende Durchbruch

Nach jahrzehntelanger Suche kam im Mai 2024 endlich die Gewissheit. Die Meldung verbreitete sich binnen Stunden durch die Astronomie-Community: 55 Cancri e, ein glühend heißer Gesteinsplanet in 41 Lichtjahren Entfernung, besitzt definitiv eine Atmosphäre. Nicht irgendeine Atmosphäre, sondern eine sogenannte Sekundäratmosphäre – permanent nachgespeist durch vulkanische Ausgasung aus einem globalen Magmaozean.

Der Planet ist eine Hölle. Seine Oberfläche erreicht 2.000 Kelvin, heiß genug, um Gestein zu schmelzen. Doch darüber schwebt eine Atmosphäre, reich an Kohlendioxid oder Kohlenmonoxid, die fortwährend aus dem brodelnden Magma aufsteigt. Das JWST hatte zweifelsfrei bewiesen: Selbst unter solch extremen Bedingungen können Planeten eine Lufthülle aufrechterhalten.

Noch vielversprechender ist LHS 1140 b. Als die JWST-Daten im Juli 2024 hereinkamen, starrte das Forscherteam minutenlang auf die Spektralkurve. Stickstoff. Möglicherweise Wasser. Ein Planet, 1,73-mal so groß wie die Erde, in der habitablen Zone eines ruhigen roten Zwergsterns in 48 Lichtjahren Entfernung. Die Astronomen nennen ihn heute »den aussichtsreichsten Kandidaten für eine bewohnbare Welt«.

Die Modelle zeichnen ein faszinierendes Bild: LHS 1140 b könnte eine »Schneeball-Wasserwelt« sein – ein gefrorener Planet mit einem 4.000 Kilometer durchmessenden flüssigen Ozean direkt unter seinem Stern. Dort, wo die Sonne nie untergeht, herrschen Temperaturen um 20°C. Flüssiges Wasser unter einer erdähnlichen Atmosphäre. Wenn sich diese Atmosphäre bestätigt, dann hätten wir zum ersten Mal eine Welt gefunden, deren Luft wir – zumindest mit unseren Instrumenten – analysieren und deren Bewohnbarkeit wir wirklich beurteilen können.

Kontroverse Diskussionen löst K2-18 b aus. Diese Supererde mit 8,6 Erdmassen in 124 Lichtjahren Entfernung spaltet die Wissenschaftsgemeinde. Bereits 2019 fand Hubble dort Wasserdampf. Das JWST enthüllte dann Methan, Kohlendioxid und weitere Wasserspuren – und im April 2025 gab es tentative Hinweise auf Dimethylsulfid, ein Gas, das auf der Erde ausschließlich von Meeresorganismen produziert wird.

Ist K2-18 b eine »Hycean-Welt« mit Ozean unter Wasserstoffatmosphäre? Oder doch ein gasreicher Mini-Neptun ohne feste Oberfläche? Die Frage bleibt offen. Weitere JWST-Beobachtungen müssen entscheiden, ob wir hier tatsächlich eine bewohnbare Welt gefunden haben – oder nur eine sehr gute Imitation.

Die Realität ist ernüchternd für die meisten kleinen Planeten um aktive Sterne: Viele Gesteinsplaneten besitzen überhaupt keine Atmosphäre. LHS 3844 b ist völlig kahl – seine Oberfläche erreicht tagsüber 770°C, nachts herrschen absolute Minusgrade. Die berühmten TRAPPIST-1-Planeten, jenes System mit sieben erdgroßen Welten in 40 Lichtjahren Entfernung, kämpfen mit intensiver Sternaktivität. Flares und extreme UV-Strahlung haben mehreren dieser Welten wahrscheinlich längst ihre Atmosphären geraubt. Was bleibt, ist nackter Fels unter einem unbarmherzigen Stern.

Acht Welten, acht Atmosphären

Die Palette möglicher Atmosphären übertrifft die Beispiele unseres Sonnensystems bei weitem. Manche Planeten hüllen sich in Wasserstoff wie in eine Gasdecke, andere in Kohlendioxid wie in einen Treibhausmantel – und einige bestehen buchstäblich aus verdampftem Gestein. Theoretische Modelle unterscheiden acht Haupttypen, von denen drei besonders faszinieren:

Wasserstoffreiche Atmosphären dominieren auf massereichen Supererden über zwei bis drei Erdmassen. Diese Giganten fingen während ihrer Entstehung Nebelgas ein – bis zu 99% Wasserstoff mit Helium als zweithäufigster Komponente. Je nach Temperatur gesellen sich Wasserdampf, Kohlenmonoxid oder bei kühleren Welten Methan und Ammoniak dazu. Die großen Skalenhöhen dieser leichten Atmosphären machen sie relativ leicht nachweisbar. Doch viele kleinere Planeten unter 1,5 Erdradien verlieren ihren Wasserstoff durch Photoevaporation – die Sternstrahlung bläst die Luft buchstäblich ins All. Dieser Prozess erklärt den beobachteten »Radiusgraben« bei 1,5-2 Erdradien, der Supererden von Mini-Neptunen trennt.

Wasserdampf-dominierte Atmosphären entstehen auf drei dramatisch unterschiedlichen Wegen: durch Ausgasung aus Magmaozeanen bei Temperaturen über 1.500 Kelvin, durch Treibhauseffekt-Durchbrennen auf wasserreichen Planeten, oder durch Einwanderung von jenseits der Schneegrenze. GJ 9827 d, mit etwa zwei Erdradien der kleinste Planet mit nachgewiesenem Wasserdampf, repräsentiert diese Klasse. Bei Oberflächendrücken von 30 bis 300 Bar und Temperaturen um 1.000-1.500 Kelvin existieren diese Dampfwelten in einem Zustand, für den unser Sonnensystem kein Beispiel kennt. Weder flüssig noch gasförmig im klassischen Sinne – überkritisches Wasser unter extremen Bedingungen.

Silikatvapor-Atmosphären markieren das absolute Extrem: Bei Oberflächentemperaturen über 2.000 Kelvin verdampft Gestein selbst. Die Atmosphäre besteht aus Siliziumoxid, Magnesiumoxid, Eisenoxid und verdampften Alkalimetallen wie Natrium und Kalium. 55 Cancri e mit seiner CO₂-reichen Atmosphäre und möglicherweise SiO-Anteilen öffnet ein Fenster in die frühesten, heißesten Stadien felsiger Planetenentwicklung – Zustände, wie sie auch die junge Erde durchlebte.

Die Druckspanne reicht von quasi-Vakuum bei Merkur über erdähnliche Verhältnisse, Venus-artige 92 Bar bis zu massiven 1.000+ Bar bei den dicksten Wasserstoff-Umhüllungen. Temperaturregime spannen sich von unter 200 Kelvin auf eisigen Außenplaneten bis über 4.000 Kelvin auf ultra-heißen Welten – jede Kombination erzeugt einzigartige atmosphärische Chemie.

Weitere Atmosphärentypen umfassen kohlendioxid-dominierte Venus-Varianten, stickstoff-sauerstoff-reiche Erdanaloga, hochmetallizitäts-angereicherte Atmosphären wie auf TOI-270 d, sekundäre vulkanische Atmosphären mit Zusammensetzungen vom Redoxzustand des Mantels bestimmt, und die hypothetischen Kohlenstoffplaneten-Atmosphären aus Methan, Kohlenmonoxid und organischen Verbindungen. Jeder Typ erzählt von den Bedingungen seiner Entstehung, von den Kräften, die auf ihn wirken, und von seiner möglichen Zukunft.

Übersicht: Die wichtigsten Atmosphärentypen

Die Sauerstoff-Falle

Jahrzehntelang galt atmosphärischer Sauerstoff als der heilige Gral der Lebenssuche – die robusteste mögliche Biosignatur ohne bekannte Fehlalarme. Diese Gewissheit liegt in Trümmern.

Die wissenschaftliche Konsensansicht hat sich fundamental gewandelt: Sauerstoff allein beweist nichts. Auf der Erde übertrifft die biologische Sauerstoffproduktion durch Photosynthese abiotische Prozesse um mindestens den Faktor eine Million. Doch auf anderen Planeten könnten völlig andere Bedingungen herrschen – Bedingungen, unter denen Sauerstoff auch ohne Leben entsteht, und zwar in erheblichen Mengen.

Mindestens fünf abiotische Mechanismen können Atmosphären mit Sauerstoff füllen. Der dramatischste: Photolyse von Wasserdampf durch UV-Strahlung spaltet H₂O-Moleküle. Der leichte Wasserstoff entweicht ins All, während schwerer Sauerstoff zurückbleibt. Besonders effektiv wird dieser Prozess, wenn die »Kaltfalle« versagt – jener Mechanismus, der normalerweise Wasserdampf in der unteren Atmosphäre hält. Planeten mit zu wenig nicht-kondensierbaren Gasen wie Stickstoff könnten auf diese Weise 0,15 Bar Sauerstoff oder mehr akkumulieren. Und das nicht nur um aktive M-Zwerge, sondern auch um sonnenähnliche Sterne.

Eine spektakuläre neue Entdeckung betrifft Titandioxid-Photokatalyse. TiO₂, häufig auf terrestrischen Planeten und sogar auf unserem Mond, kann unter nahultraviolettem Licht flüssiges Wasser photokatalytisch spalten. Quantitative Modelle zeigen: Kontinuierliche Reaktion auf nur 0,05% der Planetenoberfläche würde ausreichen, um Erdmengen an Sauerstoff zu produzieren – vorausgesetzt, es existiert ein stabiler Redoxzyklus in flachen Gewässern.

M-Zwerg-Planeten sind besonders anfällig für Fehlalarme. Während ihrer superluminosen Prähauptreihenphas strahlen junge M-Zwerge bis zu eine Milliarde Jahre lang extrem hell. Sie verdampfen Ozeane, und die Photolyse läuft auf Hochtouren. Das Ergebnis: Hunderte bis Tausende Bar Sauerstoff können akkumulieren – die Photolyse eines Erdozeans produziert etwa 240 Bar O₂. Planeten um M-Zwerge unter 0,4 Sonnenmassen sind am stärksten betroffen. Was wie eine lebensfreundliche, sauerstoffreiche Atmosphäre aussieht, ist in Wirklichkeit das Grab eines verdampften Ozeans.

Auf ausgetrockneten Planeten ohne Wasserdampf kann CO₂-Photolyse ein Gleichgewicht bei 50% Kohlendioxid, 30% Kohlenmonoxid und 15% Sauerstoff erreichen. Ohne das HOx-katalytische System, das normalerweise CO und O₂ zu CO₂ rekombiniert, bleibt Sauerstoff stabil. Diese Welten wären lebensfeindliche Kohlendioxid-Wüsten mit paradoxerweise sauerstoffreichen Atmosphären.

Wie unterscheidet man nun biotischen von abiotischem Sauerstoff? Nur der Kontext entscheidet. Das stärkste Argument für biologischen Ursprung liefert die Kombination O₂ + CH₄ – diese chemische Ungleichgewichtssignatur bleibt der Goldstandard. Methan hat in sauerstoffreicher Atmosphäre eine Lebensdauer von nur etwa 10 Jahren; das Nebeneinander erfordert massive kontinuierliche Nachlieferung. Auf der Erde übertrifft biologische Methanproduktion abiotische Quellen um den Faktor 25.

Weitere stützende Indikatoren sind Distickstoffoxid aus bakterieller Denitrifikation, das Fehlen von Kohlenmonoxid – Leben sollte diese freie Energiequelle konsumieren –, sowie der Nachweis flüssigen Wassers durch Ozean-Glint. Indikatoren für abiotischen Sauerstoff umfassen hohes CO, Sauerstoff-Kollisionspaare bei extrem hohen O₂-Niveaus, fehlendes H₂O in ausgetrockneten Atmosphären, oder sehr viel H₂O in der Stratosphäre als Zeichen für laufenden Wasserverlust.

Die Erkenntnis: Außergewöhnliche Behauptungen erfordern außergewöhnliche Beweise. Kein einzelner Befund, auch nicht Sauerstoff auf Planeten um sonnenähnliche Sterne, wird eindeutig Leben nachweisen. Nur die Gesamtheit multipler Beobachtungen – Gaskombinationen, zeitliche Variationen, Oberflächeneigenschaften, stellarer Kontext – kann überzeugende Argumente liefern. Die Lebenssuche ist komplizierter geworden. Aber auch realistischer.

Das kosmische Zusammenspiel

Die Atmosphäre eines Planeten ist kein Zufall, sondern das Ergebnis eines kosmischen Zusammenspiels physikalischer und chemischer Prozesse über Milliarden Jahre. Sechs Hauptfaktoren bestimmen, ob ein Planet eine Atmosphäre entwickelt, behält oder verliert – und jeder dieser Faktoren kann zum Schicksal einer Welt werden.

Planetenmasse kontrolliert durch Gravitation die Fluchtgeschwindigkeit. Die Erde mit 11,2 km/s Fluchtgeschwindigkeit hält Stickstoff und Sauerstoff mühelos fest. Mars mit nur 5 km/s hatte keine Chance – der Großteil seiner Atmosphäre entwich ins All. Die Faustregel: Wenn die durchschnittliche Molekülgeschwindigkeit unter 0,2-fach der Fluchtgeschwindigkeit liegt, bleibt über eine Milliarde Jahre mehr als die Hälfte des Gases erhalten. Gasriesen wie Jupiter sind mit 300 Erdmassen massiv genug, selbst primordiale Wasserstoff-Helium-Atmosphären festzuhalten. Interessanterweise erreicht vulkanische Ausgasung bei 2-4 Erdmassen ihren Höhepunkt; darüber hinaus unterdrückt hoher lithosphärischer Druck tatsächlich das Schmelzen.

Abstand zum Stern und stellare Strahlung können Atmosphären buchstäblich wegbrennen. XUV-Strahlung – Röntgen- und extreme UV-Strahlung – photoionisiert Moleküle und zerlegt Verbindungen wie H₂O in H + OH, wobei Wasserstoff entweicht. Junge Sterne emittieren weitaus stärkere XUV-Strahlung, was frühen massiven atmosphärischen Verlust verursacht. Neueste Forschung definiert eine »atmosphärische Retentionsdistanz« für jeden Sterntyp – jene kritische Entfernung, wo Planeten CO₂- oder N₂-dominierte Atmosphären behalten können. Um langsam rotierende sonnenähnliche Sterne überlappen habitable Zone und diese Retentionsdistanz gut. Um aktivere M-Zwerge wird atmosphärische Retention in der habitablen Zone jedoch zum Glücksspiel.

Die Rolle des Magnetfelds hat sich als weit komplexer erwiesen als lange gedacht. Die traditionelle Sichtweise – starke Magnetfelder schützen Atmosphären durch Ablenken des Sternwinds – ist zu vereinfacht. Moderne Forschung enthüllt den »Polarkappe-Flucht«-Mechanismus: Magnetfeldlinien sind an den Polen »offen« und schaffen Pfade, entlang derer Ionen entweichen können. Studien zeigen, dass magnetisierte Planeten über bestimmte Magnetisierungsbereiche tatsächlich mehr Atmosphäre verlieren können als unmagnetisierte. Der direkte Vergleich von Erde und Mars beim gleichen solaren Wind-Ereignis zeigte, dass Mars etwa zehnmal mehr Sauerstoff verlor – dennoch sind die Gesamtmassen-Verlustraten für Venus, Erde und Mars ähnlich: 0,5-2 kg/s. Magnetisierung bestimmt, wie die Atmosphäre mit dem Sternwind interagiert, nicht ob sie geschützt ist.

Sternwind-Effekte treiben mehrere Verlustmechanismen an. Sputtering – physikalisches »Wegspritzen« durch aufprallende schnelle Ionen – funktioniert wie eine Kanonenkugel, die ins Wasser schlägt. MAVEN-Beobachtungen am Mars maßen 2024 erstmals direkt Sputtering-Raten, die viermal höher ausfielen als vorhergesagt. 66% des Argon-36 am Mars gingen in 4 Milliarden Jahren verloren, mindestens 0,5 Bar CO₂ entwich ins All. Während solarer Stürme steigen Verlustraten um Faktor vier bis zehn. Der Mars blutet langsam aus – und viele Exoplaneten teilen sein Schicksal.

Geologische Aktivität durch Vulkanismus speist Atmosphären nach. Die Zusammensetzung hängt vom Redoxzustand des Mantels ab: Oxidierte Mäntel wie die Erde setzen H₂O, CO₂, SO₂ frei; reduzierte Mäntel dagegen H₂, CH₄, NH₃. Die Erde erfuhr frühe Ausgasung von Wasserdampf, Kohlendioxid, Stickstoff; CO₂ löste sich in Ozeanen und wurde als Karbonate gebunden, während Stickstoff zurückblieb. Venus ohne flüssiges Wasser behielt alles CO₂ in der Atmosphäre – 96,5% bei 90 Bar Oberflächendruck. Mars‘ niedrigere Masse, Temperatur und reduzierte tektonische Aktivität führten zu Volatilausfrierung und nachlassender Ausgasung. Die vulkanische Aktivität von Supererden erreicht bei 2-4 Erdmassen ihren Höhepunkt; darüber bremst der Druck selbst die Vulkane.

Einschlagsgeschichte wirkt doppelt: Erosion und Zufuhr. Große Impakte können Atmosphären streifen. Der mondbildende Einschlag auf der Erde entfernte etwa 10% der Atmosphäre durch unmittelbare Effekte. Andererseits liefern Kometen und Asteroide Volatile: Die Erde erhielt möglicherweise 1-2,5% ihrer Masse als »Late Veneer« nach Kerndifferenzierung, was Wasser, Kohlenoxide, Methan und Ammoniak zuführte. Manche Welten gewannen ihre Atmosphären erst durch Einschläge – andere verloren sie dadurch.

Der integrierte Mars exemplifiziert das Zusammenspiel: Niedrige Masse führte zu schwacher Gravitation. Magnetfeldverlust vor 4 Milliarden Jahren ermöglichte intensives Sternwind-Sputtering. Abstand zum Stern bewirkte Abkühlung und Volatil-Ausfrierung. Reduzierte vulkanische Aktivität stoppte den Nachschub. Einschlagserosion während des späten schweren Bombardements verstärkte den Verlust. Das Ergebnis: Von ursprünglich mehreren Bar auf heute 0,006 Bar – 99% Verlust über Milliarden Jahre. Ein Planet, der einst Flüsse und vielleicht Ozeane besaß, zu einer gefrorenen Wüste unter dünnem Schleier verdammt.

Jenseits der Vorstellungskraft

Die exotischsten Atmosphären übersteigen Science-Fiction-Vorstellungen und offenbaren die wahre Vielfalt planetarer Möglichkeiten.

Lavaplaneten repräsentieren das buchstäbliche Extrem: Gestein selbst verdampft. Diese Welten kreisen so nah an ihren Sternen – 30-mal näher als die Erde an der Sonne –, dass Tagseitentemperaturen 2.000-3.000 Kelvin erreichen. K2-141 b zeigt einen vollständigen Gesteins-Wetterkreislauf: Gestein verdampft tagseits, bildet eine dünne Atmosphäre aus Siliziumoxid, kondensiert nachts als »Gesteinsregen«, und fließt als träge Magmaozean-Strömung zurück – der Wasserkreislauf der Erde, aber mit geschmolzenen Mineralen. Winde erreichen 2,3 km/s – Mach 30, supersonische Gesteinsdampf-Orkane, die alles pulverisieren würden.

TOI-561 b, ein ultra-heißer Lavaplanet doppelt so alt wie unser Sonnensystem, sollte eigentlich keine Atmosphäre besitzen – zu klein, zu heiß, zu alt. Doch das JWST fand eine dicke, persistente Atmosphäre, vermutlich durch fortwährende vulkanische Ausgasung aus dem Magmaozean gespeist. Der Planet erneuert seine Lufthülle schneller, als die Sternstrahlung sie wegbrennt.

Metalldampf-Atmosphären auf ultra-heißen Jupitern überschreiten 2.400°C. WASP-121 b mit 3.000 Kelvin Tagseitentemperatur – heiß genug, um Wassermoleküle in Wasserstoff- und Sauerstoffatome zu zerlegen – kondensiert nachtseits Metalle zu Wolken. Die atemberaubende Vorhersage: Aluminiumoxid, gemischt mit Spurenmetallen, präzipitiert wahrscheinlich als flüssige Rubine und Saphire auf der Nachtseite. Edelsteinregen unter fremden Sternen.

WASP-76 b zeigt den »Eisenregen-Effekt«: Eisen verdampft tagseitig bei über 2.400°C, wird von supersonischen Winden zur Nachtseite getragen, und kondensiert als flüssiges Eisenregen. KELT-9 b, der heißeste bekannte Planet mit 4.300°C – heißer als die meisten Sterne –, zerreißt Wasserstoffmoleküle tagseitig, die nachtseits rekombinieren. Titan mit Schmelzpunkt 1.670°C bleibt gasförmig. LTT9779 b glänzt wie ein kosmischer Spiegel durch Wolken aus verdampftem Silikat und Metall – diese Metallwolken helfen dem Planeten, in der »heißen Neptun-Wüste« zu überleben, wo solche Planeten eigentlich nicht existieren sollten.

Hycean-Welten kombinieren globale flüssige Wasserozeane hunderte Kilometer tief unter dicken wasserstoffreichen Atmosphären. Potenziell die häufigste bewohnbare Planetenart in der Galaxis, zeigen sie molekularen Wasserstoff und Helium als Primärgas mit hohem Methan, CO₂ und Wasserdampf. K2-18 b mit 8,6 Erdmassen bleibt der Hauptkandidat. Die tantalisierende Biosignatur-Detektion von Dimethylsulfid – auf der Erde ausschließlich von Meeresorganismen produziert – bleibt umstritten. Neue Forschung dämpft den Optimismus: Bei 1 AE von einem sonnenähnlichen Stern würden Ozeane kochen; die tatsächliche habitable Zone könnte 1,6-3,85 AE liegen – viel weiter als zunächst gedacht. Varianten umfassen »Dunkle Hycean-Welten« mit nur habitabler Nachtseite und »Kalte Hycean-Welten« als Schurkenplaneten allein durch Treibhauseffekt warmgehalten.

Kohlenstoffplaneten entstehen in kohlenstoffreichen, sauerstoffarmen protoplanetaren Scheiben. Die Struktur: Eisenkern, Mantel aus Silizium- und Titankarbid, Graphit-Kruste mit potentiell kilometerdicken Diamantschichten, Oberfläche aus Teer und gefrorenen Kohlenwasserstoffen. Primärgase sind CO₂ und/oder CO mit Kohlenstoffsmog-Aerosolen. Unter 77°C synthetisiert Photochemie langkettige Kohlenwasserstoffe, die als Öl regnen. Vulkanausbrüche könnten Diamanten aus dem Inneren an die Oberfläche bringen. Flüsse würden mit Ölen und Teeren statt Wasser fließen – eine bizarre Umkehrung irdischer Verhältnisse.

Wasserwelt-Atmosphären jenseits Hycean-Welten zeigen Planeten, wo Wasser die Komposition dominiert – potenziell 50% oder mehr Wassermasse. Kepler-138 c und d bieten die beste Evidenz: Ozeane potenziell 1.600 km tief – 500-mal tiefer als Erdozeane. Jedoch herrschen Dampfatmosphären-Bedingungen über 100°C; flüssiges Wasser existiert vermutlich nur tief unter der Oberfläche unter immensem Druck, möglicherweise als überkritisches Fluid – weder Flüssigkeit noch Gas, sondern beides.

Weitere überraschende Phänomene umfassen Quarz-Wolken auf WASP-17 b – hochgelegene Wolken aus kristallinem Siliziumdioxid, die Sternlicht wie Erdeis-Halos brechen; asymmetrische Chemie auf WASP-76 b mit unterschiedlicher Chemie zwischen Abend- und Morgen-Terminator; und entweichende Atmosphären auf WASP-121 b, das schwere Metalle wie Magnesium und Eisen ins All verliert. Der Planet verdampft buchstäblich, Atom für Atom.

JWST: Die Ära der Entdeckungen

Das James-Webb-Weltraumteleskop hat die Exoplaneten-Atmosphärenforschung revolutioniert. Die Jahre 2024-2025 markieren den Beginn einer neuen Ära systematischer Atmosphären-Charakterisierung erdähnlicher Welten.

Der Meilenstein 55 Cancri e im Mai 2024 bewies erstmals zweifelsfrei, dass vulkanische Ausgasung Atmosphären auf Magmaozean-Welten aufrechterhalten kann. Die NIRCam- und MIRI-Instrumente des JWST maßen thermische Emission und schlossen das »vaporisierte Gestein«-Szenario aus, bestätigten stattdessen eine substanzielle Volatilatmosphäre. Ein Planet, auf dem die Hölle tobt – und trotzdem eine stabile Lufthülle existiert.

LHS 1140 b im Juli 2024 erregte mit Hinweisen auf stickstoffreiche Atmosphäre – potentiell erdähnlich – größte Aufmerksamkeit. NIRISS-Transmissionsspektroskopie schloss das Mini-Neptun-Szenario stark aus. Beschrieben als »aussichtsreichster habitabler-Zonen-Exoplanet zur Untersuchung potentiell bewohnbarer Welten«, liegt LHS 1140 b um einen viel ruhigeren Stern als TRAPPIST-1, was die Atmosphären-Charakterisierung erheblich erleichtert. Dies könnte die Welt sein, auf die wir gewartet haben.

Die K2-18 b Kontroverse intensivierte sich: Nach 2023 JWST-Beobachtungen, die eine Hycean-Welt mit Wasserozean unter Wasserstoffatmosphäre vorschlugen, konterte 2024 eine Gegenanalyse mit gasreichem Mini-Neptun bei 100-fach solarer Metallizität als bessere Erklärung. April 2025 MIRI-Beobachtungen lieferten neue Evidenz für Dimethylsulfid bei über 10 ppmv Konzentrationen. Weitere JWST-Beobachtungen werden benötigt, um zwischen potentiell bewohnbarer Ozeanwelt und inhospitablem Mini-Neptun zu unterscheiden. Die Spannung steigt.

TOI-270 d März 2024 enthüllte eine hochmetallizitätsreiche Atmosphäre: Fünf Schwingungsbänder von Methan detektiert, CO₂-Signatur, Wasserdampf, potentielle SO₂- und CS₂-Signaturen. Mit atmosphärischer Metalimassenfraktion von 58% klassifiziert als »mischbare Umhüllung Sub-Neptun« – etwa die Hälfte der äußeren Umhüllungsmasse besteht aus hochmolekularen Volatilen statt Wasserstoff und Helium. Alternative 2025-Interpretation modelliert TOI-270 d als riesigen Gesteinsplaneten mit dicker heißer Atmosphäre über Magmaozean bei Temperaturen über 500°C.

Das TRAPPIST-1 System bleibt herausfordernd: TRAPPIST-1 b zeigt 2024 neue Ambiguität – entweder geologisch aktiv mit Vulkanismus und Plattentektonik oder besitzt dunstige CO₂-dominierte Atmosphäre mit thermischer Inversion. Hohe Sternaktivität mit Sternflecken und Flares erschwert Charakterisierung enorm, da stellare Kontamination planetare Signale maskiert oder imitiert.

GJ 9827 d Januar 2024 erreichte mit Hubble den Nachweis von Wasserdampf im kleinsten Exoplaneten bisher – etwa zwei Erdradien bei 97 Lichtjahren. Nach 11 Transits über 3 Jahre bleibt Unsicherheit, ob »Wasserwelt« mit abundanter H₂O oder Wasserdampfspuren in wasserstoffreicher Atmosphäre. Die »Landmarken-Entdeckung« schiebt die Grenze zur Charakterisierung wahrhaft erdähnlicher Welten näher.

Größte Herausforderungen bleiben stellare Kontamination, kleine Signalstärke – atmosphärische Signale sind Teile-pro-Million-Änderungen im Sternlicht –, Wolken und Dunstverschleierung, sowie Interpretations-Ambiguität. Doch mit jeder Beobachtung werden die Techniken präziser, die Modelle raffinierter, die Antworten klarer.

Die Technik hinter den Entdeckungen

Wie können Astronomen die chemische Zusammensetzung einer Atmosphäre analysieren, die hunderte Lichtjahre entfernt ist? Die Antwort liegt in drei ausgeklügelten Techniken, die das scheinbar Unmögliche möglich machen.

Transit-Transmissionsspektroskopie – die erfolgreichste Technik – nutzt planetare Durchgänge vor ihrem Stern. Wenn der Planet transitiert, filtert Sternlicht durch die Planetenatmosphäre. Verschiedene Moleküle absorbieren spezifische Wellenlängen, erzeugen spektrale »Fingerabdrücke«. Der Prozess: Messe Sternspektrum ohne Transit, messe kombiniertes Stern+Planet-Spektrum während Transit, subtrahiere für atmosphärische Absorptionsmerkmale, identifiziere Moleküle durch einzigartige Signaturen.

Die Signale sind winzig – typischerweise Teile pro Million. Ein Molekül wie Wasserdampf absorbiert bestimmte Infrarot-Wellenlängen stärker als andere. Das JWST misst diese subtilen Unterschiede mit beispielloser Präzision. Vorteil: Kann multiple molekulare Spezies simultan detektieren. Limitierung: Funktioniert nur für transitierende Planeten – etwa 1% aller Exoplaneten –, und stellare Kontamination durch Sternflecken kann Ergebnisse verwirren.

Sekundärfinsternis-Emissionsspektroskopie misst planetare thermische Eigenemission, wenn der Planet hinter seinem Stern verschwindet. Messe kombiniertes Licht Stern+Planet, messe Stern allein während Finsternis, subtrahiere für planetare thermische Emission. Vorteile: Direkte Messung planetarer Tagseitentemperatur, kann Wärmeverteilung und atmosphärische Dynamik einschränken, besonders effektiv für heiße Planeten mit starker thermischer Emission, weniger von stellarer Kontamination betroffen. 55 Cancri e, LHS 3844 b, TRAPPIST-1 b und c wurden so beobachtet.

Phasenkurven-Analyse verfolgt Helligkeitsänderungen während planetarer Orbit, offenbart Temperaturverteilung und atmosphärische Eigenschaften. Gewonnene Information: Wärmeverteilungseffizienz – indiziert Atmosphärenpräsenz –, Tag-Nacht-Temperaturkontrast, Windmuster und atmosphärische Zirkulation, Reflektivität. LHS 3844 b zeigte symmetrische, große Amplituden-Phasenkurve, indizierend keine atmosphärische Wärmeverteilung – Bestätigung fehlendes atmosphärisches Medium.

JWST-Instrumente bilden das Arsenal: NIRCam für Emissionsspektroskopie und Phasenkurven, MIRI für thermische Emission im mittleren Infrarot, NIRISS für Transmissionsspektroskopie, NIRSpec für hochauflösende Transmissionsspektroskopie. Jedes Instrument ergänzt die anderen, zusammen decken sie Wellenlängen von 0,6 bis 28 Mikrometer ab – genau der Bereich, in dem planetare Atmosphären ihre verräterischen Signaturen zeigen.

Das Hubble Space Telescope bleibt bedeutend: Erste Exoplaneten-Atmosphären-Detektion 2002, erste Wasserdampf-Detektion, Pionier in Transit-Spektroskopie zwei Jahrzehnte vor JWST. Neuere Errungenschaften umfassen K2-18 b Wasserdampf-Detektion 2019, GJ 9827 d Wasserdampf-Detektion 2024, schwere Metalle entweichend von WASP-121 b. Hubble blickt auch ins Ultraviolett – ein Bereich, den JWST nicht abdeckt, aber der entscheidend für das Verständnis atmosphärischer Flucht ist.

Zukünftige Aussichten umfassen LHS 1140 b-Nachbeobachtung zur Stickstoffatmosphären-Bestätigung, zusätzliche K2-18 b MIRI-Beobachtungen zur DMS-Frage-Auflösung, NASAs »Rocky Worlds«-Programm mit 500 Stunden JWST-Beobachtungen felsiger Planeten-Atmosphären. Das im Bau befindliche Extremely Large Telescope wird Silikat-Atmosphären direkt analysieren, Lavaplaneten-Vorhersagen potenziell bestätigen, atmosphärische Alter messen.

Der Blick in die Zukunft

Die Atmosphärenforschung steht erst am Anfang. Jede neue JWST-Beobachtung enthüllt überraschende Details, die Theorien herausfordern und erweitern. Die kommenden Jahre werden entscheiden, ob Atmosphären wie die der Erde häufig oder selten sind, ob Hycean-Welten tatsächlich bewohnbar sein können, und ob wir eindeutige Biosignaturen auf fernen Welten identifizieren.

In den nächsten zwei Jahren wird das JWST Dutzende weitere Gesteinsplaneten und Supererden untersuchen. LHS 1140 b erhält zusätzliche Beobachtungszeit – wenn die stickstoffreiche Atmosphäre bestätigt wird, könnte dies der Wendepunkt sein. K2-18 b bleibt im Fokus: Ist es eine Ozeanwelt oder ein Mini-Neptun? Die Antwort wird die Definition von Bewohnbarkeit neu gestalten.

Neue Teleskope kommen. Das Nancy Grace Roman Weltraumteleskop startet 2027 mit fortschrittlichem Koronographen. Erdgebundene Extremely Large Telescopes – das ELT, TMT, GMT – werden ab Ende der 2020er Jahre in Betrieb gehen. Mit Spiegeln von 30-40 Metern Durchmesser können sie Atmosphären direkt abbilden, spektroskopieren, zeitlich auflösen. Saisonale Variationen, Wettersysteme, vielleicht sogar Vegetations-Biosignaturen könnten sichtbar werden.

Die größte offene Frage: Sind wir allein? Die Antwort könnte in den Spektrallinien fremder Atmosphären codiert sein, aufgezeichnet von Teleskopen, die hunderte Lichtjahre entfernte Luft analysieren – Luft, die vielleicht von lebenden Organismen geformt wurde. Oder die zeigt, dass Leben einen anderen Weg gewählt hat als auf der Erde. Oder die offenbart, dass manche Welten so exotisch sind, dass Leben wie wir es kennen unmöglich erscheint – aber vielleicht existiert dort etwas völlig Anderes.

Die Erforschung extrasolarer Atmosphären ist mehr als Astronomie. Sie ist die Suche nach unserem Platz im Universum, nach den Grenzen des Möglichen, und nach der Antwort auf die älteste Frage der Menschheit: Gibt es noch andere Welten wie unsere – und sind wir wirklich allein unter den Sternen?

Jeder Atemzug, den wir schöpfen, verbindet uns mit der Luft unseres Planeten. Irgendwo da draußen, unter fremdem Himmel, atmet vielleicht gerade jemand – oder etwas – zum ersten Mal. Und zum ersten Mal in der Geschichte der Menschheit haben wir die Werkzeuge, um es herauszufinden.

Die Abbildungen generierte leonardo.ai