Mit seinen 26 Kameras hat das europäische Weltraumteleskop PLATO ein großes Blickfeld. Ungefähr fünfzigmal müsste man den Vollmond aneinanderlegen, um die Breite des Feldes anzuzeigen. Oder andersherum: Ein PLATO-Feld erfasst fünf Prozent der Himmelssphäre. Die Aufnahmen erfolgen mit Kameras, deren Blickfeld leicht gegeneinander versetzt ist.
Darstellung des Blickfelds der PLATO-Kameras
Das Blickfeld der 26 Kameras umfasst einen Himmelsausschnitt von etwa 49 mal 49 Grad. Das entspricht etwa fünf Prozent der gesamten Himmelssphäre. Die Blauschattierungen weisen auf die unterschiedliche Anzahl von Kameras hin. Die Mitte des Bildes wird von allen 26 Kameras betrachtet, weiter außen sind es nur noch 18, zwölf und sechs.
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Nascimbeni et al., A&A, 658, A31 (2022)
24 „normale“ Kameras, die alle 25 Sekunden ausgelesen werden, sind die „Arbeitspferde“. Zwei „schnelle“ Kameras mit einer Ausleserate von nur 2,5 Sekunden werden zur Feinjustierung der Satellitenposition genutzt, um konstant auf ein Feld am Himmel ausgerichtet zu bleiben.
Zu Beginn seiner Laufzeit im Jahr 2027 wird PLATO mindestens zwei Jahre lang ununterbrochen auf ein einziges ausgewähltes Feld am Himmel schauen, um erdgroße Planeten um sonnenähnliche Sterne zu finden.
Der Grund für diese Langzeitbeobachtung ist leicht am Beispiel unserer Erde zu verstehen: Würde man von einem weit entfernten Standpunkt im All aus einen Transit unseres Planeten entdecken wollen, müsste man die Sonne mindestens 365 Tage lang ununterbrochen beobachten. Und dann noch einmal genauso lange, um zum zweiten Mal so ein Ereignis zu entdecken, es zu bestätigen und damit die Umlaufzeit des Planeten um die Sonne zu bestimmen.
PLATO in der Weltraumsimulationskammer
Das Bild zeigt den PLATO-Satelliten mit den 26 hochempfindlichen Kameras nach den Testprozeduren in der Weltraumsimulationskammer (Large Space Simulator) der ESA. Im April 2026 waren die umfassenden Tests abgeschlossen und haben gezeigt, dass das Instrument unter den harschen Weltraumbedingungen funktioniert.
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ESA
Wie wählt man ein Beobachtungsfeld aus?
Das Beobachtungsfeld sollte nicht zu dicht mit Sternen bevölkert sein, damit deren Licht eindeutig der richtigen Quelle zugeordnet werden kann. Um dies sicherzustellen, wurde der PLATO Input Catalogue (PIC) zurate gezogen. Er listet die Eigenschaften der Sterne auf. Dazu gehören beispielsweise Spektraltyp, Leuchtkraft und Helligkeit und – ganz wichtig – das erwartete Rauschen des Sternsignals. Mit dem Begriff „Rauschen“ wird beschrieben, wie gleichmäßig ein Stern leuchtet. Variiert die Helligkeit stark, so kann dieses Rauschen ein Transitsignal überdecken. Genau diese Signale sind es aber, nach denen PLATO Ausschau hält. Sie entstehen, wenn ein Planet um einen Stern kreist und ihn verdunkelt.
Projektion der möglichen PLATO-Beobachtungsfelder auf die Himmelssphäre
Die PLATO-Felder sind in blau schattiert dargestellt, von dunkelblau bis hellblau nimmt die Anzahl der Kameras von 24, 18, 12 und 6 ab. In Magenta ist das Feld der Kepler-Mission zu finden, in Grün die Felder der K2-Mission und in Gelb das Beobachtungsfeld der TESS-Mission. Die graue Schattierung gibt die Sternendichte wieder.
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Nascimbeni et al., A&A, 658, A31 (2022)
Eine wichtige Quelle für diese Daten sind die Ergebnisse der Gaia-Mission, die ebenfalls von der Europäischen Raumfahrtorganisation ESA, durchgeführt wurde. Das Weltraumobservatorium hat in den Jahren 2013 bis 2025 fast zwei Milliarden Sterne und andere Himmelskörper beobachtet und deren Position, Entfernung und Bewegung gemessen.
Ein erster Blick in Richtung Canopus
Zwei Felder hatte man als mögliche Kandidaten für dieses erste Feld ausfindig gemacht – eins in der nördlichen und eins in der südlichen Hemisphäre. Im Jahr 2023 entschied man sich für das Feld in der südlichen Hemisphäre. Ein starkes Argument war, dass es auf der Südhalbkugel mehr Teleskope gibt, die Möglichkeiten zur Nachfolgebeobachtung bieten. In dem jetzt ganz genau definierten Feld, genannt Long-Pointing Field South 2 (LOPS2), befinden sich rund 250.000 Sterne, von denen etwa 215.000 vermessen werden. In diesem Feld befindet sich auch der zweithellste Stern am Nachthimmel, Canopus, und der massereiche Doppelstern Eta Carinae sowie nicht-stellare Objekte wie die Große Magellansche Wolke.
Das VISTA-Teleskop in Chile
Das VISTA-Teleskop der ESO ist an den bodengebundenen Messungen zur PLATO-Mission beteiligt.
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ESO
Man muss sich klarmachen, dass PLATO Exoplaneten sucht, aber aus den Daten zunächst nur Planetenkandidaten ermittelt werden. In jedem Fall sind weitere Messungen mit bodengebundenen Teleskopen und speziellen Instrumenten notwendig, beispielsweise mit einem Spektrometer. Dafür eignet sich etwa das Instrument 4MOST am VISTA Teleskop der ESO auf dem Cerro-Paranal-Gipfel in Chile. Diese Nachfolgemessungen vom Boden sind im Gound Observational Programm (GOP) des PLATO Mission Consortium zusammengefasst.
Genaue Vorbereitung tut Not
Es lohnt sich, das Beobachtungsfeld so genau wie möglich zu kennen. Je genauer man die Sterne im Feld beschreiben kann, umso besser wird man die Daten der PLATO-Mission auswerten können. Im Feld LOPS2 sind bereits 789 Sterne bekannt, die Planeten beherbergen, und auch sehr viele Planetenkandidaten, die auf bestätigende Nachfolgemessungen warten. Viele von ihnen wurden durch die Weltraummission TESS der U.S.-amerikanischen Raumfahrtbehörde NASA identifiziert, was sich im Namen TOI widerspiegelt, TOI steht nämlich für TESS Object of Interest.
Untersuchungsgebiet LOPS2 mit Planeten und Planetenkandidaten
Im ersten PLATO-Beobachtungsfeld, LOPS2, wurden bereits Planeten gefunden. Links: das Feld mit allen bereits entdeckten Planetensystemen. Sterne mit mehr als einem Planeten sind entsprechend mit 2,3 und 4 markiert. Rechts: Sterne, bei denen man einen Planeten vermutet, aber noch nicht endgültig bestätigt hat. Diese Planetenkandidaten stammen aus den Daten der TESS-Mission.
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Nascimbeni et al., A&A, 694, A313 (2025), The PLATO field selection process, II. Characterization of LOPS2, the first long-pointing field
PLATOs Erfolg wird neben der technischen Umsetzung und der Datenprozessierung auf der genauen wissenschaftlichen Vorbereitung mit der exakten Analyse des Feldes fußen. Interessant sind die Sterne der Hauptreihe. Das bedeutet, dass im Inneren des Sterns Wasserstoff zu Helium fusioniert und damit ein stabiler Zustand erreicht ist. In diesem Zustand kann der Stern je nach Masse viele Milliarden Jahre existieren. Dazu gehören sogenannte F-, G- und K-Sterne. Unsere Sonne ist ein G-Stern, die in der Hauptreihe benachbarten F-Sterne haben größere Massen und Radien, die K-Stern kleinere.
Hundertausende von Sternen und ein Problem
Durch die gewaltige Größe des Beobachtungfeldes ergibt sich ein enormes Volumen an Messdaten. Will man die Informationen aller Kameras zur Erde schicken, so erreicht man schnell Terabit-Dimensionen. Diese Datenmenge ist einfach zu groß, um sie ohne Einschränkungen an die Bodenstation zu liefern. Immerhin hat man es bei 24 Kameras mit einer riesigen Datenmenge zu tun: jede Kamera hat vier lichtempfindliche Detektoren, die Charge-Coupled Device (CCD). Jeder Detektor umfasst 4510 mal 4510 Pixel. Insgesamt sind das 1,95 Milliarden Pixel, die alle 25 Sekunden ausgelesen werden. Das ergibt bereits eine Datenmenge von 100 Terabit. Die Kapazität der Sendeantenne von PLATO ist aber auf 435 Gbit pro Tag begrenzt.
Künstlerische Darstellung des PLATO-Satelliten im All
Die Kameras der PLATO-Mission werden eine gewaltige Datenmenge liefern. Daher muss eine Vorauswahl der Informationen, die zur Erde gesendet werden, stattfinden.
Credit:
ESA
Die Lösung für diese Herausforderung kennen wir alle aus unserem Computer-Alltag: Die Daten werden vor dem Versenden komprimiert. Hier geschieht es durch die Vorauswahl der zu übermittelnden Informationen. Für die große Mehrheit der Sterne wird eine Lichtkurve – das ist eine Aufzeichnung der Sternhelligkeit im Verlauf der Zeit – bereits an Bord des PLATO-Teleskops erzeugt. Nur diese deutlich geringere Datensätze werden anschließend zur Bodenstation gesendet. Für die wissenschaftlich interessantesten Sterne, die des sogenannten Prime Sample, behält man alle Messwerte eines 6 mal 6 Pixel großen Felds, ein sogenanntes Imagette, und schickt sie unbearbeitet zur Erde.
Der Start des Satelliten Anfang 2027 wird der Beginn einer sehr interessanten Epoche in der Astronomie sein.
