Der Planet ist in beiden Bildern an derselben Stelle. Im ersten sieht man dort vor allem das zerklüftete Restlicht seines Sterns. Im zweiten hebt sich ein kleiner heller Punkt ab. Dazwischen liegt keine neue Beobachtung: Beide Bilder beruhen auf denselben Messungen des James-Webb-Weltraumteleskops.
Der Gasriese 51 Eridani b ist seit 2015 bekannt. Neu ist sein Nachweis in diesen Webb-Daten bei 4,3 Mikrometern, also im Infraroten. Eine am 4. November 2026 in *Nature* veröffentlichte Studie von Rodrigo Ferrer-Chavez und Kollegen zeigt, wie das gelingt: Ihre Software FLIP modelliert das Restlicht des Sterns genauer und zieht es vom Bild ab. Der Planet wird dadurch nicht größer. Sein Licht hebt sich besser vom störenden Muster ab.
Auch hinter einer Blende bleibt ein Stern hell
Wer nachts neben einer grellen Straßenlaterne nach einem schwachen Lichtpunkt sucht, kennt das Problem. Eine Hand kann den hellsten Teil abschirmen. Auf einer Kamera verteilen Optik und Sensor das Licht einer punktförmigen Quelle aber über eine größere Fläche. Beim Teleskop nennt man das entstehende Muster Punktspreizfunktion, kurz PSF. Dazu gehören nicht nur ein heller Kern, sondern auch Ringe, Lichtausläufer und feinere Strukturen.
Webbs Nahinfrarotkamera NIRCam kann einen Stern mit einem Koronagrafen abdecken. Diese optische Vorrichtung dämpft das Sternlicht, damit schwache Nachbarn messbar werden. Die Instrumentdokumentation des Space Telescope Science Institute beschreibt, warum danach noch gerechnet werden muss: Außerhalb der Maske bleibt ein Sternmuster zurück. Es kann heller sein als das Signal, das man sucht.
Eine bewährte Lösung ist ein Vergleichsbild: Man beobachtet einen Referenzstern, dessen Lichtmuster dem des Zielsterns möglichst ähnlich ist, und zieht ein passendes Muster ab. Das Verfahren KLIP kombiniert dazu typische Strukturen aus den verfügbaren Vergleichsbildern. Es ist leistungsfähig, doch es braucht passende Referenzen. Sitzt der Stern etwas anders hinter der Blende oder verändert sich die Optik zwischen den Aufnahmen leicht, bleiben beim Abzug Flecken und Streifen zurück. Ein schwacher Planet kann darin verschwinden.
Was FLIP anders macht
FLIP steht für Physics-based Learning for Imaging Planets. Der Name klingt nach einem System, das aus vielen Bildern lernt, wie ein Planet aussehen soll. Hier steckt der entscheidende Schritt in einer berechenbaren Nachbildung des Instruments. Sie beschreibt, wie das Licht eines Sterns durch die Optik läuft und welche Helligkeiten am Detektor ankommen. Caltech erläutert die Arbeit als Entwicklung eines digitalen Gegenstücks zur Kamera.
Das Team stimmt das Modell zuerst auf die Referenzbeobachtung ab. Danach passt es ausgewählte Größen an die eigentliche Aufnahme an: etwa die Position und Helligkeit des Sterns, kleine Veränderungen der Lichtwellen durch die Optik und Eigenschaften des Detektors. In mehreren Schritten prüft die Software, welche Änderung die Abweichung zwischen Modell und Messung verkleinert. So kann sie ein Sternmuster berechnen, das zur konkreten Aufnahme passt, auch wenn es nicht ganz genauso in den Referenzbildern vorkam.
Dann zieht das Team dieses Muster ab. Was übrig bleibt, enthält mögliches Planetenlicht, aber auch Rauschen und Modellfehler. Ein zu anpassungsfähiges Modell könnte sogar einen Teil des Planetenlichts versehentlich zum Stern rechnen und entfernen. Deshalb setzen die Forschenden in Testrechnungen künstliche Planetensignale ein. Sie verfolgen, ob diese Signale nach dem Abzug noch erkennbar sind, und nutzen das Ergebnis, um die Anpassung rechtzeitig zu beenden. Die Testpunkte prüfen die Methode; sie gehören nicht als neu entdeckte Planeten ins fertige Himmelsbild. Der veröffentlichte FLIP-Code mit Beispiel dokumentiert den Rechenweg.
Ein bekannter Planet bekommt einen neuen Datenpunkt
Das Entdeckungsteam um Bruce Macintosh wies 51 Eridani b 2015 mit dem Gemini Planet Imager nach. Schon vor der FLIP-Arbeit war er also eine direkt beobachtete Welt. In der Webb-Auswertung von William Balmer und Kollegen aus dem Jahr 2025 war der Planet im Filter F410M erkennbar. Im benachbarten Filter F430M um 4,3 Mikrometer blieb es bei einer Nichtdetektion. Das ist eine Aussage über die Beobachtung und ihre Empfindlichkeit, kein Hinweis darauf, dass der Planet dort kein Licht abgibt.
Die beiden folgenden Felder aus der Nature-Studie zeigen den Unterschied. Für den Vergleich rechnete das Team KLIP mit den früher verwendeten Einstellungen erneut. Der rote gestrichelte Kreis markiert dort die erwartete Position. Im FLIP-Bild ist an dieser Stelle der kleine mit „b“ bezeichnete Punkt erkennbar. Das Sternsymbol markiert die Position des Zentralsterns und ist keine weitere Lichtquelle im Bild.
Dieselben Daten, zwei Auswertungen
51 Eridani b, Webb/NIRCam, F430M (4,3 µm). Dieselben Beobachtungen und dieselbe Farbskala.
KLIP: kein Nachweis
FLIP: Signal an der erwarteten Stelle
Der Stern ist durch ein Symbol markiert. Beide Ansichten wurden verarbeitet. Oben in der Originalabbildung steht der mit den früheren Einstellungen neu berechnete KLIP-Vergleich. Der Ausschnitt zeigt keinen aufgelösten Planeten und keine neue Belichtung.
Rodrigo Ferrer-Chavez et al., Nature (2026), Abb. 2, dritte Spalte, Ausschnitte aus oberer und mittlerer Zeile. Proportional verkleinerte Kopie, zur Ansicht auf die zwei Felder zugeschnitten; Originalfarbskala und Markierungen beibehalten. CC BY 4.0 · Vollständige Originalabbildung mit Legende.
Das Team gibt für den Planetenpunkt ein Signal-Rausch-Verhältnis von 6,3 an. Diese Größe setzt das Signal ins Verhältnis zum geschätzten Rauschen. Der Wert ist nicht einfach gleichbedeutend mit „6,3 Sigma“: Die Studie nennt für dieses Bild nach Berücksichtigung der kleinen Stichprobe eine statistische Nachweisstärke von rund 5,3 Sigma. Der Lichtpunkt liegt zudem an der aus früheren Beobachtungen erwarteten Stelle. Man sieht einen Nachweis in einem zusätzlichen Wellenlängenbereich, keine Strukturen auf dem Planeten.
Wann „viermal empfindlicher“ stimmt
An der Position von 51 Eridani b im F430M-Bild schätzt das Team den Empfindlichkeitsgewinn gegenüber der KLIP-Auswertung auf ungefähr Faktor vier. Damit ist gemeint, dass sich unter diesen Bedingungen schwächere Lichtpunkte nachweisen lassen. Es bedeutet nicht, dass das Teleskop viermal feinere Details auflösen kann. Und es ist eine andere Größe als das Signal-Rausch-Verhältnis des bereits erkannten Planeten.
Der Spitzenwert von etwa 15 stammt aus einer anderen Beobachtung: beim Stern TYC 5899, in einem Winkelabstand von einer halben Bogensekunde. Das ist ein 7.200stel Grad. Dort prüfte das Team mit eingesetzten künstlichen Signalen, wie schwach ein Punkt sein darf, damit er beim Auswerten noch wiedergefunden wird. Schon bei einer Bogensekunde lag der Gewinn in diesem Datensatz bei etwa Faktor fünf. Bei den realen bekannten Planeten HIP 65426 b und 51 Eridani b im F410M-Filter stieg das Signal-Rausch-Verhältnis wiederum um etwa den Faktor 1,6 beziehungsweise 2,1. Die verschiedenen Zahlen beantworten also verschiedene Fragen.
Die Arbeit testet Aufnahmen von drei Sternsystemen mit bestimmten Filtern und Blenden. Je nach Abstand, Aufnahme und Art des störenden Lichts kann ein anderer Engpass dominieren. Ein Rechenmodell kann ein falsch geschätztes Sternmuster besser entfernen. Es kann jedoch keine fehlenden Photonen nachliefern und nicht jedes zufällige Rauschen aus einer einzelnen Messung beseitigen.
Warum ein zusätzlicher Infrarotpunkt zählt
Der Bereich um 4,3 Mikrometer liegt in einer Absorptionsbande von Kohlendioxid. Ein Helligkeitswert dort kann beim Vergleich von Atmosphärenmodellen helfen, zusammen mit anderen Wellenlängen und ihren Unsicherheiten. Aus einem einzelnen Bildpunkt allein folgt keine vollständige Aussage über die Zusammensetzung. Wer sehen möchte, was verschiedene Arten von Lichtmessung über Atmosphären verraten, findet in unserem Beitrag über Wetterkarten ferner Welten einen anderen Zugang: Dort trägt vor allem die Veränderung des Lichts im Laufe der Zeit die Information.
Und was passiert, wenn ein Lichtpunkt an einer Stelle auftaucht, an der noch keine Welt bekannt ist? Dann muss man umso genauer prüfen, ob das Signal wiederkehrt und ob ein anderes Muster es erklären kann. Bei der Suche nach Exomonden ist genau diese Unterscheidung zwischen schwacher Spur und gesichertem Begleiter ein eigenes Forschungsproblem.
Webb hat für 51 Eridani b kein zweites Mal hinsehen müssen. Der Erkenntnisgewinn kam aus einer besseren Antwort auf die Frage, wie das Licht des Sterns im Detektor aussah. Der kleine Punkt zeigt, warum auch ein bereits ausgewertetes Archiv noch Messungen enthalten kann, die erst mit einer besseren Methode nutzbar werden.
