Seit 2019 haben das Weltraumteleskop TESS und Bodenteleskope den Gasriesen TOI-2535 b immer wieder vor seinem Stern vorbeiziehen sehen, jedes Mal ein Einbruch im Sternlicht von rund einem Prozent. Doch die Einbrüche wurden kürzer und schwächer, in den TESS-Daten vom März 2026 fehlen sie ganz. In einem am 9. November 2026 in „The Astrophysical Journal Letters“ erschienenen Fachartikel beschreibt ein internationales Team um Samuel W. Yee und Erik A. Petigura von der University of California, Los Angeles (UCLA), TOI-2535 b als ersten bestätigten Planeten um einen einzelnen Stern, dessen Transits nachweislich verschwunden sind. Als Ursache vermuten die Forscher einen zweiten, bisher nicht direkt beobachteten Planeten, der die Bahn von TOI-2535 b aus unserer Sichtlinie kippt.

Transitmethode: Ein Schatten, der Glück voraussetzt

TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) sucht Exoplaneten mit der Transitmethode. Das NASA-Teleskop misst die Helligkeit von Sternen über Wochen und registriert kurze, wiederkehrende Einbrüche, wenn ein Planet von der Erde aus gesehen vor seinem Stern vorbeizieht. Die Tiefe des Einbruchs verrät das Größenverhältnis von Planet und Stern, der Abstand der Einbrüche die Umlaufzeit. Der Haken: Ein Transit ist nur zu sehen, wenn wir fast genau auf die Kante der Bahnebene blicken – schon wenige Grad Neigungsänderung entscheiden darüber.

Illustration: Ein Planet zieht als dunkler Punkt vor einer gelben Sternscheibe vorbei, darunter eine Lichtkurve mit einem Helligkeitseinbruch

Bild: Prinzip der Transitmethode (Illustration, nicht TOI-2535). NASA’s Goddard Space Flight Center / Scientific Visualization Studio, gemeinfrei, via Wikimedia Commons

Aufgespürt wurde der Kandidat in TESS-Daten vom April 2019. Im öffentlichen Katalog auf ExoFOP steht er bis heute mit 16,45 Tagen Umlaufzeit – doppelt so lang wie tatsächlich, weil ein Transit in eine Messlücke fiel, wie die Autoren anmerken. Laut Paper umrundet er seinen Stern in 8,236 Tagen. Messungen mit Bodenteleskopen und dem Spektrografen NEID am WIYN-Teleskop auf dem Kitt Peak bestätigten, dass es ein Planet ist und kein Doppelstern. TOI-2535 b hat 0,84 Jupiterradien; seine Masse lässt sich wegen der Störungen durch den Nachbarn noch nicht eindeutig bestimmen. Sein Stern ist ein alter Zwergstern der Spektralklasse K mit 0,86 Sonnenmassen, nach dem TESS-Eingangskatalog rund 344 Parsec oder gut 1100 Lichtjahre entfernt.

Transit-Timing- und Transitdauer-Variationen: zu früh, zu spät, zu kurz

TOI-2535 b folgt keinem festen Fahrplan: Seine Transits kamen bis zu sechs Stunden früher oder später, als eine konstante Umlaufzeit erwarten ließe. Solche Transit-Timing-Variationen (TTV) entstehen, wenn ein weiterer Körper den Planeten abwechselnd vorauszieht und zurückhält. Sechs Stunden sind drei Prozent der Umlaufzeit – laut den Autoren die größte TTV, die bei einem heißen Jupiter mit weniger als zehn Tagen Umlaufzeit bekannt ist.

Noch auffälliger waren die Transitdauer-Variationen (TDV). Entscheidend ist der Stoßparameter: Er gibt an, wie weit die Spur des Planeten über die Sternscheibe vom Mittelpunkt entfernt verläuft, gemessen in Sternradien. Zieht der Planet mittig durch, dauert der Transit am längsten; streift er nur den Rand, wird der Einbruch kurz und flach. Bei TOI-2535 b wuchs der Stoßparameter um 0,16 pro Jahr – die Spur wanderte laut der Auswertung wahrscheinlich von einer Hälfte der Sternscheibe über den Äquator auf die andere und schließlich über den Rand hinaus. Das ist laut Paper die schnellste Änderung der Bahnneigung, die je bei einem Planeten um einen einzelnen Stern gemessen wurde.

Der letzte nachgewiesene Transit gelang Anfang Mai 2025 mit einem 40-Zentimeter-Teleskop des Las-Cumbres-Netzes in Chile. In den TESS-Daten vom März 2026 fand das Team keine Spur mehr. Insgesamt erfassten Bodenteleskope bei 15 Versuchen nur sechs Transits, weil die Zeitabweichungen die Vorhersagen unsicher machten.

Bahnpräzession: Ein Nachbar, den niemand sieht

Die Autoren spielen mehrere Erklärungen durch. Eine stark elliptische Bahn, deren Ausrichtung sich dreht, scheidet aus, weil die Transitdauer zu einer nahezu kreisförmigen Bahn passt. Auch die Form des Sterns scheidet aus: Bei heißen Jupitern um heiße Sterne wie KOI-13 (Kepler-13), WASP-33 und KELT-9 wurde zwar eine Bahnpräzession gemessen, die mit der Abplattung des Sterns zusammenhängt. Der alte, langsam rotierende K-Stern TOI-2535 müsste dafür aber unrealistisch stark abgeplattet sein, und die Zeitabweichungen erklärte das nicht. Einen weit entfernten, sehr massereichen Begleiter schließen die Radialgeschwindigkeitsdaten aus.

Übrig bleibt ein Planet in der Nähe, dessen Bahn um mindestens etwa fünf Grad gegen die von TOI-2535 b geneigt ist und der mit ihm in einer Bahnresonanz steht – die Umlaufzeiten stehen also in einem einfachen Zahlenverhältnis. Dann drehen sich beide Bahnebenen gemeinsam um die mittlere Ebene des Systems, wie ein schräg gehaltener Teller, dessen tiefster Punkt langsam im Kreis wandert – die sogenannte Knotenpräzession. Liegt die mittlere Ebene fast parallel zu unserer Blickrichtung, wandert die sichtbare Neigung von TOI-2535 b periodisch in den schmalen Transitbereich hinein und wieder hinaus.

In N-Körper-Simulationen fanden die Forscher passende, über eine Million Jahre stabile Konfigurationen mit Umlaufzeiten im Verhältnis 2:1 oder 3:2; der Nachbar kann innen oder außen kreisen und dürfte mindestens etwa 0,3 Jupitermassen haben, also Saturnmasse oder mehr. Die Präzessionsperiode liegt in diesen Modellen bei 30 bis 50 Jahren. Eindeutig ist das nicht, betonen die Autoren: Die Daten lassen mehrere Konfigurationen zu, und Restabweichungen könnten sogar auf einen weiteren Planeten hindeuten. „Die Bahn des Planeten kippt so schnell, dass sein Transit verschwunden ist, während wir zugesehen haben“, wird Yee in der Mitteilung der UCLA zitiert (übersetzt).

Was TOI-2535 über die Entstehung heißer Jupiter verrät

Spannend ist das System für die Frage, wie heiße Jupiter so nah an ihre Sterne kommen. Diskutiert werden zwei Wege. Beim gewaltsamen gerät ein Gasriese etwa durch Begegnungen mit anderen Körpern auf eine stark elliptische Bahn, die der Stern dann einfängt und rundet. Beim sanften wandert der Planet noch in der protoplanetaren Scheibe allmählich nach innen. Zwei Riesenplaneten auf engen, resonanten Bahnen wie bei TOI-2535 können nach Ansicht der Autoren nicht auf dem gewaltsamen Weg entstanden sein. Die Wanderung in der Scheibe erklärt dagegen zwanglos, warum beide in einer Resonanz gefangen sind.

Heiße Jupiter mit nahem Begleiter sind selten, und meist ist der Begleiter klein; als einzige weitere Ausnahme mit einem zweiten Gasriesen nennen die Autoren WASP-148. Einen Haken hat die Sache: Die Scheibe hätte beide Bahnen eigentlich in eine gemeinsame Ebene gezwungen. Etwas muss sie später wieder verkippt haben; die Autoren nennen dafür mehrere mögliche Resonanzeffekte während und nach der Wanderung. Was zutrifft, lässt sich erst sagen, wenn Masse und Bahn des Nachbarn bekannt sind.

Vergleichbare Fälle und wie es weitergeht

Messbar kippende Bahnen sind bekannt, aber selten. Bei TOI-216 b und K2-146 c wurden aus streifenden Transits binnen 4,5 beziehungsweise drei Jahren vollständige; im System TOI-4504 tauchte ein zuvor unsichtbarer Planet nach drei Jahren als Transitplanet auf. Deren Präzessionsperioden liegen laut Paper bei 150 (TOI-216) und 250 Jahren (TOI-4504). Für den heißen Jupiter TOI-1355 b sagte ein anderes Team in einem im August 2026 auf arXiv veröffentlichten Manuskript voraus, dass seine Transits ab Mitte 2033 ausbleiben – dort ist der Abschied angekündigt, bei TOI-2535 b bereits beobachtet.

Weil sich vorerst keine Transitzeiten mehr messen lassen, setzen die Forscher auf die Radialgeschwindigkeit: Der Nachbar sollte den Stern je nach Modell mit 30 bis 120 Metern pro Sekunde hin- und herziehen – genug für einen Nachweis mit einer dichteren Messreihe. Laut UCLA könnte der verborgene Nachbar früher ins Blickfeld rücken, als TOI-2535 b zurückkehrt. Dessen nächsten Transit erwartet die Hochschule in 30 bis 50 Jahren, der Fachartikel nennt keinen Termin. Der Fall zeigt auch den Wert der langen TESS-Laufzeit: Mit den Daten der ersten vier Jahre wäre die Änderung laut den Autoren nicht sicher zu erkennen gewesen.

Quellen

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