Rund 130 Lichtjahre von uns entfernt, im Sternbild Pegasus, befindet sich der Stern HR 8799. Er wird von vier Planeten begleitet, die sich mit Teleskopen direkt beobachten lassen, da sie ihr Zentralgestirn in recht großem Abstand umrunden. Nun gelang es zwei unabhängig voneinander arbeitenden Forschergruppen, Spektren dieser Welten aufzunehmen. Sie enthüllen, dass sich diese in ihren Zusammensetzungen untereinander sowohl gleichen als auch deutlich voneinander unterscheiden.

Ein Forscherteam um Ben R. Oppenheimer am American Museum of Natural History in New York setzte das historische Fünf-Meter-Teleskop auf dem Mount Palomar für seine Zwecke ein und beobachtete die vier Planeten im Infraroten bei Wellenlängen zwischen 995 und 1769 Nanometer. Dafür nutzten sie die erst kürzlich modernisierte adaptive Optik des Teleskops, die unter der Bezeichnung "Project 1640" läuft. So konnten sie das gegenüber dem Zentralgestirn millionenfach schwächere Licht der Planeten auffangen. Als erstes fiel den Forschern auf, dass die Spektren recht rot erscheinen. Die Oberflächentemperaturen der Planeten liegen zwischen 600 und 900 Grad Celsius, unabhängig vom Abstand zum Stern. Sie strahlen hauptsächlich Wärme aus ihrem Inneren ab. Diese stammt noch aus der Entstehungsphase der Planeten in einer Gas- und Staubscheibe um HR 8799, so dass ihre Oberflächentemperatur nicht von der Einstrahlung durch den Stern bestimmt wird.

Nachdem die Forscher um Oppenheimer die Spektren der Exoplaneten aufgenommen hatten, verglichen sie diese mit den Spektren der Gasplaneten in unserem Sonnensystem: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Sie stellten fest, dass es bis auf den innersten Planeten mit der Bezeichnung HR 8799e, kaum Übereinstimmungen gibt und dass alle vier Begleiter von HR 8799 eine individuelle chemische Zusammensetzung aufweisen. Die Planeten von HR 8799 tragen von außen nach innen die Bezeichnungen HR 8799b, c, d und e.

Der Planet HR 8799c war zudem das Untersuchungsobjekt einer Astronomengruppe um Quinn M. Konopacky an der Universität von Toronto in Kanada. Die Forscher setzten für ihre Arbeit das Zehn-Meter-Teleskop Keck II und den Spektrografen OSIRIS auf dem Mauna Kea in Hawaii ein. Sie beobachteten den Planeten im Wellenlängenbereich zwischen 1965 und 2381 Nanometer, also bei größeren Wellenlängen als das Team um Oppenheimer. Damit waren ihnen andere Moleküle in den Spektren zugänglich. Die Astronomen stießen auf deutliche Signaturen von Kohlenmonoxid (CO) und Wasserdampf (H₂O), konnten aber kein Methan nachweisen. Die Oberflächentemperatur von HR 8799c beträgt ihren Messungen zufolge 800 Grad Celsius, in guter Übereinstimmung mit den Ergebnissen der anderen Forschergruppe.

Die Forscher um Konopacky nutzten ihre Ergebnisse, um einen Blick in die Entstehungsgeschichte der Planeten um HR 8799 zu werfen. Derzeit gibt es zwei konkurriende Vorstellungen, wie Gasplaneten entstehen können: Eine Theorie geht davon aus, dass sich diese spontan in der Scheibe aus Gas und Staub bilden, die jeden Stern kurz nach seiner Entstehung umgibt. Dabei kommt es zu lokalen Schwerkraft-Instabilitäten, wobei sich der Planet ähnlich wie sein Muttergestirn zusammenballt. Bei der zweiten Variante gehen die Astronomen davon aus, dass sich zunächst ein Kern aus Gestein und Eis bildet, der nach Überschreiten einer Masse von etwa zehn Erdmassen mit seiner Schwerkraft alles Gas und Staub aus seiner näheren Umgebung an sich zieht und dabei rasch wächst. Diese Vorstellung wird derzeit für die Entstehung der Gasplaneten unseres Sonnensystems bevorzugt.

Welcher Weg zur Planetenbildung bei HR 8799 geführt hat, lässt sich auch aus den Spektren ableiten. Sollten die Begleiter spontan aus der umgebenden Scheibe des Sterns entstanden sein, so müssten sie auch die gleiche chemische Zusammensetzung aufweisen. Tatsächlich konnten die Astronomen um Konopacky zeigen, dass sich das Verhältnis von Kohlenstoff zu Sauerstoff im Planeten von demjenigen des Zentralgestirns unterscheidet. Es ist etwas höher als das des Sterns. Zudem sind die Gehalte von Kohlenstoff und Sauerstoff im Planeten niedriger als in seinem Mutterkörper.

Die Forscher vermuten daher, dass sich in der Scheibe zunächst Körner aus Wassereis bildeten, die sich schließlich zu größeren Objekten mit mehreren Kilometer Durchmesser zusammenfanden. Diese stießen miteinander zusammen und bildeten schließlich einen Kern, der stetig wuchs und dabei an Masse gewann. Er zog später große Mengen an Gas aus der Umgebung an sich und wuchs rapide. Damit ähnelt die Entstehungsgeschichte der Planeten von HR 8799 derjenigen der Gasriesen des Sonnensystems.