Astronomen des hawaiianischen Keck-Observatoriums haben die Entdeckung von vier neuen Exoplanetenkandidaten bekanntgegeben. Die Existenz eines umstrittenen Exoplaneten konnte widerlegt werden. Damit sind jetzt insgesamt 502 Exoplaneten bekannt.
Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org:1011.4068v1.
Das Team um Stefano Meschiari hat das HiRES (High Resolution Echelle Spectrometer) des 10m-Keck I Teleskops verwendet, um bei 5 Sternen Messungen der Radialgeschwindigkeit vorzunehmen. Dadurch kann man das „Wackeln“ eines Sterns feststellen, dass durch einen umkreisenden Planeten verursacht wird. Planeten zerren durch ihre Gravitation an ihren Sternen, wodurch diese sich bewegen. Durch den Dopplereffekt verschieben sich die Spektrallinien, die mit HiRES vermessen werden können.
Alle fünf beobachteten Sterne sind relativ sonnenähnlich mit Massen von 83 % bis 147 % der Sonnenmasse. Ihre Spektralklassen sind alle F, K oder G. Sie sind zwischen 59 und 210 Lichtjahre von uns entfernt, es handelt sich also um relativ nahe Sterne. Bei drei der über Jahre beobachteten Sterne – HD 177830, HD 99492 und HD 74156 – waren bereits zuvor Planeten bekannt, deren Status man überprüfen oder deren Orbit man präzisieren wollte. Bei den beiden anderen Sternen, HD 31253 und HD 218566, kannte man noch keine Planeten, da sie aber über ähnliche Eigenschaften verfügen, eignen sie sich gut als Beobachtungsobjekte. Alle diese Sterne haben eine relativ geringe Aktivität, so dass gemessene Bewegungen fast ausschließlich von Außen, aber nicht vom Stern selbst verursacht werden.
Der neu entdeckte Planet HD 31253b umkreist seinen Heimatstern in 466 Tagen. Der Orbit hat eine mittelgroße Exzentrizität, also Abweichung von einer Kreisbahn, von 0,3. Dieser Wert ist allerdings nur ungenau bestimmbar, er könnte ebenso bei 0,1 oder 0,5 liegen. Die Minimalmasse dieses Planeten liegt bei 0,5 Jupitermassen. Man gibt bei Entdeckungen über die Radialgeschwindigkeitsmethode immer die Minimalmasse an, da der Winkel der Bahn zur Sichtachse einen Einfluss auf die Stärke der sichtbaren Sternbewegung hat. Wenn die Kante des Orbits zu uns schaut, ist der sichtbare Einfluss maximal, wenn man genau auf die Ebene schaut gibt es überhaupt keinen sichtbaren Einfluss. Daher ist die Masse des Planeten nicht genau bestimmbar, je mehr die Bahn geneigt ist, umso größer ist die Masse. HD 31253b umkreist seinen Heimatstern in einer Entfernung von 1,26 AE (Astronomische Einheit, der mittlere Abstand Sonne-Erde). Da der Stern HD 31253 aber mit 1,23 Sonnenmassen größer als die Sonne und somit auch sehr viel leuchtstärker ist, ist es auf HD 31253b ziemlich heiß. Aufgrund der Masse dürfte es sich um einen Gasriesen wie Jupiter handeln. Um diesen Planeten zu finden, hat man mit HiRES insgesamt 39 Messungen durchgeführt.
Etwas kleiner ist das ganze System von HD 218566. Dieser Stern hat eine Masse von 85 % der Sonne. Ihn umkreist der Planet HD 218566b. Hierbei handelt es sich um einen kleinen Gasplaneten mit einer Minimalmasse von 21 % des Jupiters. Seine Umlaufbahn liegt in einer Entfernung von 0,6873 AE zum Stern. Für einen Umlauf braucht HD 218566b etwa 226 Tage. Die Exzentrizität dieser Umlaufbahn liegt ebenfalls bei 0,3. Diesen Stern hat man 56 mal mit HiRES beobachtet, um den etwa saturngroßen Planeten zu entdecken.
Bei HD 177830 kannte man bereits vorher einen Planeten. Dieser Planet von etwa 1,49 Jupitermassen umkreist HD 177830 innerhalb von 407 Tagen in einem Abstand von 1,2218 AE in einer fast kreisförmigen Bahn. Innerhalb dieser Umlaufbahn konnte man durch die genaueren Messungen von HiRES jetzt einen weiteren, deutlich kleineren Planeten, HD 177830c, aufspüren. Mit 15 % der Jupitermasse ist er der leichteste der jetzt entdeckten Planeten. Er umkreist HD 177830 in einem Abstand von 0,5137 AE innerhalb von 111 Tagen. Die Exzentrizität beträgt dabei 0,3495. Diesen Stern hat HiRES 88 mal ins Visier genommen.
Im System von HD 99492 gelang es ebenfalls, einen zweiten Planeten zu entdecken. Nachdem HD 99492b schon bekannt war, fand man nun weiter außen HD 99492c. HD 99492b hat eine sehr kurze Umlaufzeit von nur 17 Tagen. Entsprechend beträgt die große Halbachse der Bahn nur 0,12186 AE mit einer Exzentrizität von 0,128. Die Masse dieses Planeten beträgt 0,087 Jupitermassen, damit handelt es sich hierbei um einen sogenannten „Hot Neptune“, also einen neptungroßen Planeten in unmittelbarer Nähe seines Heimatsterns, sodass er sehr heiß wird. Hierbei fand man jetzt durch 93 Messungen den sehr weit außen kreisenden HD 99492c. Er hat eine Umlaufzeit von 4970 Tagen und eine große Halbachse von 5,4 AE bei einer Exzentrizität von 0,106. Die Minimalmasse beträgt hier 0,36 Jupitermassen.
Außerdem hat man sich um das System HD 74156 gekümmert. Hier kannte man zwei Exoplaneten sicher. Aufgrund der Hypothese des „Packed Planetary Systems“ wurde ein dritter Planet angenommen. Diese PPS-Theorie geht davon aus, dass jeder mögliche stabile Orbit auch von einem Planeten besetzt wird. Man hat bei einigen Systemen Hinweise auf die Gültigkeit dieser Theorie gefunden, auch bei HD 74156 haben frühere Beobachtungen die scheinbare Existenz von HD 74156d gezeigt. Allerdings gab es dabei unterschiedliche Ergebnisse, so dass jetzt das Keck-Observatorium die Situation klären wollte. Nach den Daten von HiRES können die beiden Planeten HD 74156b und HD 74156c bestätigt werden, HD 74156d existiert jedoch nicht.
HD 74156b umkreist HD 74156 in 2520 Tagen auf einer Bahn von 3,9 AE mit einer Exzentrizität von 0,38. Die Minimalmasse dieses Planeten liegt bei 8,22 Jupitermassen. Da man ab 13 Jupitermassen nicht mehr von Planeten, sondern von braunen Zwergen (also „verhinderten Sternen“) spricht, ist es nicht sicher, ob dies überhaupt ein Planet ist. Bei HD 74156c kann man aber davon ausgehen, dieser umkreist den Stern in nur 52 Tagen in einem Abstand von 0,29 AE. Die Exzentrizität dieses Orbits ist mit 0,63 sehr hoch. Die Minimalmasse von 1,8 Jupitermassen zeigt, dass es sich auch hier um einen relativ großen Exoplaneten handeln muss. HiRES hat hier 29 Beobachtungen durchgeführt, insgesamt liegen 198 Messungen verschiedener Gruppen vor.
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