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Beta Pictoris
14. August 2016

Beta Pictoris ist der Name eines 63,4 Lichtjahre von der Erde entfernten Sterns. Er gehört zur Beta Pictoris-Gruppe, einer Ansammlung von Sternen ähnlichen Alters und vergleichbarer Geschwindigkeiten und Bewegungsrichtungen, die vermutlich gemeinsam entstanden sind [1]. Der Stern ist noch sehr jung. Sein Alter wird auf 8-20 Millionen Jahre geschätzt [1]. Er ist 1,75 mal massereicher als die Sonne und 8,7 mal heller [2]. Trotz seines jungen Alters ist er bereits auf der Hauptreihe der Sternenentwicklung angekommen (Spektraltyp A6V) [3].

Der Stern wird von einer ausgedehnten Staubscheibe umgeben, die erstmals 1983 beobachtet wurde und zwischen 1450 und 1835 Astronomischen Einheiten in Radius misst. Diese Scheibe dürfte neben kleinen Partikeln auch viele Asteroiden und Kometen enthalten. Sie ist ungewöhnlich reich an Kohlenstoff und vor allem Kohlenmonoxid. Innerhalb der Staubscheibe gibt es mehrere ringförmige Zonen mit weniger Material. Man vermutet, dass sich in diesen Bereichen Planeten bilden oder gebildet haben [4].

Verzerrungen der Staubscheibe deuteten schon früh auf die Anwesenheit eines sehr massereichen Planeten hin [5]. Tatsächlich gelang 2008 der direkte optische Nachweis des Planeten Beta Pictoris b [6]. 2009 und 2010 wurde der Planet auf der anderen Seite des Sterns wiedergefunden, womit seine Zugehörigkeit zum System überzeugend gezeigt werden konnte. Die Halbachse der Umlaufbahn wird auf 9,2 AU (+0,4/-1,5 AU) beziffert, die Umlaufzeit auf 21,6 +/- 2,7 Jahre [7]. Es ist ein schwerer Planet mit ungefähr der 7-fachen Masse des Jupiter (+4/-3) [7]. Im Einklang damit steht sein Radius mit dem 1,65-fachen des Jupiters [8]. Der Planet gibt als Folge der Kompression während seiner Entstehung noch sehr viel Wärme ab: Die Temperatur seiner oberen Atmosphärenschicht wurde auf 1.600°C (+50°/-25°) bestimmt [8]. Indirekt war es möglich, seine Umdrehungsgeschwindigkeit zu messen. Dafür wurden die Veränderungen der vor allem auf Kohlenmonoxid zurückzuführenden Infrarotabsorptionsbanden in seinen Wolken gemessen. Mit einer Umdrehungszeit von 8,1 Stunden ist er bisher einer der am schnellsten rotierenden Planeten [9]. Der Planet dürfte mit 5 Millionen Jahren jünger als sein Stern sein. Es gibt sogar eine kurze Videosequenz, welche im Zeitraffer die Bewegung von Beta Pictoris b um seine Sonne zeigt [10].

Durch genauere Vermessungen der Position des Planeten konnte die Neigung seiner Umlaufbahn auf 88,8° relativ zur Erdposition eingeschränkt werden [11]. Dadurch ist es zwar nicht möglich, die Verdunkelung des Sterns durch den Planeten zu beobachten – hierfür wäre eine Bahnneigung von 90° erforderlich – aber es eröffnen sich neue Beobachtungsmöglichkeiten. Einem vor kurzem vorab erschienenen Artikel zufolge wird der Planet von April 2017 bis Januar 2018 so dicht vor seinem Stern vorbeiziehen, dass zwar nicht der Planet selbst, aber Objekte in seiner Umlaufbahn eine Verdunkelung des Sterns hervorrufen könnten. Sollte der Planet über größere Monde verfügen, so könnten sie in diesem Zeitfenster nachweisbar werden [11].

Die Grundlage hierfür ist die sogenannte Hill-Sphäre. Dies ist der Bereich um einen Planeten, innerhalb dessen Objekte durch die Schwerkraft an ihn gebunden sind. Die Hillsphäre der Erde hat einen Radius von ungefähr 1,5 Millionen Kilometern. Unser Mond befindet sich mit seiner mittleren Entfernung von 380.000 Kilometern noch sicher innerhalb dieser Zone. Beta Pictoris b hat aufgrund seiner großen Masse eine Hill-Sphäre von 160 Millionen Kilometern Radius – das ist größer als die Umlaufbahn der Erde um die Sonne. Die Hill-Sphäre von Beta Pictoris b wird von der Erde aus betrachtet im April 2017 erstmals vor dem Stern erscheinen und diese Position im Januar 2018 wieder verlassen. Mit etwas Glück könnten Monde oder sonstiges Material in der Umlaufbahn um den Planeten eine zwar schwache, aber dennoch nachweisbare Verdunkelung des Sternenlichtes verursachen. Dies wäre die bisher erste und zugleich beste Gelegenheit zur Beobachtung extrasolarer Monde.


Quellen:



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