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Astronomische Nachr.. 304 (1983) 3, 97- 100

Planetarische Begleiter von Sternen*)

P. VAN DE KAMP

Sproul Observatory

Mit einer Abbildung (Eingegangen 1982 Juni 25)

1. Einleitung

Die Entwicklung der photographischen Astrometrie rnit langbrennweitigen Instrumenten laBt es lohnenswert erscheinen, nach Storungen der Eigenbewegungen von Sternen zu suchen, die 'zur Entdeckung von unsichtbaren Begleitern von Sternen in unserer unmittelbaren Nachbarschaft fuhren konnten. Die Analyse dieser Storungen kann mit Hilfe vernunftiger Voraussetzungen Bahnelemente liefern, von denen die Periode P, die Exzentrizitat e, die halbe groBe Achse a, die wichtigsten Resultate sind, ebenso wie die Neigung i, und der Positionswinkel Q des Knotens.

Die erste Entdeckung dieser Art machte F. W. BESSEL, der im Jahre 1844 zum ersten Ma1 uber die Storungen der Eigenbewegungen von Sirius und Procyon berichtet. Diese Sterne haben Entfernungen von 8.6 und 11.4 Licht- jahren. Die unsichtbaren Begleiter, die man spater rnit grol3en Fernrohren sah, erwiesen sich als weil3e Zwerge. Klassische Entdeckungen von Storungen in Bahnen von visuellen Doppelsternen sind die fur Zeta Cancri (SEELIGER 1888), Xi Ursae Majoris (NORLUND 1905) und Zeta Aquarii (STRAND 1942).

2. Photographische Untersuchungen

Wahrend des vergangenen halben Jahrhunderts hat sich die photographische Untersuchung von Storungen rnit Hilfe von Instrumenten rnit grol3er Brennweite entwickelt. Sie wurden bereits seit Beginn dieses Jahrhunderts mit groBen Erfolg fur die Bestimmung von Sternparallaxen angewandt. Eine systematische Suche nach Storungen der Eigenbewegungen von nahen Sternen innerhalb von ungefahr dreiBig Lichtjahren wurde 1937 im Sproul Ob- servatory von mir initiiert. Der Sproul-Refraktor hat eine Offnung von 61 cm und eine Brennweite von 10.93 Me- tern; die Skale in der Bildebene ist I mm = 18~~~87, bzw. I" = 53 pm. Die photographische Genauigkeit einer Auf- nahme ist ungefahr I pm oder ungefahr 0-01 pro Nacht (bis zu vier Platten rnit bis zu je 4 oder 5 Belichtungen) und bestenfalls 0'.'003 fur eine jahrlichen Mittelwert fur eine grol3e Anzahl von Nachten. Der Schwellenwert fur die totale Schwingungsweite einer meBbaren Storung ist etwa 0'.'005. Weit uber ein Dutzend Storungen mit einer tota- len Schwingungsweite, die bedeutend groBer ist als diese Schwellenwerte, sind entdeckt worden.

Abgesehen von den klassischen praphotographischen Entdeckungen der Storungen von Sirius und Procyon, wurden bereits 1935 im McCormick Observatory die groBte und erste Storung auf photographischem Wege ent- deckt. Das war die von Ross 614, rnit einer totalen Schwingungsweite von uber o"5 sowohl in RA und Decl. Anderer- seits hat man totale Amplituden bis zu so geringen Werten wie 0'[03 festgestellt. Seit 1964 tragt der prachtige astro- metrische Quartzreflektor des US. Naval Observatory in Flagstaff, Arizona, bedeutend zu der Entdeckung und dem Studium von Storungen bei. Allgemein kann man sagen, daB Storungen mit einer totalen Amplitude von weniger als o"05 nur mit auBerster Beobachtungsanstrengung festgestellt werden konnen. Eine extreme Genauigkeit von ~"OOI fur die Halbachse einer Storungsbahn kann erreicht werden (siehe 6). Vor allem sind es die kleinen Grenzsto- rungen, die uns besonders interessieren, da sie auf substellare und planetartige Begleiter hinweisen. In jedem Fall sind jahrzehntelange Beobachtungen ein sine qua non.

3. Resultate

Als Ergebnis dieses Programms und ahnlicher Studien an anderen Sternwarten kennen wir jetzt urn die dreiBig Storungen bei Sternen, die eine Entfernung von weniger als 30 Lichtjahren haben. Da die Sterne in diesem Programm meistens rote Zwerge sind, haben wir aus den verh&ltnismaBig kleinen Massen dieser Sterne Nutzen gezogen. Des- halb gibt es groBere Storungen im Vergleich zu Sternen rnit grol3eren Massen wie die Sonne, ganz zu schweigen von Sternen rnit noch groBeren Massen als Sirius und Procyon.

*) Vortrag zur 150- Jahrfeier der Grundsteinlegung der Berliner Sternwarte am Enckeplatz

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98 P. VAN DE KAMP : Planetarische Begleiter von Sternen

Stein 205/A G 139-29 BD + 6y: 946 CC 1228 BD + 43O 4505

Ein Oberblick der Resultate zeigt : Die Mehrheit der Storungen werden durch schwache rote Zwerge verursacht, die sich am unteren Ende der Hauptreihe befinden. Abgesehen von den Begleitern von Sirius und Procyon gibt es den unsichtbaren Begleiter von Zeta Cancri, der zweifellos ein weiBer Zwerg ist. Aber ein halbes Dutzend Storungen weisen auf Begleiter hin, deren Masse weit unter 6% der Sonnenmasse liegt, der kritischen unteren Grenze fur einen sichtbaren bona-fide-Stern. Funf dieser Begleiter sind substellare Objekte mit Massen von 0.003 bis 0.05 Sonnenmassen. Manchmal werden sie schwarze Zwerge genannt oder auch Sternplaneten; wir werden sie dunkle Zwerge nennen. In einem Fall, namlich bei BARNARDS Stern, wird die Storung am besten erklkrt durch zwei planetenartige Begleiter, deren Masse unter der unseres Planeten Jupiter liegt. Es unserer Kenntnisse uber diese unsichtbaren Begleiter zu

eine Zusammenfassung auf planetarische und

dunkle Zwergbegleiter.

M B I M , M B I M A e

0.02 1 : 1 0 0 .3 23 5 0.05 1 : 5 0.2 I 0 2 0.01 1:20 0.9 26 6 0.02 1 : 1 0 0.5 6.3 2 0.003 1:40 095 45 6

4. Allgemeine Betrachtungen

Wir erinnern an ABTS Studien uber die groBe Anzahl von Begleitern bei F- und G-Sternen der Hauptreihe. E r glaubt, daB dasselbe auch fur K- und M-Sterne der Hauptreihe gelten konnte. Letztere bilden die groBe Mehrheit der nahen Sterne und sind am geeignetsten fur astrometrische Studien von Begleitern rnit geringer Masse. ABTS Annahme wurde von J. L. HERSHEY (Sproul Sternwarte, USA) erweitert auf Begleiter rnit substellaren und selbst plantenartigen Massen. In diesem Zusammenhang weise ich auf den sowohl klassischen wie informativen Artikel

U-SU-HUANG ,,Planetary Systems and Stellar Multiplicity" (1977, I.A.U. Colloquium, p. 175) hin, und be-

Ein Pranetensystern wird charakterisiert durch die grunalegende Annahme Kantscher Kokmogonie. Beinahe die ganze Masse ist im zentralen Stern, wahrend fast das gesamte Drehmoment in den Planetenbahnen ist. Dieses totale Drehmoment ist jedoch klein, verglichen rnit dem gesamten Drefimoment eines Doppelsterns. Ein Planeten- system entwickelt sich aus einer rotierenden Scheibe von Gas- und Staubpartikeln, die aus dem EntstehungsprozeB des zentralen Sterns fibrig geblieben sind. DaB die Planetenbahnen kreisformig sind und beinahe in derselben Ebene liegen, weist auf die Entstehung aus einer rotierenden Scheibe hin. So eine Scheibe ist wegen ihrer einfachen Ent- Ftehung eine der vorherrschenden Formen im UniVersuh. Die rotierende Scheibe entsteht durch die Obertragung des Drehmoments vom zentralen Stern auf die ihn umgebende Wolke aus Gas und Staub (wovon eine sehr geringe Menge im zentralen Stern ubrig bleibt). Materialansammlungen innerhalb der Scheibe bilden mhrere Planeten mit im allgemeinen unterschiedlicher Masse. Diese Planeten bewegen sich in nahezu kreisformigen Bahnen, deren Gro- Benordnung mehreren astronomischen Einheiten entspricht. Diese Bahnen befinden sich fast auf derselben Ebene. Die Massenverhaltnisse Planet-Stern, sind hochstens ein paar Prozent, im allgemeinen wesentlich weniger, um I O - ~ oder noch kleiner.

Planeten- und Doppel-(mehrfach)-Systeme sind dynarnisch gesehen absolut unterschiedlich. Die chamkteri- stischen Eigenschaften von doppel- und mehrfachen Systemen zeigen, daB sie nicht aus einer rotierenden Scheibe entstanden sind. Ihre Bahpen sind elliptisch (mittlere E.xzentrizitat 0.6). Die Frqge irgendeiner GeSetzmPBigkeit der Bahnebenen innerhalb mehrfacher Sternsysteme ist ein ungelostes Problem. Mit anderen Worten : Es gibt gene- tische Unterschiede zwischen Planetensystemen und boppel- und mehrfachen Sternen.

schatze ich die auf diesem Gebiet van TREDER erhaltenen Anregungen. *

5. ,,Stern-Planeten" oder dunkle Zwerge

Gegenwairtig sind funf Falle von Storungen bekannt, die auf die Existenz eines unsichtbaren Begleiters mit skbstellarer Masse, d. h. weniger als 0.06 M, hinweisen (aber nicht planetarische). Die Massen dieser unsichtbaren J%@eiter (dunkle Zwerge) haben Werte von 0.0003 bis 0.05 M,. Ihre Bahnen sind elliptisch, die Exzentrizitaten ha- Ben' Werte von 0.2 bis 0.9, mit einem Mittelwert von 0.48, verglichen mit 0.6 fur visuelle und spektroskopische Boppelsterrre. Auffallend ist das Fehlen von kleinen Exzentrizitaten. Deshalb sind diese Objekte vergleichbar rnit visuellen und spektroskopischen Doppelsternen, soweit es sich urn ihre Bahnformen handelt. Die Massenverhalt- nisse sind rnit Sicherheit nicht von derselben GroBenordnung wie von von planetenartigen Begleitern wie Jupiter.

T a b e l l e ~

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6. Das Planetensystem von Barnards Stern

Gegenwartig gibt es nur einen Stern mit offensichtlich planetenartigen Begleitern. Es ist nicht meine Absicht, die gesamte Geschichte meiner Forschung uber die Storung von BARNARDS Stern heute zu wiederholen. Ich mochte nur von den jungsten Ergebnissen berichten.

BARNARDS Stern, der nachste Stern am nordlichen Himmel, ist ein naher roter Zwerg, (visuelle GroBe 9.5, Spektrum M5, Parallaxe 0":547, Entfernung 6.0 Lichtjahre), der in mehr als 1200 Nachten intensiv mit dem Sproul 61-cm-Refraktor photographiert wurde und zwar in dem Zeitraum von 1938-1982. Die Bahn dieses Sterns wurde gemessen in bezug auf vier Vergleichssterne und auf Eigenbewegung, Parallaxe und sakulare Beschleunigung unter- sucht. Die jahrlichen Mjttelwerte der Abweichungen dieser Analyse zeigen ohne Zweifel ein deutliches systematisches Muster, das auf eine Storung mit einer Periode von 12 Jahren hinweist. Seit vielen Jahren aber wurde es allmahlich deutlicher, daB eine einzige Storung nicht die vollstandige Antwort sein konnte auf das, was das Muster angab; eine zweite Storung rnit einer langern Periode ist angezeigt. Wahrend der letzten sieben Jahre machte ich Analysen rnit Perioden von 11.5 bis 13.5 Jahren fur die kurze Bahn, und rnit Werten von 18.5 bis 22 Jahre fur die lange Bahn. Die letzte Analyse unterstutzt Werte von 12 und 20 Jahren fur die Perioden der beiden Storungen. Es ist interessant, daB in der Analyse Kreisbahnen vollstandig genugen, und es besteht keinerlei Notwendigkeit, auch nur eine kleine Exzentrizitat zu erwagen. Die Realitat wird auoerdem noch bestatigt durch eine Reihe von Sternen, die uberhaupt kein Muster zeigen und zu einem ,,instrumentalen Profil" mit einer Stabilitat innerhalb von 0"."003 fuhren. Die Strahlen der Bahnen sind 0':007 und 0":0065 rnit wahrscheinlichen Fehlern von +O;OOI ; in astrono- mischen Einheiten ausgedriickt bedeutet das 0.013 A E und 0.012 AE. Nimmt man eine Masse von 0.14 Ma fur BARNARDS Stern an, so fuhrt das pritte Keplersche Gesetz zu Werte von 2.7 und 3.9 AE fur die Strahlen der Bahnen, in denen sich die zwei unsichtbaren Begleiter um BARNARDS Stern bewegen. Ihre Massen sind 0.6 und 0.4 ma1 der Masse von Jupiter; ihre Massenverhaltnisse sind &=J und &, BARNARDS Stern gegenuber. Friihere zuverlassige Analysen lieferten manchmal geringfugig hohere Werte fur die Massen, d. h. bis zu 1.0 und 0.6 ma1 die Jupiter- masse.

RA

I I 1 I I

I I 60 I 70 I 80 1940 so I I I Cab1 I

ffp I

OECL. 0 .

Y '

0 --lU * ' * - 2 . - I * -

Abb. I. BARNARDS Stern 1938 - 82, Sproul Observatory. Jahrliche Storungen dargestellt durch zwei Kreisbahnen rnit Perioden von 12 und 20 Jahren.

Die Existenz von zwei planetenartigen Objekten des Jupitertyps fur einen Stern auoerhalb unseres Sonnen- systems erscheint deshalb enviesen. Die beiden Bahnen haben hohe, nicht sehr verschiedene, Neigungswinkel von 106' und 116' (mit wahrscheinlichen Fehlern von ungefahr +5 '). Die Orientierungsrichtungen sind auch nicht sehr verschieden, namlich 44' und 35'. Man kann die relative Neigung der beiden Bahnen berechnen. Es gibt zwei Losungen, eine mit einer relativen Neigung von II', in der sich die zwei Begleiter in derselben Richtung bewegen, die andere mit einer relativen Neigung von 138"C, in der sich die zwei Begleiter entgegengesetzt bewegen. Die wahr- scheinlichen Fehler dieser relativen Neigungen liegen bei & 10'. Im Moment sehe ich keine Beobachtungsmoglich- keiten, die eine Wahl zwischen diesen beiden alternativen Losungen gestatten. Aber ich sehe auch keinen Grund, warum ich die erste Losung nicht vorziehen sollte.

Zuerst einen Planeten zu finden mit einer Periode von 12 Jahren ist schon und gut. Zusatzlich aber einen zwei- ten Planeten mit einer Periode von 20 Jahren zu finden, um dann zu folgern, da13 beide Planeten sich in dieselbe Richtung in Kreisbahnen bewegen, die nahezu auf derselben Ebene sind, ist nicht uninteressant. Es existiert deshalb die Moglichkeit, da13 wir die beiden schwersten Mitglieder eines Planetensystems gefunden haben. Man konnte sagen, daB die Situation vergleichbar ist rnit unserem eigenen Planetensystem, als ob Jupiter und Saturn als erste Planeten von BARNARDS Stern aus entdeckt worden waren. Mit anderen Worten: Diese Erklarung der Storung von BARNARDS Stern konrtte ein erster Hinweis auf die Existenz eines Planetensystems auBerhalb unseres Sonnensystems sein.

Gibt es andere Einzelsterne, die bei intensiver Forschung ahnliche Resultate liefern wurden, wie die von BARNARDS Stern? Da ware zum Beispiel Alpha Centauri C, der uns nachste Stern (visuelle GroBe 11.0, Spektrum Mge, Parallaxe 0'."753, Entfernung 4.3 Lichtjahre). Dieser Stern, auch Proxima genannt, ist bedeutend naher als a

BARNARDS Stern, aber man hat ihn astrometrisch nicht genugend beobachtet. Wenn wir weiter spekulieren, konnte dieses erste Resultat vielleicht nur die Spitze des Eisbergs sein. Was darf

man erwarten ? Konnte es sein, daB weitere Planetensysteme nur darauf warten, durch geduldige und langfristige 8'

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Studien, seien sie nun photographisch oder mit anderen Techniken, entdeckt zu werden ? Wir werden immer an Grenzen stoDen. Das ist eine natiirliche Eigenschaft der Forschung ! Ich denke da insbesondere an die photographi- sche Forschung mit Instrumenten von langer Brennweite. Man sollte jedenfalls versuchen, winzig kleine kosmische Phanomene aus dem Fehlermeer zu retten.

Anschrift des Autors:

PETER VAN DE KAMP Amstel 1017 AK Amsterdam Nederland