Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

160 KAPITEL 2. GRAVITATION
2. Ausbildung der Scheibe mit Sternwind (Jet) T ≈ 4000 K, Dauer 10 5 yr
3. Bildung der Planeten, Durchmesser 400 AE, Dauer 10 7 yr
4. Erreichen der Hauptreihe nach 10 9 yr mit Planetensystem
Direkt beobachtet davon sind bisher Scheiben mit Massen an schweren Elementen von 10 −4 . . . 10 −3 M⊙.
Mehr als 100 solcher Scheiben sind bereits nachgewiesen. Beispiele sind die folgenden Sterne in Orion:
β-Pictoris, HH30, 114-426 und 183-405 und die Veränderlichen RY Tauri, DL Tauri und GM Aurigae.
Die optische Emission des Sterns liegt bei 1µ, die der Scheibe bei 20 bis 200 µ.
Indirekt kann man Planeten um Sterne beobachten, wenn man entweder die Dopplerverschiebung an
Linien des (Hauptreihen) Sterns oder die Laufzeitverzögerung eines Signals vom Stern (Pulsar) misst.
Die Auflösungsgrenze liegt bei der Doppler Methode zur Zeit bei 500 cm s −1 und damit kann man
etwa Planeten von einer Jupitermasse in einem Sonnensystem nachweisen. Es ist
∆λ
λ
= v
c
Mpl
M = 10−4 × 10 −3
wenn wir als Entfernung 1 AE (d. h. v = 30 km s −1 ) und für Mpl die Masse von Jupiter wählen.
Beispiele sind 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa und 55 Can. Die Massen der Hauptreihen Sterne beträgt M⊙,
die der Planeten liegen zwischen 0.5 und 7 Jupitermassen (10 −3 M⊙). Alle Bahnen liegen innerhalb 2
AE (zum Vergleich: die Jupiterbahn hat 5 AE), die meisten sogar innerhalb der Merkurbahn. Bisher
sind also auf diese Weise keine braunen Zwerge entdeckt worden, es gibt aber erste Hinweise (Massen
etwa 10 −2 M⊙).
Dabei ist wichtige Voraussetzung für die Identifizierung, daß wir die Zustandsgleichung der Materie
und damit auch die möglichen Zustände von Körpern mit geringer Masse kennen.
1992 wurde (für viele vollkommen überraschend) der erste Pulsar mit zwei Planeten entdeckt. Aus
einem Fit der Pulsankunftszeiten von PSR 1257+12 erhält man die folgende Daten für die Plane-
ten. Die Orbitalperioden von Planet B und C stehen
etwa im Verhältnis von 2 : 3, was zu einer charakteristischen
Resonanz in einer Anziehung der beiden
Massen führt, die aus den Pulsankunftszeiten abgelesen
werden kann. Diese wurde korrekt vorhergesagt
und in drei Jahren durch Messungen bestätigt. Damit
gibt es keinen vernünftigen Zweifel mehr an der Realität
von Planeten außerhalb des Sonnensystems. Für
die Planeten gilt: Masseneinheit ist die Masse der Erde,
M⊕ = 5.997 · 10 27 g. Die grosse Halbachse a wird
in Licht-Millisekunden gemessen. Die Orbitalperiode,
Torb, ist in Tagen, der Radius in astronomischen Ein-
Daten des Pulsar Planeten Systems PSR 1257+12
P = 6.218 ms P ˙ = −19 1.14 · 10
D = 500 Parsec DM = 10 pc cm −3
Kepler Parameter der Planeten
Planet A B C
a 0.0035 1.31 1.41
e 0.0 0.018 0.026
Torb (d) 25.34 66.54 98.22
Rorb (AE) 0.19 0.36 0.47
Mpl (M⊕) 0.015 3.4 2.8
heiten (AE) und e ist die Bahnexzentrizität. Die ange-
Tab. 2.7: Pulsar-Planeten
nommene Masse, M, des Pulsars ist M = 1.4M⊙ und der Inklinationswinkel wurde mit sini = 1
festgelegt.
Ref:
Entdeckung des Pulsar-Planeten Systems: A. Wolszczan und D.A. Frail, 1992 Nature 355, 145
Messung der Resonanz: A. Wolszczan, 1994 Science 264, 538
2.3.5 Die ISM
Nach konventioneller Ansicht ist die interstellare Materie derjenige Anteil der Urmaterie der Galaxis,
der noch nicht in Sternen gebunden ist. Ursprünglich bestand die Galaxis nur aus Gas, irgendwann
wird dieses aufgebraucht sein (wie in Kugelsternhaufen).