HD 210277

HD 210277 ist ein Stern der Helligkeit 7 mag im Sternbild Wassermann. Der gelbe Zwergstern vom Spektraltyp G0V ähnelt in seiner Größe (0,92-fache Größe der Sonne), Leuchtkraft (90 % der Sonne) und Durchmesser (103 % der Sonne) unserer Sonne. Das Alter von HD 210277 beträgt schätzungsweise 12 Milliarden Jahre ^[1] (die Sonne ist weniger als 5 Milliarden Jahre alt). Aufgrund seiner Entfernung vom Sonnensystem von 69 Lichtjahren ist der Stern nur mit Teleskopen und Ferngläsern sichtbar. Trotzdem wurde 1998 ein massiver Begleiter entdeckt, der den Stern in einer Entfernung von 1,138 ± 0,066 AU umkreist. Dieser Begleiter wird HD 210277 b genannt. 1999 wurde entdeckt, dass der Stern auch von einer Staubscheibe umgeben ist.

HD 210277 b

Hauptartikel: HD 210277 b

HD 210277 b ^[2] wurde 1998 vom California and Carnegie Planet Search Team durch die Bestimmung der Radialgeschwindigkeit entdeckt. Der entdeckte Planet hat eine um mindestens 24 % größere Masse als Jupiter und umkreist seine Sonne in etwa der gleichen Entfernung wie die Erde die Sonne, jedoch ist sein Orbit deutlich exzentrischer ^[3] (d.h. der Abstand des Planeten von der Sonne schwankt relativ stark).

Basierend auf Daten des Astrometrie-Satelliten Hipparcos schlug im Jahr 2000 eine Gruppe von Wissenschaftlern vor, die Bahnneigung des Planeten mit 175,8° anzunehmen und die tatsächliche Masse mit der 18-fachen Jupitermasse zu veranschlagen. Hierdurch wäre der Begleiter von HD 210277 kein Planet, sondern ein brauner Zwerg^[4]. Diese Behauptung wurde jedoch nicht bestätigt und die Wahrscheinlichkeit, dass die Annahmen bzw. Aussagen zutreffen, ist aufgrund statistischer Überlegungen sehr gering. Umkreist der Planet den Stern hingegen, wie man annehmen würde, in der gleichen Ebene wie die den Stern umkreisende Staubscheibe, hätte er eine Bahnneigung von 40° und etwas mehr als die doppelte Jupitermasse^[5].

HD 210277 Staubscheibe

HD 210277 wird von einer Staubscheibe umkreist, die etwa die gleichen Eigenschaften wie der die Sonne umkreisende Kuiper-Gürtel hat. Die Scheibe befindet sich in einer Entfernung von 30 bis 62 AU vom Stern entfernt und hat etwa die 80-fache Masse der Objekte des Kuiper-Gürtels.

Einzelnachweise

1. ↑ G. Gonzalez, G. Wallerstein, S.H. Saar: Parent Stars of Extrasolar Planets. IV. 14 Herculis, HD 187123, and HD 210277. In: Astrophysical Journal. 511, 1999, S. L111 – L114.
2. ↑ Butler, R. et al.: Catalog of Nearby Exoplanets. In: The Astrophysical Journal. 646, 2006, S. 505 – 522. (web version)
3. ↑ G.W. Marcy, R.P. Butler, S.S. Vogt, D. Fischer, M.C. Liu: Two New Candidate Planets in Eccentric Orbits. In: Astrophysical Journal. 520, 1999, S. 239 – 247.
4. ↑ I. Han, D.C. Black, G. Gatewood: Preliminary Astrometric Masses for Proposed Extrasolar Planetary Companions. In: Astrophysical Journal. 548, 2001, S. L57 – L60.
5. ↑ D.E. Trilling, R.H. Brown, A.S. Rivkin: Circumstellar Dust Disks around Stars with Known Planetary Companions. In: Astrophysical Journal. 529, 2000, S. 499 – 505.