In der verbotenen Zone
Jenseits der Neptunbahn (30 AE) liegt der Kuiper-Gürtel, eine Zone von großen eisigen Asteroiden, transneptunische Objekte (TNOs) oder Kuiper-Gürtel-Objekte (Kuiper Belt Objects, KBOs) genannt, zu denen unter anderem der Zwergplanet Pluto und seine Monde, sowie die annähernd gleich große Eris gehören. Bei 50 AE ist der Kuiper-Gürtel zu Ende und dahinter sollte bis zur Oortschen Wolke im Bereich zwischen 10.000-50.000 AE eigentlich nichts mehr kommen. Dort treiben sich allerdings ein paar TNOs auf seltsam synchronen Bahnen herum, die so recht nicht zu erklären sind. Das erste Objekt dieser Familie war die 2003 von @plutokiller Mike Brown (ja, genau der Mann, der maßgeblich dafür gesorgt hat, dass Pluto der Planetenstatus aberkannt wurde), Chad Trujillo und David Rabinotwitz entdeckte Sedna, ein Objekt von 1000 km Durchmesser, immerhin von der Größe des größten Hauptgürtel-Asteroiden Ceres. Sedna bewegt sich auf einer exzentrischen, um 11° gegen die Ebene der Planetenbahnen verkippten Bahn zwischen 76 und ca. 900 AE Abstand von der Sonne – fast doppelt so weit von der Sonne entfernt, wie der Pluto, wenn sie wie derzeit der Sonne am nächsten ist. Pluto umkreist die Sonne in 248 Jahren. Sedna benötigt 11.400!
In dieser Entfernung von der Sonne sollte nichts sein – da ist kein Kuiper-Gürtel mehr und noch lange keine Oortsche Wolke. Auch ist keiner der 8 Planeten nahe genug, um einen Asteroiden dorthin zu befördern und seine Bahnebene derart zu verkippen. Anfangs lautete die von Brown und anderen vertretene Hypothese, dass eine enge Begegnung mit einem anderen Stern in der Frühzeit des Sonnensystems Sedna aus der inneren Oortschen Wolke in größere Sonnennähe gebracht haben könnte. Oder dass sie gar von dem anderen Stern herüber gewechselt sei.
Aber Sedna blieb nicht lange alleine. 2012 entdeckten Chad Trujillo und Scott Sheppard ein zweites, halb so großes Objekt, genannt 2012 VP113, das sich zwischen ca. 80 und 430 AE um die Sonne bewegt. Zwei weitere Kandidaten mit mehr als 50 AE Periheldistanz wurden bis 2018 gefunden, die in die gleiche Klasse fallen könnten (Bestätigung steht noch aus). Die Klasse der Objekte mit mehr als 50 AE Periheldistanz und über 150 AE großer Bahnhalbachse wird manchmal inoffiziell als Sednoide bezeichnet.
Außerdem fand man eine weitere 14 Objekte, deren Perihelia zwar noch im Kuipergürtel liegen, die sich aber ähnlich weit wie die Sednoiden von der Sonne entfernen. 12 der Objekte (einschließlich Sedna) haben ähnliche Ausrichtungen der Perihelia ihrer Bahnen und 6 zeigen ähnliche Ausrichtungen der Knotenlinie, d.h. der Schnittlinie ihrer Bahn mit der Ebene der Planetenbahnen. Durch Zufall kann so etwas nicht entstehen und schon gar nicht dauerhaft stabil bleiben. Da muss irgendeine Kraft am Werke sein, die die TNO-Bahnen fortwährend ausrichtet.
Planet Neun, verzweifelt gesucht
Mike Brown und Konstatin Batygin schlugen 2016 vor, dass ein großer, neunter Planet in einer mittleren Entfernung von der Sonne von 700 AE, dessen Perihel ungefähr in der Gegenrichtung der Perihelia der genannten TNOs ausgerichtet sei und eine ähnliche Bahnneigung wie diese habe, ihre Bahnen stabilisieren und hervorgebracht haben könne. Dies folgerten sie aus zahlreichen Simulationen, mit denen sie die Konfiguration der Sednoiden und der anderen auffälligen Objekte reproduzieren konnten. Der mutmaßliche Planet solle das Zehnfache der Erdmasse haben, also eine Supererde sein, der in der Frühzeit des Sonnensystems von Jupiter während dessen Wanderung ins äußere Sonnensystem katapultiert wurde. Supererden sind der häufigste Planetentyp, den man aus der Untersuchung von Exoplaneten, also Planeten anderer Sterne als der Sonne kennt, nur seltsamerweise gibt es keinen bekannten Vertreter im Sonnensystem. Seit 2016 suchen Brown und andere nach “Planet Neun”, der vielleicht längst auf irgendeiner Teleskopaufnahme seiner Entdeckung harrt, aber bisher noch nicht als bewegtes Objekt erkannt wurde. Gaia dürfte ihn wohl nicht finden, er ist wahrscheinlich nicht hell genug.
Unheimliche Begegnung der stellaren Art
Susanne Pfalzner, Asmita Bhandare (jetzt: MPIA Heidelberg) und Kirsten Vincke vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn sowie Pedro Lacerda von der Queen’s University in Belfast haben nun neue Simulationen vorgestellt, die wiederum die ursprüngliche These eines engen Vorbeiflugs stützen. Ihr Ausgangspunkt war neben der Existenz der Sednoiden1 die relativ abrupt jenseits von 30-35 AE Sonnenabstand um den Faktor 1000 abnehmende Massendichte der Reste der ehemaligen protoplanetaren Scheibe, aus der das Sonnensystem entstand. Betrachtet man nämlich die Scheiben anderer, noch in der Entstehung befindlicher Planetensysteme anderer Sterne, findet man gewöhnlich Scheiben von 150 AE Radius und mehr. Die zu überprüfende Hypothese war: kann die nahe Passage eines Sterns einerseits eine ausgedehnte zirkumstellare (bzw. -solare) Scheibe verkleinern und andererseits Orbits wie die der Sednoiden hervorbringen? Um die Antwort gleich vorweg zu nehmen: Ja, kann sie.
Pfalzner et al. analysierten in ihren Simulationen verschiedene Sternmassen des Störers (0,1 – 50 Sonnenmassen), verschiedene Periastron-Distanzen (nächste Entfernungen, 30-1000 AE), Neigungen der Bahn gegen die Scheibenebene (0°-180°) und Periastron-Winkel2 (0°, 45°, 90°) für eine parabolische Bahn; eine solche ergibt sich, wenn Sonne und der andere Stern aus anfänglicher relativer Ruhe aneinander vorbei fallen, wie das in einem Sternhaufen, in dem die Sterne gemeinsam entstanden sind, zu erwarten ist. Zur Simulation der Scheibe wurden 10.000 masselose Partikel in einer ideal flachen zirkumsolaren Scheibe mit 150 AE Radius und auf kreisförmigen Bahnen um die Sonne (Exzentrizität 0) modelliert. Die Partikelanzahl nahm mit dem Radius linear nach außen ab (proportional zu 1/r). Jede Simulation wurde für verschiedene zufällige Anfangsverteilungen der Partikel 20mal wiederholt. Um die Zahl der Simulationen nicht explodieren zu lassen (es gab alleine 5643 Parameterkombinationen) beschränkte man sich auf solche Kombinationen, bei denen die Masse des Störers und die Periastron-Distanz gemäß einer Schätzformel die zirkumsolare Scheibe bei 30-35 AE kappen sollten.
Hier exemplarisch drei Passagen von Sternen mit 0,5, einer und 5 Sonnenmassen:
![Diagramm dreier parabolischer Passagen von Sternen mit (a) 0,5, (b) 1 und (c) 5 Sonnenmassen. Die obere Reihe zeigt die Verteilung der mittleren Orte der Scheibenpartikel und die Exzentrizitäten ihrer Bahnen farbig codiert gemäß der Skala rechts (0=kreisförmige Bahn, 1=parabelförmige Bahn, zwischen 0 und 1 von blau zu grün schmaler werdende Ellipsenbahnen). Die untere Reihe zeigt die Ursprungsorte der Partikel und farbcodiert die Exzentrizitäten, auf denen sie nach der Passage enden. Graue Partikel werden aus der Scheibe abgeräumt. Bild: [1] mit korrigierter Skala (Fehler im arXiv-Preprint).](https://i2.wp.com/scienceblogs.de/alpha-cephei/files/2018/08/Perturbation_diagram_0°.jpg?resize=601%2C376&ssl=1)
Diagramm dreier parabolischer Passagen von Sternen mit (a) 0,5, (b) 1 und (c) 5 Sonnenmassen mit 60° Inklination (Verkippung) und 0° Periastronwinkel; die Knotenlinie verläuft also parallel zur x-Achse von links nach rechts durch die Bildmitte, und um diese Linie ist die Bahn um 60° gegen die Scheibe verkippt. Die obere Reihe zeigt die Verteilung der mittleren Orte der Scheibenpartikel sowie die Exzentrizitäten ihrer Bahnen nach der Passage farbig codiert gemäß der Skala rechts (0=kreisförmige Bahn, 1=parabelförmige Bahn, zwischen 0 und 1 von blau zu grün länglicher werdende Ellipsenbahnen). Die untere Reihe zeigt die Ursprungsorte der Partikel vor der Passage und farbcodiert die Exzentrizitäten, auf denen sie nach der Passage enden. Graue Zonen werden aus der Scheibe abgeräumt. Die dunkelgrünen Zonen entsprechen den entstehenden Sednoiden, die blaue Zone der Planetenbahnen wird kaum gestört. Bild: [1] (mit korrigierter Skala: Fehler im arXiv-Preprint).
![Passage, die das heutige Sonnensystem am besten reproduziert: die Knotenlinie verläuft hier von oben nach unten durch die Bildmitte der beiden linken Grafiken (man beachte die subtile Vertauschung von x- und y-Achse gegenüber den Bildern zuvor), die nicht abgebildete Bahn des Sterns denke man sich von links unten über Mitte rechts (Periastron) nach links oben. Der innere Teil der Scheibe wird wieder kaum gestört, und in einem Bereich jenseits des Kuiper-Gürtels nimmt die Teilchendichte stark ab. Die rote Population mäßiger Exzentrizität verteilt sich weiter als in den anderen Bildern und entstammt einer größeren Zone der Scheibe, etwa gegenüber dem Periastronpunkt (der sich hier der Scheibe weniger annähert). Ganz rechts sieht man das Verhältnis der Bahnhalbmesser nach der Passage (y-Achse) über der ursprünglichen Entfernung (x-Achse). Bei großen Halbachsen werden die Teilchen eher nach innen gelenkt, vor allem solche mit kleinen Exzentrizitäten (hier rot). Bild: [1]](https://i0.wp.com/scienceblogs.de/alpha-cephei/files/2018/08/Perturbation_diagram_90°.jpg?resize=601%2C181&ssl=1)
Passage, die das heutige Sonnensystem sehr gut reproduziert: die Knotenlinie verläuft hier von oben nach unten durch die Bildmitte der beiden linken Grafiken (man beachte die subtile Vertauschung von x- und y-Achse gegenüber den Bildern zuvor), die nicht abgebildete Bahn des Sterns denke man sich von links unten über Mitte rechts (Periastron) nach links oben. Der Vorbeiflug erfolgt mit 100 AE Mindestabstand von der Sonne. Der innere Teil der Scheibe, wo auch die Planeten kreisen, wird wieder kaum gestört, und in einem Bereich jenseits des Kuiper-Gürtels nimmt die Teilchendichte stark ab. Die rote Population mäßiger Exzentrizität verteilt sich weiter als in den anderen Bildern und entstammt einer größeren Zone der Scheibe, etwa gegenüber dem Periastronpunkt (der sich hier der Scheibe weniger annähert). Ganz rechts sieht man das Verhältnis der Bahnhalbmesser nach der Passage (y-Achse) gegenüber der ursprünglichen Entfernung (x-Achse). Bei großen Halbachsen werden die Teilchen eher nach innen gelenkt, vor allem solche mit kleinen Exzentrizitäten (hier rot). Bild: [1]
Ist das relevant?
In früheren Arbeiten anderer Wissenschaftler war es nicht gelungen, durch stellare Passagen Sednoide hervorzubringen und die roten “kühlen” Bahnen (geringe Anregung = Exzentrizität) fehlten ganz. Wie man sieht, stammen die Sednoiden aus relativ schmalen Bereichen der Scheibe ziemlich weit außen. Die früheren Arbeiten hatten eine geringere Zahl von Partikeln betrachtet (geringere Auflösung) und gingen von kleineren Scheiben aus. Somit wurden Sednoide und kühle Bahnen nicht gefunden, wie sie im Sonnensystem beobachtet werden.
Die Autoren betonen, dass die oben gezeigte Passage nicht notwendigerweise die optimale Parameterwahl wiedergibt, um die Verhältnisse im Sonnensystem bestmöglich zu reproduzieren, dazu wurden nicht genügend ähnliche Parameterkombinationen getestet und die weitere Entwicklung der Objekte nicht weiter verfolgt. Sie geben einen vermuteten Bereich von 0,3 bis einer Sonnenmasse für einen Stern an, der unser Sonnensystem mit einer ursprünglichen zirkumsolaren Scheibe von mindesten 100-120 AE Halbmesser in 50 bis 150 AE Periastrondistanz mit 50°-70° Inklination und 60°-120° Periastronwinkel passiert haben könnte.
Das nächste Bild soll darlegen, dass die oben modellierte Passage die tatsächlichen Verhältnisse im Sonnensystem hinreichend gut reproduziert. Die kleinen schwarzen Punkte geben Zonen hoher Materiedichte in der Simulation wieder, während Objekte des Sonnensystems mit andersfarbigen Symbolen dargestellt sind. Es werden nur solche Objekte dargestellt, die von Neptun (und anderen Planeten) unbeeinflusst sind. Außerdem werden nur Partikel mit weniger als ca. 80 AE Periheldistanz abgebildet, weil im Sonnensystem weiter entfernte Objekte wegen ihrer geringen Helligkeit schwer auffindbar und mutmaßlich noch unentdeckt sind.

Vergleich der simulierten Partikel (schwarze Punkte) mit Objekten im Sonnensystem (alle anderen Symbole). Oben: Bahnneigungen (Inklinationen) über der Bahnhalbachse, Mitte: Bahnexzentrizitäten über der Bahnhalbachse, unten: Exzentrizitäten über den Periheldistanzen (schräge Geraden: konstante Bahnhalbachsen).
Die simulierten Punkte passen ganz gut zu den beobachteten Objekten, bis auf einen Bereich mit großen Halbachsen zwischen 100 und 200 AE und geringen Inklinationen (siehe Bild (a), Mitte unten) und hohen Exzentrizitäten (Bild (b), bei 150 AE), die keine Entsprechungen im Sonnensystem haben. Die Autoren wollen zukünftig untersuchen, ob diese Population stets auftritt oder ein Artefakt ihrer speziellen Parameterwahl ist.
Schließlich ergaben die Simulationen, dass die Passage Material in der Scheibe nach innen verschiebt, in den Bereich der Umlaufbahn des Neptun (30 AE Sonnenabstand) (Bild unten).
![Wanderung des Scheibenmaterials durch die Passage in der Simulation. Links: minimaler Sonnenabstand nach der Passage über dem vor der Passage aufgetragen. Die Häufung zeigt an, dass viel Material aus entfernteren Zonenvon 50-160 AEauf 35-40 AE verschoben wird. Rechts: Dichteverteilung in der Scheibe vor (blau) und nach der Passage; andere Darstellung, gleicher Trend. Bild: [1]](https://i0.wp.com/scienceblogs.de/alpha-cephei/files/2018/08/Wanderung.jpg?resize=1137%2C528&ssl=1)
Wanderung des Scheibenmaterials durch die Passage in der Simulation. Links: minimaler Sonnenabstand nach der Passage über dem vor der Passage aufgetragen. Die Häufung zeigt an, dass viel Material aus entfernteren Zonenvon 50-160 AEauf 35-40 AE verschoben wird. Rechts: Dichteverteilung in der Scheibe vor (blau) und nach der Passage; andere Darstellung, gleicher Trend. Bild: [1].
Nicht nur kleckern…
Damit könne man, so die Autoren, erklären, warum Neptun (30 AE Sonnenabstand) mit 17 Erdmassen schwerer sei als Uranus (20 AE) mit 13, obwohl in der Scheibe weiter innen eigentlich mehr Materie sein sollte, und sogar das Große Bombardement (engl. Late Heavy Bombardment) ließe sich so begründen. Im bisher favorisierten Nizza-Modell (benannt nach der Stadt an der Côte d’Azur, wo das Modell entwickelt wurde) und den aktuellen daraus abgeleiteten Varianten nimmt man an, dass die Planeten in Wechselwirkung mit dem Scheibenmaterial wanderten, wobei Jupiter und Saturn ein wenig nach innen und Uranus und Neptun weit nach außen wanderten. Der ursprünglich weiter innen befindliche Neptun passierte den weiter außen liegenden Uranus und wurde zum äußersten Planeten. Die großen Gasplaneten sendeten eine Menge Material nach innen Richtung Sonne und bombardierten so die inneren Planeten mit Asteroiden, die unter anderem dem Mond sein pockennarbiges Gesicht verpassten und auch die Erde malträtierten, auf der die Geologie die meisten Spuren jedoch längst wieder getilgt hat.
Den Autoren gemäß könnte der passierende Stern das Late Heavy Bombardment ausgelöst haben und durch die Verdichtung der Scheibe bei 30-40 AE den Neptun größer werden haben lassen, als es in einer ungestörten Scheibe zu erwarten gewesen wäre.
Wie sieht’s mit der Plausibilität aus?
Wäre nun eine solche Passage ein seltenes Ereignis? Eine Passage innerhalb von 100 AE ist heutzutage ein eher seltenes Ereignis. Die Situation stellt sich vollkommen anders dar, wenn man in die Frühzeit des Sonnensystems zurück schaut, als die Sonne in einem Sternhaufen mit zahlreichen Geschwistern entstand. Die Wahrscheinlichkeit von Sternbegegnungen, die die Scheibe bei 30-50 AE beschneiden würden, hätte in einem Sternhaufen ähnlich demjenigen im Orionnebel in den ersten 100.000 Jahren über 10% pro Million Jahre betragen und wäre innerhalb der ersten Million Jahre auf 1% gefallen (Bild unten). Bei 2 Millionen Jahren hätten die OB-Sterne begonnen, das verbliebene Gas wegzublasen, somit die Masse und damit Gravitation des Sternhaufens vermindert und die Sterne sich demgemäß voneinander entfernt, wodurch die Begegnungsrate noch einmal um den Faktor 10 gefallen und danach weitgehend konstant geblieben wäre.
![Wahrscheinlichkeit für eine enge Begegnung wie in der vorgestellten Arbeit innerhalb eines Sternhaufens wie dem im Orionnebel über die Zeit geplottet. Die Einheit an der y-Achse zeigt die erwartete Häufigkeit für eine Begegnung je 1 Million Jahre an. Die gestrichelte Linie bei 2 Millionen Jahren markiert den Zeitpunkt, wenn blaue Riesen das Gas des Sternhaufens wegzublasen beginnen. Bild: [1].](https://i1.wp.com/scienceblogs.de/alpha-cephei/files/2018/08/Begegnungswahrscheinlichkeit.jpg?resize=602%2C456&ssl=1)
Wahrscheinlichkeit für eine enge Begegnung (wie in der vorgestellten Arbeit betrachtet) innerhalb eines Sternhaufens wie demjenigen im Orionnebel über die Zeit geplottet. Die Einheit an der y-Achse zeigt die erwartete Häufigkeit für eine Begegnung je 1 Million Jahre an. Die gestrichelte Linie bei 2 Millionen Jahren markiert den Zeitpunkt, wenn blaue Riesen das Gas des Sternhaufens wegzublasen beginnen. Bild: [1].
Und was ist jetzt mit Planet Neun?
Das Passagemodell soll also das Nizza-Modell überflüssig machen, das Late Heavy Bombardment erklären und überdies noch die Bahnen der TNOs, die Batygin und Brown auf die Rechnung von Planet 9 schreiben. Eine starke Behauptung. Ist Planet 9 damit Geschichte?
Die Autoren schreiben selbst, dass ein Planet in der Gegend von 50-70 AE auf einer kreisförmigen Bahn entstanden und durch die Passage auf eine elliptische Bahn mit großer Sonnenferne geraten sein könne. Bei 50-70 AE Anfangsentfernung erwartet man aber eher die Entstehung eines Planeten von 1-2 Erdmassen statt 10, wie Brown und Batygin ihm zuschreiben. Er könnte die Sednoiden dann nicht auf ihre Bahn gebracht haben, diese aber stabilisieren und synchronisieren. Denn dazu bedarf es immer noch eines Planeten; die Bahnen der bei der Passage entstandenen Sednoiden hätten sich längst gegeneinander verdreht, wenn sie nicht bis heute noch synchronisiert würden.
Im Gegensatz zur Urform (1984) produzieren aktuelle Varianten des Nizza-Modells die Bahnen der transneptunischen Objekte auf “kalten” und “heißen” Bahnen mindestens gut wie das Passagenmodell, und sie sind besser untersucht. Die Sednoiden erklärt der ohnehin unerlässliche Planet 9. Daher bedarf es wohl weiterer Belege, um das Passagenmodell attraktiv zu machen. Außergewöhnliche Behauptungen bedürfen halt außergewöhnlicher Belege.
Referenzen
[1] Susanne Pfalzner, Asmita Bhandare, Kirsten Vincke, Pedro Lacerda, “Outer solar system possibly shaped by a stellar fly-by“, The Astrophysical Journal Volume 863, Number 1, 09.08.2018. Draft: arXiv:1807.02960.
[2] Pressemeldung, “Auswirkung eines stellaren Eindringlings auf unser Sonnensystem“, Max-Planck-Institut für Radioastronomie Bonn, 09.08.2018.
1 Die Autoren fassen alle TNOs mit großen Aphelia (sonnenfernste Bahnpunkte) > 150 AE und Perihelia > 30 AE in diese Klasse, nicht nur die mit Perihelia jenseits 70 AE, wie dies üblich ist; Objekte mit Perihelia von 30 AE sind aber noch im Bereich des Neptun (30 AE Bahnhalbmesser) und könnten von ihm auf ihre Bahnen gebracht worden sein.
2 Der Periastron-Winkel gibt an, wie die Richtung des Periastrons in der Bahnebene des Sterns liegt. Man denke sich die Scheibenebene und schräg verkippt diese schneidend die Ebene, in der sich der Stern bewegt; die Schnittlinie der Ebenen ist die Knotenlinie. In der Bahnebene des Sterns denke man sich eine Parabel oder Hyperbel gezeichnet. Der Periastron-Punkt ist da, wo Parabel bzw. Hyperbel die stärkste Krümmung haben, wo sie am stärksten die Richtung ändern. Bei einem Periastron-Winkel von 0° (oder 180°) weißt diese Richtung genau entlang der Knotenlinie. Bei 90° (oder 270°) weißt sie senkrecht zur Knotenlinie. Siehe auch Wikipedia (der Periastronwinkel ist mit ω bezeichnet, die Knotenlinie verläuft zwischen absteigendem ☋ und aufsteigendem Knoten ☊).
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