Nemesis ist der Name eines hypothetischen Begleiters unserer Sonne, der als Stern oder Brauner Zwerg die Sonne in etwa 1 bis 3 Lichtjahren Entfernung umlaufen soll. Seine Existenz wird auf Grund einer Periodizität von Kometeneinschlägen und Artensterben auf der Erde vermutet. Postuliert wurde dieser Stern unter anderem von Richard Muller. Dieser wurde dazu von Luis Walter Alvarez [1], dem Physiknobelpreisträger und Begründer der Hypothese, die Dinosaurier seien durch einen Kometeneinschlag auf der Erde umgekommen, angeregt.Da auch die Meteoritenkrater auf der Erde eine eventuell übereinstimmende Altersstufung zeigen, bezieht Alvarez diese Hypothese zumindest mit in seine Überlegungen ein. Der Name geht auf Nemesis, die Göttin des gerechten Zorns und der Vergeltung in der griechischen Mythologie, zurück.
Ursprung der Hypothese Bearbeiten
David Raup und John Sepkoski untersuchten 1984 die früheren Artensterben auf der Erde und ordneten diese zeitlich ein. Dabei entdeckten sie, dass es in regelmäßigen Abständen zu Massensterben kommt, deren zeitliche Abstände zwischen 26 und 33 millionen Jahren liegen. Als Ausgangspunkt für die meisten theoretischen Rechnungen dient eine Periode von etwa 27 Millionen Jahren. In etwa demselben zeitlichen Abstand traten vermehrt Kometeneinschläge auf, sodass ein Zusammenhang zwischen diesen beiden Ereignissen vermutet wurde. In der Folgezeit wurde nun nach einer Ursache für die periodisch gehäuften Kometeneinschläge gesucht. Eine Erklärung dafür liefert ein möglicherweise existierender Zwillingsstern der Sonne, welche in regelmäßigen Abständen die Oortsche Wolke durchquert und mit seinem Schwerefeld die dort befindlichen Kometen aus ihrer Bahn wirft. Diese Kometen bewegen sich dann in die inneren Bereiche des Sonnensystems, wo es auf Grund der vergrößerten Kometenzahl statistisch auch häufiger zu Einschlägen auf Planeten kommt. Dieser hypothetische Sonnenbegleiter wurde Nemisis genannt.
Allerdings werden diese Ergebnisse prinzipiell angezweifelt, da bei einem Messfehler von 10% schon nach 320 Millionen Jahren die in Frage kommende Periodenlänge innerhalb des Messfehlers liegt und es andererseits bislang nicht den geringsten Hinweis auf diesen Stern gibt, der durch überprüfbare direkte Beobachtungen gestützt würde.
Nemesis als kleiner Stern Bearbeiten
Sollte ein Stern für die periodisch wiederkehrende erhöhte Kometenanzahl verantwortlich sein, besitzt dieser natürlich auch physikalische Parameter. Seit dem Aufkommen der Theorie hat man versucht, diese soweit wie möglich mit Hilfe der bekannten physikalischen Gesetze und der existierenden Beobachtungen einzugrenzen.
Davis, Hut und Muller [2] [3]beschreiben den hypothetischen Begleiter der Sonne als Braunen Zwerg auf einem Orbit mit durchschnittlicher Exzentrizität und seinem Perihel in der Oortschen Wollke. Diese wird bei jedem Durchlauf von Nemesis gestört, wodurch jeweils mehr als 10^9 Asteroiden auf Umlaufbahnen abgelenkt werden, die sie ins innere Sonnensystem führen, wo etwa 10-200 von ihnen auf der Erde einschlagen. Die Annahme, die vermehrten Einschläge auf der Erde würden durch von der Sonne eingefangene Kometen verursacht, wurde verworfen, da es mit diesem Modell überaus schwierig ist, stabile Periode zu erzielen. Außerdem legt die Analyse von Einschlagkratern Objekte mit Ursprung im Sonnensystem nahe. Da Nemesis bisher nicht beobachtet wurde, nehmen Davis, Hut und Muller eine große Halbachse von ca. 10^5 AE an, womit die Exzentrizität durch die Kepplerschen Gesetze (zusammen mit der angenommenen Periode von 27 Millionen Jahren) zu e≈0,7 bestimmt ist. Der Orbit wird zwar von nahen Sterne gestört, allerdings verändert er sich dabei auf Zeitskalen von einigen Milliarden Jahren, ist also hinreichend stabil. Und die Unsicherheiten in der Bestimmung der Auslöschungszeiten sind groß genug, um diesen Veränderungen von großer Halbachse und Periode Rechnung zu tragen.
Das Modell von Jackson und Whitmire [4] stimmt im wesentlichen mit dem obigen überein, allerdings erhalten sie eine Exzentrizität e≥0,9 , was noch mehr als bei Davis, Hut und Muller Anlaß für Kritik war. Elliptische Umlaufbahnen erfordern nämlich mit steigender Exzentrizität eine immer bessere Abstimmung des Drehimpulses mit der Bahn, da sie sonst nicht stabil sind.
Laut den von Weinberg, Shapiro und Wasserman [5] [6] durchgeführten numerischen Untersuchungen haben solche schwach gekoppelten Doppelsternsystem mit den benötigten Eigenschaften, [[große Halbachse}} ~ 10^5 AE und 27 Millionen Jahren Umlaufzeit, eine zwar geringe, aber nicht vernachlässigbare Wahrscheinlichkeit. Diese Simulationen berücksichtigen die Störungen durch vorbeiziehende Sterne und interstellare Gaswolken, ebenso sowie die Struktur der Gaswolken und auch die galaktischen Gezeitenkräfte.
Varum Bhalerao und M.N.Vahia [7] haben sich der Frage nach der größtmöglichen Masse von Nemesis gewidmet. Ausgehend von einem Zusammenhang zwischen den gehäuften Kometeneinschlägen auf der Erde und einem Objekt, das eine Störung in der Oortschen Wolke hervorruft, wurde diesem Objekt eine Umlaufzeit von 27 Millionen Jahren zugeordnet.
Als Ursache für die auftretenden Störungen, die zu einer erhöhten Kometenanzahl führen wird angenommen, dass die Bahnen dieser Kleinkörper gestört werden, wenn sie in die Nähe der ersten Lagrange-Punktes kommen, der zwischen Sonne und Nemesis liegt. Ausgehend davon soll die Leuchtkraft des Sterns ermittelt werden. Dazu wird angenommen, dass Nemesis in etwa so alt ist wie die Sonne, wodurch wesentlich schwerere Sterne ausgeschlossen werden können, da diese eine signifikant kürzere Lebenszeit besitzen und auf Grund ihrer höheren Leuchtkraft auch schon entdeckt worden wären. Auch Neutronensterne und schwarze Löcher können ausgeschlossen werden, da sie durch Akkretion eine relativ hohe Leuchtkraft besitzen.
Auf der Grundlage dieser Annahmen wurden numerische Simulationen durchgeführt, um die Parameter von Nemesis weiter eingrenzen zu können. Die dabei entstandenen Kurven der Leuchtkraft in Abhängigkeit der Masse wurden mit den bisherigen Beobachtungen verglichen. Da der Tycho 2 Katalog bis m=11,0 und der Guide Star Catalog II bis J=19,5 komplett sind kann man davon ausgehen, dass Nemesis eine geringere Leuchtkraft hat, da er bis jetzt nicht beobachtet wurde. Dies führt zu einer oberen Grenzmasse die bei etwa 44 Jupitermassen liegt. Der Einfluss der angenommenen Periode auf diesen Wert ist sehr gering. Allerdings könnte eine stark elliptische Bahn dessen Perihel in Sonnennähe liegt noch eine Abweichung von maximal 47 Jupitermassen hervorrufen, da die Leuchtkraft noch einmal um 0,045 LSonne sinken würde, wenn sich der Stern gerade im Aphel befindet.
E.R. Harrison [8] untersuchte Pulsare und deren Rotationsperiode. Diese sinkt mit zunehmendem Alter des Pulsars. Dabei stieß er auf eine Gruppe deren Periode ungewöhnlich langsam abnimmt. Eine Erklärung hierfür wäre ein Begleiter der Sonne, der den Schwerpunkt des Sonnensystems beschleunigt. Harrison vermutete es könnte sich um einen weißen, roten oder sogar schwarzen Zwerg handeln.
Heinrichs und Staller [9] beschäftigten sich mit Harrisons Hypothese und fanden Verschiedene Argumente, die diese widerlegten. Zum einen würde ein solches Objekt die Bewegung der Planeten stören. Longitudinale Abweichungen in der Neptunbahn lassen sich beispielsweise nicht mit dieser Theorie erklären und sprechen sogar eher gegen diese. Ein schwarzer Zwerg kann auch ausgeschlossen werden, da er, wenn er existiert im infraroten Bereich etwa die Leuchtkraft von Beteigeuze hätte und somit schon entdeckt worden wäre. Ähnliches gilt auch für einen roten und einen weißen Zwerg. Eine weitere Möglichkeit die aufgetretenen Effekte zu erklären wäre ein schwarzes Loch oder ein Neutronenstern. Da dies jedoch von allen drei Wissenschaftlern als sehr gering eingeschätzt wird, kann man diese Objekte als Sonnenbegleiter ausschließen.
Alternative Theorie Bearbeiten
Laut Clube und Napier ist das Modell von Davis, Hut und Muller in von interstellaren Gaswolken dominierten Umgebungen instabil. Berücksichtige man nämlich die von den Gaswolken verursachten gravitativen Störungen des stark elliptischen Nemesisorbits, so verkürze sich die große Halbachse schon nach wenigen Umläufen auf 100 AE. Weiterhin sei das Modell außer Phase und es wäre eine zusätzliche Periodizität mit etwa 250 Millionen Jahren bekannt. Clube und Napier gehen deshalb von der Annahme aus, die periodische Bewegung der Sonne durch eine dünne Trümmerschicht in der galaktischen Ekliptik sei die Ursache. Diese Annahme liefert eine Periode in der richtigen Größenordnung, allerdings würde es sich hierbei um eine Kollision mit extrasolaren Objekten handeln. Außerdem bemängeln Davis, Hut und Muller nun ihrerseits eine Phasenverschiebung: Die Sonne befände sich zur Zeit nahe der galaktischesn Ekliptik, aber die letzte Auslöschung läge etwa 11 Mio Jahren, also nur eine halbe Periode zurück.
Beobachtung Bearbeiten
Falls Nemesis existiert, ist er sehr wahrscheinlich leuchtschwach und besitzt nur eine geringe Radialgeschwindigkeit. Entdeckt werden könnte Nemesis mit der Hilfe von Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System), einer geplanten Mission zur kontinuierlichen Beobachtung des Sternenhimmels. Die vier 1,8m-Teleskope, die in Hawaii auf Mauna Kea oder Haleakala errichtet werden sollen, werden in der Lage sein, Objekte mit einer scheinbaren Helligkeit bis zur 24. Größenklasse zu beobachten. Durch Abgleich mit früheren Beobachtungen sollte die Entdeckung vieler neuer Asteroiden, Kometen, variabler Sterne und anderer Himmelskörper möglich sein. Darunter auch die von Nemesis mit seiner großen Parallaxe, aber für Radialgeschwindigkeitsmessungen zu geringen Geschwindigkeit. Parallel zu Pan-STARRS ist LSST geplant, eine ähnliche Mission mit einem in Chile stationierten 8,4m-Teleskop.
Handelt es sich bei Nemesis, wie von Whitmire und Jackson vorgeschlagen, um einen Braunen Zwerg, so sollte die von der NASA für 2009 geplante WISE-Mission (Wide-Field Infrared Survey Explorer) mit ihrem satellitengestützten IR-Teleskop in der Lage sein, ihn zu beobachten.
Siehe auch Bearbeiten
Einzelnachweise Bearbeiten
- ↑ Walter Alvarez, Richard A. Muller, Nature April 1984 Seite 718 ff
- ↑ Marc Davis, Piet Hut, Richard A. Muller, Nature April 1984 Seite 715 ff
- ↑ Marc Davis, Piet Hut, Richard A. Muller, Nature Februar 1985 Seite 503
- ↑ Daniel P. Whitmire, Albert A. Jackson IV, Nature April 1984 Seite 713
- ↑ Martin D. Weinberg, Stuart L. Shapiro, Ira Wasserman, 1986 Icarus 65 Seite 27 ff
- ↑ Martin D. Weinberg, Stuart L. Shapiro, Ira Wasserman, The Astrophysical Journal 312 Januar 1987 Seite 367 ff
- ↑ Varum Bhalerao, M.N. Vahia, 2005 Bull. Astr. Soc. India 33 Seite 27 ff
- ↑ E.R. Harrison, Nature November 1977 Seite 324 ff
- ↑ H.F. Heinrichs, R.F.A. Staller, Nature Mai 1978 Seite 132 ff