Epsilon Eridani b (auch: Ægir) ist ein extrasolarer Planet, der den Hauptreihenstern Epsilon Eridani umkreist. Auf Grund seiner hohen Masse wird angenommen, dass es sich um einen Gasplaneten handelt. Aus Sicht der Erde ist Epsilon Eridani b, nach Proxima Centauri b und Proxima Centauri c, der drittnächste bisher nachgewiesene extrasolare Planet. Er ist etwas mehr als zehn Lichtjahre entfernt.

Entdeckung

Da Epsilon Eridani einer der nächsten der sonnenähnlichen Sterne ist, wurde bereits intensiv nach umkreisenden Planeten gesucht. Die starke Aktivität und Veränderlichkeit des Sterns erschwerten die Auffindung mit den Methoden der Radialgeschwindigkeit. Es wurde argumentiert, dass die Sternenaktivität das Vorhandensein von Planeten auch vortäuschen kann. Darüber hinaus vermindert die geringe Metallizität des Systems (etwa die Hälfte der des Sonnensystems) die Chance der Planetenentstehung.

Schon in den frühen 1990er Jahren wurde die Existenz eines Trabanten von einem kanadischen Team, geführt von Bruce Campbell und Gordon Walker, angenommen. Ihre Beobachtungen waren jedoch nicht fundiert genug, um seine Existenz damit belegen zu können.

Im Jahr 2000 wurde schließlich formal die Entdeckung des Planeten Epsilon Eridani b von einem Team, geführt von Artie Hatzes, bekannt gegeben. Die Entdecker bestimmten seine Masse als 1,2 ± 0.33 facher Masse des Planeten Jupiter.

Andere Forscher (auch Geoffrey Marcy) forderten mehr Information über den Dopplereffekt des Sterns, der durch sein großes und variierendes magnetisches Feld hervorgerufen wird. Die Entdeckung blieb zunächst umstritten. Schließlich bestätigten zusätzliche Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops, die die Beobachtungszeit auf fast 15 Jahre erhöhten, die Existenz des Exoplaneten. Anfang Oktober 2006 wurde dies von Fritz Benedict von der University of Texas in Austin und seinen Mitarbeitern veröffentlicht.

Bahneigenschaften

Epsilon Eridani b umkreist Epsilon Eridani mit einer Periode von 6,85 Jahren in einer mittleren Entfernung von 3,39 AE, wobei die Umlaufbahn nach der letzten Berechnung eine Exzentrizität von 0,7 besitzen soll, was einer der größten Werte unter den bekannten Exoplaneten wäre. Er würde damit als „Exzentrischer Jupiter“ klassifiziert. Seine Bahnebene ist um 30,1 Grad gegen die Sichtlinie geneigt – und stimmt so exakt mit der Neigung der Gas- und Staubscheibe um den Stern überein. Das letzte Apastron erreichte er im September 2010. Ein Umlauf dauert 2502 Erdtage, also fast sieben Jahre.

Die Masse liegt nach neueren Beobachtung eher bei 0,65 Jupitermassen.

Masse
(In Jupitermassen)		 Umlaufdauer
(in Tagen)		 Große Halbachse
(AE)		 Exzentrizität
1,55 ± 0,242502 ± 103,39 ± 0,360,702 ± 0,039

Physikalische Eigenschaften

Da der Neigungswinkel der Bahnebene und die Radialgeschwindigkeitsvariation des Muttersterns bekannt sind, kann die Masse von Epsilon Eridani b auf ca. 492,7 Erdmassen bzw. 1,55 Jupitermassen festgelegt werden. Er ist mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit ein Gasriese und besteht überwiegend aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium. Sollte sich die hohe Exzentrizität bestätigen, wäre Epsilon Eridani b starken Schwankungen der Insolation ausgesetzt. Als junger Planet dürfte er noch keine Ammoniakwolken ausbilden, seine obere Atmosphäre ist wahrscheinlich von Wasserwolken geprägt.

Einzelnachweise

  1. ↑ Artie Hatzes et al.: Evidence for a Long-period Planet Orbiting Epsilon Eridani. In: ApJ. Letters. 544. Jahrgang, 2000, S. L145.
  2. ↑ Fritz Benedict et al.: The Extrasolar Planet ε Eridani b: Orbit and Mass. In: The Astronomical Journal. 132. Jahrgang, Nr. 5, 2006, S. 2206–2218, bibcode:2006AJ....132.2206B (iop.org [abgerufen am 16. November 2008]).
  3. ↑ Jorge Llop-Sayson et al. “Constraining the Orbit and Mass of epsilon Eridani b with Radial Velocities, Hipparcos IAD-Gaia DR2 Astrometry, and Multiepoch Vortex Coronagraphy Upper Limits”. In: 162.5, 181 (Nov. 2021), p. 181. doi: 10 . 3847 / 1538 - 3881 / ac134a. arXiv: 2108.02305
  4. ↑ G. Benedict. “Revisiting HST/FGS Astrometry of Eridani*”. In: Research Notes of the AAS 6 (Mar. 2022), p. 45. doi:10.3847/2515-5172/ac5b6b.
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