Kapitel 9 von 15
Radio
Magnetisierte Planeten leuchten bei Radiowellenlängen: Elektronen, die sich entlang von Feldlinien spiralförmig in die Polarlichtzonen hinabbewegen, strahlen über den Zyklotron-Maser ab, gebündelt in einem Hohlkegel, bis zur lokalen Zyklotronfrequenz (Zarka 1998; Treumann 2006). Ein sternnaher Planet kann solche Emission auch auf seinem Stern antreiben, so wie Io auf Jupiter (Zarka 2007). Für keinen Exoplaneten wurde eigene Radioemission bestätigt. Jede der folgenden Behauptungen ist vorläufig oder umstritten und wird als solche gekennzeichnet.
Die Frequenzskala
Der Zyklotron-Maser emittiert bei und knapp unterhalb von f_ce = eB/(2π m_e) ≈ 2,80 MHz pro Gauß Feldstärke an der Quelle, sodass die höchste beobachtete Frequenz das Feld dort angibt. Ein schwaches planetares Feld emittiert unterhalb einiger zehn MHz, wo nur Niederfrequenz-Arrays wie LOFAR (10–240 MHz; van Haarlem et al. 2013) lauschen können; das Kilogauß-Feld eines M-Zwergs reicht bis in den GHz-Bereich.
| Größe | Wert | Herkunft |
|---|---|---|
| Zyklotronfrequenz pro Gauß | 2.799 MHz | eB/(2π m_e) mit SI 2019 e und CODATA 2018 m_e [calc] |
| τ Boötis, vorläufige Ausbrüche bei 14–21 MHz | ≥ 5.0–7.5 G | geringste Feldstärke an der Quelle für dieses Band, falls es sich um Zyklotronemission handelt (Band nach Turner et al. 2021) [calc] |
| YZ-Ceti-Ausbrüche bei 2–4 GHz | ≥ 0.71–1.43 kG | kleinstes Feld an der Quelle, am Stern (Pineda & Villadsen, 2023-Band) [ber.] |
| LOFAR-Band | 10–240 MHz | van Haarlem et al. 2013 |
| τ Boo Ab, gespeicherte Masse und Periode | 4.5 MJ · 3.31 d | exoplanet.eu |
| YZ Cet b, gespeichertes m sin i und Periode | 0.0022 MJ · 2.02087 d | exoplanet.eu |
Die Behauptungen und wo sie stehen
Vorläufig, nicht bestätigt
τ Boötis b · LOFAR
Zirkular polarisierte, burstartige Emission bei 14–21 MHz, etwa 3σ, ohne Signal in den Off-Beams; ein langsam veränderliches Signal bei 21–30 MHz wurde ebenfalls berichtet, mit eigenen Zweifeln der Autoren (Turner et al. 2021). LOFAR-Folgebeobachtungen, die 70 % des Orbits einschließlich der früheren Orbitalphasen abdeckten, zeigten weder burstartige noch langsame Emission (Turner et al. 2024).
Umstritten: noch erklärt es kein Planet
GJ 1151 · LOFAR
Niederfrequente Emission eines ruhigen Roten Zwergs mit dem Charakter einer planetaren Aurora, interpretiert als Wechselwirkung des Sterns mit einem erdgroßen Planeten auf einer 1–5-Tage-Bahn (Vedantham et al. 2020). Radialgeschwindigkeiten fanden dann einen Planeten auf einer 390-Tage-Bahn, der sehr wahrscheinlich nicht die Quelle ist, und keinen kurzperiodischen Planeten (Mindestmasse unter 1,2 Erdmassen) (Blanco-Pozo et al. 2023).
Kandidat
YZ Ceti · VLA
Kohärente Bursts bei 2–4 GHz, zwei davon bei ähnlichen Orbitalphasen von YZ Ceti b, das sie plausibel speisen könnte; Sternaktivität ist nicht ausgeschlossen, daher ist YZ Ceti ein Kandidat für ein System mit Stern-Planet-Wechselwirkung (Pineda & Villadsen 2023).
Radiobeobachtungen fanden die ersten Planeten, auf anderem Weg
In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›
| Größe | Wert | Herkunft |
|---|---|---|
| PSR B1257+12 b: Timing-Amplitude | 0.00453 ms | (Mp/M_psr)·a/c mit der Masse aus exoplanet.eu von 7e-05 MJ, a = 0,19 AU, sin i = 1 und einem angenommenen Pulsar von 1,4 M☉ (seine Masse ist nicht gespeichert) [calc] |
| PSR B1257+12 c: Timing-Amplitude | 1.59 ms | (Mp/M_psr)·a/c mit der Masse aus exoplanet.eu von 0,013 MJ, a = 0,36 AU, sin i = 1 und einem angenommenen Pulsar mit 1,4 M☉ (seine Masse ist nicht gespeichert) [calc] |
| PSR B1257+12 d: Timing-Amplitude | 1.88 ms | (Mp/M_psr)·a/c mit der Masse aus exoplanet.eu von 0,012 MJ, a = 0,46 AU, sin i = 1 und einem angenommenen Pulsar mit 1,4 M☉ (seine Masse ist nicht gespeichert) [calc] |
Keine Methode zum Nachweis von Exoplaneten
Suche nach Technosignaturen (SETI)
Diese suchen nach technisch erzeugten Signalen, nicht nach Planeten oder deren Polarlichtern, und werden hier getrennt geführt. Breakthrough Listen beobachtete 1.327 nahe Sterne bei 1,10–3,45 GHz mit Green Bank und Parkes und fand nach Ausschluss terrestrischer Störungen null Kandidaten; die Obergrenzen für die Leistung eines Senders liegen bei 2×10¹² W und 9×10¹² W (Price et al. 2020; Ziele aus Isaacson et al. 2017).
SetuHQ beobachtet nicht im Radiobereich. Die Szene ist eine Illustration: Feldlinien, Kegel und Umlaufbahn sind nicht maßstabsgetreu, und die Ausbruchszeiten sind illustrativ; nur die Grenzfrequenz wird berechnet.
Quellen
- Treumann 2006, A&ARv 13, 229 (der Elektron-Zyklotron-Maser)
- Zarka 1998, JGR 103, 20159 (aurorale Radioemission der äußeren Planeten)
- Zarka 2007, Planet. Space Sci. 55, 598 (Stern-Planet-Plasmawechselwirkungen und Radio)
- van Haarlem et al. 2013, A&A 556, A2 (LOFAR)
- Turner et al. 2021, A&A 645, A59 (τ Boötis mit LOFAR)
- Turner et al. 2024, A&A 688, A66 (LOFAR-Nachbeobachtung von τ Boötis)
- Vedantham et al. 2020, Nature Astronomy 4, 577 (GJ 1151)
- Blanco-Pozo et al. 2023, A&A 671, A50 (Radialgeschwindigkeiten von GJ 1151)
- Pineda & Villadsen 2023, Nature Astronomy 7, 569 (YZ Ceti)
- Wolszczan & Frail 1992, Nature 355, 145 (PSR B1257+12)
- Isaacson et al. 2017, PASP 129, 054501 (Ziele von Breakthrough Listen)
- Price et al. 2020, AJ 159, 86 (Breakthrough Listen: 1.327 nahe Sterne)