Ist es möglich, dass die Sonne einen binären Partner hat (die Nemesis-Theorie), der sich der Entdeckung entzogen hat? [Duplikat]

Der erste Teil Ihrer Frage wurde schon einmal gestellt: Ist Sun Teil eines binären Systems? und die aktuellen (fehlenden) Beweise für einen solchen Begleiter werden auf der entsprechenden Wikipedia-Seite über "Nemesis" diskutiert.

Zusammenfassend: Wenn es ein kleiner Begleitstern oder sogar ein Brauner Zwerg wäre, der sich seit 4,5 Milliarden Jahren abgekühlt hat und eine Umlaufbahn von 26 Millionen Jahren hat, dann sagt uns Keplers drittes Gesetz, wie weit dieses Objekt entfernt wäre. Es stellt sich heraus, dass dies nicht weit genug entfernt ist, dass das Objekt bei Himmelsdurchmusterungen der Erfassung entgangen wäre. Die jüngste WISE-Durchmusterung im nahen Infrarot hätte in der Lage sein sollen, sogar einen sehr kühlen Braunen Zwerg zu entdecken (und tatsächlich hat sie einige sehr kühle Braune Zwerge entdeckt, nur nicht so nah an der Sonne - z. B. einen 250K Braunen Zwerg, der nur 6 Lichtjahre entfernt ist Away Luhman et al. 2014 ), der nahe genug an der Sonne war, um ein Nemesis-Kandidat zu sein.

Da die Details nicht auf der Wikipedia-Seite zu sein scheinen, werde ich einige ergänzen. Wenn wir einen Braunen Zwerg mit sehr geringer Masse - sagen wir 20 Jupitermassen - in eine 26-Millionen-Jahres-Umlaufbahn nehmen, sagt uns Keplers 3. Gesetz dies etwa 90.000 AE (1,4 Lichtjahre) von der Sonne entfernt sein (unter der Annahme einer kreisförmigen Umlaufbahn). Nach den Evolutionsmodellen von Saumon & Marley (2008) hat ein solches Objekt eine intrinsische Leuchtkraft von$10^{-7}$Mal (1 Zehnmillionstel) der Sonne und einer Temperatur von 400 Kelvin und scheint einen Spektraltyp von spätem T oder frühem Y zu haben.

Aus der Kalibrierung der absoluten Helligkeiten gegenüber dem Spektraltyp für kühle Braune Zwerge in Marsh et al. (2013) wissen wir, dass ein solcher Brauner Zwerg bei 90.000 AE Größenordnungen von hätte$H=14$und$W2=8$. Ersteres ist hell genug, um bei der 2MASS-Himmelsdurchmusterung gesehen worden zu sein, und letzteres kann leicht von WISE entdeckt werden. Die Kombination der Daten hätte auch leicht die große Parallaxe eines solchen Objekts offenbart. Wir können daraus schließen, dass ein Objekt eine viel geringere Masse haben müsste , um unentdeckt zu bleiben.

Nun der mittlere Teil Ihrer Frage: Ein Stern wird als Antwort auf seinen Begleiter mit genau der gleichen Periode wie die Umlaufbahn "wackeln". Wenn Sie also bereit sind, einen nennenswerten Bruchteil von 26 Millionen Jahren zu warten, dann ja, die Anwesenheit des binären Begleiters könnte sich in einer netto kleinen Oszillation durchschnittlicher Eigenbewegungen über den gesamten Himmel mit einer Periode von 26 Millionen Jahren offenbaren ! Sonst nicht. Die Messung des "Wobbelns" durch Dopplermethoden ist derzeit in der Lage, Objekte mit Jupitermasse in Umlaufzeiten von 10 bis 20 Jahren zu erkennen. Das Wackeln "astrometrisch" zu messen - das heißt, die Positionsverschiebung des Sterns aufgrund eines unsichtbaren Begleiters zu messen, ist empfindlicher für entfernte Begleiter, aber dennoch ist man durch die Tatsache eingeschränkt, dass die Wobble-Periode dieselbe ist wie die Umlaufzeit von Der Begleiter.Perrymanet al. (2014) schlägt vor, dass die Entdeckung von Planeten mit Umlaufzeiten von bis zu 10 Jahren möglich sein könnte.

Für den letzten Teil der Frage - ja, die Bewegung / das Wackeln eines Sterns kann (unter Verwendung von Fourier-Techniken) in Komponenten zerlegt werden, die auf jeden Planeten zurückzuführen sind. Es gibt zahlreiche Beispiele für mehrere Planetensysteme, die auf diese Weise durch die Radialgeschwindigkeitstechnik entdeckt wurden. Ähnliche Techniken können und werden verwendet, um jedes astrometrische Wobbeln zu analysieren. Ein interessantes Diagramm besteht darin, die Bewegung der Sonne in der Ebene unseres Sonnensystems im Ruhesystem des Massenschwerpunkts des Sonnensystems darzustellen. Die Sonne führt in diesem Diagramm eine komplizierte Bahn aus, hauptsächlich aufgrund des Einflusses von Jupiter (auf einer 11-jährigen Umlaufbahn), aber mit überlagerten "Epizyklen" aufgrund des Einflusses der kleineren Planeten auf unterschiedliche Umlaufzeiten. Siehe unten.

Bewegung der Sonne um das Massenzentrum des Sonnensystems (von http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_system_barycenter.svg )

Überarbeitet:
Es gibt mehrere Gründe, warum die Sonne nicht Teil eines binären Systems sein kann (selbst wenn die Umlaufbahn 26 Millionen Jahre beträgt).

Wenn der Stern die Masse von Sol hat, würde das binäre System um den Punkt kreisen, der von beiden Massen gleich weit entfernt ist. Dies würde definitiv eine Änderung der Parallaxe für einige der Sterne zeigen.

Ein Stern in Sol-Größe in einer Umlaufbahn von 26 Millionen Jahren (etwa 3,5 Lj) wäre aufgefallen. Es hätte eine scheinbare Helligkeit von -0,01. In dieser Entfernung würde der Stern (durch die Schwerkraft) von unseren Nachbarsternen beeinflusst und würde sich wahrscheinlich in sein eigenes System trennen.

Die größte Masse, die kein Stern werden würde, wäre weniger als 1/10 der Sonnenmasse, was einen Umlaufradius von weniger als 1,43 ly (90600 AE) hätte. Der Massenmittelpunkt wäre über 9000 AE von der Sonne entfernt.

Da sich die Oortsche Wolke über 2 Ly erstreckt (Wikipedia gibt 3 Ly an), hätte ein Objekt in Jupitergröße wahrscheinlich einen Bereich um seine Umlaufbahn von anderen Objekten geräumt.