Appendix 7:

Hypotetiske planeter

av Paul Schlyter (pausch@saaf.se)


   Det finnes et stort antall objekter som astronomer en gang trodde eksisterte, men som senere har 'forsvunnet'. Her er historiene deres.

Vulkan, planeten innenfor Merkur, 1860-1916, 1971

   Den franske matematikeren Urbain Le Verrier, som sammen med J.C. Adams forutså posisjonen til Neptun før den var oppdaget, sa i en forelesning 2. Jan 1860 at problemet med de observerte avvikene i bevegelsen til Merkur kunne løses ved å anta at det finnes en planet eller muligens et annet asteroidebelte innenfor Merkurs bane. Den eneste mulige måten å observere planeten eller asteroidene var hvis de passerte foran Solen eller i løpet av totale solformørkelser. Prof. Wolf ved Zurich solflekk-datasenter fant flere merkelige "flekker" på Solen, og en annen astronom fant enda flere. Tilsammen to dusin flekker syntes å stemme med mønsteret til to indre planetbaner, en med en omløpstid på 26 dager og en annen på 38 dager.

   I 1859 mottok Le Verrier et brev fra amatørastronomen Lescarbault, som rapporterte at han hadde sett en rund, svart flekk på Solen 26. Mars 1859 som så ut som en planet som gikk i bane rundt Solen. Han hadde observert flekken i en time og et kvarter mens den beveget seg en kvart soldiameter. Lescarbault estimerte at baneinklinasjonen var mellom 5.3° og 7.3°, lengden til oppstigende knute omtrent 183°, eksentrisiteten "enorm" og transittiden over soldisken 4 timer og 30 minutter. Le Verrier undersøkte denne observasjonen og beregnet en bane ut fra den: omløpstid 19 dager og 7 timer, midlere avstand til Solen 0.1427 AU, inklinasjon 12° 10' og oppstigende knute ved 12° 59'. Diameteren var betydelig mindre enn Merkurs og massen ble estimert til 1/17 av Merkurs masse. Dette var for lite til å gjøre rede for avvikene i Merkurs bane, men kanskje dette var det største medlemmet av det indre asteroidebeltet? Le Verrier forelsket seg i planeten og ga den navnet Vulkan.

   I 1860 var det en total solformørkelse. Le Verrier mobiliserte alle franske og noen andre astronomer til å finne Vulkan - ingen gjorde det. Wolfs suspekte 'solflekker' brakte Le Verriers interesse til live igjen, og like før hans død i 1877 fant man flere 'bevis'. 4. april 1875 så en tysk astronom, H. Weber, en rund flekk på Solen. Le Verriers bane indikerte en mulig transitt 3. april samme år, og Wolf merket seg at hans 38-dagers bane også kunne førte til en transitt på omtrent samme tid. Den 'runde flekken' ble også fotografert ved Greenwich og i Madrid.

   29. juli 1878 hevdet to observatører å ha sett små opplyste disker i nærheten av Solen som bare kunne være små planeter innenfor Merkurs bane: J.C Watson (professor i astronomi ved universitetet i Michigan) trodde han hadde funnet TO planeter! Lewis Swift (med-oppdager av kometen Swift-Tuttle som kom tilbake i 1992), så også en 'stjerne' han trodde var Vulkan - men med en annen posisjon enn noen av Watsons to planeter. I tillegg kunne hverken Watsons eller Swifts Vulkaner forenes med Le Verriers eller Lescarbaults Vulkan.

   Etter dette så ingen Vulkan igjen, på tross av flere søk under flere solformørkelser. Og i 1916 publiserte Albert Einstein sin generelle relativitetsteori, som forklarte avvikene i bevegelsene til Merkur uten at man trengte å dra inn en ekstra indre planet. I mai 1929 fotograferte Erwin Freundlich, Potsdam, den totale solformørkelsen i Sumatra, og senere undersøkte han nøye platene som viste mengder av bilder av stjerner. Tilsvarende plater ble tatt seks måneder senere. Ingen ukjente objektet som lyste sterkere enn niende magnitude ble funnet i nærheten av Solen.

   Men hva var det disse menneskene egentlig så? Lescarbault hadde ingen grunn til å lyve, og til og med Le Verrier trodde ham. Det er mulig at Lescarbault så en liten asteroide som passerte veldig nær Jorden, like innenfor Jordens bane. Slike asteroider var ukjente på den tiden, så Lescarbaults eneste forslag var at han så en planet innenfor Merkur. Swift og Watson kunne, i alt hastverket med å observere totaliteten, ha misforstått noen stjerner og trodd at de så Vulkan.

   "Vulkan" ble kjapt gjenopplivet rundt 1970-1971, da noen forskere trodde at de hadde oppdaget flere lyssvake objekter i nærheten av Solen i løpet av en total solformørkelse. Disse objektene kan ha vært lyssvake kometer, og kometer har blitt observert siden som passerte nær nok Solen til å kollidere med den.


Merkurs måne, 1974

   To dager før Mariner 10 passerte Merkur 29. mars 1974 begynte et instrument å registrere sterk emisjon i ekstrem UV som ikke hadde "noen grunn til å være der". Neste dag var det borte. Tre dager senere dukket det opp igjen, og "objektet" viste seg å løsrive seg fra Merkur. Astronomene trodde først at de hadde sett en stjerne. Men de hadde sett den i to veldig forskjellige retninger, og alle astronomene visste at disse ekstreme UV-bølgelengdene ikke kunne penetrere veldig langt gjennom det interstellare mediet. Dette tydet på at objektet måtte være i nærheten. Hadde Merkur en måne?

   Etter en hektisk fredag da "objektet" ble beregnet til å bevege seg med 4 km/s, en hastighet som samsvarte med den til en måne, ble JPL-managere kalt inn. De skrudde den døende romsonden over på full tid til UV-teamet, og alle begynte å bekymre seg for pressekonferansen som var satt opp senere den lørdagen. Skulle den suspekte månen annonseres? Men pressen kjente allerede til den. Noen aviser - de store og mer respektable - kjørte en snill linje, men mange andre trykket spennende historier om Merkurs nye måne.

   Og "månen" selv? Den forsvant bort fra Merkur og ble til slutt identifisert som en varm stjerne, 31 Crateris. Hvor de opprinnelige emisjonene kom fra forblir et mysterium. Så slik ender historien om Merkurs måne, men samtidig begynner et nytt kapittel i astronomien: ekstrem UV viste seg å ikke bli så toalt absorbert av det interstellare mediet som man tidligere antok. Gum-tåken har allerede vist seg å være en ganske sterk emittør i ekstrem UV, og sprer seg over 140° på natthimmelen ved 540 Ångstrøm. Astronomer har oppdaget et nytt vindu vi kan observere himmelen gjennom.


Neith, månen til Venus, 1672-1892

   I 1672 oppdaget Giovanni Domenico Cassini, en av de prominente astronomene på den tid, en liten ledsager nær Venus. Hadde Venus en satellitt? Cassini bestemte seg for ikke å fortelle om sin observasjon, men 14 år senere, i 1686, så han det samme objektet igjen og skrev det inn i journalen sin. Objektet ble estimert til å ha omtrent 1/4 av diameteren til Venus, og det viste samme fase som Venus. Senere ble objektet observert av andre astronomer også: av James Short i 1740, Andreas Mayer i 1759, J. L. Lagrange i 1761 (Lagrange annonserte at baneplanet til satellitten sto 90° på ekliptikken). I løpet av 1761 ble objektet sett totalt 18 ganger av fem observatører. Observasjonene til Scheuten 6.juni 1761 var spesielt interessante: under Venus' transitt over soldisken så han at den ble fulgt av en mindre mørk flekk på den ene siden. Men Samuel Dunn i Chelsea, England, som også fulgte transitten, så ikke den følgende flekken. I 1764 ble det gjort 8 observasjoner av to observatører. Andre observatører prøvde å se satellitten, men de fant den ikke.

   Den astronomiske verdenen var nå i strid: flere observatører rapporterte at de hadde sett satellitten, mens mange andre ikke klarte å finne den på tross av iherdige forsøk. I 1766 publiserte direktøren av Vienna-observatoriet, Father Hell (!), en avhandling hvor han deklarerte at alle observasjoner av satellitten var optiske illusjoner - bildet av Venus er så lyssterkt at det blir reflektert i øyet tilbake inn i teleskopet og lager et ekstra bilde, forminsket. Andre publiserte avhandlinger hevdet at observasjonene var reelle. J. H. Lambert fra Tyskland publiserte baneelementer til satellitten i Berliner Astronomischer Jahrbuch 1777: midlere lengde 66.5 venusradier, omløpstid 11 dager og 3 timer, inklinasjon til ekliptikken 64°. Det ble håpet at satellitten kunne sees i løpet av Venus-transitten foran Solen 1. juni 1777 (det er innlysende at Lambert feilkalkulerte disse baneelementene: ved 66.5 venusradier er avstanden fra Venus omtrent det samme som avstanden vår Måne har fra Jorden. Dette passer veldig dårlig med omløpstiden på 11 dager, eller 1/3 av omløpstiden til vår Måne. Massen til Venus er litt mindre enn massen til Jorden).

   I 1768 ble det gjort enda en observasjon av satellitten, av Christian Horrebow i København. Det var også tre søk, ett av en av de største astronomene av alle tider, William Herschel, - alle tre mislykkes i å finne satellitten. Ganske sent prøvde F. Schorr fra Tyskland å lage en sak om satellitten i en bok som ble publisert i 1875.

   I 1884 foreslo M. Hozeau, tidligere direktør ved the Royal Observatory of Brussels, en annerledes hypotese. Ved å analysere tilgjengelige observasjoner konkluderte Hozeau med at Venus-månen virket nærmere Venus omtrent hvert 2.96. år eller 1080. dager. Hozeau foreslo at det ikke var månen til Venus, men en egen planet som går rundt Solen på 283 dager og derfor er i konjunksjon med Venus hver 1080. dag. Hozeau gav den også navnet Neith etter den mystiske gudinnen av Sais, hvis slør ingen dødelige kunne løfte.

   I 1887, tre år etter at "månen til Venus" hadde blitt gjenopplivet av Hozeau, publiserte the Belgian Academy of Sciences en lang artikkel hvor hver eneste rapporterte observasjon ble undersøkt i detalj. Flere av observasjonene av satellitten var i virkeligheten stjerner sett i nærheten av Venus. Roedkiers observasjoner viste at han hadde blitt lurt av Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis og Nu Geminorum! James Short hadde sett en stjerne som var svakere enn 8. magnitude. Alle observasjonene av Le Verrier og Montaigne kunne forklares på tilsvarende måte. Lamberts baneberegninger ble knust. Den helt siste observasjonen, gjort av Horrebow i 1768, kunne tilskrives Theta Librae.

   Etter at denne artikkelen ble publisert ble bare én observasjon til rapportert, av en mann som tidligere hadde lett etter satellitten til Venus men ikke funnet den: 13. aug 1892 oppdaget E. E. Barnard et 7. magnitude-objekt nær Venus. Det er ingen stjerne i den posisjonen Barnard så noe, og Barnards syn var glimrende. Vi vet fortsatt ikke hva han så. Var det en asteroide som ikke hadde blitt katalogisert? Eller var det en kort-livet nova som ingen andre har sett?


Jordens andre måne, 1846-nå

   I 1846 hevdet Frederic Petit, direktøren for observatoriet i Toulouse, at Jordens andre måne var oppdaget. Den hadde blitt sett av to observatører, Lebon og Dassier, i Toulouse og av en tredje, Lariviere, i Artenac, tidlig på kvelden 21. mars 1846. Petit fant at banen var elliptisk med en omløpstid på 2 timer, 44 minutter og 59 sekunder, apogee ved 3570 km over Jordens overflate og perigee ved bare 11.4 km (!) over Jordens overflate. Le Verrier, som var blant publikum, brummet at man måtte ta hensyn til luftmotstanden, noe ingen visste hvordan man skulle gjøre på den tiden. Petit ble besatt av tanken på en andre måne, og 15 år senere annonserte han at han hadde beregnet at det var denne andre, mindre månen som var skyld i de til da ukjente pertubasjonene i bevegelsen til hovedmånen vår. Astronomer generelt ignorerte dette, og ideen ville blitt helt glemt hadde det ikke vært for at en ung fransk forfatter, Jules Verne, leste et sammendrag. I Vernes roman "Fra Jorden til Månen" lar han et lite objekt passere nær den reisendes romkapsel, noe som får den til å reise rundt Månen i stedet for å kræsje inn i den:
"Det er", sa Barbicane, "en enkel meteoritt, men en enorm en, holdt igjen som en satellitt av tiltrekningen til Jorden."

"Er det mulig?", utbrøt Michel Ardan. "Jorden har to måner?"

"Ja, min venn, den har to måner, selv om den sies å ha bare en. Men denne andre månen er så liten og dens hastighet så stor at befolkningen på Jorden ikke kan se den. Det var ved å merke seg forstyrrelser at en fransk astronom, Monsieur Petit, kunne bestemme eksistensen av den andre månen og beregne banen dens. Ifølge ham tar et helt omløp rundt Jorden tre timer og tyve minutter. . . . "

"Vil alle astronomer innrømme at denne satellitten finnes?", spurte Nicholl.

"Nei", svarte Barbicane, "men hvis, som oss, de hadde truffet den, kunne de ikke lenger tvile. . . . Men dette gir oss et middel til å bestemme vår posisjon i rommet. . . . dens avstand er kjent og vi var derfor 7480 km over Jordens overflate da vi møtte den."

   Jules Verne ble lest av millioner av mennesker, men ikke før 1942 bemerket noen motsigelsene i Vernes tekst:
  1. En satellitt 7480 km over Jordens overflate vil ha en omløpstid på 4 timer og 48 minutter, ikke 3 timer og 20 minutter.
  2. Siden den var sett fra vinduet der Månen også var synlig, mens begge nærmet seg, må den ha retrograd bevegelse. Dette ville være verdt å bemerke, men Verne sier ikke noe om dette.
  3. I et hvert tilfelle ville satellitten være formørket og dermed usynlig. Prosjektilet forlater ikke Jordens skygge før mye senere.
   Dr. R.S. Richardson ved Mount Wilson Observatory prøvde i 1952 å få alt til å passe sammen ved å anta en eksentrisk bane for denne månen: perigee ved 5010 km og apogee ved 7480 km over Jordens overflate med en eksentrisitet på 0.1784.

   Ikke desto mindre gjorde Jules Verne at Petits andre måne ble kjent over hele verden. Amatørastronomer hoppet til den konklusjon at her var det mulighet for berømmelse - enhver som oppdaget den andre månen ville få sitt navn inskrevet i vitenskapsannalene. Ingen av de store observatoriene hadde noensinne undersøkt problemet med Jordens andre måne, og hvis de gjorde det holdt de det hemmelig. Tyske amatører jaktet på det de kalte Kleinchen ("liten bit") - selvfølgelig fant de aldri Kleinchen.

   W. H. Pickering viet all sin oppmerksomhet til teorien bak dette emnet: hvis satellitten gikk i bane 320 km over overflaten og dens diameter var 0.3 meter, med samme refleksjonsegenskap som Månen, burde den være synlig i et 3-tommers teleskop. En 3 meters satellitt med magnitude 5 kunne man sett med det blotte øye. Selv om Pickering ikke så etter Petits objekt forsatte han søket etter en andre måne - en satellitt til vår Måne ("On a photographic search for a satellite of the Moon", Popular Astronomy, 1903). Resultatet var negativt og Pickering konkluderte med at enhver satellitt til vår Måne må være mindre enn 3 meter.

   Pickerings artikkel om muligheten for at en liten andre måne til Jorden finnes, "A Meteoritic Satellite", ble trykket i Popular Astronomy i 1922 og førte til enda en kortvarig forfjamselse blant amatørastronomer: "Et 3''- 5''-teleskop med et lite okular vil være det enkleste middelet for å finne den. Dette er en fin mulighet for amatørene." Men atter en gang var alle søkene resultatløse.

   Den originale ideen var at gravitasjonsfeltet til den andre månen skulle gjøre rede for de da uforklarlige små avvikene i bevegelsen til vår store Måne. Det krevde et objekt som var minst flere kilometer stort - men hvis en slik stor andre måne virkelig eksisterte ville den ha blitt observert av babylonerne. Selv om den var for liten til å vise en disk ville dens sammenlignbare nærhet føre til at den beveget seg hurtig og derfor var mystisk, som dagens overvåkere av kunstige satellitter og fly vet. På den andre siden var ingen veldig interessert i måner som var for små til å bli obsevert.

   Det har blitt fremlagt andre forslag om flere naturlige satellitter rundt Jorden. I 1898 påsto Dr Georg Waltemath fra Hamburg at han hadde oppdaget ikke bare én andre måne, men et helt system av små måner. Waltemath oppga baneelementene for en av disse månene: avstand fra Jorden 1.03 millioner km, diameter 700 km, omløpstid 119 dager og synodisk omløpstid 177 dager. "Noen ganger", sa Waltemath, "skinner den om natten som Solen" og han trodde denne månen ble observert på Grønland 24. oktober 1881 av Lieut Greely, ti dager etter at Solen hadde gått ned for vinteren. Den allmenne interessen ble forsterket da Waltemath spådde at hans andre måne ville passere foran Solen 2., 3. og 4. februar 1898. 4. februar observerte 12 personer ved postkontoret i Greifswald (Herr postdirektør Ziegel, medlemmer av hans familie og postansatte) Solen med ubeskyttede øyne. Det er lett å forestille seg denne noe meningsløse scenen: en imponerende prøysisk sivil tjener som peker mot himmelen gjennom sitt kontorvindu mens han leser Waltemaths spådommer høyt for et knippe ærbødige underordnede. Da de ble intervjuet fortalte disse vitnene om et mørkt objekt på størrelse med en femtedel av Solens synlige diameter som gled over soldisken mellom 1:10 og 2:10 Berlin-tid. Det ble fort motbevist fordi Solen på det tidspunktet ble gransket av to erfarne astronomer, W. Winkler i Jena og Baron Ivo von Benko fra Pola, Østerrike. De rapporterte begge at bare noen få vanlige solflekker var på disken. Denne og flere senere mislykkede forutseelser tok ikke motet fra Waltemath, som fortsatte å fremme spådommer og be om bekreftelser. Andre astronomer var ganske irriterte over hele tiden å måtte svare på spørsmål fra allmennheten, som "Å, forresten, hvordan går det med alle disse nye månene?". Men astrologene fortsatte - i 1918 ga astrologen Sepharial navn til denne månen, Lilith. Han synes den var mørk nok til å være usynlig mesteparten av tiden, kun synlig nære opposisjon eller når den gikk i transitt over soldisken. Sepharial lagde en efemeride for Lilith basert på flere av Waltemaths påståtte observasjoner. Han regnet med at Lilith hadde omtrent den samme massen som Månen, tydelig uvitende om at en slik satellitt - selv om den var usynlig - ville røpe sin eksistens ved å perturbere bevegelsen til Jorden. Faktisk blir "den mørke månen" Lilith til denne dag brukt av noen astrologer i deres horoskoper.

   Fra tid til annen blir "tilleggsmåner" rapportert fra observatører. Det tyske astronomiske magasinet "Die Sterne" rapporterte at en tysk amatørastronom som het W. Spill hadde observert en andre måne på disken til vår første måne 24. mai 1926.

   Omkring 1950, da man for alvor begynte å diskutere kunstige satellitter, forventet alle at de bare skulle være utbrente topper av flertrinnsraketter, som ikke bærer radiosendere men blir fulgt med radar fra Jorden. I slike tilfeller ville mange små nærliggende satellitter ha vært fryktelig irriterende og reflektert radarstråler som var ment for de kunstige satellittene. Metoden for å lete etter slike naturlige satellitter ble utviklet av Clyde Tombaugh: bevegelsen til en satellitt ved f.eks 5000 km høyde er beregnet. Så konstrueres en kameraplatform slik at den skanner himmelen ved akkurat den hastigheten. Stjerner, planeter etc vil vises som linjer på bildene tatt av kameraet, mens en satellitt ved den rette høyden vil fremstå som en prikk. Hvis satellitten er ved en litt annen høyde, vil den danne en kort linje.

   Observasjoner begynte i 1953 ved Lowell-observatoriet og invaderte faktisk nytt terreng: med unntak av tyskernes søk etter "Kleinchen" hadde ingen noensinne brydd seg om rommet mellom Månen og Jorden! Innen høsten 1954 hevdet ukeblader og aviser med godt rykte at letingen hadde brakt oss de første resultatene: én liten, naturlig satellitt ved 700 km høyde, en annen ved 1000 km. En general sies å ha spurt: "Er han sikker på at de er naturlige?". Det virker som om ingen vet hvor disse rapportene egentlig kom fra - søkene var helt negative. Da de første kunstige satellittene ble skutt opp i 1957 og 1958 fulgte kameraene disse satellittene i stedet.

   Men merkelig nok betyr ikke dette at Jorden bare har én kunstig satellitt. Jorden kan ha en veldig nær satellitt for en kort tid. Meteoritter som passerer Jorden og farer gjennom den øvre atmosfæren kan miste nok energi til at de går inn i en satellittbane rundt Jorden. Men siden de passerer den øvre atmosfæren ved hver perigee vil de ikke vare lenge, kanskje bare en eller to, muligens hundre, runder (ca 150 timer). Det er ting som tyder på at slike satellitter har blitt sett; det er til og med mulig at Petits observatører så en. (se også)

   I tillegg til slike kortvarige satellitter er det to muligheter til. Den ene er at Månen har en egen satellitt, men tross flere søk har ingen blitt funnet (i tillegg til at det nå er kjent at gravitasjonsfeltet til Månen er ujevnt eller "humpete" nok til at enhver månesatellitt er ustabil; satellittene vil derfor krasje inn i Månen etter en ganske kort tid, noen få år eller kanskje tiår). Den andre muligheten er at det kan være Trojanske satellitter, dvs andre satellitter i månebanen som befinner seg 60° foran eller bak Månen.

   Slike Trojanske satellitter ble først rapportert av den polske astronomen Kordylewski fra Krakow-observatoriet. Han startet sitt søk i 1951, visuelt med et godt teleskop. Han håpet på rimelig store legemer i månebanen, 60° vekk fra Månen. Søket var negativt, men i 1956 foreslo hans landsmann og kollega, Wilkowski, at det kunne være mange små legemer som var for små til å synes individuelt, men mange nok til å synes som en sky av støvpartikler. I det tilfellet ville de være mest synlige uten teleskop, dvs med det blotte øye! Dr Kordylewski var villig til å prøve. En mørk natt med klar himmel og Månen under horisonten var alt som krevdes.

   I oktober 1956 så Kordylewski for første gang en tydelig, lys flekk i en av de to posisjonene. Den var ikke liten, strakte seg ut i en vinkel på 2° (ca 4 ganger større enn Månen selv), og var veldig svak, bare halvparten så sterk som det vanskelige gegenscheinet (motskinn - en lys flekk i zodiaklyset, rett ovenfor Solen). I mars og april 1961 klarte Kordylewski å fotografere to skyer nær de forventede posisjonene. Det virket som om de varierte i utstrekning, men det kan ha vært pga varierende opplysning. J. Roach fant disse skysatellittene i 1975 med OSO (Orbiting Solar Observatory) 6-romsonden. I 1990 ble de fotografert igjen, denne gang av den polske astronomen Winiarski, som fant at de var et par grader i diameter, at de "vandret" opp til 10° vekk fra det trojanske punktet og at de var noe rødere enn zodiaklyset.

   Så den århundrelange letingen etter den andre månen til Jorden så ut til å ha lykkes, tross alt, selv om denne 'andre måne' viste seg å være noe helt annet enn det noen hadde forestilt seg. De har vært vanskelige å finne og å skille fra zodiaklyset, spesielt gegenscheinet.

   Men folk legger fortsatt frem forslag om flere naturlige satellitter til Jorden. Mellom 1966 og 1969 hevdet den amerikanske forskeren John Bargby at han hadde observert minst ti små naturlige satellitter rundt Jorden, kun synlige gjennom et teleskop. Bargby fant elliptiske baner for alle objektene: eksentrisitet 0.498 og store halvakse 14 065 km, som gir perigee- og apogeehøyder på 680 og 14 700 km. Bargby regnet med at de var deler av et stort legeme som delte seg i desember 1955. Han baserte mye av de foreslåtte satellittene på antatte perturbasjoner av kunstige satellitter. Bargby brukte kunstig satellittdata fra Goddard Satellite Situation Report, uvitende om at verdiene i denne publikasjonen bare er omtrentlige, og noen ganger feilaktige, og derfor ikke kan brukes i en presis vitenskapelig analyse. I tillegg kan det utledes fra Bargbys egne påståtte observasjoner at satellittene burde være synlige til første magnitude ved perigee, og dermed lett synlige med det blotte øye.

   I 1997 3753 Cruithne har en veldig uvanlig bane og kan regnes som en følgesvenn til Jorden, selv om den ikke går i direkte bane rundt Jorden. 2002 AA29 er også i et spesielt forhold til Jorden.


Månene til Mars, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750, 1877-nå

   Den første til å gjette at Mars hadde måner var Johannes Kepler i 1610. Da han prøvde å løse Galileos anagram, som refererte til Saturns ringer, trodde han at Galileo hadde funnet månene til Mars istedet.

   I 1643 hevdet Capuchin-munken Anton Maria Shyrl at han virkelig hadde sett månene til Mars. Vi vet nå at det ville vært umulig med de teleskopene som fantes da - sannsynligvis ble Shyrl forledet av en nærliggende stjerne.

   I 1727 skrev Jonathan Swift i "Gullivers reiser" om to små måner som går rundt Mars, kjent som de Laputianske astronomer. Deres omløpstider var 10 og 21.5 timer. Disse 'månene' ble i 1750 adoptert av Voltaire i hans novelle "Micromegas", historien om en kjempe fra Sirius som besøker vårt solsystem.

   I 1747 hevdet en tysk kaptein, Kindermann, å ha sett månen (bare én) til Mars 10. juli 1744. Kindermann rapporterte at omløpstiden til denne Mars-månen var 59 timer, 50 minutter og 6 sekunder (!).

   I 1877 oppdaget Asaph Hall endelig Phobos og Deimos, de to små månene til Mars. Deres omløpstider er 7 timer og 39 minutter og 30 timer og 18 minutter, ganske nære tidene gjettet av Jonathan Swift 150 år tidligere!


Den fjortende månen til Jupiter, 1975-1980

   I 1975 fotograferte Charles Kowal ved Palomar (oppdageren av Komet 95 P/Chiron) et objekt som man trodde var en ny satellitt til Jupiter. Den ble sett flere ganger, men ikke nok til å bestemme banen dens, så forsvant den. Den pleide å dukke opp som en fotnote i tekster fra sent på 70-tallet.

Og så, i 2000, ble den funnet igjen av S. S. Sheppard et al!


Saturns niende og tiende måne, 1861, 1905-1960, 1966-1980

   I april 1861 annonserte Hermann Goldschmidt oppdagelsen av en niende måne til Saturn, som gikk i bane rundt planeten mellom Titan og Hyperion. Han ga den navnet Chiron (!). Oppdagelsen ble aldri bekreftet - ingen andre så noensinne satellitten "Chiron". Senere oppdaget Pickering det som nå regnes som Saturns niende måne, Phoebe, i 1898. Dette var første gang en satellitt til en annen planet ble oppdaget ved fotografiske observasjoner. Phoebe er også Saturns ytterste måne.

   I 1905 trodde Pickering at han hadde oppdaget en tiende måne, Themis. I følge Pickering gikk den i bane rundt Saturn mellom banene til Titan og Hyperion i en svært inklinert bane: midlere avstand fra Saturn var 1 460 000 km, omløpstid 20.85 dager, eksentrisitet 0.23 og inklinasjon 39°. Themis ble aldri sett igjen, men likevel sto den oppført i almanakker og astronomibøker godt inn i 1950- og 1960-tallet.

   I 1966 oppdaget A. Dollfus en annen ny måne til Saturn. Den ble gitt navnet Janus, og gikk i bane rundt Saturn like utenfor ringene. Den var så svak og nær ringene at den eneste sjansen til å se den var når ringene til Saturn ble sett fra siden, noe som skjedde i 1966. Nå var Janus Saturns tiende måne.

   I 1980, da Saturns ringer igjen ble sett fra siden, førte observasjoner til at flere nye satellitter ble oppdaget nære ringene til Saturn. Like ved Janus ble en annen satellitt oppdaget, kalt Epimetheus. Deres baner er veldig nære hverandre, og det mest interessante med dette satellittparet er at de regelmessig bytter bane! Det viste seg at oppdagelsen av "Janus" i 1966 virkelig var observasjoner av begge disse co-orbitale satellittene. Derfor viste den 'tiende månen til Saturn' som ble oppdaget i 1966 seg å egentlig være to forskjellige måner! Romsonden Voyager 1 og Voyager 2, som passerte Saturn kort tid etter, bekreftet dette.


De seks månene til Uranus, 1787

   I 1787 annonserte William Herschel oppdagelsen av seks satellitter til Uranus. Herschel tok feil - bare to av hans seks satellitter var virkelige (Titania og Oberon, de største og ytterste to satellittene), de resterende fire var bare stjerner som tilfeldigvis var i nærheten (... Jeg tror jeg har hørt denne historien før... :-)

Planet X, 1841-1992

   I 1841 begynte John Couch Adams å undersøke det til da store residualet i bevegelsen til Uranus. I 1845 startet Urbain Le Verrier å undersøke det også. Adams presenterte to forskjellige løsninger av problemet ved å anta at avvikene skyltes gravitasjonen fra en annen planet. Adams prøvde å presentere sine løsninger til Greenwich-observatoriet, men siden han var ung og ukjent ble han ikke tatt seriøst. Urbain Le Verrier presenterte sin løsning i 1846, men Frankrike manglet de nødvendige ressursene de trengte for å kunne lokalisere planeten. Le Verrier henvendte seg heller til Berlin-observatoriet, der Galle og hans assistent d'Arrest fant Neptun kvelden 23. september 1846. Nå deler Adams og Le Verrier æren for å ha forutsagt eksistensen og posisjonen til Neptun.

   (Inspirert av denne sukseen kastet Le Verrier seg over problemet med avvikene i Merkurs bane, og foreslo at det fantes en planet innenfor Merkur, Vulcan, som senere viste seg å ikke eksistere.)

   30. september 1846, en uke etter oppdagelsen av Neptun, hevdet Le Verrier at det fortsatt kunne være en annen ukjent planet der ute. 10. oktober ble Neptuns store måne Triton oppdaget. Dette hjalp til å bestemme den nøyaktige massen til Neptun, som viste seg å være 2% større enn beregnet ut fra pertubasjonene til Uranus. Det virket som om avvikene i bevegelsen til Uranus virkelig skyltes to planeter, i tillegg viste den virkelige banen til Neptun seg å være vesentlig annerledes enn banene forutsett av både Adams og Le Verrier.

   I 1850 observerte Ferguson bevegelsen til småplaneten Hygeia. Hind, som leste Fergusons rapport, sjekket referansestjernene som Ferguson brukte. Hind klarte ikke å finne en av Fergusons referansestjerner, heller ikke Maury ved Naval-observatoriet. I løpet av noen få år trodde man at dette var en observasjon av enda en planet, men i 1879 kom en annen forklaring: Ferguson hadde gjort en feil da han observerte - når feilen ble rettet passet en annen stjerne fint inn som hans 'manglende referansestjerne'.

   Det første seriøse forsøket på å finne en trans-Neptunsk planet ble gjort i 1877 av David Todd. Han brukte en "grafisk metode", og tross de ubestemte residualene til Uranus utledet han baneelementer for en trans-Neptunsk planet: midlere avstand 52 AU, omløpstid 375 år og en magnitude svakere enn 13. Lengden i 1877.84 var gitt som 170° med en usikkerhet på 10°. Inklinasjonen var 1.40° og lengden til oppstigende knute 103°.

   I 1879 la Camille Flammarion til nok en grunn for at det eksisterte en planet utenfor Neptun: Aphel til periodiske kometer pleier å menge seg rundt banen til de store planetene. Jupiter har den største andelen av slike kometer og Saturn, Uranus og Neptun har også en del hver. Flammarion fant to kometer, 1862 III med en omløpstid på 120 år og aphel ved 47.6 AU, og 1889 II, med en noe lenger omløpstid og aphel ved 49.8 AU. Flammarion foreslo at den hypotetiske planeten sannsynligvis beveget seg i en avstand på 45 AU.

   Ett år senere, i 1880, publiserte professor Forbes et memoar om aphel til kometer og deres sammenheng med planetbaner. Innen 1900 visste man om fem kometer som hadde aphel utenfor Neptuns bane, og så foreslo Forbes en trans-Neptunsk planet som beveget seg ved omtrent 100 AU og en annen ved 300 AU, med omløpstider på 1000 og 5000 år.

   I løpet av de neste fem årene publiserte flere astronomer/matematikere sine egne ideer om hva som kunne befinne seg i de ytre delene av solsystemet. Gaillot ved Paris-observatoriet foreslo to trans-neptunske planeter ved 45 og 60 AU. Thomas Jefferson Jackson See beregnet tre trans-neptunske planeter: "Oceanus" ved 41.25 AU med en omløpstid på 272 år, "trans-Oceanus" ved 56 AU med en omløpstid på 420 år og til slutt en annen ved 72 AU med en omløpstid på 610 år. Dr Theodor Grigull fra Munster, Tyskland, antok i 1902 at det fantes en planet på størrelse med Uranus ved 50 AU med en omløpstid på 360 år, som han kalte "Hades". Grigull baserte sitt arbeid hovedsakelig på kometbaner med aphel utenfor Neptuns bane, og kryssjekket om gravitasjonsdraget til et slikt legeme ville føre til de observerte avvikene i bevegelsen til Uranus. I 1921 reviderte Grigull omløpstiden til "Hades" til 310-330 år for at det skulle stemme bedre med de observerte avvikene.

   I 1900 publiserte Hans-Emil Lau, København, baneelementer til to trans-neptunske planeter ved 46.6 og 70.7 AU, med masser på 9 og 47.2 ganger Jordens og en magnitude for den nærmeste planeten på ca 10-11. 1900-lengdene til disse hypotetiske legemene var 274° og 343°, begge to med en stor usikkerhet på 180°.

   I 1901 utledet Gabriel Dallet en hypotetisk planet ved 47 AU med en magnitude på 9.5-10.5 og en 1900-lengde på 358°. Det samme året utledet Theodor Grigull en lengde til en trans-Neptunsk planet som var mindre enn 6° unna Dallets planet, og senere omgjorde han differensen til 2.5°. Denne planeten skulle befinne seg ved en avstand på 50.6 AU.

   I 1904 foreslo Thomas Jefferson Jackson See at det fantes tre trans-neptunske planeter, ved 42.25, 56 og 72 AU. Den innerste planeten hadde en omløpstid på 272.2 år og en 1994-lengde på 200°. En russisk general som het Alexander Garnowsky foreslo fire hypotetiske planeter, men klarte ikke å gi noen detaljer om dem.

   De to mest nøye beregnede spådommene om de trans-neptunske planetene var begge av amerikansk opprinnelse: Pickerings "A search for a planet beyond Neptune" (Annals Astron. Obs. Harvard Coll, vol LXI part II 1909) og Percival Lowells "Memoir on a trans-Neptunian planet" (Lynn, Mass 1915). De omhandlet begge det samme temaet, men ved å bruke forskjellige tilnærmelser ble resultatene forskjellige.

   Pickering brukte en grafisk analyse og foreslo en "Planet O" ved 51.9 AU med en omløpstid på 373.5 år, en masse på to ganger Jordens og en magnitude på 11.5-14. Pickering foreslo åtte andre trans-neptunske planeter i løpet av de neste 24 årene. Pickerings resultater fikk Gaillot til å revidere avstanden til hans to trans-neptunske til 44 og 66 AU, og han ga dem massene 5 og 24 jordmasser.

   Alt i alt, fra 1908 til 1932, foreslo Pickering syv hypotetiske planeter - O, P, Q, R, S, T og U. Hans endelige baneelementer for O og P definerte helt andre legemer enn de originale, så de totale kan regnes som ni, en rekord innen forutsigelse av planeter. De fleste av Pickerings forutsigelser er bare av forbigående interesse som kuriositeter. I 1911 foreslo Pickering at planet Q hadde en masse på 20 000 jordmasser, noe som gjør den 63 ganger mer massiv enn Jupiter eller omtrent 1/6 av Solens masse, nærmest en liten stjerne. Pickering sa at planet Q hadde en svært elliptisk bane.

   De senere årene har bare planet P på alvor blitt viet hans oppmerksomhet. I 1928 reduserte han avstanden til P fra 123 til 67.7 AU og dens omløpstid fra 1400 til 556.6 år. Han ga P en masse på 20 jordmasser og en magnitude på 11. I 1931, etter oppdagelsen av Pluto, foreslo han en annen elliptisk bane for P: avstand 75.5 AU, omløpstid 656 år, masse 50 jordmasser, eksentrisitet 0.265 og inklinasjon 37°, ikke langt fra verdiene som ble angitt for 1911-banen. Hans Planet S, foreslått i 1928 og gitt baneelementer i 1931, ble gitt avstanden 48.3 AU (nær Lowells Planet X ved 47.5 AU), omløpstid 336 år, masse tilsvarende 5 jordmasser og en magnitude på 15. I 1929 foreslo Pickering planet U med avstand 5.79 AU og omløpstid 13.93 år, dvs såvidt utenfor Jupiters bane. Dens masse var 0.045 jordmasser og eksentrisitet 0.26. Den siste av Pickerings planeter er planet T, foreslått i 1931: avstand 32.8 AU og omløpstid 188 år.

   Pickerings forskjellige elementer for planet O var:

        Midlere avst   Omløpstid      Masse       Magnitude     Knute     Inkl       Lengde
1908       51.9          373.5 år    2 jordm      11.5-13.4                          105.13
1919       55.1          409   år                    15          100        15
1928       35.23         209.2 år   0.5 jordm        12

   Percival Lowell, mest kjent for forslaget om kanaler på Mars, bygde et privat observatorium i Flagstaff, Arizona. Lowell kalte sin hypotetiske planet Planet X og utførte flere søk etter den - uten suksess. Lowells første søk etter Planet X sluttet i 1909, men i 1913 startet han et andre søk, med en ny forutsigelse om Planet X: epoke 1850-01-01, midlere lengde 11.67°, perihellengde 186°, eksentrisitet 0.228, midlere avstand 47.5 AU, knutelengde 110.99°, inklinasjon 7.30° og masse 1/21000 solmasser. Lowell og andre lette uten resultat etter Planet X i 1913-1915. I 1915 publiserte Lowell sine teoretiske resultater om Planet X. Det er ironisk at det samme året, 1915, ble to svake bilder av Pluto tatt av Lowell-observatoriet, selv om de aldri ble gjenkjent som planeten før etter oppdagelsen av Pluto (1930). Lowells mislykkede forsøk på å finne Planet X var hans største skuffelse i livet. Han brukte ikke mye tid på å lete etter Planet X i løpet av de siste to årene i hans liv. Lowell døde i 1916. På de nærmere 1000 platene som ble eksponert i hans andre søk var det 515 asteroider, 700 variable stjerner og 2 Pluto-bilder!

   Det tredje søket etter Planet X begynte i april 1927. Ingen fremgang ble gjort i 1927-1928. I desember 1929 ble en ung bondegutt og amatørastronom, Clyde Tombaugh fra Kansas, hyret inn for å lete etter planeten. Tombaugh startet arbeidet i april 1929. 23. og 29. januar eksponerte han de to platene han fant Pluto på da han undersøkte dem 18. februar. Inntil da hadde Tombaugh undersøkt hundrevis av platepar og millioner av stjerner. Søket etter Planet X var slutt.

   Eller var det? Den nye planeten, senere kalt Pluto, viste seg å være skuffende liten, kanskje bare en jordmasse, men sannsynligvis bare 1/10 jordmasse eller mindre (i 1979, da Plutos måne Charon ble oppdaget, viste det seg at massen til Pluto-Charon-paret bare var 1/400 av jordmassen!). Planet X må, hvis det er den som er skyld i perturbasjonene i banen til Uranus, være mye større enn det! Tombaugh fortsatte hans søk i 13 år til, og utforsket himmelen fra den nordlige himmelpol til 50° sørlig deklinasjon ned til magnitude 16-17, noen ganger til og med 18. Tombaugh undersøkte omtrent 90 millioner bilder av rundt 30 millioner stjerner over mer enn 30 000 kvadratgrader på himmelen. Han fant en ny globular hop, 5 nye åpne stjernehoper, en ny superhop av 1800 galakser og flere nye små galaksehoper, en ny komet, omtrent 775 nye asteroider - men ingen nye planeter foruten Pluto. Tombaugh konkluderte med at ingen ukjent planet med høyere magnitude enn 16.5 eksisterte - bare en planet i en nesten polar bane nær den sørlige himmelpolen kunne ha sluppet unna. Han kunne ha plukket opp en planet på størrelse med Neptun ved syv ganger avstanden til Pluto, eller en på størrelse til Pluto ut til 60 AU.

   Navngivningen av Pluto er en egen historie. Tidlige navneforslag inkluderer: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcan, Tantalus, Idana og Cronus. The New York Times foreslo Minerva, reportere foreslo Osiris, Bacchus, Apollo eller Erebus. Lowells enke foreslo Zeus, men endret senere mening til Constance. Mange mennesker foreslo at planeten skulle hete Lowell. De ansatte ved Flagstaff-observatoriet, hvor Pluto ble oppdaget, foreslo Cronus, Minerva og Pluto. Et par måneder senere ble planeten offisielt kalt Pluto. Navnet Pluto ble opprinnelig foreslått av Venetia Burney, en 11 år gammel skolejente i Oxford, England.

   Den aller første banen beregnet for Pluto ga en eksentrisitet på 0.909 og en omløpstid på 3000 år! Dette førte til litt tvil om det var en planet eller ikke. Men et par måneder senere fikk man betraktelig bedre baneelementer for Pluto. Nedenfor er en sammenligning av baneelementene til Lowells Planet X, Pickerings Planet O og Pluto:

                                    Lowells X     Pickerings O       Pluto
a (midlere avst)                      43.0           55.1             39.5
e (eksentrisitet)                      0.202          0.31             0.248
i (inklinasjon)                       10             15               17.1
N (lengde oppst. knute)                 -           100              109.4
W (lengde perihel)                   204.9          280.1            223.4
T (periheltidspunkt)                Feb 1991       Jan 2129         Sep 1989
u (midlere årlig bevegelse)            1.2411         0.880            1.451
P (omløpstid,år)                     282            409.1            248
T (periheltidspunkt)                1991.2         2129.1           1989.8
E (lengde 1930.0)                    102.7          102.6            108.5
m (masse, Jorden=1)                    6.6            2.0              0.002
M (magnitude)                         12-13           15              15
   Massen til Pluto var veldig vanskelig å bestemme. Flere verdier ble gitt ved forskjellige anledninger - saken ble ikke oppklart før James W. Christy oppdaget Plutos måne Charon i Juni 1978 - Pluto viste seg da å ha bare 20% av massen til vår Måne! Det gjorde at Pluto var håpløst upassende til å produsere målbare gravitasjonelle perturbasjoner på Uranus og Neptun. Pluto kunne ikke være Lowells Planet X - planeten de hadde funnet var ikke planeten de hadde lett etter. Det som så ut til å være en triumf innen celest mekanikk viste seg å være en tilfeldighet - eller heller et resultat av intelligensen og grundigheten i Clyde Tombaughs søk.

   Massen til Pluto:

    Crommelin 1930:     0.11      (jordmasser)
    Nicholson 1931:     0.94
    Wylie, 1942:        0.91
    Brouwer, 1949:    0.8-0.9
    Kuiper, 1950:       0.10
    1965:              <0.14    (okkultasjon av en svak stjerne av Pluto)
    Seidelmann, 1968:c  0.14
    Seidelmann, 1971: c 0.11
    Cruikshank, 1976:   0.002
    Christy, 1978:      0.002   (Charon oppdaget)
   En annen kortlivet trans-Neptunsk suspekt planet ble rapportert 22.april 1930 av R.M. Stewart i Ottawa, Canada - den ble oppdaget fra bilder tatt i 1924. Crommelin regnet ut en bane (avstand 39.82 AU, oppstigende knute ved 280.49°, inklinasjon 49.7°!). Tombaugh lette etter "Ottawa-objektet" uten å finne det. Flere andre søk ble gjort, men ingenting ble noensinne funnet.

   Imellomtiden fortsatte Pickering å forutsi nye planeter (se over). Andre forutsa også nye planeter på teoretisk grunnlag (Lowell selv hadde allerede foreslått en annen trans-Neptunsk planet ved omtrent 75 AU). I 1946 foreslo Francis M. E. Sevin en trans-plutosk planet ved 78 AU. Han utledet dette først ved hjelp av en merkverdig empirisk metode hvor han grupperte planetene og den erratiske asteroiden Hidalgo inn i to grupper av indre og ytre legemer:

   Gruppe  I:     Merkur    Venus   Jorden   Mars   Asteroider  Jupiter
   Gruppe II:       ?       Pluto   Neptun  Uranus    Saturn    Hidalgo
   Han la så til logaritmene til omløpstidene for hvert par av planeter og fant en omtrentlig konstant sum på 7.34. Ved å anta at denne summen var gyldig for Merkur og den trans-plutoske også kom han fram til en omløpstid på omtrent 677 år for "Transpluto". Senere regnet Sevin ut et fullt sett med elementer for "Transpluto": avstand 77.8 AU, omløpstid 685.8 år, eksentrisitet 0.3 og masse 11.6 jordmasser. Hans forutsigelse vakte liten interesse hos astronomer.

   I 1950 brukte K. Schutte fra München data fra åtte periodiske kometer til å beregne eksistensen av en trans-Plutosk planet ved 77 AU. Fire år senere brukte H. H. Kitzinger fra Karlsruhe de samme åtte kometene til å utvide og forbedre arbeidet, og han fant den påståtte planeten til å være ved 65 AU med en omløpstid på 523.5 år, inklinasjon på 56° og en estimert magnitude på 11. I 1957 prøvde Kitzinger seg på ny på problemet og kom frem til nye elementer: avstand 75.1 AU, omløpstid 650 år, inklinasjon 40° og magnitude omtrent 10. Etter mislykkede fotografiske søk prøvde han seg igjen i 1959 og kom frem til en midlere avstand på 77 AU, omløpstid 675.7 år, inklinasjon 38° og eksentrisitet 0.07, en planet ikke ulik Sevins "Transpluto" og på noen måter lik Pickerings siste Planet P. Ingen slike planeter har noensinne blitt funnet.

   Halleys komet har også blitt brukt som en "probe" for trans-plutoske planeter. I 1942 fant R. S. Richardson at en planet på størrelse med Jorden ved 36.2 AU, eller 1 AU utenfor Halleys aphel, ville forsinke Halleys perihelpassasje slik at det passet bedre med observasjoner. En planet ved 35.3 AU med 0.1 jordmasser ville ha en tilsvarende effekt. I 1972 forutså Brady en planet ved 59.9 AU, omløpstid 464 år, eksentrisitet 0.07, inklinasjon 120° (dvs i en retrograd bane), magnitude 13-14 og størrelse omtrent som Saturn. En slik trans-Plutosk planet ville redusere residualene til Halleys komet betraktelig helt tilbake til 1456-perihelpassasjen. Denne gigantiske trans-Plutoske planeten ble også lett etter, men aldri funnet.

   Tom van Flandern utforsket posisjonene til Uranus og Neptun i 1970-årene. De utregnede banene til Neptun stemte med observasjonene bare for et par år og begynte så å bli mer ulike. Uranus' bane passet til observasjonene i løpet av ett omløp, men ikke i løpet av det foregående omløpet. I 1976 ble Tom van Flandern overbevist om at det fantes en tiende planet. Etter oppdagelsen av Charon i 1978 viste massen til Pluto seg å være mye mindre enn forventet, van Flandern overbeviste sin USNO-kollega Robert S. Harrington om eksistensen av denne tiende planeten. De startet et samarbeid ved å undersøke det neptunske satellitt-systemet. Snart fikk de forskjellige synspunkter, van Flandern mente den tiende planeten hadde blitt dannet utenfor Neptuns bane, mens Harrington trodde den var formet mellom banene til Uranus og Neptun. van Flandern trodde man trengte mer data, slik som en forbedret masse for Neptun som ble skaffet av Voyager 2. Harrington begynte å lete etter planeten - han startet i 1979, men i 1987 hadde han fortsatt ikke funnet noen planet. van Flandern og Harrington foreslo at den tiende planeten kunne være nær aphel i en høyt elliptisk bane. Hvis planeten er mørk vil den kanskje være så svak som magnitude 16-17, foreslo van Flandern.

   I 1987 foreslo Whitmire og Matese en tiende planet ved 80 AU med en omløpstid på 700 år og en inklinasjon på kanskje 45°, som et alternativ til deres "Nemesis"-hypotese. Men i følge Eugene M. Shoemaker kunne ikke denne planeten være skyld i meteorregnet som Whitmire og Matese foreslo (se under).

   I 1987 undersøkte John Anderson ved JPL bevegelsene til romsondene Pioneer 10 og Pioneer 11 for å se om han fant noe avvik grunnet ukjente gravitasjonelle krefter. Det ble ikke funnet noe - fra dette konkluderte Anderson at en tiende planet mest sannsynlig eksisterer! JPL hadde ekskludert observasjoner av Uranus fra før 1910 i efemeridene deres, mens Anderson hadde tro på de tidligere observasjonene også. Anderson konkluderte med at den tiende planeten måtte ha en sterk elliptisk bane som bar den langt unna så den var usynlig nå, men periodisk ble brakt nærme nok til å forstyrre banene til de ytre planetene. Han foreslo en masse på fem jordmasser, en omløpstid på omtrent 700-1000 år og en svært inklinert bane. Dens perturbasjoner på de ytre planetene ville ikke bli merkbar igjen før 2600. Anderson håpet at de to Voyagerene ville hjelpe med å finne beliggenheten til denne planeten.

   Conley Powell fra JPL analyserte også planetbevegelsene. Han fant også ut at observasjonene av Uranus plutselig passet mye bedre med beregningene etter 1910 enn før. Powell foreslo en planet med 2.9 jordmasser ved 60.8 AU fra Solen, en omløpstid på 494 år, inklinasjon 8.3° og bare en lav eksentrisitet. Powell ble overrasket over at omløpstiden var omtrent to ganger Plutos og tre ganger Neptuns, noe som tydet på at planeten han trodde han så i dataene hadde en bane som var stabilisert av gjensidig resonans med dens nærmeste naboer på tross av deres store avstand. Løsningen krevde at planeten var i Gemini, og at den også var lysere enn Pluto da den ble oppdaget. Et søk ble gjort i 1987 ved Lowell-observatoriet etter Powells planet - ingenting ble funnet. Powell undersøkte løsningen sin en gang til og reviderte elementene: 0.87 jordmasser, avstand 39.8 AU, omløpstid 251 år og eksentrisitet 0.26, dvs en bane veldig lik den til Pluto! Powells nye planet skulle på det tidspunktet være i Leo, med magnitude 12, men Powell synes det var for tidlig å lete etter den, han måtte undersøke dataene ytterligere.

   Selv om ingen trans-plutosk planet ble funnet var interessen fokusert på de ytre delene av Solsystemet. Den erratiske asteroiden Hidalgo, som befant seg i en bane mellom Jupiter og Saturn, har allerede blitt nevnt. I 1977-1984 utførte Charles Kowal et nytt systematisk søk etter uoppdagede legemer i Solsystemet ved å bruke Palomar-observatoriets 48'' Schmidt-teleskop. I oktober 1987 fant han asteroiden 1977 UB, senere kalt Chiron, som beveger seg med en midlere avstand 13.7 AU, omløpstid 50.7 år, eksentrisitet 0.3786, inklinasjon 6.923° og diameter på omtrent 50 km. I løpet av hans søk fant Kowal også 5 kometer og 15 asteroider inkludert Chiron, den fjerneste asteroiden oppdaget. Kowal fant også igjen 4 tapte kometer og en tapt asteroide. Kowal fant ikke en tiende planet, og konkluderte med at det ikke fantes noen ukjent planet lysere enn 20. magnitude innen 3° av ekliptikken.

   Chiron ble først annonsert som en "tiende planet", men ble umiddelbart klassifisert som en asteroide. Kowal mistenkte at den var veldig lik en komet, og senere har den til og med utviklet en kort komethale! I 1995 ble Chiron også klassifisert som en komet - det er ihvertfall den største kometen vi vet om.

   I 1992 ble en enda fjernere asteroide funnet: Pholus. Senere i 1992 ble en asteroide utenfor Plutos bane funnet, etterfulgt av fem trans-plutoske asteroider til i 1993 og minst et dusin i 1994!

   I mellomtiden hadde romsondene Pioneer 10 og 11 og Voyager 1 og 2 reist utenfor Solsystemet, og kunne også brukes som "prober" for ukjente gravitasjonelle krefter muligens fra ukjente planeter - ingenting har blitt funnet. Voyager 1 og 2 ga også mer nøyaktige masser for de ytre planetene - når disse oppdaterte massene ble satt inn i de numeriske integrasjonene til Solsystemet forsvant endelig residualene til posisjonene til de ytre planetene. Det virker som om søket etter "Planet X" endelig er ferdig. Det var ingen "Planet X" (Pluto teller egentlig ikke), men istedet ble et asteroidebelte utenfor Neptun/Pluto funnet! Asteroidene utenfor Jupiters bane som var kjent i august 1993 er følgende:

Asteroide     a        e      inkl     knute    perihel    midl. anom.   perihel   navn 
             AU                °         °         °           °            år

944        5.79853  .658236  42.5914   21.6567   56.8478     60.1911       14.0   Hidalgo
2060      13.74883  .384822   6.9275  209.3969  339.2884    342.1686       51.0   Chiron
5145      20.44311  .575008  24.6871  119.3877  354.9451      7.1792       92.4   Pholus
5335      11.89073  .866990  61.8583  314.1316  191.3015     23.3556       41.0  Damocles
1992QB1   43.82934  .087611   2.2128  359.4129   44.0135    324.1086      290 
1993FW    43.9311   .04066    7.745   187.914   359.501       0.4259      291 

Epoke: 1993-08-01.0 TT 
   I november 1994 var disse trans-neptunske asteroidene kjent:
Object      a     e     inkl   R Mag    diam    oppdaget   oppdagere
           AU            °               km       dato

1992 QB1  43.9  0.070   2.2     22.8    283     1992 Aug  Jewitt & Luu
1993 FW   43.9  0.047   7.7     22.8    286     1993 Mar  Jewitt & Luu
1993 RO   39.3  0.198   3.7     23.2    139     1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 RP   39.3  0.114   2.6     24.5     96     1993 Sep  Jewitt & Luu
1993 SB   39.4  0.321   1.9     22.7    188     1993 Sep  Williams et al.
1993 SC   39.5  0.185   5.2     21.7    319     1993 Sep  Williams et al.
1994 ES2  45.3  0.012   1.0     24.3    159     1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 EV3  43.1  0.043   1.6     23.3    267     1994 Mar  Jewitt & Luu
1994 GV9  42.2  0.000   0.1     23.1    264     1994 Apr  Jewitt & Luu
1994 JQ1  43.3  0.000   3.8     22.4    382     1994 May  Irwin et al.
1994 JR1  39.4  0.118   3.8     22.9    238     1994 May  Irwin et al.
1994 JS   39.4  0.081   14.6    22.4    263     1994 May  Luu & Jewitt 
1994 JV   39.5  0.125   16.5    22.4    254     1994 May  Jewitt & Luu 
1994 TB   31.7  0.000   10.2    21.5    258     1994 Oct  Jewitt & Chen
1994 TG   42.3  0.000   6.8     23.0    232     1994 Oct  Chen et al.
1994 TG2  41.5  0.000   3.9     24.0    141     1994 Oct  Hainaut 
1994 TH   40.9  0.000   16.1    23.0    217     1994 Oct  Jewitt et al.
1994 VK8  43.5  0.000   1.4     22.5    273     1994 Nov  Fitzwilliams et al.

Diameteren er i km (og er basert på magnitudene og en antatt albedo)
   Det ser ut som om de trans-neptunske legemene danner to grupper. En gruppe, som består av Pluto, 1993 SC, 1993 SB og 1993 RO, har eksentriske baner og en 3:2 resonans med Neptun. Den andre gruppen, inkludert 1992 QB1 og 1993 FW, er lenger ut og har lavere eksentrisitet.

Nemesis, Solens følgestjerne, 1983-nå

   Anta at vår Sol ikke er alene, men har en følgestjerne. Anta at denne følgestjernen beveger seg i en elliptisk bane, dens avstand til Solen varierer mellom 90 000 AU (1.4 lysår) og 20 000 AU, med en omløpstid på 30 millioner år. Anta også at denne stjernen er mørk, eller i det minste veldig svak, og at vi derfor ikke har oppdaget den enda.

   Dette ville bety at en gang hvert 30. millioner år ville denne hypotetiske følgestjernen passere gjennom Oort-skyen (en hypotetisk sky av proto-kometer langt fra Solen). I løpet av en slik passasje ville proto-kometene i Oort-skyen påvirkes. Noen titusener av år senere ville vi her på Jorden merke en dramatisk økning i antall kometer som passerer det indre av Solsystemet. Hvis antallet kometer øker dramatisk øker også risken for at Jorden kolliderer med kjernen til en av disse kometene.

   Når vi utforsker Jordens geologiske historie virker det som at det en gang hvert 30. millioner år skjer en stor tilintetgjørelse av livet på Jorden. Den mest kjente av disse utryddelsene er selvfølgelig dinosaurutryddelsen for 65 millioner år siden. Omtrent 25 millioner år fra nå er det på tide med en ny utryddelse, ifølge denne teorien.

   Denne hypotetiske "dødsstjernen" ble foreslått i 1985 av Daniel P. Whitmire og John J. Matese, Univ of Southern Louisiana. Den har til og med fått et navn: Nemesis. Et stort problem med Nemesis-hypotesen er at det ikke finnes noe som helst bevis for at det er en følgestjerne til Solen. Den trenger ikke være veldig lyssterk eller massiv, en stjerne som er mye mindre og svakere enn Solen vil holde, til og med en brun eller sort dverg (et planet-lignende legeme som ikke klarer å starte hydrogenbrenningen som en stjerne). Det er mulig at denne stjernen allerede eksisterer i en av katalogene over svake stjerner uten at noen har lagt merke til den store apparente bevegelsen til stjernen mot bakgrunnen av de mer fjerne stjernene (dvs dens parallakse). Hvis den skulle bli funnet ville få tvile på at den er hovedgrunnen til den periodiske masseutryddelsen på Jorden.

   Men det er også et mytisk trekk over dette. Hvis en antropolog av en tidligere generasjon hadde hørt en slik historie fra sine informanter ville de vitenskapelige uten tvil bruke ord som 'primitiv' eller 'pre-vitenskapelig'. Se for deg denne historien:

Det er en annen Sol på himmelen, en Demonsol vi ikke kan se. For lenge siden, til og med før oldemors tid, angrep Demonsolen vår Sol. Kometer falt og en grusom vinter dekket Jorden. Nesten alt liv ble ødelagt. Demonsolen har angrepet mange ganger før. Den vil angripe igjen.
   Dette er grunnen til at noen forskere trodde Nemesis-teorien var en spøk da de først fikk høre om den - en usynlig Sol som angriper Jorden med kometer høres ut som en myte eller illusjon. Den fortjener litt mer skepsis av den grunn: vi er alltid i fare for å lure oss selv. Men selv om teorien er spekulativ er den seriøs og respektabel fordi hovedideen er testbar: du finner stjernen og undersøker egenskapene.

   Men siden utforskingen av hele himmelen er gjort i IR av IRAS uten å finne "Nemesis", er sjansene for at "Nemesis" eksisterer veldig små.


Referanser

Willy Ley: "Watcher's of the skies", The Viking Press NY,1963,1966,1969

William Graves Hoyt: "Planet X and Pluto", The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.

Carl Sagan, Ann Druyan: "Comet", Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9

Mark Littman: "Planets Beyond - discovering the outer solar system", John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X

Tom van Flandern: "Dark Matter, Missing Planets & New Comets. Paradoxes resolved, origins illuminated", North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4

Joseph Ashbrook: "The many moons of Dr Waltemath", Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p 218, also on page 97-99 of "The Astronomical Scrapbook" by Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7

Delphine Jay: "The Lilith Ephemeris", American Federation of Astrologers 1983, ISBN 0-86690-255-4

William R. Corliss: "Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies", Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 "The intramercurial planet", p 82-84 "Mercury's moon that wasn't", p 136-143 "Neith, the lost satellite of Venus", p 146-157 "Other moons of the Earth", p 423-427 "The Moons of Mars", p 464 "A ring around Jupiter?", p 500-526 "Enigmatic objects"

Richard Baum & William Sheehan: "In Search of Planet Vulcan" Plenum Press, New York, 1997 ISBN 0-306-45567-6 , QB605.2.B38

Linker


Contents ... Appendix-oversikt ... Navn ... Hypotetiske ... Bilder ... Host

Tekst av Paul Schlyter, konvertert til HTML av Bill Arnett; sist oppdatert 11. juli 2007 av Unni Fuskeland