PZ Tel ist ein photometrisch variabler Stern, den man am südlichen Sternenhimmel im Sternbild Telescopium (Teleskop) findet (siehe Sternkarte). Mittels astrometrischer Messungen, die zu Beginn der Neunziger Jahre des letzten Jahrhunderts mit dem Europäischen Astrometrie-Satelliten HIPPARCOS durchgeführt wurden, konnte die Parallaxe des Sterns und damit sein Abstand zur Erde gemessen werden (51.5pc, oder 168LJ). Aus der spektro-photometrischen Analyse des Lichts von PZ Tel ergab sich, dass der Stern sehr schnell um seine Achse rotiert (v⋅sin(i)≈70km/s) und seine Atmosphäre das Element Lithium enthält. Beide Eigenschaften zusammen deuten bereits auf ein geringes Alter des Sterns hin. PZ Tel besitzt etwa die 1.2-fache Masse unserer Sonne und eine Oberflächentemperatur von knapp 5300K, was einem Spektraltyp K0 entspricht. Beobachtungen, die mit dem Weltraumteleskop Spitzer im infraroten Spektralbereich (ca. 70µm) durchgeführt wurden, deuten auf die Existenz einer Staubscheibe hin, die den Stern in einem minimalen Abstand von ca. 50AE umgibt.  Der Orts- und Geschwindigkeitsvektor von PZ Tel im Raum stimmen gut mit den Eigenschaften der Mitgliedsterne der  β Pictoris Sternassoziation überein, weshalb der Stern heute als Mitglieder dieser Assoziation betrachtet wird. Damit zählt PZ Tel zu der Gruppe der jüngsten und nächstgelegenen Sterne, die heute bekannt sind. Sein Alter beträgt nur etwa 12 Millionen Jahre.

Wegen seines geringen Alters und Abstands zur Erde ist PZ Tel ein ideales Zielobjekt zur Suche nach leuchtschwachen sub-stellaren Begleitern, also Planeten bzw. Braunen Zwergen, die den Stern umkreisen. Da im Inneren dieser Objekte keine bzw. keine dauerhaften Fusionsprozesse ablaufen können, kühlen sie mit der Zeit ab und werden dabei immer leuchtschwächer. Die jüngsten und nächsten Sterne sind deshalb die besten Zielobjekte zur Suche nach sub-stellaren Begleitern, da diese dann noch besonders hell leuchten und wegen der geringen Distanz der Sterne zur Erde zudem noch in einem möglichst großen Winkelabstand neben den deutlich helleren Sternen direkt abgebildet werden können.

Aus diesem Grund wurde PZ Tel im Rahmen eines Forschungsprojektes beobachtet, das am Astrophysikalischen Institut der FSU Jena zur Suche nach sub-stellaren Begleitern bei jungen nahen Sternen durchgeführt wird. Die ersten Daten von PZ Tel wurden im September 2009 im nahen Infrarot  bei ca. 2.2µm aufgenommen. Die Beobachtungen erfolgten am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in der Chilenischen Atacamawüste mit der adaptiven Optik NAOS in Kombination mit der Infrarotkamera CONICA. Durch den Einsatz einer adaptiven Optik wird dabei die Beugungsgrenze des VLT erreicht, was die Detektion von sehr leuchtschwachen Objekte in geringen Winkelabständen zu den deutlich helleren Sternen ermöglicht. Die Abbildung rechts zeigt die Aufnahme von PZ Tel vom September 2009. Neben dem hellen Stern in der Bildmitte ist noch ein weiteres Objekt zu erkennen (markiert mit weißem Pfeil) das ca. 130-mal (5.3mag) dunkler ist als PZ Tel und nur ca. 0.3 Bogensekunden vom Stern entfernt steht. Im Abstand von PZ Tel zur Erde entspricht diese Winkeldistanz einem projizierten Abstand von nur 15 AE, also dem 15-fachen des mittleren Erd-Sonnenabstandes. Um zu prüfen, ob dieses Objekt ein echter Begleiter des Sterns bzw. nur ein Hintergrundobjekt ist, wurden weitere Bilder von PZ Tel mit NAOS/CONICA im Mai 2010 aufgenommen. Die Vermessung der Position des Objekts relativ zum Stern in beiden Epochen ergab, dass es sich am Himmel mit PZ Tel mitbewegt, es sich dabei also um einen echten Begleiter des Sterns handelt, der deshalb als PZ Tel B bezeichnet wird (siehe auch Mugrauer et al. 2010).

Mittels theoretischer Entwicklungsmodelle konnten aus dem bekannten Abstand und Alter des PZ Tel Systems sowie der gemessenen Helligkeit des Begleiters, dessen Oberflächentemperatur sowie seine Masse bestimmt werden. Danach weist PZ Tel B eine Oberflächentemperatur von ca. 2600K auf und besitzt eine Masse, die dem ca. 30-fachen der Masse des Planeten Jupiter in unserem Sonnensystem entspricht. PZ Tel B ist also ein junger Brauner Zwerg, der mit einem Abstand von nur 15 AE der engste Braune Zwerg-Begleiter eines Sterns ist, der bisher direkt abgebildet werden konnte.

Neben den durchgeführten Beobachtungen konnte der Begleiter PZ Tel B auch noch in einem Bild des ESO-Daten-Archivs aus dem Jahre 2007 identifiziert werden, das die bis dato erste bekannte direkte Detektion des Begleiters darstellt. Der Vergleich aller Beobachtungsdaten zeigte dabei nicht nur wie sich PZ Tel B zusammen mit seinem Zentralstern am Himmel bewegt, sondern zudem bereits wie sich die Position des Begleiters relativ zu PZ Tel signifikant verändert. Diese relative Positionsänderung ist mit der Orbitbewegung des PZ Tel Systems konsistent. Man erkennt also wie sich der Begleiter um PZ Tel herum bewegt, genauer gesagt wie beide Komponenten des Systems ihr gemeinsames Massenzentrum umkreisen. Um diese Orbitbewegung genauer untersuchen zu können wurden weitere Beobachtungen von PZ Tel zwischen Ende 2010 und Mitte 2011 durchgeführt, die im referierten Astronomiejournal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society veröffentlicht wurden (Link zur Publikation). Insgesamt konnten PZ Tel und sein Begleiter bisher in sechs Epochen erfolgreich mit NAOS/CONICA am VLT beobachtet werden. Die einzelnen Aufnahmen sind in der linken Abbildung als Film zusammengefasst dargestellt. Die exakte Position des Sterns wird durch einen roten Kreis, die des Begleiters durch einen gelben Kreis angezeigt. Im Vergleich der Aufnahmen wird die Bewegung des Braunen Zwergs relativ zu seinem Zentralstern deutlich. Die astrometrische Analyse dieser Bewegung ist in den beiden unteren Diagrammen dargestellt.

Die oberen Abbildungen zeigen die astrometrische Analyse der Bewegung von PZ Tel B relativ zu seinem Zentralstern. Der Winkelabstand des Begleiters in Bogensekunden (oben links) sowie sein Positionswinkel (oben rechts) sind für alle 6 Beobachtungsepochen zwischen Juni 2007 und Juni 2011 dargestellt. Durch den Einsatz der adaptiven Optik NAOS am VLT sowie Dank der extrem guten Beobachtungsbedingungen in der Chilenischen Atacamawüste konnte die Position des Begleiters relativ zu seinem Zentralstern in allen Beobachtungsepochen mit einer sehr hohen Genauigkeit vermessen werden (siehe kleine Fehlerbalken in beiden Diagrammen). Die typische Messungenauigkeit beträgt ca. 0.001 Bogensekunden im Winkelabstand bzw. 0.17° im Positionswinkel. Die roten geschlängelten Linien zeigen die erwartete Bewegung von PZ Tel B, wenn dieser ein ruhender Hintergrundstern wäre, an dem sich PZ Tel vorbei bewegt. Obwohl eine deutliche Relativbewegung zwischen PZ Tel und seinem Begleiter detektiert ist, folgt diese nicht der erwarteten Änderung im Winkelabstand und Positionswinkel für ein ruhendes Hintergrundobjekt. PZ Tel B ist also sicher kein ruhendes Objekt im Hintergrund. Die gestrichelten schwarzen Linien zeigen die maximal möglichen Änderungen im Winkelabstand und Positionswinkel für Objekte, die sich auf gravitativ gebundenen Bahnen um PZ Tel herum bewegen. Die detektierte Bewegung von PZ Tel B ist kleiner als diese Extremwerte und damit als Orbitbewegung des Begleiters auf einer Keplerbahn um PZ Tel herum erklärbar.

Aus den gewonnen präzisen astrometrischen Messdaten von PZ Tel B relativ zu seinem Zentralstern lassen sich die 7 Keplerelemente des PZ Tel Systems ableiten, also die Parameter, die die Form und Größe der Umlaufbahn des Begleiters sowie ihre Orientierung im Raum beschreiben. Zur Bahnbestimmung kam dabei eine Software zum Einsatz, die am astrophysikalischen Institut der FSU entwickelt wurde, und  die Bahnelemente der Keplerbahnen ermittelt, die am besten mit den Beobachtungsdaten zusammenpassen. Da erst ein kurzer Bogen der Umlaufbahn von PZ Tel B um seinen Zentralstern herum beobachtet wurde war eine exakte Bestimmung der Bahnelemente des Begleiters noch nicht möglich. Dennoch konnten Bereiche für die einzelnen Keplerelemente eingegrenzt werden, was die Zahl möglicher Umlaufbahnen des Begleiters deutlich reduziert.  In der nebenstehenden Tabelle sind die bestimmten Keplerelemente zusammengefasst aufgelistet.

Wie die durchgeführte Orbitanalyse zeigte bewegt sich PZ Tel B auf einer exzentrischen Umlaufbahn, die von der Erde aus betrachtet unter einem wahrscheinlichsten Inklinationswinkel von ca. 95° erscheint. Wir blicken also nahezu von der Seite auf die Umlaufbahn des Begleiters. Die große Halbachse des Orbits beträgt mindestens 17AE, wobei eine große Halbachse von ca. 25AE am wahrscheinlichsten ist. Bei einer Gesamtmasse des PZ Systems von ca. 1.2 Sonnenmassen ergibt dies eine Umlaufszeit des Begleiters um den Zentralstern von ca. 114 Jahren. Mit den Bahnelementen lässt sich nun die Position von PZ Tel B für jeden beliebigen Zeitpunkt berechnen. Im Jahre 2007 wurde PZ Tel B erstmals mit dem VLT in einem Winkelabstand von nur 0.26 Bogensekunden direkt abgebildet. In NAOS/CONICA Beobachtungen aus dem Jahre 2003 ist der Begleiter dagegen nicht neben seinem Zentralstern detektiert, was mit den Bahneigenschaften des PZ Tel Systems erklärt werden kann. Berechnet man nämlich die Position des Begleiters für einen Beobachtungszeitpunkt in 2003 so ergibt sich ein Winkelabstand zu PZ Tel von maximal 0.14 Bogensekunden, was zu gering ist um den Begleiter selbst mit NAOS/CONICA neben seinem Zentralstern abbilden zu können. PZ Tel B durchlief den sternnächsten Punkt (Perizentrum) seiner Bahn zwischen 1997 und 2003 und aktuell nimmt der Abstand des Begleiters zu PZ Tel wieder zu, was seine Beobachtung in den kommenden Jahrzehnten deutlich erleichtert. Um die Bahnelemente des PZ Tel Systems noch genauer bestimmen zu können sind weitere Beobachtungen in den kommenden Jahren geplant.

Die obere Abbildung zeigt die aktuellste NAOS/CONICA Aufnahme von PZ Tel und seinem Braunen Zwerg vom Juni 2011. Ein möglicher Keplerorbit des Systems ist überlagert als graue gepunktete Ellipse eingezeichnet. Die Position von PZ Tel ist als gelber Punkt in der Abbildung dargestellt. Der Begleiter PZ Tel B bewegt sich aktuell in nordöstlicher Richtung und entfernt sich dabei immer weiter von seinem Zentralstern bis er schließlich seinen sternfernsten Punkt (Apozentrum) zwischen 2050 und 2060 erreichen wird.