Auf der Suche nach extrasolaren Planeten

Die Suche nach extrasolaren
Planeten
Hannes Boran, Veresa Eybl, Dimitri Hickel, Bernd Völkl
Übersicht
Geschichtliches
Methoden der Entdeckung
Aktueller Forschungsstand
Missionen
GESCHICHTE
Ist unser Sonnensystem einmalig?
Etliche Falschmeldungen (bereits 1897)
Ab 1940er Astrometrie
1983: IRAS entdeckt zirkumstellare
Staubscheibe um mehrere Sterne
Meherere Teams in den USA und Kanada
beginnen nach Exoplaneten zu suchen
1989: Campbell, Latham - HD 114762 Erste
Braune Zwerg (Hot Jupiter) entdeckt
1991: Andrew Lyne – Planet um Pulsar PSR
1829-10
Aleksander Wolszczan
Studium an der
Nicolaus Copernicus
Universität in Torun
1990: Pulsar PSR
B1257+12 mit Dale
Frail entdeckt,
weitere
Datenanalysen
ergaben
Planetenfunde
Geoff Marcy
University of
California in Berkeley
analysierte 120
Sterne
Marcy, Butler fanden
mehr Exoplanetn als
jeder andere
Michel Mayor
Universität von Genf
Analysierte 140
Sterne
1995: Mayor, Queloz:
51 Pegasi – Erste
Exoplanet um
Hauptreihenstern
SHAW PREIS 2005
OGLE Projekt
Optical Gravitational Lensing Experiment
1992: Andrzej Udalski gründet Projekt
Forschung nach Dunkler Materie, nebenbei
Entdeckung von Exoplaneten
Las Campanas Observatory in Chile
1999: HD 209458 b erste Planet der über die
Transitmethode gesichtet wurde
2001: HST detektiert Atmosphäre von HD
209458 b
2003: Sigurdsson findet PSR B1620-26
(Methuselah) 13 Mrd Jahre alten Planet
2006: kleinster Exoplanet (5fache Erdmasse)
OGLE-05-390L
Methoden der Entdeckung
Radialgeschwindigkeit
Transits
Astrometrie
Gravitational microlensing
Pulsar Timing
Direkter Nachweis



Nulling Interferometrie
Koronographen
Speckle Technik bzw. Adaptive Optik
Methode 1:
Radialgeschwindigkeit
(Doppler-Wobble)
Substellarer Begleiter bewirkt Rotation des Sterns
um gemeinsamen Schwerpunkt
Diese Bewegung verursacht Dopplerverschiebung
in der Radialgeschwindigkeit
Bestimmung der Periode
Methode ist gut geeignet, Planeten mit
~Jupitermasse um sonnenähnliche Sterne zu
detektieren
Einfluss Jupiter auf Sonne => 12.5 m/s,
Einfluss der Erde => 0.04 m/s
Auflösung der besten Spektrographen ~ 108,
=> RV von 2 m/s
Maximal erreichbare Messgenauigkeit liegt bei
1m/s (Sonnenflecken, etc.)
Berechnung der Bahnparameter
Aus der Periode P kann man die Orbitparameter
des Begleiters ableiten:
3. Keplergesetz
3
Kräftegleichgewicht zwischen Zentrifugal- und
Gravitationskraft
Schwerpunktsatz, Beziehung BahngeschwindigkeitHalbachse
Methode 2:
Transitbeobachtung
Bei entsprechender Lage
der Bahnebene kann es zu
Transits kommen
Photometrische Messung des
Helligkeitsabfalls
Gut geeignet, um enge
Begleiter zu finden
Messgenauigkeit:
vom Boden ~ 10-3 , vom Weltraum ~10-6
(erdgroße Begleiter detektierbar)
Berechnung der
Bahnparameter
aus RV:
Masse,
Halbachse
aus Transitmessung :
Radius
Dichte
außerdem:
atmosphärische
Zusammensetzung
Methode 3: Astrometrie
Stern bewegt sich (wenn
auch gering) um den
gemeinsamen Schwerpunkt
Scheinbare Bewegung
auf einer Kreis- oder
Ellipsenbahn
Positionsbestimmung muss
extrem genau sein: aus
einem Abstand von 10pc
gesehen, verursacht Jupiter
ein „Wackeln“ der Sonne
um 500 µarcsec (Erde 0.3
µarcsec)
Vorteil: man könnte die
Masse des Begleiters direkt
bestimmen
Benötigte Genauigkeit kann
bis jetzt nicht erreicht werden:
Hipparcos-Satellit konnte
Sternpositionen bis auf 1
milliarcsec genau vermessen
Oben: Simulation eines Sterns mit Begleiter aus 50pc
Abstand
mPlanet= 15 Mjupiter
Bewegung des Sterns um 50 marcsec/y
Methode 4: Gravitational
Microlensing
Phänomen der Gravitationslinsen:
Objekt im Vordergrund wirkt
als Linse und verstärkt eine
Quelle im Hintergrund
Planet um das Linsenobjekt
beeinflusst die
Helligkeitsverstärkung
Geeignet, um Planeten mit
Erdmasse zu detektieren
Anhand der Lichtkurve
kann man auf die
Existenz eines
Planeten schließen
Methode 5: Pulsar Timing
Methode um Planeten um Pulsare
(=Neutronensterne) zu entdecken
Radioteleskope empfangen die regelmäßigen
Signale der rotierenden Pulsare (sehr präzise)
Ein Begleiter des Sterns verursacht eine Bewegung
des Sterns um das Baryzentrum =>
Dopplerverschiebung (vgl. RV-Methode)
Periodische Verzögerungen der Signale können
gemessen werden und lassen auf die Existenz eines
Planeten schließen
Direkte Beobachtung
Nulling-Interferometrie
Koronographen
Speckle-Technik bzw Adaptive Optik
Nulling Interferometrie
Sternlicht von mehreren
Teleskopen wird so zur
Interferenz gebracht, dass
destruktive Interferenz
auftritt
(= Nulling)
Diese Bedingung gilt aber
nur für die Position des
Sterns.
Das Licht eines Objekts in
geringer Distanz wird nicht
ausgelöscht
enge Begleiter lassen
sich aufspüren
Koronographen
Hier wird das Sternscheibchen mechanisch mit einer
entsprechenden Blende abgedeckt, sodass Begleiter
in geringer Distanz zum Stern aufgelöst werden
können.
Speckle Technik / Adaptive Optik
Durch AO können im Infraroten Braune Zwerge nahe
am Stern detektiert werden.
Für Planeten noch nicht möglich
Es kann ein Spektrum aufgenommen werden, wenn
man den Begleiter auflösen kann.
Aktueller Stand der Forschung
~190 bekannte Exoplaneten
die meisten Planeten durch RV Methode
entdeckt
erste direkte Beobachtung von Gasplaneten
Planeten mit Erdmasse mit heutiger Technik
noch nicht zu entdecken (außer bei Pulsaren)
Entwicklung von Weltraumteleskopen zur
Planeten-Suche
Entdeckung von Exoplaneten
Bekannte Exoplaneten
192 extrasolare Planeten (Mai 2006)
164 Planetensysteme
13 Systeme mit zwei Planeten
6 Systeme mit drei Planeten
1 System mit vier Planeten
noch kein System mit mehr als 4 (bekannten) Planeten
einige Planeten in Doppelsternsystemen
2 (unbestätigte) „free-floating“ planets
Spektraltypen der Sterne: F, G, K und M
Informationen über Planeten
Größe, Masse
 minimale Masse bei RV Methode (M sin i)
 Masse, Radius und Dichte bei Transitmethode
Umlaufbahn
 Umlaufzeit
 große Halbachse
 Exzentrizität
Atmosphäre
 aus Sternspektrum bei Transitmethode
Planetare Masse
Charakteristische
Eigenschaften
viele „Hot Jupiters“
 Planeten mit Jupitermasse (Gasriesen) und geringer
Entfernung zum Zentralstern
 u.a. durch RV Methode bevorzugt entdeckt
 Theorie: in großem Abstand zum Zentralstern entstanden
und anschließend nach innen gewandert
wenige „Near Jupiters“
 Planeten mit Jupitermasse und größerem Abstand zum
Zentralstern
 Ermöglicht weiter innen kleinere Planeten
einige Gasriesen mit hoher Exzentrizität
über 20 Doppel- und Mehrfachsternsysteme mit Planeten
Masse vs. Große Halbachse
Entfernung der
Planetensysteme
Erdgroße Planeten
wesentlich kleinere Masse als bei Gasriesen
 317.8 Erdmassen = 1 Jupitermasse
Planeten mit Erdmasse oder weniger noch etwas
unter der Grenze der Messgenauigkeit heutiger
Instrumente
 RV: bis 1 m/s
 z.b. Planet mit 1AU muss ca 11 Erdmassen haben
um
endeckt werden zu können
nur bei Pulsaren wurden einige kleine Planeten
entdeckt
Entdeckungs-Massengrenze
Terrestrische Planeten
Terrestrische Planeten um Hauptreihensterne:
OGLE-05-390Lb
 ca. 5.7 Erdmassen, 2.6 AU, Periode: 10 Jahre,
Gliese 876b
 ca. 7.5 Erdmassen, 0.02 AU, Periode: 1.9 Tage,
µ Arae (HD160691)d
 ca. 14 Erdmassen , 0.09 AU, Periode: 9.55 Tage
Erste direkte Beobachtung
2M1207
 a: Brauner Zwerg
 b: Gasplanet
30. April 2005, Gael Chauvin und Team (ESO)
8,2m VLT (Yeptun), nahes Infrarot
NACO - adaptive Optik
Ermöglicht durch:
 lichtschwacher „Stern“ (Brauner Zwerg)
 großer Sternabstand (55 AU)
 großer Planet (5 Jupitermassen)
 junges System
Zukunft
Mehr Informationen durch Transitmethode und
direkte Beobachtung
Für direkte Beobachtung kleinerer Planeten
Nulling Interferometrie. Noch in Entwicklung,
Tests am Large Binocular Telescope (LBT)
Speziell auf Exoplaneten-Suche ausgerichtete
Weltraumteleskope
Zukünftige Missionen
Darwin
TPF
Kepler
Darwin
ESA Projekt
benannt nach Charles Darwin (1809 - 1882)
Entdeckung und Analyse von extrasolaren
erdähnlichen Planeten
Suche nach Anzeichen von Leben auf diesen
Planeten
Untersuchung der Atmosphären auf diesen Planeten
Sterne in einer Entfernung von bis zu 25 pc
Darwin
4 Teleskope
- Durchmesser ca. 3 – 4 m
Infrarotteleskope
Wellenlänge: 10 mm
(ähnlich Herschel)
Nulling-Interferometrie
(dazu: präzise Position der
Satelliten zueinander)
Darwin
Start 2015
Trägerrakete:
- alle 4 Teleskope mit
einer Ariane V
- 2 launches mit einer
Soyuz-Fregat
L2-Orbit
1.5 Mio. km von der
Erde entfernt
TPF
steht für Terrestrial Planet Finder
Suche nach einer neuer Erde (bislang nur Gasriesen)
Mission von NASA / JPL (Jet Propulsion Laboratory
of the California Institute of Technology)
TPF Teleskope
visible-light coronograph (TPF-C)
- 1 Teleskop
- Durchmesser: 4 – 6 m
- Auflösung: 10x Hubble
- blockiert das direkte
Licht eines Sterns
TPF Teleskope
mid-infrared formation-flying interferometer (TPF-I)
- ca. 4 kleine Teleskope
- Durchmesser: 3 – 4 m
- Ausbreitung ca. 40 m
TPF Ziele
Suche nach erdähnlichen Planeten in der habitablen
Zone eines Sterns
Zusammensetzung der Atmosphären von Planeten
fremder Sterne (Wasser, Kohlenmonoxid,
Kohlendioxid)
Wie entstehen Planeten?
TPF
Reichweite: ca. 45 Lj
ca. 150 Sterne sollen untersucht werden
Beginn der Mission: 2012-2015
Dauer: 5 Jahre
Trägerrakete: Ariane V oder Delta IV
Zukunft des Projekts:
According to NASA's 2007 budget documentation,
"The Terrestrial Planet Finding project (TPF) has
been deferred indefinitely.“
Kepler Mission
NASA Mission
Suche nach regelmäßigen
Helligkeitsschwankungen
(transits)
Sonnenorbit, hinter der Erde
Periode = 372.5 Tage
Rakete: Delta II
größte Entfernung: 0.5 AU
Starttermin: Oktober 2008
Kepler
Photometer: 0.95m Apertur
Spiegel: 1.4m Durchmesser
Detektor: 95 mega pixel
(42 CCDs mit jeweils
2200x1024 pixel,
50x25 mm)
ca. 12 deg im Durchmesser
nur Sterne heller als mv=14
400 – 850 nm
Übertragung der Daten zur
Erde ungefähr 1 / Woche
Field of View
Helligkeit der Sterne muss
mind. 1x in ein paar Stunden
gemessen werden
Beobachtungen im Orion-Arm
der Milchstraße
weit genug von der Ekliptik
enternt, um nicht von der
Sonne gestört zu werden
keine Asteroiden oder Kuiperbelt objects
auch Kometen aus der
Oort‘schen Wolke können
ausgeschlossen werden
FOV
Anzahl der Sterne mit mv< 14
mag im 105 deg2 FOV wird auf
223.000 geschätzt
61% davon Hauptreihensterne
nach dem 1. Jahr der Mission,
ca. 100.000 brauchbare TargetSterne
21 CCD-Module zu je 5 deg2
Kepler Ziele
Häufigkeiten der Planeten in der habitablen Zone
Bestimmung der Größe und großen Halbachse
dieser Planeten
Häufigkeit der Planeten um multiple-stellar systems
Bestimmung der Eigenschaften von Sternen, die
habitable Planeten besitzen
Erwartete Resultate
Annahmen:
- 100.000 Hauptreihensterne werden beobachtet
- die meisten von ihnen haben terrestrische Planeten
in oder nahe der habitablen Zone
- jeder Stern hat einen giant in einem outer orbit
- Effizienz liegt bei 84%
- Dauer: 4 Jahre
Giant inner planets auf Grund von reflektiertem Licht
- 870 Planeten mit Perioden < 1 Woche
Erwartete Resultate
Giant planets (transits)
- 135 inner-orbits Planeten
- 30 outer-orbits Planeten
Terrestrische Planeten (transits)
- 50 Planeten, wenn R ~ 1.0 Re
- 185 Planeten, wenn R ~ 1.3 Re
- 640 Planeten, wenn R ~ 2.2 Re
Falls Doppelstern-Systeme keine Planeten haben
sollten, reduziert sich die Anzahl der Systeme um
46%
Referenzen
Website von Jean Schneider:
www.exoplanet.eu
Infoseite über Exoplaneten:
www.planeten.ch