Planetenentstehung 3. Kapitel: Extrasolare Planeten

Planetenentstehung
3. Kapitel: Extrasolare Planeten
Wilhelm Kley
Institut für Astronomie & Astrophysik
Abtlg. Computational Physics
Wintersemester 2012/13
W. Kley:
Planetenentstehung (WS 2012/13)
3. Exoplaneten
Übersicht
3.1 Entdeckungsmethoden
3.2 Einzelne Objekte
3.3 Statistische Eigenschaften
3.4 Dynamik
3.5 Zusammenfassung
W. Kley:
Planetenentstehung (WS 2012/13)
1
3.1 Detektion
Entdeckungsmethoden
Erfolgreiche Detektionsmethoden
• Stellare Radialgeschwindigkeiten ([1m/s])
(Doppler-Methode)
(Spektroskopie)
• Sternbedeckungen
(Transits)
(Photometrie)
• Lichtablenkung
(Gravitations-Linsen)
(Photometrie)
• Direkte Abbildung
(HR 8799, Fomalhaut)
(Planetenmasse ?)
Noch nicht:
• Astrometrische Entdeckung
W. Kley:
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2
Radialgeschwindigkeitsmethode
3.1 Detektion
a1
a2
Mp
Messe:
M
RG-Amplitude
*
K = v∗ sin i
Umlaufzeit
P
Sternmasse M∗ (aus SP-Typ)
i
Für Kreisförmige Bahn:
Impulserhaltung:
(P.Armitage)
Kepler III:
⇓
Sichtlinie des Beobachters
um Winkel i gegen
Scheibennormale geneigt
i = 0o: Face-On
i = 90o: Edge-On
W. Kley:
v∗ M ∗ = vp M p
q
∗
vp = GM
a
Mp sin i = M∗ K
P
2πGM ∗
1/3
Linke Seite: Mp, sin i unbekannt
Rechte Seite: nur bekannte Größen
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3
3.1 Detektion
RG-Methode: Auswahleffekte
Orbital period =
survey duration
log (mass)
(P.Armitage)
Detectable
Undetectable
log (semi−major axis)
Mp sin i = M∗ K
P
2πGM ∗
1/3
Einschränkungen:
- Genauigkeit der RG-Messungen (K): 1m/s Massengrenze
- Vergleich: v∗ ≈ 12.5 m/s (Jupiter), v∗ ≈ 9 cm/s (Erde)
- Bahnperiode (P ): Beobachtungszeitraum muss länger als P sein
- Sternhelligkeit: Brauche gute Spektren, hohe Auflösung ⇒ d < 200pc
- Sterntyp: Viele Linien, nicht zu aktiv
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4
3.1 Detektion
RG-Methode: Instrument
HARPS
High Accuracy Radial Velocity Planet
Searcher
ein HighTech Instrument
mehr als 120 Planeten entdeckt
In Chile (ESO), 3.6m Teleskop
Genauigkeit: RG < 1m/s
Thorium Referenz Spektrum
Temp.: ∆T < 10−2K
Vermesse 105 Linien
Verschiebung: < 10−3 Pixel
vgl. HIRES (Keck Teleskop)
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5
3.1 Detektion
Transitmethode
Relative Einsenkung
- bestimmt: Verhältnis Planeten- zu Sternradius
- absoluter Planetenradius: brauche Sternradius
- bei bekannter RG-Amplitude: → Planetenmasse
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3.1 Detektion
Transitmethode: Falsch-positiv
Möglichkeiten von falsch-positiven Ergbenissen
Durch weitere Sterne im Feld
Bei Jupiter-ähnlichen Planeten: um die 40% (bei der Kepler-Mission) ?
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3.1 Detektion
Transits: Kepler Mission
150,000 Sterne simultan über mehrere Jahre, Sternbild: Cygnus
Start: 6. März 2009 bis 2016
0.95m Teleskop
Heute: Über 2000 Planetenkandidaten, etwa 70-80 Systeme gesichert.
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3.1 Detektion
Transits: SuperWasp
Wide Angle Search for Planets
8 Mini-Kameras (15cm)
Sterne, heller als 15 mag
South: South Africa
North: La Palma
etwa 70 Systeme entdeckt
Ähnliches Projekt:
HAT: Hungarian made Automatic Telescopes
etwa 40 Systeme entdeckt
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3.2 Objekte
Erstes Objekt: 51 Peg
K = 55 m/s
P = 4.23 Tage
e = 0.00
M = 0.45 MJup/ sin i
(Mayor & Queloz, 1995)
Amplitude (K), Periode (P ) und Sternmasse (M∗)
⇒ Planetenmasse (Mp) & Abstand (a)
Sinusförmige Radialgeschwindigkeitskurve ⇒ kreisförmige Bahn
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3.2 Objekte
Hohe Exzentrizität: 16 Cyg B
K = 50 m/s
P = 800 Tage
e = 0.68
M = 1.68 MJup/ sin i
(Cochran, et al., 1997)
Abweichungen von Sinuskurve ⇒ elliptische Bahn
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3.2 Objekte
Planeten-System: HD 82943
K1 = 46 m/s
K2 = 34 m/s
P1 = 221 Tage
P2 = 444 Tage
M1 = 1.85 MJup/ sin i
M2 = 1.84 MJup/ sin i
(Mayor, et al., 2000)
Doppelperiodisch ⇒ Zwei Planeten (in 2:1 Resonanz)
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3.2 Objekte
Planeten-Transits I
Hinreichend:
Kleinere Instrumente
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3.2 Objekte
Planeten-Transits II
Venus-Transit am 8. Juni 2004
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3.2 Objekte
Planeten-Transits III
Form hängt ab von :
• Größenverhältnis:
Planet/Stern
• Randverdunklung des
Sterns (Sterntyp)
• Abstand des Planeten
vom Stern (Dauer)
(Torres, Winn & Holman, 2008)
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3.2 Objekte
Stern HD 209458
Beobachtung mit dem Hubble-Space-Teleskop (HST)
Stern: M∗ = 1.1 M, R∗ = 1.3R (aus Spektrum)
Planet: P=3.52d, i=85.2, e =0, Mp=0.69 MJup, Rp=1.54 RJup
Transitbeobachtungen liefern: Physikalische Eigenschaften des Planeten
(bei bekannter RG)
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3.2 Objekte
Direkte Abbildung I
GQ Lupi
M∗ = 0.7 M
Abstand: 400 LJ.
Alter: 106 Jahre
Mp unsicher
5-40 MJup ?
proj. Abstand
≈ 100 AE
(ESO, April 2005)
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3. Exoplaneten
Direkte Abbildung II
Stern:
HR 8799
Sternbild: Pegasus
Helligkeit: 6. Größenklasse
Masse: 1.5MSonne
Alter: 60 Mio. Jahre
Abstand: 130 Lichtjahre
4 Planeten!
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3. Exoplaneten
Direkte Abbildung III
Keck-Teleskop:
2 Epochen
Planeten (2008):
Abstand 24, 38, 68 AE
Massen: 10, 10, 7MJup
Planetenbewegung !
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3.2 Objekte
Planetensystem (Sternbild Krebs)
5. Planet um 55 Cnc (41 Lichtjahre Abstand, M∗ = 0.95 M)
# Periode Abstand Masse
[Tage]
[AE] [MJup]
e
2,79
0,038 0,024
b
14.65
0,115 0,836
c
44,38
0,241 0,169
f
260,67
0,785 0,144
d 5371,82
5,901 3,923
Habitabel (bewohnbar) ?
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3.2 Objekte
HD 189733b
“Erdgas auf 63 Lichtjahre entferntem Planeten entdeckt”
(Schwäbisches Tagblatt, 20.Mai 2008)
Transmissionsspektrum vom HST; (Nature, 20.3.2008)
Methan: CH4
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3.2 Objekte
Kepler 16: Bedeckungen
Planet um Doppelstern
(Doyle, ea. Science, 2011)
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3.2 Objekte
Kepler 16: Architektur
Sterne:
M1 = 0.8M, M2 = 0.2M
Planet:
Mp = 0.33MJup
Planet in gleicher
Ebene wie Doppelstern
Sehr flaches System !
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3.3 Statistik
Entdeckungen
(wikipedia)
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3.3 Statistik
Bekannte Exoplaneten
Planenetenkandidaten um sonnenähnliche Sterne
• Total ≈ 840 (Oktober 2012)
• Bedeckende Planeten (Transits): 287
• Systeme mit 2 oder mehr Planeten: 126
• Planetensysteme in Doppelsternen: > 50
• Planetensysteme in Resonanz: > 20
• Anteil der Sterne mit Planeten: ≈ 30%
Liste: http://exoplanet.eu/
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Quelle:
(http://oklo.org/)
(by Greg Laughlin)
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3.3 Statistik
Stern-Masse
(Johnson et al., 2007)
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3.3 Statistik
Stern-Metallizität
(Fischer & Valenti, 2005)
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3.3 Statistik
W. Kley:
Masse-Radius Relation I
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3.3 Statistik
Masse-Radius Relation II
Wassereis
MgSiO3
Post-Perowskit
Eisen
(Fressin ea. Nature, 2012)
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3.3 Statistik
Masse gegen Abstand
Kleine Abstände (heiße Jupiter) & große Massen
100
(Data: exoplanet.eu)
Radial Velocity
Transit
Solar
Mass [M_Jup]
10
1
0.1
1
MJup
300
= 0.4AE
MErde =
aMerkur
0.01
0.01
0.1
1
10
Distance [AU]
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3.3 Statistik
Masse gegen Abstand: II
MErde =
1
MJup
300
aMerkur = 0.4AE
Blaue gestrichelte Linien:
Detektionsgrenze
für RG-Amplitude
(P. Armitage)
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3.3 Statistik
Exzentrizität gegen Abstand
Große Exzentrizitäten
1
(ähnlich zu Doppelsternen)
(Daten: exoplanet.eu)
Radial Velocity
Transit
Solar
0.9
0.8
Eccentricity
0.7
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
0.01
0.1
1
10
Distance [AU]
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3.3 Statistik
Exzentrizität gegen Abstand: II
Hellblaue
gestrichelte Linie:
Bahnen mit
Periastron = 0.04 AE
(P. Armitage)
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3.3 Statistik
Exzentrizität gegen Masse
keine Mp − e Relation
mittleres e
< e >≈ 0.27
(P. Armitage)
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3.4 Dynamik
Turning Planetary Theory Upside Down
ESO press release am 13. April, 2010
Misalignment of planetary orbit and stellar rotation
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3.4 Dynamik
Rossiter McLaughlin Effekt
Variation der Radialgeschwindigkeitskurve (RG) während Bedeckung
Planet bedeckt erst auf uns zukommende, dann sich von uns entfernende
Sternseite.
⇒ Änderung der RG-Kurve
⇒ Bestimmung der Neigung der Bahn gegen Sichtlinie möglich
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3.4 Dynamik
Effekt auf RG-Kurve
Joshua Winn
(Winn et al. 2008)
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3.4 Dynamik
Beispiele
Name
Neigung Masse Periode Exzentrizität
[Grad] [MJup]
[Tage]
0
HD 189733
-1.4o
1.13
2.2
0
XO-3
37.3o
11.8
3.19
0.26
HAT-P-7
182.5o
1.8
2.2
0
W. Kley:
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3.4 Dynamik
Bahnneigung
Himmelsprojizierter Winkel
(Daten: exoplanet.eu, Matsumura et al., 2010)
200
Transit
150
Lambda [deg]
100
50
0
-50
-100
-150
-200
0.01
W. Kley:
0.1
Distance [AU]
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1
39
3.4 Dynamik
Das resonante System GJ 876
Annahme: i = 90o
Mb,c = 0.56, 1.9 MJup
Pb,c = 30, 60 [Tage]
ab,c = 0.13, .21 [AE]
e1,2 = 0.24, .04
$̇ = - 41 [deg/yr]
∆$ = $2 − $1
∆$ = 0 [deg]
|∆$|max = 34 [deg]
Θ1 = 2 λ2 − λ1 − $1
|∆Θ1|max = 7 [deg]
(Lee, 2002)
Entstehung: Brauche Mechanismus, welcher Abstände ändert
Stabilität: Relative Orientierung der Apsidenlinie ist wichtig
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3.4 Dynamik
Das System Kepler 9
(Holman ea., 2010)
Zwei bedeckende Planeten
M1,2 = 0.252, .171 MJup
Pb,c = 19.2, 38.9 [Tage]
a1,2 = 0.140, .225 [AE]
(oklo.org)
Auch Transit-Timing-Variations
2:1 Bahnresonanz
Plus weiterer erdähnlicher Planet ?
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3.5 Zusammenfassung
Ein Vergleich
Wesentliche Unterschiede zwischen solaren und extrasolaren
Planeten:
Sonnensystem
Planetenmasse
klein
Halbachse
groß
Exzentrizität
klein
Bahnneigung
klein
Bahnresonanzen keine
ExoPlaneten
hoch
klein
hoch
groß
einige
Viele Kepler-Systeme sind sehr flach,
mehrere Planeten in Transit
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