Planeten_lfb2007

Extrasolare Planeten:
Entdeckung und Entstehung
Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg
[email protected] http://www.kis.uni-freiburg.de
(Vorspann)
Entdeckungen pro Jahr
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(Vorspann)
(Vorspann)
Planeten
< 13 MJ
Gibt es Extrasolare Planeten ?
Braune
Zwerge
Sterne
> 80 MJ
Solare Planeten:
 Innere (feste) Planeten :
Merkur, Venus, Erde, Mars
 Äußere Gasriesen:
Jupiter, Saturn, Neptun, Uranus
Ist das bei anderen Sternen auch so?
Ja und nein!
(Quirrenbach 2005 & Jorissen et al. 2001)
Gliederung
(1)
Planetenentdeckung
(1.1) Radialgeschwindigkeit
(1.2) Transit
(1.3) Mikro-Gravitationslinsen
(1.4) Direkte Abbildung
(1.5) Statistik
(2)
Planetenentstehung
(2.1) Hydrodynamik einer protoplanetaren Scheibe
(2.2) Magnetische Rotationsinstabilität
(2.3) Phasen der Planetenentstehung
(Phase 0) Kondensation
(Phase I) Koagulation und Agglomeration
(Phase II) Protoplaneten
(Phase III) Gasriesen
Zusammenfassung
(1)
Methoden und ihre Entdeckungen
http://www.exoplanet.eu: 253 Planeten (Stand 5. Oktober 2007)
(1.1)
(1.2)
(1.3)
(1.4)

Radial-Geschwindigkeit:
240 Planeten um 205 Sterne mit 25 multiplen Systemen
Transit:
26 Planeten (0 multiple Systeme)
Micro-Gravitationslinsen:
4 Planeten (0 multiple Systeme)
Direkte Aufnahme:
4 Planeten (0 multiple Systeme)
Pulsare als Zentralobjekt:
5 Planeten um 3 Pulsare (1 multiples System)
Zukunft:

Astrometrie (z.B. GAIA)

(Nulling-) Interferometrie (z.B. SIM, VLTI)
(1.1)
Bahn zweier sich umkreisender Massen
Bahngeschw. des Sterns:
:
3. Kepler Gesetz:
Schwerpunktsatz:
(1.1)
Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone
3 Planeten um Gl 581: entdeckt am 25. April 2007
Gl 581:
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Spektralklasse
Masse
Radius
T (effektiv)
Leuchtkraft
Distanz
Habitable Zone
(Udry et al. 2007, submitted to A&A)
M3
0.31 M•
0.29 R•
3000 K
0.013 L
6.3 pc (=20 Lj)
(1.1)
Projektionseffekt: sin i
Bei beliebig orientierten Bahnen, sind die Durchstoßpunkte
der Rotationsachsen gleichverteilt auf Kugeloberfläche.

"Äquator"-Betrachtung häufiger als "Pol"-Betrachtung:
cos i gleichverteilt zwischen 0 und 1!
cos i = 0.5



i = 600
 sin 600 = 0.87
Bei 87% aller Fälle ist der Fehler kleiner als Faktor 2!
Nur bei 0.5% ist der Fehler größer als Faktor 10!
Bemerkung: Bei Gliese 876 (Spektralklasse M4),
m sin i = 2 MJ und P = 60 Tage.
Inklination i astrometrisch mit HST bestimmt:
Inklination: i = 840 .
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(1.1)
Projektionseffekt: sin i
(1.1)
Präzisionsspektroskopie
Sonne
als Stern
Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
(1.2)
Transit
 Planetentransit ermöglichen
Erste COROT Entdeckung am 4.Mai 2007
1.000
die Messung von Spektren der
Normalized Flux
Planetenatmosphären.
0.995
 Plateau nicht flach:
0.990
Mitte-Rand-Variation!
0.985
0,980
0.975
COROT:
Seit 3. Februar 2007 im All.
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 Asterioseismologie
 Transitsuche
Photometrische Genauigkeit: 10-4
(1.3)
Gravitationslinsen
I1
L
B
Q
I2
DQ
DLQ
DL
Lichtverstärkung bei
Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte
(1.3)
Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet
(1.3)
OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53
Erster Nachweis eines ExoPlaneten durch MikroGravitationslinseneffekt:
22. Juni 2003
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(1.3)
Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU!
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Stern:
OGLE 2005-BLG-390
M-Zwerg, M = 0.2 M
&
Planet:
5 M, a = 3 AU, P = 10J.
(PLANET/RoboNet, OGLE, and MOA)
25. Januar 2006
(1.4)
Direktes Bild eines Planeten: wie geht das?
Kombination von Teleskopen der
8m-Klasse mit der adaptiven Optik
ermöglicht die räumliche Auflösung
von Planet und Zentralobjekt.
NaCo: Naos & Conica
NAOS:
Nasmyth Adaptive
Optics System
CONICA:
Near-Infrared Imager
and Spectrograph
NACO@Yepun (VLT)
(1.4)
Direkte Abbildung von Exo-Planeten
Brauner Zwerg: M8 (T < 3000K)
Planet: 5 MJ, a = 55AU
Entfernung: 70pc
Stern: AB Pic, K2 V, T = 4875K
Planet: 13MJ, a = 275 AU
Entfernung: 45pc
Mit Koronograph!
778 mas
55 AU in 70 pc
2''
(1.5)
Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten
12
Planetenmassen MJ
Planetenmassen MJ
100
10
1
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0.1
10
8
6
4
2
0.01
0.01
0.1
1
10
0
0.01
Große Halbachse (AU)
0.1
1
10
Große Halbachse (AU)
 Bei kleinen Halbachsen sind schwere
Planeten weniger häufig.
 Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU
http:www.exoplanet.eu
100
(2)
Von den Wolken zu den Sternen und Planeten
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(Illustration aus Sterne und Weltraum)
(Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg)
(2)
Direkte Abbildung einer protoplanetaren Scheibe
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HST/NICMOS Aufnahme im H-Band (nahes Infrarot) mit Abdeckung
des zentralen Sternes HD 4796 (Schneider et al. 1999).
(2)
Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet
Nicmos/HST im Taurus (140 pc)
(2)
Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet
Protoplanetare Scheibe:
 Masse: 0.01 bis 0.1 M.
 1% Staub und 99% Gas.
 Lebensdauer: 106 bis 107 J.
HST im Orionnebel
(2)
Zeitskala der Planetenentstehung
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(Haisch et al. 2001)
Thermische IR-Strahlung vom Staub in der protoplanetaren Scheibe
Sternhaufen:
Viele IR-Strahlungs-Quellen solange sie jung sind!
Staubscheiben werden nicht älter als einige Millionen Jahre!
(2)
Kepler Rotation - Kepler Scheibe
•
•
Bahngeschwindigkeit nimmt nicht linear mit r zu, sondern mit r-0.5 ab.
Drehimpuls nimmt nach außen hin zu.
(2.1)
Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe
Massenerhaltung
Impulserhaltung
Energieerhaltung
Massenakkretionsrate
Oberflächendichte
Scheibengleichung
??FIGUR AUS ORIGINALARBEIT??
Zeit
Radius
Zeit
Radius
Typische Entwicklung
(2.1)
Problem der Zeitskala
(2.2)
Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)
(2.2)
Scheibe





Problem mit MRI: Scheibe nicht ionisiert!
kühl und staubig
nicht ionisiert
nicht leitfähig
zu kleine magnetische Reynoldszahl
Magnetfeld ist nicht "eingefroren".
(Klahr et al. 2006)
4 Quellen zur Ionisation:
1) Galaktische kosmische Strahlung
2) Stellare energetische Teilchen und
Röntgenstrahlung
3) Radioaktive Kerne
4) thermische Anregung durch Stöße
(2.3)
Phase 0:
Phase I:
Planetenentstehung
Kondensation des Staubes in Scheibenmitte durch Sedimentation.
Koagulation und Agglomeration durch Haftung nach Stößen zu (km-großen)
Planetesimalen.
Phase II: Planetesimale wechselwirken gravitativ. Es bilden sich Protoplaneten.
Phase III: Planeten sammeln gravitativ weiteren Staub und Gas auf und werden zu Gasriesen.
Phase I
Phase II
Phase III
(Beckwith et al. 2000 und Sterne und Weltraum)
(2.3)
Phase 0 : Kondensation und Sedimentation
Staub sedimentiert in der Scheibenmitte. Aber:

Staubdichte farbig codiert
(gelb=hoch, blau=niedrig)

Korotierendes Bezugssystem.

Staub in Scheibenmitte konzentriert.

Staub eingebettet turbulente Scheibe

Turbulenz wirbelt Staub auf!

Turbulente Viskosität größer als
molekulare Viskosität
z
0
Zur Anzeige wird der QuickTime™
Dekompressor „YUV420 codec“
benötigt.
Azimut
Radius
(Johansen & Klahr 2005, ApJ 634, 1353)
 Turbulenz und Schwerkraft bestimmen die Dicke der Staubschicht.
(2.3)
Phase I: Koagulation zu Staubklumpen
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Phase I
Staubkoagulation
im Labor
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Phase II
 Haftende Kollisionen des Staubes durch
Brownsche Bewegung zu mm-großen
Teilchen.
 Experimentell nachvollziehbar im irdischen
Labor.
 Es bilden sich Agglomerate (Staubklumpen)
bis auf Zeitskala von 10 bis 105 Jahren.
Aber dann ....
(2.3)
Phase I: Von Staubklumpen zu Planetesimalen
(Agglomeration)
Gas-Staub Dynamik: Staubteilchen erfahren Strömungswiderstand

Kleine Staubteilchen werden vom Gas mitgenommen,

Große Staubteilchen spüren keinen Gegenwind.

Mittelgroße Staubteilchen werden abgebremst und migrieren nach innen.
Teilchen mit ca. 1 m Durchmesser wandern um 1 AU in 100 Jahren! (Weidenschilling 1977)
Benötigt werden hohe Stoßraten und kleine Relativgeschwindigkeit!
(2.3)
Phase II: Von Planetesimalen zu Planeten

Planitesimale entkoppeln vom Gas und gravitative Wechselwirkung dominiert.

Je größer ein Teilchen, desto stärker zieht es weitere Teilchen an:

„Runaway growth" (Lawinenprinzip)
Für Erde benötigt man ungefähr 1011 Planetesimale.
Berechnung:
Statistische Methoden, die mit direkten numerischen Simulationen
abgeglichen werden.
Wetherill & Stewart (1993):
Start:
N=109 Teilchen mit m1 (M=109 m1)
Nach 103 J:
52 Teilchen mit m > m1
Nach 104 J:
Fragmentation hat N erhöht.
nach 105 J:
7 Teilchen haben zusammen mehr als M/2.
Größtes Teilchen wie Merkur
(2.3)
Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen
Erwartung:
Schwere Planeten benötigen
exzentrische Bahnen um genügend
Masse aufsammeln zu können.
Aber:
Viele schwere Planeten haben nur
kleine Exzentrizität.
Lösung:
Typ II Migration
(nicht-lineares Regime)
(2.3)
Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen
Hydrodynamische Simultationen von
Protoplanet in Scheibe (0.01 M):
 Spiralförmige Dichtewellen
 Lücke
 Zuwachs: 1 MJ nach > 104 Jahren
 Bis zu 5 - 10 MJ können erreicht werden.
Zur Anzeige wird der QuickTime™
Dekompressor „YUV420 codec“
benötigt.
 Migration durch gravitative
Wechselwirkung mit Scheibe auf einer
Zeitskala von 105 Jahren.
(Kley 1999)
(2.3)
Phase III: Gasriesen
Gasriese öffnet eine Lücke:
Strömungsfeld
Planet
Planet saugt Materie aus großer Entfernung an.
(Kley 1999)
(2.3)
Phase III: Migration
Drehimpuls
v1
j2
vp
v2
j1
j1
Radius
Gravitative Wechselwirkung in homogener Scheibe:
Spiralförmige Dichtewelle mit Planet als Störung.
 Lineares Regime:
Typ I
 Nichtlineares Regime:
Typ II
 Drehimpulstransfer bei
Migration:
Typ III
j2
(2.3)
Phase III: Mehr-Planeten Systeme
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Paul Cresswell and Richard Nelson (2006),
Astronomy Unit, Queen Mary University London.
A&A 450, 833--853
Zusammenfassung
 Exo-Planeten existieren in großer Vielfalt.
 Das Sonnensystem stellt keine Ausnahme dar.
 Komplementierende Methoden zur Bestimmung von Planeteneigenschaften
 Unser Verständnis zur Entstehung von Planetensystemen weist viele Lücken auf.
 Planeten- und Sternentstehung laufen nebeneinander ab.
 Planetenentstehung in Keplerscheibe aus Staub und Gas.
Literatur
Sterne und Weltraum: Dossier Planetensysteme, 1 / 2004
Saas Fee Advanced Courses 31 (April 2001)
Swiss Society for Astrophysics and Astronomy
P. Cassen, T. Guillot, A. Quirrenbach
"Extrasolar Planets"
Springer Verlag, 2006
 Detection and Characterization of Extrasolar Planets (A. Quirrenbach)
 Protostellar Disks and Planet Formation (P. Cassen)