Extrasolare Planeten - Universität Tübingen

EBERHARD KARLS UNIVERSITÄT
TÜBINGEN
Sommer Semester 2007 – 10.5.2007
Extrasolare Planeten:
Untersuchungsmethoden und allgemeine
Eigenschaften
Betreuer:
Prof. Andrea Santangelo
Prof. Willy Kley
Gabriele Cologna
Einleitung
Inhaltsverzeichnis:
•
Unterschied zwischen Planeten und braunen Zwergen;
•
Untersuchungsmethoden von extrasolaren Planeten;
•
Physische und statistische Eigenschaften.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
2
Einleitung
Erste offizielle Entdeckung war 1995, als Mayor und Queloz von Universität
Genf im Oktober, auf dem neunten Kongress über kalte Sterne in Florenz,
mitteilten, dass sie einen Planeten der Masse 0,47 MJ in einer völlig
kreisförmigen Umlaufbahn mit 0,05 AE um Stern 51 Peg entdeckt hatten.
Dieser Planet hat eine Periode von 4,23 Tage.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
3
Unterschied zwischen Planeten und braunen Zwergen – Brauner Zwerg
Ein brauner Zwerg bildet sich wie ein Stern, aber häuft nicht genug Masse
an, um die Wasserstoffsfusion zu zünden.
Die Reaktionen von Deuterium und von leichten Metallen wie Lithium,
Beryllium und Bor finden statt. Wegen der geringen Menge dieser Elemente
leuchtet der braune Zwerge nur wenigen Millionen Jahre lang, dann kühlt er
langsam ab und glänzt besonders im Infrarot.
Die untere Massengrenze, um diese Reaktionen zu machen, ist 13 MJ.
Seine Masse liegt deshalb ungefähr zwischen 13 und 80 MJ.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
4
Unterschied zwischen Planeten und braunen Zwergen – Planet
Ein Planet bildet sich wegen Anhäufung des Materials, das sich in den
protoplanetaren Scheiben befindet, die die Sterne (und wahrscheinlich die
braunen Zwerge) während den ersten Phasen ihres Lebens umringen.
Er kann keine Art von nuklearer Fusion durchführen und seine Masse ist
kleiner als 13 MJ.
Die Grenze von 13 MJ ist eine arbiträre aber doppelt motivierte Grenze, weil
sie der Schwellenwert für die Deuterium-Reaktion und auch eine empirische
Grenze für die beobachteten Massen ist.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
5
Untersuchungsmethoden
Die Untersuchung trennt sich in zwei Hauptmethoden, die direkte und die
indirekte.
Die direkte Methode ist heutzutage sehr schwierig durchzuführen, weil das
von den Planeten ausgestrahlte Licht so schwach ist, dass aktuelle
Instrumente es nicht schaffen, es zu erkennen. Trotzdem wurden einige
Planeten mit dieser Methode beobachtet.
Die mehr verwendete Methode ist heutzutage die indirekte, die sich in vier
Haupterhebungstechniken trennt:
Abb.3 Der Buchstabe „b“ zeichnet GQ Lupi
b, den ersten Planeten, der mit direkter
Beobachtung in IR vom Very Large
Telescope (ESO, Chile) entdeckt wurde. Er
hat eine Masse zwischen 1 und 42 MJ (aber
wahrscheinlich 2-3 MJ) und ist ungefähr 100
AE von seinem Stern entfernt. Der Stern ist
ein sehr junger Stern mit 0,7 MS.
•
Spektroskopische Methode;
•
Astrometrische Methode;
•
Photometrische Methoden: - Transit Methode
- Gravitational Microlensing.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
6
Untersuchungsmethoden – Spektroskopische Methode
1952: Vorschlag des russisch-amerikanischen Astronomen Otto Struve.
Auf die Existenz von Planeten wird aus den Schwankungen geschlossen, die sie in
der radialen Geschwindigkeit des Sterns verursachen, weil er auch um den
gemeinsamen Schwerpunkt kreist.
Diese Bewegung lässt die Linien des Stern-Emissionsspektrums wegen des
Doppler-Effekts wechselweise nach Blau (Annäherung) und nach Rot (Entfernung)
verschieben.
Die radiale Geschwindigkeit hängt vom Dopplershift ab, der aus spektroskopischen
Beobachtungen entnommen wird.
Vr 

c

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
7
Untersuchungsmethoden – Spektroskopische Methode
Aus der Radialgeschwindigkeitskurve kann man die Schwankung bestimmen.
Abb.4 (links) Messung der radialen Geschwindigkeit des
Sterns Gliese 86 im Eridani-Sternbild. Die Messungen zeigen
einen extrasolaren Planeten mit einer Umlaufzeit von 15,8
Tagen. Die berechnete Masse ist ungefähr 5 Mal der JupiterMasse.
Abb.5 (unten) Darstellung des Bahninklinationswinkels i.
Aus dem III Kepler’schen Gesetz kann man die folgende Aussageform für die radiale
Geschwindigkeitsschwankung ableiten
M P sin i
1
 2G 
K 



2/3
(1  e 2 )1/ 2
 P  (M P  M  )
1/ 3
(1)
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
8
Untersuchungsmethoden – Spektroskopische Methode
Nimmt man an, dass die Umlaufbahn kreisförmig und M>>MP ist, wird Gl.(1)
 P 
K  28,4  

 1 Jahr 
1/ 3
M P sin i  M 
 
MJ
 MS



2 / 3
m
s
(2)
Kennt man aus dem Verlauf der radialen Geschwindigkeitskurve die Umlaufzeit P
und aus den Sternmodellen die Masse des Sterns M, dann erhält man aus Gl.(2)
das Produkt
M P sin i
Die berechnete Planetenmasse stimmt nur dann mit der realen überein, wenn i=90°
ist, also wenn die Umlaufsbahn entlang der visuellen Linie liegt.
Die heutige Grenze ist 1m/s (Spektrograph HARPS). Im Vergleich, gibt das System
Jupiter-Sonne eine Schwankung von 13m/s.
Diese Technik fördert die Entdeckung von Systemen mit Planeten mit hoher Masse
und kleiner Umlaufzeit.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
9
Untersuchungsmethoden – Spektroskopische Methode
Abb.6 Radialgeschwindigkeitskurve von zwei Einzelplanet- Systemen mit e=0 (51Peg, oben links)
und e= 0,76 (HD222582b, oben rechts), von zwei Doppelplanet- Systemen ohne (47Uma, unten
links) und mit Resonanz (HD82943, unten, rechts).
10
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
25 April 2007: Entdeckung des Planeten Gliese 581c
Entdeckungsmethode: spektroskopische Methode, HARPS @ ESO 3,6 m Teleskop
Masse: ca. 5 Erdmassen
Radius: ca. 1,5 Erdradius
Grosse Halbachse: 0,073 AE
Umlaufperiode: 13 Tage
Mittlere Temperatur: 0° - 40° Celsius
Mutterstern: roter Zwerg Gliese 581
Sternmasse: ca. 1/3 MS
Abb.7
Geschwindigkeitskurve
des einzelnen Planeten,
d.h. die Wirkung von
den anderen Planeten
wurde subtrahiert.
Sternhelligkeit: < 1/50 Sonnenhelligkeit
Sternentfernung: 20,5 Lichtjahren
Andere Planeten: Gliese 581b (15 Erdmassen, 5,4 Tage) und Gliese 581d (8
Erdmassen, 84 Tage)
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
11
Untersuchungsmethoden – Astrometrische Methode
Auch die astrometrische Methode stützt sich auf die Sternbewegung um den
Schwerpunkt. In diesem Fall wird aber die Verlagerung direkt auf der
Himmelskuppel gemessen. Wenn der Stern einen oder mehreren Planeten
beherbergt, wird die Bewegung nicht gradlinig sein, sondern sie wird einige
Schwankungen zeigen. Die Verlagerung wird in arcsec nach der folgenden
Formel berechnet

MP a

M d
Kennt man die Schwankungsperiode, kann man außerdem die
Planetenumlaufperiode, seine Masse und den Bahnradius bestimmen.
Die heutige Grenze ist 2marcsec.
Diese Technik liefert optimale Ergebnisse im Fall von nahen Sternen mit
massiven Planeten in Langzeitbahnen: je ferner vom Stern der Planet ist, desto
kleiner ist die entnehmbare Masse. Sie ergänzt deshalb die spektroskopische
Methode.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
12
Untersuchungsmethoden – Photometrische Methode: Transit Methode
Die Photometrische Methode wird als verheißungsvoller für die Untersuchung
von Planeten mit extrem kleiner Masse betrachtet und liegt darin, die
Helligkeitsschwankungen in der Lichtkurve eines Sterns zu suchen.
Bei der Transit Methode hat man eine Helligkeitsabnahme, die von der
partiellen Bedeckung des Sterns verursacht wird, wenn der Planet durch
unsere visuelle Linie geht.
Abb.8 Animation vom Transit
des Planeten HD 209458 b
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
13
Untersuchungsmethoden – Photometrische Methode: Transit Methode
Die Bedeutung dieser Methode liegt darin, dass sie die physischen
Eigenschaften des Planeten zeigen kann. Die Helligkeitsschwankung ist
nämlich mit dem Planetenradius verbunden
L  R P 

 
L  R 
2
Außerdem kann man Umlaufperiode und Abstand bestimmen und eine sehr
kleine Unsicherheit der mit der spektroskopischen Methode berechneten
Masse geben, weil die Umlaufbahn sehr geneigt sein muss (i ≈90°), um einen
Transit zu machen.
Mit dieser Methode kann man Schwankungen in der Sternhelligkeit zwischen
0,01% und 0,1% messen.
Die kleinste beobachtbare Masse ist ungefähr die Hälfte der Erdmasse für
eine Umlaufbahn von 1 AE um einen 1 MS Stern.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
14
Untersuchungsmethoden – Photometrische Methode: Corot
Abb.9 Helligkeitskurve des ersten
vom Satellit Corot entdeckten
Planeten, Corot-Exo-1 b
Masse: 1,3 MJ
Radius: 1,5 – 1,8 RJ
Periode: 1,5 Tage
Corot ist am 27. Dezember 2006 gestartet.
Am 3. Mai 2007 hat er schon seinen ersten Planeten um einen Stern ähnlich
wie die Sonne entdeckt.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
15
Untersuchungsmethoden – Photometrische Methode: Gravitational Microlensing
Gravitational Microlensing nutzt die Raumverformung wegen der Gravitation. Die
Lichtstrahlen laufen nicht gradlinig, sondern sie werden von der Schwerkraft von
großen Objekten wie Sterne gebogen. Wenn auch in geringerem Maß, geschieht
dies auch mit jedem anderen Körper, wie einem Planeten. Diese Objekte tun nichts
anderes als das Licht eines fernen Sterns zu fokussieren. Dies verursacht, im
Gegensatz zur Transit Methode, eine beobachtbare Erhöhung der Helligkeit
desselben Sterns.
Abb.10 (oben) Darstellung von Gravitational
Microlensing.
Abb.11 (rechts) Lichtkurve vom Planeten
OGLE-2005-BLG-390
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
16
Eigenschaften
Bis heute wurden 233 Planeten entdeckt, die in 200 planetarischen Systemen
verteilt sind, von denen 23 Mehrfachsysteme sind.
Methode
Systeme
Planeten
Mehrfachsysteme
190
221
22
19
19
0
Astrometrische
0
0
0
Grav. Microl.
4
4
0
Imaging
4
4
0
Pulsarplaneten
2
4
1
Spektroskopische
mit Transit
Abb.12 Planetenanzahl als Funktion der Sternmasse
Die meisten Planeten wurden um Sterne mit Spektralklasse von F bis K gefunden
und nur wenige um M-Klasse-Sterne.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
17
Eigenschaften
Einige Planeten wurden um Sterne entdeckt, die zu Doppelsystemen gehören.
Beispiele von solchen Sternen sind 16 Cygni B, Gliese 86, 55 Cancri A und Upsilon
Andromedae. In diesen Systemen sind aber die Sterne ziemlich weit voneinander
entfernt, so dass der Planet nur um einen kreist.
Abb.13 Beobachtete Materienscheiben um
Doppelsternsysteme: diese könnten die Bildung
von Exoplaneten erlauben.
Abb.14 Mögliche Helligkeitskurve eines
Planeten, der um zwei Sterne kreist.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
18
Eigenschaften – Massenverteilung
Die Massenverteilung nimmt für kleine Werte zu, zeigt einen Mangel von
Planeten mit M>10MJ und sammelt sie um M<5MJ.
Abb.15 Histogramm der Massen MPsini in MJ dargestellt
Abb.16 Die gestrichelte Linie stellt die Planetenanzahl
proportional zur Masse-0,9 dar.
19
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
Eigenschaften – Massenverteilung
Abb.17 Planetenanzahl als Funktion des
Massenlogarithmus
Die Masse ist MPsini. Könnten alle Planeten braune Zwerge sein?
Das ist aus verschiedenen Gründen extrem unwahrscheinlich.
1. Jede Bahninklination ist gleich wahrscheinlich.
2. Der Verteilungspeak ist unter 1 MJ. Dies kann geschehen, wenn
auch die reellen Massen eine ähnliche Verteilung haben.
3. Abb.17 zeigt einen Objektmangel zwischen 10 und 100 MJ, also
genau in dem braunen Zwerg Massenbereich (brown dwarfs desert).
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
20
Eigenschaften – Größe
Es ist unwahrscheinlich, dass riesige gasförmige Planeten deutlich größer sind
als Jupiter, weil der Planetenradius die Folge des Gleichgewichts zwischen dem
Gasdruck nach außen und der Schwerkraft nach innen ist. Nimmt die Masse
zu, nimmt die Dichte und nicht die Größe zu.
Es gibt aber einige Ausnahmen, die von der Nähe des Planeten zum Stern
verursacht werden. Bei zu kleinem Abstand dehnen sich die oberen Schichten
der Atmosphäre wegen der zu hohen Hitze aus und lassen die Größe
zunehmen. Ein Beispiel ist der Planet HD 209458 b. Weil er einen Transit hat,
konnte man auch seinen Radius bestimmen.
Masse: 0,69 MJ
Grosse Halbachse: 0,045 AE
Radius: 1,32 RJ
Periode: 3,5 Tage
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
21
Eigenschaften – Metallizität des Muttersterns
Die Metallizität eines Sterns wird definiert als
Fe Masse H Masse Stern
[Fe/H]  log 10
Fe Masse H Masse Sonne
Sie ist eine wichtige Eigenschaft, weil die Anzahl der entdeckten Planeten mit
der Erhöhung der Metallizität zunimmt.
Abb.18 Planetenanzahl
als Funktion der
Sternmetallizität.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
22
Eigenschaften – Metallizität des Muttersterns
Für die Sternmetallizität existieren zwei Hypothesen:
1. “Nature”
Stern reich an Metallen im ganzen Inneren
2. “Nurture”
Stern reich an Metallen nur in der Konvektionszone
Die erste Hypothese sieht wie die wahrscheinlichste aus, wegen der
Unabhängigkeit der Metallizität von der Tiefe der Konvektionszone.
Abb.19 Man sieht kein
besonderes Verhältnis zwischen
der Planetenmasse und der
Sternmetallizität.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
23
Eigenschaften – Bahnexzentrizität
Die Bahnen von extrasolaren Planeten zeigen auch eine sehr hohe
Exzentrizität und nehmen alle möglichen Werte zwischen 0 und 1 an.
Eine Ausnahme stellen kurzeperiodische Planeten dar, deren Bahnen wegen
der Gezeiten-Kräfte kreisförmig werden. Viele von diesen Planeten können
sogar die gleichen Rotations- und Umlaufzeiten haben und deswegen dem
Stern immer dieselbe Seite zeigen. Diese haben eine gebundene Rotation
(Gezeiten-Blockierung).
Abb.20
Abb.21
Das Verhältnis zu der großen Halbachse (Abb.20) oder zu der
Planetenmasse (Abb.21) scheint diese ganz verschiedenen Exzentrizitäten
nicht zu erklären.
Eine Erklärung könnte in Wechselwirkungen zwischen den verschiedenen
Planeten des Systems und zwischen diesen und der protoplanetare Scheibe
gefunden werden.
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
24
Schlüsse
Die Arbeit wurde in mehreren Punkten ausgeführt:
 Unterschied zwischen Planeten und braunen Zwergen.
 Beschreibung der Hauptuntersuchungsmethoden:
•
•
•
•
Spektroskopische Methode (und letzte Entdeckungen)
Astrometrische Methode
Transit Methode (und letzte Entdeckungen)
Gravitational Microlensing
 Beschreibung einiger Eigenschaften:
•
•
•
•
Massenverteilung
Größe
Metallizität des Muttersterns
Bahnexzentrizität
Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften
25