Exoplaneten-Detektion 1 - Lehrstuhl für Optik, Uni Erlangen

Exoplaneten-Detektion 1
Tobias Kolb
FAU Erlangen-Nürnberg
Juni 2, 2010
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Gliederung
Sonnensystem
Direkte Methode
Koronographen
Interferometrie
Radialgeschwindigkeitsmethode (RGM)
Massenfunktion
Iodzelle
Ergebnisse
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Sonnensystem
Planetenformation:
Protoplanetare Scheibe aus Gas und Staub (junger Stern)
Planeten entstehen durch Verklumpen
Terrestrische entstehen nur fern von Gasplaneten
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Sonnensystem
Planetendenition
Minimalmasse 1022 kg
Maximalmasse 13 · MJupiter = 13 · 1, 9 · 1027
Orbit/Keplerbahn um Stern
hydrostatisches Gleichgewicht / Kugelform
saubere Umlaufbahn
Pluto, Zwergplaneten und der Kuipergürtel (IAU 2006 )
Planetenarten
Terrestrische Planeten
Gasplaneten
Masseneinheit MJupiter
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Sonnensystem
Abbildung: Exzentrizität im Sonnensystem (wikipedia.de)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Sonnensystem
Habitable Zone
üssiges Wasser
Atmosphere
Sternabhängigkeit
Abbildung: wikipedia.de
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Abbildung: mpg.de
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Entdeckungsgeschichte von Exoplaneten
1980 Beginn der Suche
1995 erster Extrasolarer Planet eines HR-Strerns entdeckt
51 Pegasi b
Entdeckung mit Radialgeschwindigkeitsmethode
454 Extrasolare Planeten
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Detektionsmethoden
Direkte Methoden
Direkte Abbildung des S.P.-Systems
Interferometrie
Detektion des Planeten- Stern-Spektrums
Indirekte Methoden
Radialgeschwindigkeitsmethode
Photometrische und Spektroskopische Detektion von
planetaren Transits
Astrometrische Detektion der Stellaren Bewegung um das
Massenzentrum
Gravitationslinseneekt
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Detektionsmethoden
Exotische Methoden
Radioemission von Extrasolaren Planeten
Ereignis-Detektion:
Asteroideneinschläge und langanhaltende Temperaturerhöhung
Verschlucken des Planeten durch Roten Riesen
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Detektionsmethoden
Detektionsziel
Technik
Güte
Orbit
Astrometrie,RGM,Direkt ++, +, 0
Masse
Astrometrie,RGM,GLE
++, +, 0
Radius
Transit Photometrie
++
Photom. d. Reexionslichts
++
Radius, Albedo
Radius, Temperatur
Direkt im mittleren IR
++
Spektroskopie, Transit
++, 0
Atmosphere
Monde
Transit
+
Planetensystem
Astrometrie, RGM
+, +
++: sehr gut, +: gut, 0: schlecht
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Direkte Methode
Abbildung: HST, Stern Formalhaut mit Begleiter (Kasten) und Staubring
(wikipedia.de)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Direkte Methode
Kontrast zwischen Stern und Planet
FPlanet ∼ RPlanet 2
FStern
aPlanet
IR-Emission von Gasplaneten
Sichtbarer Bereich (500nm):
IR-Bereich:
10−9
10−4
Koronographen
Abdecken des Sternscheibchens
Phasenmaske → destruktive Interferenz des Sternlichts
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Direkte Methode
Abbildung: Skizze eines Koronographen mit Lyot Filter
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Direkte Methode
Adaptive Optik
1.Seeing
2.Erweiterung :
Halo des Sterns über Begleiter durch destruktive Interferenz
verringern
Dark Speckle
Variation der Weglänge des Lichts durch Atmosphere
→ Destruktive Interferenz
Nulling Interferometrie
Mehrere Teleskope
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Achromatische Nulling Interferometrie
Sternlicht aus dem Michelson-Interferometer
Iout = Iin (1 + V · cos(φ))
−Imin
V = IImax
max +Imin Kontrast des Streifenmusters
φ = 2π·λD
Iout = 0 für φ = 180◦ Variation des Gangunterschieds D
Ezienz: Abhängig von der Bandbreite (0.2% der Intensität im
Minimum erreichbar)
Achromatische Nulling Interferometrie
Phasenverschiebung von 180◦ bei allen Wellenlängen
Reststernlicht immer vorhanden: Wellenfrontwellen,
Phasenuktuationen, Interne Kontrastverluste
Rotation des Interferometers um eigene Achse:
Modulation des Planetenlichts
Rekonstruktion des Planetensignals
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Achromatische Nulling Interferometrie
Abbildung: Intensitätsänderung durch Rotation des Interferometers
(R.N.Bracewell: Searching for nonsolar Planets 1978)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Achromatische Nulling Interferometrie
Achromatische 180◦ -Phasenverschiebung
Interferometerarme : 2 rechtwinklige Persikope (Spiegelbildlich
angeordnet)
Umkehrung der Önungen u der relativen Orientierung der
el.Felder
je eine vertikale und horizontale 45◦ Reexion
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Direkte Methode
Abbildung: wikipedia.de
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Ergebnisse DM
Abbildung: Masse der bisher entdeckten Planeten über groÿer
Bahnhalbachse
M
[ Jupiter
AU ]
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Ergebnisse DM
Abbildung: Bahnperiode der bisher entdeckten Planeten über groÿer
Bahnhalbachse
d ]
[ AU
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Radialgeschwindigkeitsmethode
Abbildung: exoplanet.de
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Radialgeschwindigkeitskurve
Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurve des Sterns 51 Pegasi, Niedrige
Exzentrizität der Planetenbahn
Beispiele:
Jupiter:12.5 ms ,
Tobias Kolb
Erde : 0.04 ms ,
Exoplaneten-Detektion 1
51 Peg 50 ms .
Radialgeschwindigkeitsmethode
Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurven durch stark elliptische
Planetenbahnen (exoplanet.de)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Radialgeschwindigkeitsmethode
Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurve von Upsilon Andromedae durch 3
Planeten (astro.berkeley.edu)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Radialgeschwindigkeitsmethode
Bsp.: Kreisförmige Umlaufbahn
Halbachse des Exoplaneten
Dopplereekt:
∆λ = vRc·λ
S +MP )
Kepler 3:
(aS + aP )3 = G ·T ·(4M
·π
Abschätzung:
MS >> MP ; aS << aP
Radius:
aP3 = MS4··πG ·T
2
2
2
2
Massenuntergrenze
Kreisbahn:
TS · vS = 2 · π · aS
MP = MaSP··vS·π·T
2
Inklination
Massenfunktion:
vRadial = vS · sin(i )
MP · sin(i ) = vRadial · M·π·S ·GT
2
2
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
1
3
Radialgeschwindigkeitsmethode
Spektrographen
Auösung 2 ms → 108
Linienverbreiterung:
Intrinsische Linienverbreiterung 400 − 3000 > ∆λ durch vRadial
m
−8
vradial = 13 ms : ∆λ
λ = 4 · 10 bei vradial = 13 s
q
vtherm = 2mkTH → für H in Sonne:10 km
s
Präzision durch Messung vielen Linien (104 )
Gas-Absorbtionszelle (Iod oder Hydrogen-Fluorid)
Thoriumstrahler
Einschränkung des Wellenlängenbereichs durch Grism, Prisma
oder Gitter
Echelle-Gitter-Spektrograph
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Echelle-Gitter-Spektrograph
Abbildung: Schema des Kreuz-Dispersions Echelle-Spektrographen
(wikipedia.org)
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Iodzelle
Abbildung: tls-tautenburg.de
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Iodzelle
Abbildung: tls-tautenburg.de
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Exoplaneten-Detektion 1
Iodzelle
Vorteile
Viele Absorbtionslinien im Spektrum des Iods
Groÿer Wellenlängenbereich
Chemische Stabilität (Beobachtungsdauer ∼Jahre)
Geringe thermische Linienverbreiterung durch niedrige
Betriebstemperatur
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Probleme der RGM
Vorraussetzungen
Groÿe Anzahl an Absorbtionslinien
Eng und Dünn liegende Absorbtionslinien
Stabile Photosphere, folglich keine aktiven oder variablen
Sterne (Astroseismologie)
Sternklassen
Spektralklassen F,G,K,M
Braune Zwerge (Masse: 13-75 MJupiter )
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Probleme der RGM
Kleine Planeten
Groÿe Umlaufbahnen
Multible Systeme
Sonnenecken
Fehlende Parameter:
Inklination (Entdeckungswahrscheinlichkeit)
Radius
→ Kombination von Techniken notwendig
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Ergebnisse RGM
Abbildung: Masse der bisher entdeckten Planeten über groÿer
Bahnhalbachse
M
[ Jupiter
AU ]
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Ergebnisse RGM
Abbildung: Bahnperiode der bisher entdeckten Planeten über groÿer
Bahnhalbachse
d ]
[ AU
Tobias Kolb
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Ergebnisse
Abbildung: Exzentrizität über Bahnhalbachse
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Ergebnisse
Bisher entdeckte Exoplaneten
RGM Direkt
Systeme
363
10
Planeten
424
12
Multi-Sys. 41
1
Hot Jupiters
(Planetenmigration)
Auswahlverfahren durch
Methoden eingeschränkt
Sternsysteme
Eigenes Sonnensystem Sonderfall
Hohe Exzentrizität verhindert Aufenthalt in Habitabler Zone
Leuchtschwache Hauptreihensterne als
Beobachtungskandidaten
Metallizität meist höher als bei Sonne → tiefere
Absorbtionslinien
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Zusammenfassung
Direkte Methode:
Helle, groÿe Planeten mit groÿer Halbachse
Lange Beobachtungszeiten
Radialgeschwindigkeitsmethode:
Massereiche Planeten mit kleinen Halbachsen
(vradial > 10 ms ; a < 3AU )
Inklination unbekannt:
Doppelsternsysteme, Sonnenecken durch andere Methoden
ausschlieÿen
Beobachtungsdauer in Gröÿenordnung der Umlaufdauer
Tobias Kolb
Exoplaneten-Detektion 1
Quellenangabe:
R.N.Bracewell: Searching
for nonsolar Planets
A. Quirrenbach: Detection
and Characterization of
Extrasolar Planets
P. Cassen: Protostellar
Disks and Planet Formation
B.W.Carroll, D.A.Ostlie: An
Introduction to Modern
Astrophysics
D.Goldsmith: Worlds
unnumbered
Tobias Kolb
H.Kartunen: Fundamental
Astronomy
A.Weigert,H.J.Wendker,L.Wisotzki
Astronomie und
Astrophysik
exoplanet.eu
exoplanet.de
rssd.esa.int
mpg.de
Wikipedia
Exoplaneten-Detektion 1