M - ECAP

Extrasolare Planeten II
( EXtrasOlar - Planets )
Seminarvortrag am 22. Dezember 2008
Patrick Brünner
Gliederung des Vortrags
.
..
…
Direkte Nachweismethoden
-Abbildung
-Interferometrie
Indirekte Nachweismethoden
-Radialgeschwindigkeitsmessung ( → Extrasolare Planeten I -15.12.2008 )
I.
Gravitationslinseneffekt ( „microlensing“ )
II. Laufzeitvariation
( „Pulsar timing“ )
III. Astrometrie
(„Star wobbling“ )
IV. Transitmethode der Planetensuche
I. Gravitationslinseneffekt („microlensing“)
Auf der Suche nach „MACHOS“ ( Massive astrophysical compact Halo Objects )
→ Licht der Quelle erfährt eine Wechselwirkung im Gravitationspotential des „Linsen-“Sterns
→ Beispiel: Punktmasse M liegt auf der optischen Achse der Quelle zum Beobachter
=> Für diesen Fall ( Azimuthale Symmetrie ) sieht man die Quelle ( Hintergrundstern ) als Ring
→ Millibogensekunden großer Ring mit theoretischem Radius von:

2 2⋅M⋅D l⋅D ls
R0 = ⋅
c
Ds
=> Maximale Empfindlichkeit bei einem Abstand des Planeten vom Stern mit Einsteinringradius ( 3-5 AU )
Problem hierbei ist die sehr kurze Ereignisdauer und damit möglicher Beobachtungszeitraum:
Eine Charakteristische Zeitskala ist:
t0 =
R0

∝
 M mit  als Geschwindigkeit des Objekts
Typische Zahlenwerte für den „Galactic bulge“:
→ Für Objektmasse
≈ Sternmasse => 1 Monat Beobachtungszeit
→ Für Objektmasse
≈ Jupitermasse=> 1 Tag Beobachtungszeit
→ Für Objektmasse
≈ Erdmasse
=> 1 Stunde Beobachtungszeit
=> Entdeckung von Planeten ein sehr seltenes Ereignis, das lange und viele
Beobachtungen erfordert!
=> Doppelsterne können ebenso als Linsen fungieren
( Kaustiken (komplexe Lichtmuster) mit scharfen „Spikes“ sichtbar )
Die Nachweismethoden des „microlensing“
→ Echtzeitaufnahmen von Linsenereignissen am Himmel ermöglicht die Detektion eines Planeten durch
Abweichungen, bzw. Schwankungen in der Lichtkurve eines Aufgenommenen Hintergrundsterns.
→ Hierbei ist die Zeitskala zu beachten, bei der eine gravitative Störung des Lichtwegs durch einen
Planeten auftritt
=> Häufigkeit einer beobachtbaren Gravitationslinsenverstärkung ist ca. 1 Ereignis unter 1 Million Sternen
MACHO-98-BLG-35
Mikrolinsenerscheinung im Juli 1998
→ Mutterstern im Sternbild des Schützen ( M = 0,4−1,5⋅ M ⊙ )
→ Entfernung 15000 Lichtjahre
→ Masse des Planeten ca. 0,4- bis 1,51-fache Erdmasse mit einem Orbit in 1,5-2,3 AU
Gasplaneten um den Stern gibt es anscheinend keine !
Vermutlich lässt sich der Planet nie wieder entdecken,
nochmalige Untersuchung mit dieser Methode nicht mehr
möglich, da Linsenstern und Planet wieder in den tiefen des
Alls verschwunden sind
Foto: ESO Online Digitized Sky Survey →
„cooler“ Planet(ca. 50K):
-OGLE-2005-BLG-390Lb
-Orbit bei ca. 2,6 AU
-Periode von 10a
-Masse
3,3 M ⊕
Mutterstern:
-roter Zwerg
-ca. 20% Sonnengröße
-Entfernung von
3
22⋅10 Ly
OGLE-2005-BLG-390Lb
Problem: Massenbestimmung (10%-40% M ⊙ ): da Linsenstern zu niedrige Leuchtkraft hat
Aber:
Bestätigte signifikante Abweichung der Lichtkurve, die ihr Maximum des Objektsterns bei dem
3-fachen seiner normalen Leuchtkraft hat, was auf einen Begleiter mit
0,00008 Linsensternmassen hindeutet
Perth Observatory -- West-Australien
Foto zum Zeitpunkt des intensivsten Peak planetarem Effekts – 2005
Teamwork durch Arbeitsteilung
→
Das „OGLE“-Team („OpticalGravitationLensExperiment“) misst die Helligkeit von
10 Millionen Sternen regelmäßig zweimal die Woche
=> Linsenereignis führt zu Em@il-Warnung der Astronomen
=> Jahr 2005 wurden 600 Ereignisse entdeckt
→
Das „PLANET“-Team untersucht diese genauer mit einer Kombination aus 4 Teleskopen in
Tasmanien, Südafrika, Chile und West-Australien
=> Ermöglicht eine 24 stündige Beobachtungszeit eines Objekts
=> Häufiges messen der Lichtkurven ( idealerweise mehrere Male pro Stunde )
=> Reduzieren des Messfehlers und exakte Bestimmung der Abweichung(en)
OGLE-2005-BLG-071
← Stern: 0,08 – 0,5
←
M
M⊙
Planet: 0,05 - 4
← Abstand: 1,5 - 5
mPlanet
MJ
DL
kpc
„The twin-peaked structure can only be generated by the source passing close to, but not over, two cusps of this central caustic.”
http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0505/0505451v2.pdf
II. Astrometrie ( „Star wobbling“ )
→ Beobachtung von Sternen mit einem nachführenden Teleskop
→ Messung der Sternposition über eine CCD-Kamera
→ Abweichungen von der errechneten Position des Sterns lässt Rückschlüsse über
Begleiter zu
Bewegung des Sterns auf die Himmelsebene projiziert wird von einem Beobachter im
Abstand d gemessen
=> Der Stern bewegt sich auf Kreis, bzw. Ellipsenbahn
Mit Hilfe des Schwerpunktsatzes a☼⋅M ☼= a Planet⋅M Planet
folgt für die Winkelamplitude:
tanΔ ☼ ≈ Δ ☼ =
Ist a Planet
MPlanet⋅a Planet
M☼⋅d
über Vermessung mit der Radialgeschwindigkeitsmethode bekannt, so lässt
sich die Masse des Planeten leicht bestimmen
3 Jahre Beobachtung des 10,3 Lichtjahre entfernten Sterns ROSS 248 im Sternbild Andromeda zeigen neben der
Eigenbewegung (Pfeil) auch seine Paralaxe. Jeder Punkt stellt einen Mittelwert verschiedener Einzelmessungen dar. Mit den
Programmen Astrometrica und EasySky, trotz einer Pixelauflösung von mehr als 2''/Pixel, konnte eine Paralaxenbewegung
von nur 0,316'' nachgewiesen werden.
Probleme bim Beobachten:
„Seeing“ → Unschärfe wegen atmosphärischen Störungen
Signal/Rauschverhältnis muss stimmen → Lichtschwache Sterne müssen lang belichtet werden
Technische Grenzen von CCD-Chips → Erhöhung des S/R-Verhältnis auf Kosten des Raumwinkels
Lösung → Beobachtung der Sterne mit einem Satelliten im Weltall (z.B. „Gaya“)
( Präzision im „mikrobogensekunden / Jahr“ Bereich )
Positionsschwankung der Sonne:
Beeinflussung der Sonne durch die Masse des Jupiter zwischen 1990 und 2020, wenn sie aus 33 Lichtjahren (10 Parsec) Entfernung
betrachtet wird.
Der Einfluss der Erde auf die Sonne ist dagegen tausendfach kleiner.
Geplanter Start der Gaia-Mission:
Dezember 2011
Missionsende:
2020
Instrumente an Bord:
→ Radialgeschwindigkeitsmessung
→ Positionsmessgeräte
Ziel: Vermessung unserer Galaxie und der Lokalen Gruppe
III. Laufzeitvariation ( „Pulsar Timing“ )
→
Beobachtung von Pulsaren ( Sterne, die im Radiobereich periodisch abstrahlen )
=> periodische Veränderungen in der Laufzeit ( Ankunftszeit ) der Signale
lassen auf orbitierende Planeten schließen
=> planetare Massen kleiner als Erdmasse möglich
→
Planeten haben sich nach der Explosion des (Hauptreihen-)Sterns und der Entwicklung zum Zwergen
gebildet
=> sehr seltenes Phänomen
← 1995 entdeckt: Jupitermassenplanet
51 Pegasi b
Umlaufdauer von 4,2 Tagen
in 0,05 AU Abstand
← Entfernung 50,1 Ly im Sternbild Pegasus
←
1990 entdeckt während einer langen
Suche nach Pulsaren mit einem
305-m Arecibo Radioteleskop
( Puerto Rico- zweitgrößtes der Welt )
← Planetenmassen:
m A=0,02M ⊕ , mB =4,3M ⊕ , mC =3,9 M ⊕
← Umlaufperioden:
PA =25d , PB=66d , PC=98d
HW Vir b und c
( Entdeckt durch lange Beobachtung zwischen 2000 und 2008 mit dem 61 cm Teleskop am Sobaeksan Optical Astronomy Obersavatory )
(Beobachtung von HW Vir schon länger: 24 Jahre Beobachtungszeitraum)
Doppelsternsystem ( sdB+M ): M 1=0,485 M⊙ / M 2=0,141 M ⊙
Umlaufperiode:
P≈ 2 Stunden
→ Messung der Umlaufperiode der Bedeckung ( sdB Stern / heißer HeliumHR-Stern)
→ Anwesenheit von Planeten führt zur Bewegung um den gemeinsamen Schwerpunkt
(4-Körpersystem)
Umlaufperiode des Doppelsterne ist viel kürzer als die der Planeten
Planeten Daten:
Masse : M b≈19,2 M J , M c ≈8,5 M J
Periode : P b≈5767 d , P c ≈3321 d
( http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0811/0811.3807v1.pdf )
IV. Transitmethode der Planetensuche
Wenn der Inklinationswinkel i nicht zu klein ist, z.B. sin  i ≈1 folgt:
ΔL A Planet R² Planet
≈
≈
L
A
R² ☼
→ Den Planetenradius erhält man durch:
☼
☼
→ Die Dauer ( [Δt] = 1h ) eines Transits wird mit Hilfe des dritten
Keplerschen Satzes bestimmt zu:
Δt =
a³ Planet =
G⋅M⋅P²
4⋅²
Für sonnenähnliche Sterne
P Orbit

⋅
M ≈M ⊙
R ☼⋅cos R Planet
a Planet
 mit δ als „geographische Breite“ des Transits
Größenvergleich zwischen Venus und Merkur →
← Erden- und Mondtransit von Jupiter aus gesehen
Erster entdeckter (Exo-)Planet mit der Transitmethode am 5. 11. 1999
HD209458 b („ Osiris“ )
Jupiter-Vielfache: Radius: 1.35 ± 0.05 RJ , Masse: 0.69 ± 0.05 MJ , Periode: 0.00965 a , Sternbild: Pegasus )
Erdenvielfache: Radius: 15.112888 R⊕ ,Masse: 219.282 M⊕ , Periode: 3.52474541 ± 0.00000025 Temperatur: 1130 ± 150 K )
Die Entdeckung von einem „Heißen Neptun“ Planeten „GJ 436 b“:
Mutterstern- und Planetdaten des GJ 436 Systems:
Masse:
M ⊙=0,44±0,04
Radius:
R⊙=0,44±0,04
Daten des Planeten:
Massen [ M ⊕ ]
M=22,6 ±1,9
Planetenradius
R=3,95R⊕ 0,41
−0,28
R=25200km 2600
−1800
Periode [d]
P=2,64385±0,00009
Exzentrizität
=0,16±0,02
Inklinationswinkel
i=86,5±0,02 °
http://arxiv.org/abs/0705.2219
weitere Planeten z.B. :
X 0-1 b :
→ von einem Team aus Amateurastronomen mit der Transitmethode am 20.5.2006 entdeckt
→ 0,9 -fache Jupitermasse
→ Umlaufperiode von 4 Tagen
→ verdeckt beim Transit ca 2% der Helligkeit des sonnenähnlichen Sterns X0-1
im Sternbild „Nördliche Krone“ in einer Entfernung von 600 Lichtjahren
http://www.corot.de/
CoRoT-Mission (Convection, Rotation and planetar Transits)
Corot-Exo-3b:
Satellit der franz. Raumfahrtagentur CNES mit Beteiligung der ESA zur Detektion von Helligkeitsschwankungen im sichtbaren Bereich.
An Bord eine CCD-Kamera mit einem Blickfeld von 2,8° x 2,8° und ein 27 cm Teleskop
→ Umlaufperiode P [d]= 4,2568 ±0,4 s 
3
→ Mutterstern hat Sonnengröße 6700K ±140 , 1,56R ⊙ ±0,09 , 2,22⋅10 Ly ±520 entfernt ,
Planet oder „gescheiterter Stern“ ? ←→ hohe Dichte (21,6 Jupitermassen bei gleicher Größe)
Mehr als doppelt so dicht wie Blei !
"Es war eine Überaschung einen Begleiter dieser Masse so nahe bei seinem Mutterstern zu finden", sagt Magali Deleuil vom Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
(LAM), die das Team bei dieser Entdeckung leitete. "CoRoT-Exo-3b ist ein einzigartiges Objekt, deshalb wird seine Natur debattiert."
→ Geschwindigkeitsmessung durch Tautenburger Astronomen
→ Abschätzung der Masse durch Fitten eines Sinus möglich
→ Bestimmung der Inklination i:
cosi =
R ☼⋅sin
a planet
Thüringer Landesternwarte Tautenburg
Alfred Jensch 2 Meter Teleskop
( Hintergrund zu sehen: Die schwachen Sterne des Sternbilds Einhorn )
(im
→
Corot-Exo-2b:
→ Lichtkurve von 78 Transits mit
Beobachtungszeitraum von 140 Tagen
→ Gasriese mit 3,5-facher Jupitermasse
und 1,4-facher Jupitergröße
→ 800 Lichtjahre entfernt im Sternbild
Schlange
Corot-Exo-2b Umkreist in weniger als 2 Tagen seinen Heimatstern
in einem Abstand von 12 Sternradien
Corot-Exo-1b:
→
Entdeckt Mai 2007
→
Entfernung 1500 Lichtjahre
→
1,78-facher Jupiterdurchmesser
→
1,3-fache Jupitermasse
→
Umlaufperiode von 1,5 Tagen
→
„heißer Jupiter“ im Sternbild Einhorn
Probleme bei den Transitmessungen
r⊕ ²
r⊕ ²
−4
≈10
≈10−5 vom Weltall aus
→ Photometrische Messgenauigkeit mit
von der Erde und
R⊙ ²
R⊙ ²
→ Riesenplaneten erzeugen nur einen Lichtabfall von ca. 1%
→ empfindlich gegen große Halbachsen a Planet ( Exzentrizität darf nicht zu groß sein !)
→ geringe Beobachtungswahrscheinlichkeit P Transit =sin≈
R☼
a Planet
mit R ☼ ≫r Planet
→ Randverdunkelung „Limb darkening“
Deutlich sichtbar: Randverdunkelung →
Juni 1992 : Sonnenfleck links unten mit 5-facher Erdgröße →
Verantwortlich für Schwankungen der Leuchtkraft →
Sekundärer Transit
( Beim Vorbeizug am Mutterstern )
hohe Oberflächentemperaturen von kurzperiodischen Planeten ←→ hohe Infrarotstrahlung
→
Wenn der Planet vor dem Stern zieht: Addition von Infrarotstrahlung des Sterns und des Planetens
→
Wenn der Planet hinter den Stern zieht: Nur geringer Abfall der Intensität der Infrarotstrahlung
Vergleicht man die Intensität der Strahlung des Planeten mit einem Schwarzkörperspektrum, so lässt sich
auf die Oberflächentemperatur schließen.
Geplanter Start am 6.März 2009
Videostandbild von „Kaguya“, aufgenommen aus 110.000 km Entfernung zur Erde