Transitmethode

Entdeckung von Exoplaneten - Transitmethode
Wiederholung:
Die Radialgeschwindigkeitsmethode ist eine der effektivsten Verfahren zur Entdeckung
von Exoplaneten. Von den bis heute 697 offiziell anerkannten Exoplaneten wurden der
größte Teil mit dieser Methode gefunden.
Nachgewiesen wird die Bewegung des Muttersterns um den gemeinsamen Schwerpunkt
ihres Planetensystems  Radialgeschwindigkeitsmessungen / Radialgeschwindigkeitskurve
Radialgeschwindigkeiten werden über die durch den Dopplereffekt bedingten Linienverschiebungen in den Sternspektren bestimmt  erfordern sehr hohe Dispersionen
Mit den besten heute im Einsatz befindlichen Echelle-Spektrographen können gerade
noch Radialgeschwindigkeiten von ca. 2m/s gemessen werden.
Bis heute (9.11.2011) wurden offiziell 573 Planetensysteme mit insgesamt 697 Planeten
entdeckt. Davon optisch 8 sicher aufgelöst und 3 fragliche Kandidaten ...
Venus- und Merkurdurchgänge – Transits in unserem Sonnensystem
Merkurdurchgang 2003
Bei der Transitmethode wird der Helligkeitsabfall eines Sterns vermessen, der
dadurch entsteht, daß ein Exoplanet in Sichtline am Stern vorbeiläuft und einen
Teil von dessen Licht zurückhält:
Beispiel: Wie würde sich ein Jupiter-Transit aus großer Entfernung darstellen?
Ein Jupiter-Transit würde die Intensität der Sonne um ca. 1%
verringern. Der Transit selbst würde ~32 Stunden dauern und sich
etwa alle 12 Jahre wiederholen.
Um Exoplanetentransits nachzuweisen, müssen über längere Zeiträume
extrem genaue (Promillebereich) photometrische Helligkeitsmessungen
durchgeführt werden. Ziel ist es, die Bedeckungslichtkurve so genau wie
möglich zu bestimmen.
Problem: Extrem geringe Entdeckungswahrscheinlichkeit
Sehr geringer Intensitätsabfall des Sternlichts während des Transits
Transitwahrscheinlichkeit
Damit ein Transit überhaupt stattfinden kann, muß man fast genau auf die
Kante der Bahnebene des Exoplaneten schauen. Andernfalls wandert er oberoder unterhalb des Sterns vorbei.
Beispiel Jupiter: Neigung der Bahnebene gleichverteilt  P ~ 1/1000
Die Bedeckungswahrscheinlichkeit nimmt zu, je näher sich der Exoplanet am
Mutterstern befindet  Auswahleffekt: „Nah“ und „Groß“
Suchstrategie:
Photometrische Überwachung vieler Tausende von Sternen...
Dafür sind bereits kleine Teleskope mit sehr empfindlichen CCD-Kameras geeignet
(z.B. Projekt BEST (Berlin Exoplanet Search Telescope) des Instituts für Weltraumsensorik
und Planetenerkundung der DLR)
Bedeckungslichtkurven
Unter der Annahme einer gleichmäßig erhellten Sternscheibe und einer vollkommen
schwarzen Planetenscheibe lassen sich Bedeckungslichtkurven für verschiedene
Größen- und Entfernungsverhältnisse sowie Bahnneigungen i leicht theoretisch
berechnen.
 Vergleiche mir realen Lichtkurven, die davon Abweichungen zeigen, erlauben
z.T. vielfältige Rückschlüsse auf die Physik des Systems
Wichtige Größen:
•
•
•
•
•
Transitdauer (Bahnparameter)
Umlaufsdauer (Bahnparameter)
Tiefe des Hauptminimums (Größenverhältnis Stern / Exoplanet)
Tiefe eines eventuell vorhandenen Nebenminimums (Albedo)
Phaseneffekt (Albedo, Temperatur)
Transitbeobachtungen versucht man immer mit Radialgeschwindigkeitsmessungen
zu ergänzen  da i nicht mehr unbestimmt ist (i~90°), kann das Masseverhältnis
ziemlich sicher bestimmt werden
Typische Transit-Lichtkurven, ermittelt aus Daten des Satelliten „Kepler“
Damit eine Exoplanetenentdeckung durch einen Transit anerkannt wird, müssen mindestens
drei Vorübergänge sicher detektiert werden
Auswahleffekt: Kurze Umlaufperioden (Tage bis Monate)
Deshalb gibt es viel mehr „Exoplaneten-Kandidaten“ als offiziell anerkannte Exoplaneten...
Störungen der Bedeckungslichtkurve
Randabdunklung
Sternflecke
Was kann man noch alles aus Transit-Lichtkurven ermitteln?
Ein Exoplanet, der vom Mutterstern
bestrahlt wird oder auch selbst leuchtet,
trägt auch außerhalb des Transits zur
Gesamtintensität des Systems bei
Modifizierung der Lichtkurve
Phaseneffekt
Albedo-Bestimmung:
Haupt- und Nebenminimum
sichtbar
A=Reflektiert / Einfallend
 mit effektiver Temperatur
verknüpft
Die Messungen werden
bei verschiedenen
Wellenlängen (d.h.
speltralsensitiv) ausgeführt.
 Farbe des Exoplaneten
 Nachweis bestimmter
Stoffe (z.B. Natrium) in
der Exoplanetenatmosphäre
Nachweis von Exoplanetenmonden
Exoplanetenmonde
sind z.Z. in den TransitLichtkurven durch ihre
Abschattungswirkung
nicht nacxhweisbar.
ABER
Exoplanet und Mond
bewegen sich um ihren
gemeinsamen Schwerpunkt
nur der Schwerpunkt
bewegt sich gemäß
den Keplerschen
Gesetzen um den
Mutterstern, der
Exoplanet nicht
Es kommt zu Abweichungen
bezüglich der vorausberechneten Transitzeiten
Wie vermeidet man einen „falschen Alarm“ bei der Transitmethode?
Problem: Auch Doppelsterne (Bedeckungsveränderliche, z.B. vom Algol-Typ) erzeugen
einen phänomenologisch sehr ähnlichen Bedeckungslichtwechsel.
Wie kann man einen Exoplanetentransit von einem Sterntransit unterscheiden?
Eclipsing Binary
HAT-P7 b (Exoplanet, Kepler-Satellit)
Da die Anzahl von Transitbeobachtungen durch den Einsatz extra dafür konzipierter
Weltraumteleskope (z.B. COROT, Kepler) stark ansteigt, müssen effektive Methoden
entwickelt werden, welche in der Lage sind, Bedeckungsveränderliche von Exoplaneten
zu unterscheiden.
 VERIFIZIERUNGSPROBLEM
1. Ausschluß aller instrumentellen Effekte, die zu systematischen Fehlern führen
2. Bestimmung der Parameter des Muttersterns (Spektrum, Besonderheiten, Masse
und Größe, Entwicklungsstand)
3. Untersuchung, ob es sich um einen spektroskopischen Doppelstern handelt
4. Morphologie der Bedeckungs- bzw. Transitlichtkurve  Durchmesserbestimmung
5. Untersuchung der Lichtkurve auf Besonderheiten (elliptische Verformung der
Doppelsternkomponenten (z.B. W Ursae Majoris – Sterne)
6. Versuch einer genauen Massenestimmung  Radialgeschwindigkeitsmessungen
Die Masse des Begleiters ist der wichtigste Parameter, um Exoplaneten von Sternen
(z.B. Braune Zwerge) zu unterscheiden
Ausschlußkriterien
Bei Durchmusterungen, die viele Tausende Sterne umfassen, ergeben sich auch eine
große Zahl von mutmaßlichen Transitereignissen (meist in Form schlecht aufgelöster
Lichtkurven). Frage: Welche davon lohnt es sich, im Detail zu untersuchen?
 Zweistufiges Ausschlußverfahren
a) Detektierung aller Kandidaten mit transitähnlichen photometrischen Verhalten
(Lichtkurven-Fitting, Kandidatenidentifizierung)
b) Anwendung der Ausschlußkriterien auf diese Kandidaten (Kandidatenverifizierung)
 Ausschlußkriterien
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Zu wenige sichere Transitereignisse (es müssen mehr als 3 sichere Minima vorliegen)
Sichtbarkeit eines deutlichen zweiten Minimums in der Lichtkurve
Die Tiefe des Hauptminimums übersteigt 150 mmag
Die Lichtkurve zeigt Hinweise, die auf eine ellipt. Verformung des Sterns hinweisen
Mehrere Sterne befinden sich im Meßbereich des Teleskops
Tingley-Sackett-Parameter > 1  geringere Priorität
Die „KEPLER“-Mission zur Exoplanetensuche
1.4 m SchmidtTeleskop mit einer
Öffnung von 0.95 m
42 CCD-Sensoren, die
ein Feld von 105
Quadratgrad abdecken
Automatische Bestimmung der
Helligkeit eines
jeden Sterns im
Blickfeld ab einer
bestimmten Grenzgröße
(~ 100000 Sterne)
Seit März 2009 im
Einsatz
Beobachtungsgebiet und
erste Ergebnisse (Feb. 2011)
1235 Kandidaten für Exoplaneten
29 verifizierte Exoplaneten
Kepler 16b ist der erste Exoplanet, der zwei Sterne (ein Doppelsternsystem aus einem
gelben und roten Zwergstern) umkreist
Nächstes Mal: Statistik und Exoplaneten