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EBERHARD KARLS UNIVERSIT ÄT TÜBINGEN. Sommer Semester 2007 – 10.5.2007. Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften. Gabriele Cologna. Betreuer: Prof. Andrea Santangelo Prof. Willy Kley. Einleitung. Inhaltsverzeichnis:

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Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften


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EBERHARD KARLS UNIVERSITÄT TÜBINGEN

Sommer Semester 2007 – 10.5.2007

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

Gabriele Cologna

Betreuer:

Prof. Andrea Santangelo

Prof. Willy Kley

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Einleitung

  • Inhaltsverzeichnis:
    • Unterschied zwischen Planeten und braunen Zwergen;
    • Untersuchungsmethoden von extrasolaren Planeten;
    • Physische und statistische Eigenschaften.

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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

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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

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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 arbiträreaber 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

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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:
    • Spektroskopische Methode;
    • Astrometrische Methode;
    • Photometrische Methoden: - Transit Methode
          • - Gravitational Microlensing.

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.

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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.

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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 Jupiter-Masse.

Abb.5 (unten) Darstellung des Bahninklinationswinkels i.

Aus dem III Kepler’schen Gesetz kann man die folgende Aussageform für die radiale Geschwindigkeitsschwankung ableiten

(1)

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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Untersuchungsmethoden – Spektroskopische Methode

Nimmt man an, dass die Umlaufbahn kreisförmig und M>>MP ist, wird Gl.(1)

(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

Die berechnete Planetenmasse stimmt nur dann mit der realen überein, wenn i=90° ist, also wenn die Umlaufsbahn entlang der visuellen Linie liegt.

Dieheutige 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

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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).

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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

Sternhelligkeit: < 1/50 Sonnenhelligkeit

Sternentfernung: 20,5 Lichtjahren

Andere Planeten: Gliese 581b (15 Erdmassen, 5,4 Tage) und Gliese 581d (8 Erdmassen, 84 Tage)

Abb.7 Geschwindigkeitskurve des einzelnen Planeten, d.h. die Wirkung von den anderen Planeten wurde subtrahiert.

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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

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.

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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

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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

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.

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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.

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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

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Eigenschaften

Bis heute wurden 233 Planeten entdeckt, die in 200 planetarischen Systemen verteilt sind, von denen 23 Mehrfachsysteme sind.

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

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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.

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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.

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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.
    • Jede Bahninklination ist gleich wahrscheinlich.
    • Der Verteilungspeak ist unter 1 MJ. Dies kann geschehen, wenn auch die reellen Massen eine ähnliche Verteilung haben.
    • Abb.17 zeigt einen Objektmangel zwischen 10 und 100 MJ, also genau in dem braunen Zwerg Massenbereich (brown dwarfs desert).

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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 Radius: 1,32 RJ

Grosse Halbachse: 0,045 AE Periode: 3,5 Tage

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Eigenschaften – Metallizität des Muttersterns

Die Metallizität eines Sterns wird definiert als

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

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Eigenschaften – Metallizität des Muttersterns

  • Für die Sternmetallizität existieren zwei Hypothesen:
    • “Nature” Stern reich an Metallen im ganzen Inneren
    • “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.

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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).

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.

Abb.20

Abb.21

Extrasolare Planeten: Untersuchungsmethoden und allgemeine Eigenschaften

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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