Extrasolare Planeten II

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1 Extrasolare Planeten II ( EXtrasOlar - Planets ) Seminarvortrag am 22. Dezember 2008 Patrick Brünner

2 Gliederung des Vortrags... Direkte Nachweismethoden -Abbildung -Interferometrie Indirekte Nachweismethoden -Radialgeschwindigkeitsmessung ( Extrasolare Planeten I ) I. Gravitationslinseneffekt ( microlensing ) II. Laufzeitvariation ( Pulsar timing ) III. Astrometrie ( Star wobbling ) IV. Transitmethode der Planetensuche

3 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 )

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6 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 )

7 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

8 MACHO-98-BLG-35 Mikrolinsenerscheinung im Juli 1998 Mutterstern im Sternbild des Schützen ( M = 0,4 1,5 M ) Entfernung 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

9 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 Ly

10 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

11 Perth Observatory -- West-Australien Foto zum Zeitpunkt des intensivsten Peak planetarem Effekts 2005

12 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)

13 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.

14 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

15 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

16 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.

17 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 )

18 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.

19 Geplanter Start der Gaia-Mission: Dezember 2011 Missionsende: 2020 Instrumente an Bord: Radialgeschwindigkeitsmessung Positionsmessgeräte Ziel: Vermessung unserer Galaxie und der Lokalen Gruppe

20 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

21 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

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23 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 ( )

24 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

25 Größenvergleich zwischen Venus und Merkur Erden- und Mondtransit von Jupiter aus gesehen

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29 Erster entdeckter (Exo-)Planet mit der Transitmethode am HD b ( Osiris ) Jupiter-Vielfache: Radius: 1.35 ± 0.05 RJ, Masse: 0.69 ± 0.05 MJ, Periode: a, Sternbild: Pegasus ) Erdenvielfache: Radius: R,Masse: M, Periode: ± Temperatur: 1130 ± 150 K )

30 Die Entdeckung von einem Heißen Neptun Planeten GJ 436 b :

31 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 Periode [d] P=2,64385±0,00009 Exzentrizität =0,16 ±0,02 Inklinationswinkel i=86,5 ±0,02

32 weitere Planeten z.b. : X 0-1 b : von einem Team aus Amateurastronomen mit der Transitmethode am 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

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34 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."

35 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

36 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

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38 Probleme bei den Transitmessungen r ² r ² 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

39 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.

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41 Geplanter Start am 6.März 2009

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44 Videostandbild von Kaguya, aufgenommen aus km Entfernung zur Erde