Extrasolare Planeten

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1 Mentorierte fachwissenschaftliche Arbeit mit pädagogischem Fokus Extrasolare Planeten Auf der Suche nach fremden Welten Autor: Dr. Dominique M. Fluri, ETH Zürich Betreuer: Dr. Christian Helm, Departement Physik, ETH Zürich April 2012

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3 Zusammenfassung Extrasolare Planeten sind Planeten, die nicht zu unserem Sonnensystem gehören, und sich stattdessen um andere Sterne bewegen. Seit der Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten im Orbit um einen sonnenähnlichen Stern im Jahre 1995 hat sich dieses Thema zu einem der faszinierendsten Forschungsgebiete der Astrophysik entwickelt. Es begann die Suche nach fremden Welten, die Suche nach einer zweiten Erde. Die Beobachtung von extrasolaren Planeten ist äusserst schwierig, weil sie extrem lichtschwach sind und vom zentralen Stern im Wesentlichen überstrahlt werden. Die Entdeckung von extrasolaren Planeten erfolgt deshalb meist indirekt: Man beobachtet das Licht des Sterns, welches wegen der Präsenz eines Planeten gewissen schwachen Störungen unterworfen ist. Besonders aufschlussreich sind jedoch Methoden, bei welchen direkt der Planet beobachtet wird. Ausgerüstet mit diesen Werkzeugen, können wir einige überraschende Resultate nachvollziehen, die bei der Erforschung von extrasolaren Planeten gewonnen wurden. Zum Beispiel wurden sogenannte heisse Jupiter entdeckt, eine Klasse von Planeten, die in unserem Sonnensystem fehlt. Dabei handelt es sich um jupiterähnliche Planeten, die aber einen sehr kleinen Abstand zum zentralen Stern und eine Umlaufzeit von wenigen Tagen aufweisen. Nur schon wegen dieses Entdeckung mussten wir unser Verständnis über Planetenentstehung erweitern. Heisse Jupiter hätten nämlich gemäss damaliger Theorie nicht existieren dürfen. Genau solche Überraschungen wecken die Neugier und machen physikalische Forschung so spannend. Inzwischen erkannten wir, dass sich ein Planet wie Jupiter nach seiner Entstehung im äusseren Planetensystem dem Stern annähern kann, wegen der Wechselwirkung mit der ursprünglich vorhandenen Akkretionsscheibe, z.b. durch Reibung. Letztlich ist aber die Suche nach bewohnbaren Planeten und extraterrestrischen Lebenszeichen die treibende Kraft hinter diesem Forschungsgebiet. Die Entstehung von Leben, wie wir es von der Erde her kennen, ist nur unter gewissen Voraussetzungen denkbar. Ein wesentlicher Punkt stellt das Vorhandensein von flüssigem Wasser dar. Dies führt zum Konzept der habitablen Zone um einen Stern. Befindet sich der Planet zu nahe beim zentralen Stern, steigen die Temperaturen über die Siedetemperatur von Wasser. Ist der Planet jedoch zu weit weg, sinken die Temperaturen so tief, dass Wasser gefriert. Um einen Schritt weiterzugehen, nehmen wir an, wir hätten einen erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone entdeckt. Könnten wir dann herausfinden, ob darauf Leben existiert? Die Antwort lautet: Ja, wir könnten im Prinzip indirekte Hinweise auf Leben finden. Denn Leben verändert die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre, und die lässt sich dank Spektroskopie untersuchen.

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5 Inhaltsverzeichnis Zusammenfassung iii 1. Einführung Wieso ist die Beobachtung von extrasolaren Planeten so schwierig? Die ersten Entdeckungen von extrasolaren Planeten Überblick über die vorliegende Arbeit Beobachtungsmethoden Unterschied zwischen indirekten und direkten Beobachtungsmethoden Radialgeschwindigkeitsmethode Grundidee Beobachtungsgrössen Transitmethode Grundidee Beobachtungsgrössen Transmissionsspektroskopie Eigenschaften extrasolarer Planeten Anzahl der bekannten extrasolaren Planeten Begriffe Häufigkeit von extrasolaren Planeten Masse versus grosse Halbachse Heisse Jupiter Konsequenzen für die Planetenentstehung Suche nach Leben Habitable Zone Habitable Zone um unterschiedliche Sterne Kontinuierliche habitable Zone Abschätzung der Temperatur eines Planeten Spektrale Signatur von Leben Atmosphärische Biosignaturen Signatur von Pflanzen Schlusswort A. Weiterführende Informationsquellen

6 vi Inhaltsverzeichnis B. Mögliche Themen für Maturitätsarbeiten Literaturverzeichnis

7 Kapitel 1 Einführung Die Suche nach Planeten, die nicht um unsere Sonne kreisen, sondern um andere Sterne, hat in den letzten Jahren enormes Interesse hervorgerufen, nicht nur in der wissenschaftlichen Forschung, auch in der allgemeinen Öffentlichkeit. Solche Planeten nennt man extrasolare Planeten oder auch kurz Exoplaneten, wobei sich das Wort extrasolar darauf bezieht, dass sich diese Planeten ausserhalb unseres Sonnensystems befinden. Die Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten um einen sonnenähnlichen Stern (Mayor & Queloz 1995) hat zu einem Forschungs-Boom geführt, sowohl in der Astrophysik als auch in der Astrochemie, der Klimatologie, der Biologie und der Geologie. Die faszinierenden Forschungsresultate haben viele spezialisierte und auch interdisziplinäre Projekte ins Leben gerufen, welche unter dem gemeinsamen Dach einer neuen Disziplin, der sogenannten Astrobiologie, zusammengefasst werden. Es geht um nichts weniger als den Menschheitstraum, eine zweite Erde und vielleicht auch extraterrestrisches Leben zu finden. Die Wissenschaftler suchen Antworten auf viele damit verbundene Fragen: Wie ist die Erde entstanden und wie entstehen Planeten im Allgemeinen? Wie viele extrasolare Planeten gibt es? Welche Eigenschaften haben diese Planeten und ist unser Sonnensystem aussergewöhnlich oder eher die Norm? Wie gelangt genügend Wasser auf einen Planeten? Wie entstehen organische Moleküle in astrophysikalischen Umgebungen? Unter welchen Bedingungen könnte Leben auf einem Planeten entstehen? Wie entstand Leben auf der Erde? Die Suche nach den Antworten konzentriert sich auf drei verschiedene, aber komplementäre Richtungen. Erstens kennen wir ein konkretes Beispiel eines Planeten, auf welchem sich Leben tatsächlich entwickelt hat: die Erde. Der Vorteil der Erde ist dabei vor allem, dass wir sie im Detail und vor Ort untersuchen können. Ziel ist es, die Bedingungen auf der jungen Erde während den ersten etwa 1 Milliarden Jahren zu erforschen und die Entstehung des Lebens zu rekonstruieren. Zweitens können wir neben der Erde weitere Körper des Sonnensystems vor Ort erforschen, auf welchen vielleicht früher einmal lebensfreundliche Bedingungen herrschten oder sogar noch heute herrschen. Im Vordergrund stehen diesbezüglich der Mars, Jupitermond Europa und der Saturnmond Titan. Und drittens können wir eine grosse Anzahl extrasolarer Planeten studieren. Dabei können wir viel weniger in die Details gehen. Stattdessen stehen uns dank der Vielzahl unterschiedlichster extrasolarer Planeten viele statistische Analysemöglichkeiten offen, welche helfen, die allgemeinen Bedingungen der Planeten- und Lebensentstehung besser zu überblicken und zu verstehen.

8 2 Kapitel 1. Einführung 1.1 Wieso ist die Beobachtung von extrasolaren Planeten so schwierig? Die Entdeckung von extrasolaren Planeten ist jedoch äusserst schwierig und erfordert hochspezialisierte Instrumente. Die Gründe für diese Schwierigkeiten sind zweierlei: Zum einen sind extrasolare Planeten extrem lichtschwach und zum anderen liegen sie so nahe beim zentralen Stern, dass Stern und Planet von der Erde aus gesehen nur durch einen sehr kleinen Winkel voneinander getrennt sind. Das führt dazu, das die Planeten schlichtweg von ihrem zentralen Stern überstrahlt werden. Ein Beispiel: Der Winkelabstand zwischen Sonne und Jupiter, betrachtet aus einer Entfernung von 10 pc, würde bloss 0,5 Bogensekunden betragen. Das ist, als würde man ein 5-Rappenstück aus einer Entfernung von 120 km betrachten. Das ginge ja noch mit modernen Teleskopen, würde nicht der Helligkeitskontrast zwischen Sonne und Jupiter im sichtbaren Licht 1 zu 10 Milliarden betragen. Bei solch enormen Kontrasten bleibt das Licht des Planeten vollkommen vernachlässigbar und lässt sich nicht herausfiltern, ähnlich wie man ein Glühwürmchen aus einigen Kilometern Distanz nicht erkennen könnte, das sich nur wenige Millimeter neben dem Scheinwerfer eines Leuchtturms befindet. 1.2 Die ersten Entdeckungen von extrasolaren Planeten Es ist kaum verwunderlich, dass es sehr lange gedauert hat, bis man die ersten extrasolaren Planeten nachweisen konnte. Zum Erfolg führte schliesslich die Kombination aus erstklassigen Instrumenten und geschickten Beobachtungsmethoden. Im Jahr 1992 gelang das Kunststück erstmals, als gleich zwei extrasolare Planeten entdeckt wurden, die um den Pulsar PSR B kreisen (Wolszczan & Frail 1992). Bei einem Pulsar handelt es sich um einen rasch rotierenden Neutronenstern, also dem Kern eines ehemaligen Sterns, der nach einer Supernova-Explosion übrig blieb. Die Rotationsperiode von PSR B beträgt etwa 6 Millisekunden. Die beiden Planeten haben eine Masse etwa vier mal so gross wie jene der Erde und sie umkreisen den Pulsar in einer Distanz von 0,36 AE und 0,46 AE. Damit war der Beweis erbracht, dass auch ausserhalb unseres Sonnensystems Planeten existieren. Allerdings könnte man sich wohl kaum Planeten vorstellen, die sich in noch lebensfeindlicheren Gebieten befinden. Die starke Röntgenstrahlung und das Bombardement mit hochenergetischen Teilchen in der Nähe des Neutronensterns ersticken jegliche Hoffnung auf Leben. Die Planeten entstanden übrigens erst nach Parsec (pc) ist einen Längeneinheit. 1 pc (Parsec) sind etwa 3,3 Lichtjahre, was grössenordnungsmässig dem typischen Abstand zwischen benachbarten Sternen in einer Galaxie entspricht. 1 pc oder auch 10 pc sind also nicht sehr viel im Vergleich zum Durchmesser unserer Galaxie von ca pc. AE steht für Astronomische Einheit. 1 AE km. Eine Astronomische Einheit ist etwa gleich der grossen Halbachse des Erdorbits um die Sonne, also etwa gleich der durchschnittlichen Distanz Sonne-Erde. Die exakte Definition der Einheit beruht auf Naturkonstanten.

9 1.3. Überblick über die vorliegende Arbeit 3 der Supernova-Explosion. Am ehesten wird vermutet, dass sie sich aus Material aufbauten, welche nach der Supernova auf den Neutronenstern zurück fiel. Der grosse Begeisterungssturm brach erst 1995 aus, als Michel Mayor und Didier Queloz von der Universität Genf zum ersten Mal einen extrasolaren Planeten im Orbit um einen sonnenähnlichen Stern entdeckten (Mayor & Queloz 1995). Es handelte sich um den Stern namens 51 Pegasi. Der Planet wird nach seinem Stern 51 Pegasi b oder kurz 51 Peg b genannt. Seither konzentrierte sich die Suche nach extrasolaren Planeten vor allem auf sonnenähnliche Sterne. Bei solchen Sternen besteht die grösste Wahrscheinlichkeit eine zweite Erde mit vergleichbaren Bedingungen zu finden. Mit sonnenähnlich sind Sterne gemeint, die sich in der relativ konstanten Hauptphase ihrer Entwicklung befinden und vergleichbare Massen aufweisen (so etwa zwischen 0,5 und 1,4 mal die Sonnenmasse). Die Hauptphase, in welcher im Zentrum Protonen zu 4 He-Kernen fusionieren, dauert bei Sternen dieser Masse mehrere Milliarden Jahre, was genügend Zeit für die Entstehung von Leben lassen würde. 51 Peg b besitzt eine fast kreisförmige Umlaufbahn mit einer Umlaufperiode von lediglich 4,23 Tagen und einem Radius von 0,052 AE, also deutlich kleiner als die Distanz Sonne-Erde. Seine Masse ist etwa halb so gross wie jene von Jupiter. Eine zweite Erde war damit noch lange nicht gefunden. Aber die Suche war eröffnet. 1.3 Überblick über die vorliegende Arbeit Die vorliegende Arbeit soll es uns erlauben, an dieser spannenden Entwicklung teilzuhaben und einen fundierten Einblick ins Gebiet der extrasolaren Planeten zu erhalten. Dabei geht es nicht primär um eine Ansammlung von Fakten über extrasolare Planeten. Das gehört natürlich zu einem gewissen Grad dazu. Allerdings würde dies zu einer langen Liste von Details führen, die sogar täglich dank neuen Erkenntnissen erweitert wird. Nein, wir wollen letztlich viel mehr: Wir möchten verstehen und nachvollziehen können, wie Astrophysiker zu diesem neuem Wissen über extrasolare Planeten gelangen. Dabei konzentrieren wir uns auf die wesentlichen Grundideen. Statt einer vollumfänglichen Abhandlung soll also ein Überblick und ein Grundgerüst vermittelt werden, mit dessen Hilfe auch zukünftige Forschungsresultate im Bereich der extrasolaren Planeten eingeordnet und verstanden werden können. Im Kapitel 2 werden die wichtigsten Beobachtungsmethoden vorgestellt. Nur die grundsätzliche Kenntnis dieser Methoden erlaubt es auch nachzuvollziehen, welche physikalischen und chemischen Eigenschaften von extrasolaren Planeten damit ermittelt werden können. Auf diese teilweise überraschenden Eigenschaften werden wir im Kapitel 3 eingehen, bevor wir uns im Kapitel 4 den notwendigen Bedingungen für die Entstehung von Leben und der Suche nach extraterrestrischem Leben widmen.

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11 Kapitel 2 Beobachtungsmethoden In diesem Kapitel werden wir zunächst den Unterschied zwischen indirekten und direkten Beobachtungsmethoden diskutieren. Anschliessend betrachten wir die beiden wichtigsten Methoden, die Radialgeschwindigkeitsmethode und die Transitmethode. Mit diesen beiden Methoden wurden bisher die meisten Erkenntnisse über extrasolare Planeten gewonnen. Es gibt noch weitere, zum Teil komplementäre Beobachtungsmethoden, aber im Sinne einer Einführung beschränken wir uns auf die wichtigsten. Einen kompletten Überblick lässt sich bei Bedarf rasch mit Hilfe der in Anhang A empfohlenen zusätzlichen Informationsquellen gewinnen. 2.1 Unterschied zwischen indirekten und direkten Beobachtungsmethoden Falls es gelingt, das von einem extrasolaren Planeten reflektierte oder abgestrahlte Licht direkt zu detektieren, spricht man von einer direkten Beobachtung. Wie in Kapitel 1.1 erläutert, ist dies jedoch mit erheblichen Schwierigkeiten verbunden, wegen des milliardenfachen Helligkeitskontrasts und der kleinen räumlichen Trennung vom Stern. In der Praxis bedeutet dies, dass das Licht des Sterns und des Planeten in den meisten Fällen auch mit den momentan grössten und besten Teleskopen nur als ein einzelner, gemeinsamer Punkt wahrgenommen wird, wobei der Anteil des Planeten faktisch vernachlässigbar bleibt. Um extrasolare Planeten trotzdem nachzuweisen, benutzt man deshalb oft indirekte Methoden. Der Planet verrät nämlich seine Präsenz aufgrund seiner Wechselwirkung mit dem Stern. So kreisen zum Beispiel beide Objekte um den gemeinsamen Schwerpunkt. Diese leichte und periodische Bewegung des Sterns lässt sich einfacher Messen, da zumindest das Sternlicht hell genug ist. Ganz so trivial sind selbstverständlich auch indirekte Methoden nicht, weil Planeten viel kleiner sind als Sterne und deswegen auch die Beeinflussung des Stern in einem marginalen Bereich bleibt. Mit indirekten Methoden lassen sich extrasolare Planeten also leichter entdecken. Dafür besitzen indirekte Beobachtungen den Nachteil, dass ihre Aussagekraft relativ klein ist und sich meist auf wenige globale Parameter beschränkt. Wirklich detaillierte Analysen der physikalischen und chemischen Eigenschaften eines Planeten erreicht man nur mit direkten Beobachtungsmethoden. Diese bleiben letztlich

12 6 Kapitel 2. Beobachtungsmethoden das Ziel, sind aber leider nicht besonders einfach. Man kann aber aus der Not eine Tugend machen. Indirekte Beobachtungsmethoden eignen sich hervorragend, um extrasolare Planeten zunächst einmal zu entdecken und interessante Kandidaten zu bestimmen. Letztere können dann später (genügend grosse Observatorien vorausgesetzt) in Nachfolgemessungen mittels direkter Methoden ausführlich studiert werden. Trotz der hohen Hürden, sind direkte und räumlich vom Stern getrennte Aufnahmen von extrasolaren Planeten in einzelnen Fällen bereits gelungen (z.b. Marois et al. 2008; Kalas et al. 2008). Es handelt sich bisher meistens um sehr weit vom Stern entfernte Planeten (typischerweise weiter als 20 AE), die eine deutlich grössere Masse als Jupiter besitzen. In der Regel sind die entsprechenden Sterne sehr jung und noch von einer Akkretionsscheibe umgeben. Das erhöht die Detektionswahrscheinlichkeit weiter, weil junge Planeten noch eine ziemlich hohe Temperatur besitzen. Um dem grossen Helligkeitskontrast teilweise entgegenzuwirken, werden für solche Beobachtungen Koronographen eingesetzt. Das sind im Teleskop eingebaute Vorrichtungen, um das direkte Sternlicht auszublenden, vergleichbar mit einer (künstlichen) Sonnenfinsternis. Leider wird dadurch auch das innere Planetensystem verdeckt. Trotzdem wäre es technisch möglich, mit einem Array von sehr grossen Weltraumteleskopen, alle mit Koronographen ausgerüstet, einen extrasolaren Planeten wie die Erde direkt zu beobachten. Ein solches Observatorium wäre innerhalb von zehn bis zwanzig Jahren einsatzbereit. Entsprechende Pläne der ESA und der NASA wurden aber aus finanziellen Gründen auf unbestimmte Zeit verschoben. Einen Trick gibt es jedoch noch, um direkte Beobachtungen durchzuführen. Im infraroten Spektralbereich ist der Helligkeitskontrast wesentlich kleiner, obwohl der Stern weiterhin viel heller bleibt. Dies ist leicht verständlich, wenn man die Emission des Sterns und die Eigenstrahlung des Planeten (die Energie stammt aus vorher absorbiertem Sternlicht) in erster Näherung durch Schwarzkörper-Strahlung approximiert. Während das Strahlungsmaximum eines sonnenähnlichen Sterns im optischen Bereich liegt, emittiert der viel kühlere Planet vor allem im mittleren Infrarot. Im infraroten Spektralbereich sind direkte Beobachtungen sogar möglich, wenn der Planet nicht räumlich vom Stern getrennt werden kann, insbesondere falls der Planet auf seiner Umlaufbahn regelmässig vom Stern bedeckt wird. Durch die Bedeckung kann man bestimmen, welcher Anteil der Strahlung vom Planeten stammt. Genau auf diese Weise konnten die beiden Planeten HD b und TrES-1 als erste extrasolare Planeten direkt beobachtet werden (Charbonneau et al. 2005; Deming et al. 2005), einer der grossen Meilensteine auf diesem Gebiet. 2.2 Radialgeschwindigkeitsmethode Grundidee Die wohl wichtigste Methode zur Entdeckung extrasolarer Planeten ist die sogenannte Radialgeschwindigkeitsmethode. Dabei handelt es sich um eine indirekte Methode. Ihr Ziel ist primär die Entdeckung neuer extrasolarer Planeten oder die Bestä-

13 2.2. Radialgeschwindigkeitsmethode 7 tigung, dass es sich bei einem mit einer anderen Methode entdeckten Kandidaten tatsächlich um einen Planeten handelt. Ausserdem eignet sich die Radialgeschwindigkeitsmethode gut dazu, interessante Objekte zu identifizieren, welche sich für detaillierte Nachfolge-Beobachtungen mit direkten Methoden eignen würden. Die Aussagekraft der Radialgeschwindigkeitsmethode beschränkt sich jedoch auf wenige globale Grössen zum Bahnorbit und auf eine Abschätzung der Planetenmasse, wie dies bei indirekten Beobachtungen üblich ist. Bei der Radialgeschwindigkeitsmethode wird die Bewegung des zentralen Sterns registriert. Dabei nutzt man den Vorteil, dass sich das Licht des Sterns relativ einfach beobachten lässt, während der Planet meistens viel zu lichtschwach ist. Der Planet verrät jedoch seine Präsenz wegen seiner Gravitationskraft auf den Stern, welche dazu führt, dass sich der Stern und der Planet um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen, wobei die Umlaufzeit für beide Objekte gleich lang ist. Auch wenn das Licht des Planeten nicht beobachtbar ist, kann man also die periodische Bahn des Sterns registrieren. Im Prinzip lässt sich die Sternbewegung auf unterschiedliche Arten bestimmen. Einerseits könnte man die Verschiebung der Sternposition relativ zum Fixsternhimmel aufnehmen. Diese Methode wird Astrometrie genannt. Die notwendige hohe Präzision erfordert jedoch spezielle Weltraumteleskope, weil die Turbulenzen in der Erdatmosphäre diese Beobachtungen vom Erdboden aus verunmöglichen. Bisher konnte noch nie ein neuer extrasolarer Planet mit Astrometrie entdeckt werden, obwohl dies vereinzelt angekündigt wurde, aber nie bestätigt werden konnte. Ändern wird sich dies erst mit der geplanten Weltraummissionen GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) der ESA, welche vermutlich tausende neuer extrasolarer Planeten mit Hilfe der Astrometrie entdecken wird: Das GAIA Weltraumobservatorium, geplanter Start 2013, wird Bewegungen mit einer Präzision von 20 Mikrobogensekunden registrieren können. Dies entspricht der Breite eines menschlichen Haares gesehen aus einer Entfernung von 1000 km. Zum Vergleich: Ein Planet wie Jupiter, welcher mit einer Periode von einem Jahr einen Stern wie die Sonne umkreist, gesehen aus einer Entfernung von 20 Parsec, würde Bewegungen des Sterns von 50 Mikrobogensekunden verursachen. Andererseits kann man auch unter Ausnutzung des Dopplereffekts die radiale Geschwindigkeit des Sterns messen, wie dies bei der Radialgeschwindigkeitsmethode erfolgt. Mit radial ist die Geschwindigkeitskomponente entlang des Sehstrahls vom Teleskop zum Stern gemeint. Der Dopplereffekt bewirkt im Spektrum eines Sterns auf seiner Umlaufbahn periodisch variierende Verschiebungen der Spektrallinien Richtung grössere und kleinere Wellenlängen (Abb. 2.1). Für kleine Radialgeschwindigkeiten v r c, mit c der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum, gilt v r = λ λ 0 c, (2.1) wobei λ 0 die Laborwellenlänge einer Spektrallinie, λ = λ λ 0 die Dopplerverschiebung der Spektrallinie und λ die beobachtete Wellenlänge sind. Bei dieser Wahl des Vorzeichens ist v r positiv, falls sich der Stern vom Beobachter entfernt. Typische Messdaten der Radialgeschwindigkeit eines Stern mit einem Planeten

14 8 Kapitel 2. Beobachtungsmethoden Abbildung 2.1: Prinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode: Stern und Planet bewegen sich um den gemeinsamen Schwerpunkt. Beobachtet wird nur die periodische Bewegung des Sterns, weil der Planet zu lichtschwach ist. Bewegt sich der Stern auf die Erde zu, werden die Linien des Sternspektrums wegen des Dopplereffekts blauverschoben, bei einer Bewegung von der Erde weg, sind die Linien rotverschoben. sind in der Abb. 2.2 gezeigt. Die Bahnparameter erhält man durch einen Fit an die Messdaten unter der Annahme eines elliptischen Orbits. Die notwendige Präzision bei der Messung der Radialgeschwindigkeit erfordert hochspezialisierte Instrumente (z.b. Lovis & Fischer 2010). Während bei der Entdeckung des ersten extrasolaren Planeten um einen sonnenähnlichen Stern (Mayor & Queloz 1995) die Präzision 10 m/s betrug, erreicht man momentan (Stand 2012) etwa 50 cm/s mit dem besten Messinstrument namens HARPS (Mayor et al. 2003). Letzteres wurde an der Universität Genf entwickelt und ist an einem Teleskop des La Silla Observatoriums in Chile installiert. Damit ist es möglich, Neptun grosse Planeten (17 Erdmassen) bis zu einer Entfernung von etwa 5 AE vom zentralen Stern zu entdecken oder auch terrestrische Planeten mit ein paar wenigen Erdmassen, wobei diese viel kleinere Orbits als die Erde haben müssen. Bessere Instrumente sind natürlich in Planung. Ab etwa 2016 wird man eine Präzision von 10 cm/s erreichen (diese Geschwindigkeit erhält etwa die Sonne wegen der Erde) und frühestens ab 2022 werden Messinstrumente am geplanten E-ELT (European Extremely Large Telescope) Radialgeschwindigkeiten bis auf 1 cm/s nachweisen können. Es lohnt sich, kurz darüber nachzudenken, wie phänomenal diese Instrumente sind: Wir können heutzutage die Radialgeschwindigkeit eines Sterns, der Lichtjahre von uns entfernt liegt und einen Durchmesser von 1 Million Kilometer hat, mit einer Präzision nachweisen, welche der Geschwindigkeit eines Fussgängers auf einem gemütlichen Spaziergang entspricht. Natürlich ist es wesentlich einfacher, extrasolare Planeten nachzuweisen, welche eine grosse Geschwindigkeit des zentralen Stern verursachen. Dies bevorzugt grosse

15 2.2. Radialgeschwindigkeitsmethode 9 Abbildung 2.2: Messungen (Kreise) und Fit (durchgezogene Linie) der Radialgeschwindigkeit des Sterns HD als Funktion der Phase φ. Die Phase entspricht dem zeitlichen Ablauf innerhalb eines Orbits, wobei in diesem Fall die Phase 0 bzw. 1 die Position mit dem kleinsten Abstand zwischen Stern und Planet anzeigt. Der um diesen Stern kreisende extrasolare Planet besitzt etwa die gleiche Masse wie Saturn. Der Fit ergab eine Umlaufperiode von 70,5 Tagen, eine grosse Halbachse des Orbits a p = 0,302 AE und eine Exzentrizität ɛ = 0,11. Von Da Silva et al. (2006). Planeten mit kleinen Umlaufbahnen. Es überrascht deshalb kaum, dass die ersten nachgewiesenen extrasolaren Planeten vom Typ Jupiter waren mit Umlaufperioden von wenigen Tagen. Die Verbesserung der Messpräzision ermöglicht es also, immer kleinere Planeten in immer grösseren Entfernungen vom zentralen Stern nachzuweisen. Dies erweitert natürlich unsere Kenntnisse über extrasolare Planeten, aber es ändert nichts am Grundprinzip der Radialgeschwindigkeitsmethode. Die Anwendbarkeit der Radialgeschwindigkeitsmethode wird durch eine wichtige Grösse eingeschränkt, welche wir noch kurz diskutieren sollten: die Neigung der Umlaufbahn, auch Inklination genannt, des beobachteten Planetensystems. Es ist ja prinzipiell zufällig, unter welchem Winkel wir von der Erde aus auf ein Planetensystem sehen. Die Neigung der Umlaufbahn wird durch den Inklinationswinkel i beschrieben. Damit ist der Winkel gemeint zwischen der Richtung vom Stern zur Erde (also parallel zur Sehstralrichtung) und dem Normalenvektor auf die Umlaufbahnebene (Abb. 2.3.a). Bei einem Inklinationswinkel von 0 o sieht man also von oben auf die Umlaufbahn, wie in Abb. 2.3.b dargestellt. In diesem Fall besitzt der Stern (und natürlich auch der Planet) keine radiale Geschwindigkeitskomponente (abgesehen von globalen Bewegungen des gesamten Planetensystems), wodurch ein solcher Planet mit der Radialgeschwindigkeitsmethode nicht nachweisbar wäre. Den optimalen Fall, was die Detektierung eines Planeten mit dieser Methode angeht, hat man bei ei-

16 10 Kapitel 2. Beobachtungsmethoden Abbildung 2.3: Definition des Inklinationswinkels der Umlaufbahn: a) Der Inklinationswinkel i ist der Winkel zwischen der Sehstrahlrichtung (Richtung Erde) und des Normalenvektors n der Umlaufbahn. b) Inklinationswinkel i = 0 o : Man sieht von oben auf die Umlaufbahn. c) Inklinationswinkel i = 90 o : Man sieht von der Seite auf die Umlaufbahn. nem Inklinationswinkel von 90 o. Man sieht dann von der Seite auf die Umlaufbahn (Abb. 2.3.c) Beobachtungsgrössen Die Radialgeschwindigkeitsmethode ermöglicht es, die Umlaufzeit, die grosse Halbachse und die Exzentrizität des Planetenorbits und eine untere Grenze der Planetenmasse zu bestimmen. Im Folgenden werden wir darlegen, wie diese physikalischen Grössen festgelegt werden können, wobei wir uns allerdings der Einfachheit halber auf kreisförmige Orbits beschränken. Am einfachsten erhält man die Umlaufzeit P. Sie ist für den Stern und den Planeten identisch und gleich der Periode der Radialgeschwindigkeitsmessung. Die grosse Halbachse des Planetenorbits a p folgt aus der Umlaufzeit mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes a p = ( GM P 2 4π 2 ) 1 3, (2.2) wobei G die Gravitationskonstante und M die Masse des zentralen Sterns sind. Hier haben wir angenommen, dass die Masse des Planeten vernachlässigbar klein ist im Vergleich zur Masse des Sterns. Die dadurch entstehenden Fehler sind in der Regel deutlich kleiner als die Ungenauigkeit bei der Bestimmung der Sternmasse M. Letztere muss natürlich bekannt sein, was aber für alle bekannten Sterne zumindest einigermassen der Fall ist. Am schwierigsten ist es bei Einzelsternen, deren Massen man unter Umständen nur auf etwa 10 20% genau kennt. Eine Abschätzung der Planetenmasse M p finden wir dank der Tatsache, dass sich Stern und Planet um den gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Wir beschränken uns hier auf Systeme mit nur einem Stern und einem Planeten. Die grossen Halbachsen der beiden Bahnen sind dann gemäss Definition des Schwerpunktes verknüpft mit den Massen via

17 2.2. Radialgeschwindigkeitsmethode 11 a M = a p M p, (2.3) mit a der grossen Halbachse des Sternorbits. Wir kennen bereits M und a p, benötigen aber noch a, um auf die Planetenmasse zu schliessen. Im Falle einer kreisförmigen Umlaufbahn besitzt der Stern eine konstante Bahngeschwindigkeit v und es gilt v P = 2πa. (2.4) Allerdings lässt sich die Bahngeschwindigkeit v meistens nur ungenau bestimmen, weil die Inklination i des Orbits überhaupt nicht oder nur ungenau bekannt ist. Die gemessene maximale Radialgeschwindigkeit v r,max liefert uns also nur v sin(i), die Projektion der Bahngeschwindigkeit auf die Sehstrahlrichtung. Dies erlaubt es uns zumindest, eine untere Limite für die grosse Halbachse a des Sterns zu setzen a sin(i) = v sin(i)p 2π = v r,maxp 2π. (2.5) Die Gleichung (2.3) gibt uns entsprechend eine untere Limite für die Planetenmasse M p sin(i) = a sin(i) M = v r,maxp M. (2.6) a p 2πa p Unter Verwendung der Gleichungen (2.2), (2.5) und (2.6) finden wir schliesslich die untere Grenze der Planetenmasse als Funktion der beiden gemessenen Grössen P und v r,max M p sin(i) = ( ) 1 M 2 3 P vr,max. (2.7) 2πG Falls die Annahme einer kreisförmigen Umlaufbahn nicht erfüllt ist, erkennen wir das bereits an der Form der Radialgeschwindigkeitskurve. Diese ist nur bei kreisförmigen Orbits sinusförmig und wird mit zunehmender Exzentrizität mehr und mehr verzerrt. Beim in der Abb. 2.2 gezeigten Beispiel können wir die Abweichung von der Sinuskurve bereits deutlich feststellen. Bei elliptischen Umlaufbahnen werden die Bahnparameter in der Praxis numerisch ermittelt. Die Radialgeschwindigkeitsmethode eignet sich auch hervorragend zum Nachweis von Planetensystemen mit mehreren Planeten. Vom Prinzip her ändert sich dabei nichts, ausser dass sich die gemessene Radialgeschwindigkeitskurve des Sterns nun zusammensetzt aus der Überlagerung mehrerer periodischer Signale mit unterschiedlichen Perioden.

18 12 Kapitel 2. Beobachtungsmethoden Abbildung 2.4: Prinzip der Transitmethode und Transitkurve des Planeten HD b. Während des Transits wird die Helligkeit des Sterns wegen der Bedeckung durch den Planeten ein wenig reduziert. Die Orbitgrösse und die Grösse des Planeten sind nicht skalengetreu eingezeichnet. Die Transitkurve wurde mit dem Hubble Weltraumteleskop ausgemessen bei Beobachtungen des Sterns mit der Bezeichnung HD (Brown et al. 2001). Die Umlaufbahn des detektierten Planeten HD b hat eine grosse Halbachse von 0,046 AE. Die Umlaufperiode beträgt 3,5 Tage und der Radius des Planeten ist 1,32 R J, wobei R J den Radius von Jupiter bezeichnet. 2.3 Transitmethode Grundidee Wenn man per Zufall von der Seite auf die Umlaufbahn eines extrasolaren Planeten sieht, d.h. wenn der Inklinationswinkel genügend nahe bei 90 o liegt, dann bewegt sich der Planet einmal pro Orbit zwischen dem Stern und dem Beobachter durch. Während dieser Phase bedeckt der Planet einen Teil der Sternoberfläche. Man spricht in diesem Fall von einem Transit. Die erste Transitbeobachtung eines extrasolaren Planeten glückte beim vorher bereits bekannten Planeten mit Namen HD b (Charbonneau et al. 2000; Henry et al. 2000). Während eines Transits wird das Licht des Sterns etwas abgeschwächt, wie in der Abb. 2.4 illustriert. Der extrasolare Planet verrät also seine Präsenz durch einen

19 2.3. Transitmethode 13 periodischen, kleinen und kurzen Helligkeitsabfall des Sterns. Bei der Transitmethode handelt es sich also ebenfalls um eine indirekte Methode, weil nur das Sternlicht beobachtet wird. Ein Aspekt muss in diesem Zusammenhang speziell bewusst sein. Abgesehen von vereinzelten Ausnahmen extrem grosser und naher Sterne ist es auch mit den besten Teleskopen nicht möglich, die Oberfläche eines Sterns aufzulösen. Ein Stern wird deshalb nur als Punkt wahrgenommen, dessen Helligkeit dem Integral über die gesamte sichtbare Hemisphäre des Sterns entspricht. In Wirklichkeit sehen wir also während eines Transits nicht einen dunklen Punkt, der vor der projizierten Sternscheibe durchzieht, sondern nur die integrierte Gesamthelligkeit des Systems und deren zeitliche Entwicklung. Die Wahrscheinlichkeit, Transits in einem beliebigen Planetensystem mit a priori beliebigem Inklinationswinkel zu beobachten, hängt stark von den Bahnparametern des Planeten ab. Aus rein geometrischen Überlegungen folgt, dass Transits umso wahrscheinlicher auftreten, je kleiner die Entfernung des Planeten vom Stern und je grösser der Stern ist. Bei sonnenähnlichen Sternen beträgt die Wahrscheinlichkeit von beobachtbaren Transits im Falle einer Erde (grosse Halbachse 1 AE) etwa 0,5%. Bei Bahnradien im Bereich von 0,03 bis 0,04 AE, wie sie bei extrasolaren Planeten oft beobachtet werden, steigt die Transit-Wahrscheinlichkeit immerhin auf etwa 10%. Bei Beobachtungsprogrammen mit dem Ziel extrasolare Planeten mit Hilfe der Tranistmethode zu entdecken, werden deswegen meist eine grosse Zahl von Sternen simultan verfolgt, um die Detektionswahrscheinlichkeit zu erhöhen. Eine Schwierigkeit bei der Transitmethode ist die Möglichkeit, dass ähnliche Helligkeitsverläufe nicht nur von Planeten verursacht werden können. Zu nennen sind diesbezüglich vor allem Sternflecken (Berdyugina 2005). Das sind kühlere und somit dunklere Regionen auf der Sternoberfläche, wie sie auch auf der Sonne auftreten. Mit der Eigenrotation des Sterns tauchen Sternflecken regelmässig auf und wandern dann über die sichtbare Sternscheibe, ähnlich wie ein Planet während eines Transits. Weil Sternflecken kühler sind als die restliche Sternoberfläche, führt dies ebenfalls zu einem Helligkeitsabfall. Die Frage ist also, wie sich Transits eines Planeten von Sternflecken unterscheiden lassen. Die Rotationsperiode typischer Sterne kann von wenigen Tagen bis zu einigen Monaten variieren, wie dies auch bei Umlaufperioden von Planeten auftreten kann. Bei Planeten mit kleinen Orbits ist die Umlaufperiode des Planeten sogar meist synchronisiert mit der Rotation des Sterns, was eine Unterscheidung erschwert. Sternflecken führen jedoch nicht zu perfekt periodischen Helligkeitsabfällen, weil Flecken ihre Ausdehnung langsam verändern und eine beschränkte Lebensdauer besitzen. Einzelne Flecken existieren typischerweise einige Wochen, während ganze Fleckengruppen immerhin viele Monate überleben können. Es ist üblich, erst nach drei erfolgreichen Transitbeobachtungen mit jeweils gleichem Helligkeitsabfall mit strikter Periodizität von einem neuen Planeten zu sprechen. Das wichtigste und beste Kriterium, um von der Entdeckung eines neuen extrasolaren Planeten mittels Transitmethode zu sprechen, ist jedoch die erfolgreiche Bestätigung mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode.

20 14 Kapitel 2. Beobachtungsmethoden Beobachtungsgrössen Die Transitmethode erlaubt es, die Umlaufzeit um den Stern und den Radius des Planeten sowie die grosse Halbachse und den Inklinationswinkel des Planetenorbits zu bestimmen. Die ersten beiden Grössen erhält man gleich wie bei der Radialgeschwindigkeitsmethode. Beim Inklinationswinkel ist offensichtlich, dass er nahezu 90 o betragen muss, weil sonst kein Transit auftreten würde (die Details für eine genauere Festlegung übersteigen aber den Rahmen dieser Arbeit). Wir legen im Folgenden kurz dar, wie auf den Radius des Planeten geschlossen werden kann. Die Grundidee zur Bestimmung des Planetenradius R p ist leicht verständlich und basiert auf einfachen geometrischen Überlegungen. Wir betrachten dazu Abb. 2.4 und nehmen an, dass die Sternscheibe überall gleich hell ist. Solange sich der Planet vollständig vor dem Stern befindet, ist der relative Helligkeitsabfall gleich gross wie das Verhältnis aus den Querschnittsflächen des Planeten und des Sterns, d.h. F F 0 = πr2 p πr 2 = ( Rp R ) 2, (2.8) wobei F die Änderung des auf der Erde detektierten Energieflusses ist im Vergleich zum Energiefluss F 0 ausserhalb des Transits. Die aus den Beobachtungsdaten entnommene Messgrösse ist die relative Energieflussänderung F/F 0 (siehe Abb. 2.4). Sternradien R sind einigermassen zuverlässig bekannt, womit der Planetenradius R p sofort folgt. Die Details sind noch etwas komplizierter, weil Sternscheiben in der Regel gegen den Rand etwas dunkler erscheinen, aber die prinzipielle Idee bleibt bestehen. Die Kombination aus Transit- und Radialgeschwindigkeitsbeobachtungen führt damit zu besonders interessanten Erkenntnissen. Dank bekanntem Inklinationswinkel lässt sich in diesem Fall aus M p sin(i) die wahre Planetenmasse M p berechnen. Zusammen mit dem Planetenradius erlaubt dies sogar, auf die durchschnittliche Dichte des Planeten zu schliessen. Das mag vielleicht unscheinbar klingen, ist es aber nicht. Theoretische Überlegungen und Computersimulationen (welche natürlich gewisse Annahmen beinhalten) ermöglichen dann nämlich Rückschlüsse auf die innere Struktur des Planeten (Charbonneau et al. 2007), z.b. ob dieser einen festen Kern besitzt, was wiederum viel über die Entstehung des konkreten Planeten aussagt und auch generell für ein klares Verständnis der Mechanismen bei der Entstehung von Planeten hilfreich ist Transmissionsspektroskopie Mit Hilfe von Transits lassen sich enorm viele zusätzliche Erkenntnisse über die physikalischen und chemischen Eigenschaften von extrasolaren Planeten gewinnen, die weit über einfache Bahnparameter hinausgehen. Eine besonders viel versprechende Möglichkeit stellt die sogenannte Transmissionsspektroskopie dar, welche für Nachfolgebeobachtungen bereits bekannter extrasolarer Planeten geeignet ist. Das Prinzip der Transmissionsspektroskopie ist in Abb. 2.5 schematisch dargestellt. Entscheidend ist, dass die Atmosphäre des Planeten transparent ist, jedoch

21 2.3. Transitmethode 15 Abbildung 2.5: Prinzip der Transmissionsspektroskopie. Das in Richtung Erde abgestrahlte Sternlicht wird vom festen Teil des Planeten blockiert. Die Atmosphäre des Planeten ist jedoch je nach Wellenlänge mehr oder weniger transparent. Die Atome und Moleküle der Planetenatmosphäre filtern einzelne Wellenlängen selektiv heraus und verursachen zusätzliche oder tiefere Spektrallinien im beobachteten Sternlicht verglichen mit dem Sternspektrum ausserhalb eines Transits. das Sternlicht selektiv durch die Atome und Moleküle der Planetenatmosphäre in einzelnen Spektrallinien oder Spektralbereichen abschwächt wird. Es sei nun daran erinnert, dass wir den Stern räumlich nicht auflösen können und nur das über die gesamte Sternscheibe integrierte Licht beobachtet werden kann. Ausserhalb eines Transits messen wir einfach das normale Sternspektrum. Während eines Transits wird nicht nur die gesamte Helligkeit reduziert, sondern es werden auch zusätzliche oder stärkere Spektrallinien und Molekülbanden im Sternspektrum durch die Planetenatmosphäre verursacht. Die daraus folgenden Analysemöglichkeiten sind phänomenal: Es lässt sich die chemische Zusammensetzung der Planetenatmosphäre untersuchen und zumindest teilweise bestimmen. Erstmals gelang dies mit dem Nachweis von Natriumatomen in der Atmosphäre des bereits erwähnten Planeten HD b (Charbonneau et al. 2002). Inzwischen wurde die Transmissionsspektroskopie auch bei anderen Planeten angewandt (nur Planeten vom Typ Jupiter mit sehr kleinen Orbits) und auf weitere Atome und Moleküle erweitert. Ein weiterer Meilenstein war die Entdeckung von Methan und Wassermolekülen in der Atmosphäre von HD b (Tinetti et al. 2007; Swain et al. 2008). Obwohl dabei das Sternlicht mit der Planetenatmosphäre interagiert, gilt die Transmissionsspektroskopie als indirekte Methode, da man letztlich immer noch das Licht des Sterns detektiert, nicht jenes des Planeten.

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23 Kapitel 3 Eigenschaften extrasolarer Planeten Nachdem wir die wichtigsten Beobachtungsmethoden kennen gelernt haben, können wir uns nun den beobachteten Eigenschaften der extrasolaren Planeten widmen. Allerdings wird unser Wissen über extrasolare Planeten wegen der Aktualität dieses Forschungsgebiets praktisch täglich erweitert. Darum ist es im Rahmen dieser Arbeit schwierig, einen Überblick zu gewähren, der längere Zeit aktuell bleibt. Andererseits gehören einige Resultate gezwungenermassen in einen Bericht über extrasolare Planeten. Wir werden uns deshalb in diesem Kapitel auf einige wenige, aber wichtige Resultate beschränken. Dabei werden insbesondere einige statistische Erkenntnisse präsentiert. Ziel ist es, einige Grundlagen aufzuzeigen, die für ein Verständnis von neuen, zukünftigen Resultaten relevant sind und bleiben. 3.1 Anzahl der bekannten extrasolaren Planeten Mit Stand März 2012 sind 760 extrasolare Planeten bekannt. Diese Zahl ist rasch zunehmend und wird innerhalb einiger Jahre dank neuen und besseren Observatorien auf mehrere Tausend oder mehrere Zehntausend anwachsen. Allein die momentanen Beobachtungen mit dem Kepler-Weltraumteleskop haben bereits über 2000 weitere Kandidaten geliefert. Als ideale Informationsquelle mit dem jederzeit aktuellen Stand über die Anzahl und die Eigenschaften der bekannten extrasolaren Planeten dient die interaktive online Enzyklopädie der extrasolaren Planeten ( Darin werden alle bekannten extrasolaren Planeten aufgelistet, sortiert nach ihrer Entdeckungsmethode. 3.2 Begriffe Bei der Beschreibung extrasolarer Planeten haben sich einige Begriffe eingebürgert, welche sofort grob aufzeigen, um welchen Planetentyp es sich handelt. Konkret werden extrasolare Planeten entsprechend ihrer Masse in verschiedene Kategorien oder Die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten ( wird durch J. Schneider vom Observatoire de Paris, einem professionellen Astrophysiker, laufend auf dem neusten Stand gehalten.

24 18 Kapitel 3. Eigenschaften extrasolarer Planeten Klassen eingeteilt. Ein extrasolarer Planet wird dabei gemäss seiner Masse mit einem Planeten unseres Sonnensystems verglichen, wobei die Klasse dann meistens den Namen des Sonnensystem-Vertreters trägt. Die Grenzen zwischen den Klassen sind nicht immer exakt definiert, was aber auch nicht notwendig ist. Als Erden werden extrasolare Planeten benannt, die etwa die Masse der Erde besitzen. Eine Supererde bezeichnet einen terrestrischen Planeten, also einen Planeten mit fester Oberfläche, welcher eine deutlich grössere Masse als die Erde hat. Die Grenze zwischen diesen beiden Klassen ist nicht genau definiert. Typischerweise werden Planeten etwa im Massenbereich von 2 M bis 10 M Supererden genannt (M steht für die Masse der Erde). Oberhalb von etwa 10 M sind Planeten nicht mehr terrestrisch. Als Neptun werden extrasolare Planeten bezeichnet, sofern ihre Masse im Bereich von etwa 10 M bis 20 M liegt. In unserem Sonnensystem würden Neptun selber (17,1 M ) und Uranus (14,5 M ) dazu gehören. Diese beiden Planeten besitzen einen relativ grossen, festen (und teilweise flüssigen) Kern aus Silikaten, Metallen und Wassereis mit einer Masse von etwa 10 M. Der Kern ist umgeben von Gas, das wegen des hohen Drucks und den hohen Temperaturen im Innern teilweise eher einer Flüssigkeit ähnelt. Die 10 M stellen hier eine Grenze dar, weil ab dieser Masse die eigene Gravitationskraft gross genug wird, um während der Entstehungsphase in grossen Mengen Gas anzuziehen. Extrasolare Planeten mit noch grösseren Massen werden gemeinhin als Jupiter bezeichnet. Vor allem in dieser Kategorie ist es üblich, die Masse eines Planeten in der Einheit M J (Masse des Jupiters, 318 M ) anzugeben. Manchmal findet auch noch der Begriff Saturn (95,2 M = 0,299 M J ) Verwendung, um darauf hinzuweisen, dass der Planet doch deutlich leichter als Jupiter ist. Die Bezeichnung Saturn hat aber nur mit dessen Masse zu tun, nicht mit dessen Ringsystem. Die obere Massengrenze für Planeten wird übrigens meistens bei etwa 13 M J gesetzt, obwohl dazu noch viele Diskussionen im Gang sind und das Thema Gegenstand der aktuellen Forschung ist. Oberhalb von 13 M J setzen in astrophysikalischen Objekten Fusionsreaktionen ein (zunächst mit Deuterium, ab 65 M J mit Lithium). Diese Objekte heissen Braune Zwerge. Erst ab etwa M J werden Objekte als Stern bezeichnet, weil dann Fusion von Protonen zu 4 He stattfinden kann. 3.3 Häufigkeit von extrasolaren Planeten Ein besonders attraktiver Grund, die statistischen Eigenschaften von extrasolaren Planeten zu untersuchen, ist die Beantwortung der Frage, wie häufig Planeten sind, vor allem bewohnbare Planeten. Genaue Resultate stehen dazu noch nicht zur Verfügung, was sich aber in wenigen Jahren dank der Kepler-Weltraummission ändern wird. Hauptziel dieser Mission, welche übrigens die Transitmethode verwendet und Helligkeitsschwankungen von 0,01% nachweisen kann, ist das Bestimmen der Planetenhäufigkeit bis hinunter zu Planeten mit der Grösse der Erde. Bei diesen Analysen muss versucht werden, den Beobachtungs-Bias jeder einzelnen Methode möglichst genau zu berücksichtigen. Trotz momentan noch grossen

25 3.4. Masse versus grosse Halbachse 19 Ungenauigkeiten wird bereits klar, dass Planeten ein recht häufiges Phänomen sein dürften. Eine Studie, welche Planeten mit Hilfe von Gravitationslinsen-Ereignissen aufspürt, kommt zum Schluss, dass in unserer Milchstrasse durchschnittlich pro Stern 1,6 Planeten existieren mit Oribtradien im Bereich 0,5 10 AE (Cassan et al. 2012). Allerdings sind diese Planeten sicher nicht gleichmässig verteilt. Erste Ergebnisse der Kepler-Weltraummission deuten darauf hin, dass etwa 30% der beobachteten Sterne Planeten besiten, wobei Systeme mit mehreren Planeten recht häufig sind (Borucki et al. 2011). Diese Werte sind aber noch mit grösster Vorsicht zu geniessen. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern Planeten besitzt, korreliert ausserdem mit dem Anteil an schweren chemischen Elementen im Stern (Fischer & Valenti 2005). Der (gewichtsmässige) Anteil an Elementen schwerer als Wasserstoff und Helium beträgt in Sternen maximal ein paar wenige Prozent (etwa 1,8% bei der Sonne), häufig auch weniger. Da sich Planeten gemäss üblicher Theorie aus Staub und Eis aufbauen, ist es durchaus verständlich, dass ein hoher Anteil schwerer Elemente in der protostellaren Wolke die Wahrscheinlichkeit der Planetenentstehung erhöht. 3.4 Masse versus grosse Halbachse Die statistische Analyse der Eigenschaften extrasolarer Planeten liefert wichtige Informationen über die Entstehung und Entwicklung von Planeten. Ausserdem sind diese Daten essentiell für die Planung zukünftiger Instrumente und Observatorien. Wir beschränken uns hier auf die Masse der Planeten und die grosse Halbachse der Orbits. Allein diese Grössen haben bereits viele unerwartete Ergebnisse geliefert. Es ist zu erwarten, dass zukünftige Forschungsresultate weitere Überraschungen bereithalten werden. Aber genau das ist einer der faszinierenden Aspekte astrophysikalischer Forschung. Die Masse der bekannten extrasolaren Planeten oder, falls nicht bekannt, die minimale Masse M p sin(i), ist in Abb. 3.1 als Funktion der grossen Halbachse des Orbits aufgetragen. Wegen des Bias in den Beobachtungen überrascht die übermässige Zahl schwerer Planeten kaum. Trotzdem sind einige Tendenzen erkennbar, die nicht durch ein einfaches Bias erklärbar sind. Im Massenbereich über 1 M J nimmt die Anzahl detektierter Planeten mit zunehmender Masse ab, obwohl die Beobachtungsmethoden schwerere Planeten bevorzugen. Tatsächlich deuten bisherige Resultate darauf hin, dass Planeten mit kleiner Masse häufiger sind als solche mit grossen Massen, zumindest im Bereich der Planeten vom Typ Saturn und Jupiter. Zudem ist eine Häufung von Jupitern mit sehr kleinen Orbits erkennbar (grosse Halbachsen ca. 0,04 AE) und dann wieder mit grossen Halbachsen über 1 AE. Die innere Häufung und die Lücke zwischen den beiden Ansammlungen dürfte physikalisch begründet sein. Bei der äusseren Häufung müssen wir bedenken, dass man mit der Radialgeschwindigkeitsmethode noch kaum Planeten mit a p > 6 AE entdecken konnte, da die Umlaufzeit solcher Planeten mehr als 15 Jahre betragen würde und seit der ersten Beobachtung im Jahr 1995 kaum mehr Zeit zur Verfügung stand.

26 20 Kapitel 3. Eigenschaften extrasolarer Planeten Abbildung 3.1: Masse der extrasolaren Planeten als Funktion der grossen Halbachse. Falls die Planetenmasse nicht bekannt ist, wurde die minimale Masse M p sin(i) verwendet. Aufgeführt sind die bekannten extrasolaren Planeten bis zu 10 AE (Stand März 2012), obwohl es auch einige extrasolare Planeten mit grösseren Orbits gibt. Daten von der Enzyklopädie der extrasolaren Planeten ( Heisse Jupiter Planeten mit grossen Halbachsen kleiner als 0,1 AE sind so nahe beim zentralen Stern, dass ihre Temperatur enorm hoch sein muss. Diese Planeten werden deswegen heisse Jupiter bzw. heisse Neptuns genannt. Sie benötigen bloss wenige Tage für einen Umlauf um den Stern. Wegen Gezeitenkräften ist ihre Eigenrotation synchronisiert mit dem Orbit um den Stern, so dass immer die gleiche Seite zum Stern zeigt. Die ersten entdeckten extrasolaren Planeten um sonnenähnliche Sterne waren allesamt heisse Jupiter. Bei einzelnen heissen Jupitern konnte die Oberflächentemperatur sogar direkt mittels Infrarotmessungen ermittelt werden. Die Temperaturen auf der Tagseite liegen je nach konkretem heissem Jupiter zwischen 1000 K und 1500 K. Die Temperaturdifferenz zur Nachtseite fällt jedoch sehr unterschiedlich aus. Zum Beispiel ist im Fall von HD b die Nachtseite nur gut 200 K kühler (Knutson et al. 2007), während bei υ Andromedae b ein Temperaturkontrast von 1400 K gemessen wur- Im Vergleich dazu befindet sich Merkur, der sonnennächste Planet, mit einer grossen Halbachse von 0,387 AE auf einem grossen Orbit.