Exoplaneten-Detektion 2

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1 Exoplaneten-Detektion 2 Jonas Reubelt FAU Erlangen-Nürnberg Juni 9, 2010

2 Übersicht Astrometrie Gravitationslinseneekt Lichtlaufzeitvariation Transitmethode Zusammenfassung

3 Astrometrie - Sternwobbling Astrometrie geometrischer Teil der Astronomie: "Positionsastronomie" Messung von Gestirnspositionen und den Bewegungen früher: Hauptteil der Astronomie Astrometrie in der Exoplanetensuche: Sternwobbling Bewegung des Sterns um gemeinsamen Schwerpunkt mit Planet oder Planetensystem Schwerpunkt liegt meistens immernoch im inneren des Sterns eiernde Bewegung des Sterns Anwendbar wo Radialgeschwindigkeits- und Transitmethode versagen: Planetenbahn senkrecht zur Sichtlinie zum Beobachter

4 Astrometrie: Geometrie Der Stern bewegt sich vom Beobachter aus scheinbar auf einer Ellipsenbahn Winkel unter dem die groÿe Halbachse erscheint: Θ = a PM P M S d (1) a P aus Radialgeschwindigkeitsmessung d durch Paralaxe M S durch Klassizierung Berechnung von M P Abbildung: exoplanet.de

5 Astrometrie Abbildung: exoplanet.de

6 Gliese 876 Stern Masse: 0, 334 ± 0, 03M Radius: 0, 36R Gliese 876 b Masse: 2, 64M J groÿe Halbachse: 0,211 AU Gliese 876 c Masse: 0, 83M J groÿe Halbachse: 0,132 AU Gliese 876 d Masse: 0, 02M J groÿe Halbachse: 0,021 AU

7 Gravitationslinseneekt Übersicht Prinzip, Einsteinradius Mikrogravitationslinseneekt, Lichtverstärkung Stern und Planet als zweiteilige Linse Lichtkurve Entdeckungen

8 Gravitationslinseneekt Abbildung: wikipedia.org

9 Gravitationslinseneekt Abbildung: wikipedia.org

10 Einsteinradius Ablenkung gegeben durch Allgemeine Relativitätstheorie: α = 4GM c 2 b (2) Einsteinradius θ E 4GM D LS (3) c 2 D L D S θ E = θ 1 für θ S = 0 Einsteinring falls Quelle direkt hinter der Linse

11 Lichtverstärkung Vergröÿerung des Raumwinkels Der Raumwinkel, aus dem der Beobachter Licht von der Quelle sieht vergröÿert sich abhängig von der Position der Quelle in der Quellenebene Verstärkung Beobachteter Fluss: Produkt aus Oberächenhelligkeit und Raumwinkel bei gleichbleibender Oberächenhelligkeit folgt für die Verstärkung: A 1,2 = Ω 1,2 Ω S (4) mit u = θ S θ E A = A 1 + A 2 = u2 + 2 u u (5)

12 Lichtkurve Zeitliche Abhängigkeit der Verstärkung Zeitliche Position: u(t) = (t t min ) 2 /t 2 E + u2 min (6) mit t E = θ Ė die Zeit während die Quelle den Einsteinradius θ durchläuft t min und u min : Zeit und Ort der gröÿten Annäherung Verstärkung: A = A 1 + A 2 = u2 + 2 u u Einsetzen in Verstärkung liefert zeitabhängige Lichtkurve (7)

13 Lichtkurve Abbildung: scholarpedia.org

14 Planetensysteme als zweiteilige Gravitationslinsen Planetensystem Massenverhältnis: M P M S = µ, 10 6 µ 10 3 ; Einsteinradius des Planeten: θ P = µθ E Einsteinradius war: θ E 4GM c 2 D LS D L D S Abschätzung von Planetenparametern µ = (θ P /θ E ) 2 Geschwindigkeit mit der die Linse an der Quelle vorbeiläuft groÿ im Vergleich zur Bahngeschwindigkeit des Planeten µ (t P /t E ) 2 Massenverhältnis bestimmbar aus der Dauer der Verstärkungen in der Lichtkurve

15 Lichtkurve Abbildung: corot.de

16 OGLE L Stern Abstand zur Sonne: 6500 pc scheinbare Helligkeit: 15,7 mag Masse: 0, 22M Planet Entdeckt 2005 Masse: 0, 017M J 5, 5M groÿe Halbachse: 2,1 AU Umlaufzeit: 3500 d

17 OGLE L: Lichtkurve Abbildung: aip.de

18 MOA-2008-BLG-310-L b Stern Abstand zur Sonne: mehr als 6000 pc scheinbare Helligkeit: 23,38 mag Masse: 0, 67 ± 0, 14M Planet Entdeckt 2009 Masse: 0, 23 ± 0, 05M J groÿe Halbachse: 1, 25 ± 0, 1 AU

19 Lichtlaufzeitvariation - Pulsarplaneten Pulsare schnell rotierende Neutronensterne nach Supernova gebildet Drehimpulserhaltung: sehr schnelle Rotation Rotationsdauern: Sekunden bis zu Millisekunden senden Synchrotronstrahlung entlang der Dipolachse aus Leuchtturmeekt Strahlungspulse Abbildung: astro.psu.edu

20 Lichtlaufzeitvariation - Pulsarplaneten Abbildung: wikipedia.org

21 Lichtlaufzeitvariation - Puls-Timing Pulsarplaneten Exoplaneten, die sich um Pulsare bewegen erste Exoplanetendetektion überhaupt Detektionsmöglichkeit durch Puls-Timing-Methode Puls-Timing-Methode Aus der Rotation um gemeinsamen Schwerpunkt folgt die ellipsenförmige Eigenbewegung des Neutronensterns. bewegt sich der Pulsar vom Beobachter weg wird die Pulsfrequenz reduziert bewegt er sich auf den Beobachter zu wird die Frequenz erhöht Messbare Variation des Pulsspektrums

22 Lichtkurve eines Pulsars Abbildung: obach.info

23 Erster extrasolarer Planet - PSR (1992) Pulsar Abstand zur Sonne: 300 pc im Kugelsternhaufen M4 PSR b Masse: M J groÿe Halbachse: 0,19 AU PSR c Masse: 0, 013M J groÿe Halbachse: 0,36 AU PSR d Masse: 0, 012M J groÿe Halbachse: 0,46 AU

24 Doppelsternsystem mit Planet Abbildung: scienceblogs.de

25 Doppelsternsystem mit Planet Abbildung: scienceblogs.de

26 Lichtlaufzeitvariation -Timing Bedeckende Doppelsternsysteme Doppelsternsystem muss bedeckend sein primäre und sekundäre Helligkeitsminima gravitativer Einuss durch den Planet zusätzliche Eigenbewegung der Sterne Variation der Minimazeiten zu früh rechtzeitig zu spät... beste Möglichkeit um Planeten in Doppelsternsystemen zu entdecken

27 Lichtkurve Bedeckungsveränderlicher Abbildung: wissenschaft-online.de

28 Transitmethode Methodik, Physik Beobachtungswahrscheinlichkeit Transitzeit Helligketsvariation Probleme: Sternecken, streifende Bedeckung Kombination mit RV-Methode Klassizierung der Planeten Aktuelle Missionen: CoRoT, Kepler

29 Planetentransits Abbildung: exoplanet.de

30 Beobachtungswahrscheinlichkeit Inklination und Radien Beobachtung nur möglich, wenn der Planet den Stern mindestens teilweise verdeckt a cos(i) R S + R P (8) Beobachtungswahrscheinlichkeit cos(i) verteilt zwischen 0 und 1 Wahrscheinlichkeit folgt aus (1) p trans = R S + R P a R S a (9)

31 Transitzeit genaue Rechnung Zeit während der begleitende Planet den Stern verdunkelt für cos(i) = 0: ( ) t trans = P π arcsin RS + R P a (10) Näherung für a R S R P : t trans = P π RS a (11)

32 Helligkeitsvariation Photometrische Messung Rückgang der Sternenhelligkeit aufgrund des Transits: 2 P B S F F = πr πrs 2B S + πrp 2 B P ( RP R S ) 2 (12)

33 Solare Planeten aus groÿer Entfernung Planet Wahrsch. Transitzeit [h] Verdunklung Merkur 1, , Venus 6, , Erde 4, , Mars 3, , Jupiter 8, , Saturn 4, , Uranus 2, , Neptun 1, ,

34 Kombination mit RV-Methode Radialgeschwindigkeitsmethode Massebestimmung: ( ) M 2 M P sin(i) = v Radial S T 1 3 2πG (13) Transitmethode Radiusbestimmung: Dichteberechnung F F ( RP R S ) 2 (14) ρ P = M P 4 3 R P 3 π = 4 3 ( M 2 T S 2πG ) 1 3 v Radial ) 2 ) 3 (15) RS π sin(i) ( ( F F

35 Planetenklassizierung Einteilung Felsplaneten: erdähnliche Planeten Gasplaneten: jupiterähnliche Planeten Felsplaneten Hauptbestandteile: Wasser, Silikate und Eisen Dichten in unserem Sonnensystem: 3,9 bis 5,5 g cm 3 Gasplaneten Hauptbestandteile: Wassersto, Eis und Silikate Dichten in unserem Sonnensystem: 0,69 bis 1,6 g cm 3

36 Problem: Sternecken Sternecken Variation der Sternenhelligkeit z.b. durch Sternecken Sonne: Veränderung um bis zu 0,15% Vergleich: Verdunklung beim Transit von Uranus über die Sonne: 0,13% Aber: oft deutlich längere Eigenrotationen von Sternen als übliche Transitzeiten Sonne: Tage

37 Problem: Streifende Bedeckung Streifende Bedeckung Planet verdeckt den Stern nie mit voller Fläche Falsche Annahme für Planetenradius Falsche Berechnung und Klassizierung aber: Messung mit hohem Signal-Rausch Verhältnis Transitdauer und Form der Lichtkurve ungewöhnlich für normale Transits

38 COROT Weltraumteleskop Missionsziele Asteroseismologie Exoplanetensuche Asteroseismologie Untersuchung der inneren Struktur von Sternen mit Hilfe regelmäÿiger Helligkeitsschwankungen Exoplanetensuche Suche mit Transitmethode Zeitgleiche Überwachung von Sternen

39 Weltraumteleskop Abbildung: corot.de

40 Exoplanetensuche mit COROT Zielsterne schwach Leuchtende Sterne mit scheinbaren Helligkeiten zwischen 11 und 16 mag Beobachtung in Gebieten mit hoher Sterndichte viele Sterne gleichzeitig beobachtbar Abbildung: corot.de

41 Lichtkurve von CoRoT-Exo-1b Abbildung: corot.de

42 CoRoT-Exo-1b entdeckt am 3. Mai 2007 Stern Abstand zur Erde: 460 ± 100 pc scheinbare Helligkeit: 13,6 mag Masse: 0, 95 ± 0, 15M Radius: 1, 1 ± 0, 05R Planet Masse aus RV-Methode: 1, 03 ± 0, 12M J Halbachse: 0, 0254 ± 0, 0004 AU Radius: 1, 49 ± 0, 08R J Inklination: 85, 1 ± 0, 5 deg Dichte: ρ 0, 4 g cm 3 Klassizierung: heiÿer jupiterähnlicher Gasriese

43 Supererde: CoRoT-7b entdeckt 2009 Stern Abstand zur Erde: 150 ± 20 pc scheinbare Helligkeit: 11,7 mag Masse: 0, 93 ± 0, 03M Radius: 0, 87 ± 0, 04R CoRoT-7b Masse aus RV-Methode: 0, 0151 ± 0, 0025M J 4, 8M Halbachse: 0, 0172 ± 0, AU Radius: 0, 15 ± 0, 008R J 1, 68R Inklination: 80, 1 ± 0, 3 deg Dichte: ρ 5, 6 g cm 3 Klassizierung: erdähnlicher Gesteinsplanet

44 Kepler: A Search for Habitable Planets Abbildung: stsci.edu

45 Kepler: Suchgebiet Abbildung: kepler.nasa.gov

46 Kepler: Erste Entdeckungen Abbildung: kepler.nasa.gov

47 Kepler: Lichtkurven Abbildung: kepler.nasa.gov

48 Zusammenfassung: Bisher gefundene Exoplaneten Detektionsmethode Astrometrie direkte Abbildung Radialgeschwindigkeit Transits Mikrolinseneekt Lichtlaufzeitvariation Abbildung: wikipedia.org

49 Zusammenfassung Anzahl der gefundenen Planeten insgesamt gefundene Planeten: 455 durch Radialgeschwindigkeit und Astrometrie: 425 durch Transitmethode: 81 durch Microlensing: 10 durch Bildgebende Verfahren: 12 durch Lichtlaufzeitvariation: 8

50 Quellen A. Quirrenbach: Detection and Characterization of Extrasolar Planets H.Kartunen: Fundamental Astronomy exoplanet.eu exoplanet.de corot.de kepler.nasa.gov planeten.ch wikipedia.org scholarpedia.org scienceblogs.de stsci.edu aip.de astro.psu.edu obach.info wissenschaft-online.de