Exoplaneten-Detektion 1

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1 Exoplaneten-Detektion 1 Tobias Kolb FAU Erlangen-Nürnberg Juni 2, 2010

2 Gliederung Sonnensystem Direkte Methode Koronographen Interferometrie Radialgeschwindigkeitsmethode (RGM) Massenfunktion Iodzelle Ergebnisse

3 Sonnensystem Planetenformation: Protoplanetare Scheibe aus Gas und Staub (junger Stern) Planeten entstehen durch Verklumpen Terrestrische entstehen nur fern von Gasplaneten

4 Sonnensystem Planetendenition Minimalmasse kg Maximalmasse 13 M Jupiter = 13 1, Orbit/Keplerbahn um Stern hydrostatisches Gleichgewicht / Kugelform saubere Umlaufbahn Pluto, Zwergplaneten und der Kuipergürtel (IAU 2006 ) Planetenarten Terrestrische Planeten Gasplaneten Masseneinheit M Jupiter

5 Sonnensystem Abbildung: Exzentrizität im Sonnensystem (wikipedia.de)

6 Sonnensystem Habitable Zone üssiges Wasser Atmosphere Sternabhängigkeit Abbildung: wikipedia.de

7 Hertzsprung-Russell-Diagramm Abbildung: mpg.de

8 Entdeckungsgeschichte von Exoplaneten 1980 Beginn der Suche 1995 erster Extrasolarer Planet eines HR-Strerns entdeckt 51 Pegasi b Entdeckung mit Radialgeschwindigkeitsmethode 454 Extrasolare Planeten

9 Detektionsmethoden Direkte Methoden Direkte Abbildung des S.P.-Systems Interferometrie Detektion des Planeten- Stern-Spektrums Indirekte Methoden Radialgeschwindigkeitsmethode Photometrische und Spektroskopische Detektion von planetaren Transits Astrometrische Detektion der Stellaren Bewegung um das Massenzentrum Gravitationslinseneekt

10 Detektionsmethoden Exotische Methoden Radioemission von Extrasolaren Planeten Ereignis-Detektion: Asteroideneinschläge und langanhaltende Temperaturerhöhung Verschlucken des Planeten durch Roten Riesen

11 Detektionsmethoden Detektionsziel Technik Güte Orbit Astrometrie,RGM,Direkt ++, +, 0 Masse Astrometrie,RGM,GLE ++, +, 0 Radius Transit Photometrie ++ Radius, Albedo Photom. d. Reexionslichts ++ Radius, Temperatur Direkt im mittleren IR ++ Atmosphere Spektroskopie, Transit ++, 0 Monde Transit + Planetensystem Astrometrie, RGM +, + ++: sehr gut, +: gut, 0: schlecht

12 Direkte Methode Abbildung: HST, Stern Formalhaut mit Begleiter (Kasten) und Staubring (wikipedia.de)

13 Direkte Methode Kontrast zwischen Stern und Planet F Planet F Stern ( ) 2 RPlanet a Planet IR-Emission von Gasplaneten Sichtbarer Bereich (500nm): IR-Bereich: Koronographen Abdecken des Sternscheibchens Phasenmaske destruktive Interferenz des Sternlichts

14 Direkte Methode Abbildung: Skizze eines Koronographen mit Lyot Filter

15 Direkte Methode Adaptive Optik 1.Seeing 2.Erweiterung : Halo des Sterns über Begleiter durch destruktive Interferenz verringern Dark Speckle Variation der Weglänge des Lichts durch Atmosphere Destruktive Interferenz Nulling Interferometrie Mehrere Teleskope

16 Achromatische Nulling Interferometrie Sternlicht aus dem Michelson-Interferometer I out = I in (1 + V cos(φ)) V = Kontrast des Streifenmusters Imax I min I max +I min φ = 2π D λ I out = 0 für φ = 180 Variation des Gangunterschieds D Ezienz: Abhängig von der Bandbreite (0.2% der Intensität im Minimum erreichbar) Achromatische Nulling Interferometrie Phasenverschiebung von 180 bei allen Wellenlängen Reststernlicht immer vorhanden: Wellenfrontwellen, Phasenuktuationen, Interne Kontrastverluste Rotation des Interferometers um eigene Achse: Modulation des Planetenlichts Rekonstruktion des Planetensignals

17 Achromatische Nulling Interferometrie Abbildung: Intensitätsänderung durch Rotation des Interferometers (R.N.Bracewell: Searching for nonsolar Planets 1978)

18 Achromatische Nulling Interferometrie Achromatische 180 -Phasenverschiebung Interferometerarme : 2 rechtwinklige Persikope (Spiegelbildlich angeordnet) Umkehrung der Önungen u der relativen Orientierung der el.felder je eine vertikale und horizontale 45 Reexion

19 Direkte Methode Abbildung: wikipedia.de

20 Ergebnisse DM Abbildung: Masse der bisher entdeckten Planeten über groÿer Bahnhalbachse [ M Jupiter AU ]

21 Ergebnisse DM Abbildung: Bahnperiode der bisher entdeckten Planeten über groÿer Bahnhalbachse [ d AU ]

22 Radialgeschwindigkeitsmethode Abbildung: exoplanet.de

23 Radialgeschwindigkeitskurve Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurve des Sterns 51 Pegasi, Niedrige Exzentrizität der Planetenbahn Beispiele: Jupiter:12.5 m s, Erde : 0.04 m s, 51 Peg 50 m s.

24 Radialgeschwindigkeitsmethode Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurven durch stark elliptische Planetenbahnen (exoplanet.de)

25 Radialgeschwindigkeitsmethode Abbildung: Radialgeschwindigkeitskurve von Upsilon Andromedae durch 3 Planeten (astro.berkeley.edu)

26 Radialgeschwindigkeitsmethode Bsp.: Kreisförmige Umlaufbahn Halbachse des Exoplaneten Dopplereekt: λ = v R λ c Kepler 3: (a S + a P ) 3 = G T 2 (M S +M P ) 4 π 2 Abschätzung: M S >> M P ; a S << a P Radius: ap 3 = M S G T 2 4 π 2 Massenuntergrenze Kreisbahn: T S v S = 2 π a S M P = M S v S T a P 2 π Inklination v Radial = v S sin(i) Massenfunktion: M P sin(i) = v Radial ( M 2 S T 2 π G ) 1 3

27 Radialgeschwindigkeitsmethode Spektrographen Auösung 2 m s 108 Linienverbreiterung: Intrinsische Linienverbreiterung > λ durch v Radial v radial = 13 m s v therm = : λ λ 2kT m H = bei v radial = 13 m s für H in Sonne:10 km s Präzision durch Messung vielen Linien (10 4 ) Gas-Absorbtionszelle (Iod oder Hydrogen-Fluorid) Thoriumstrahler Einschränkung des Wellenlängenbereichs durch Grism, Prisma oder Gitter Echelle-Gitter-Spektrograph

28 Echelle-Gitter-Spektrograph Abbildung: Schema des Kreuz-Dispersions Echelle-Spektrographen (wikipedia.org)

29 Iodzelle Abbildung: tls-tautenburg.de

30 Iodzelle Abbildung: tls-tautenburg.de

31 Iodzelle Vorteile Viele Absorbtionslinien im Spektrum des Iods Groÿer Wellenlängenbereich Chemische Stabilität (Beobachtungsdauer Jahre) Geringe thermische Linienverbreiterung durch niedrige Betriebstemperatur

32 Probleme der RGM Vorraussetzungen Groÿe Anzahl an Absorbtionslinien Eng und Dünn liegende Absorbtionslinien Stabile Photosphere, folglich keine aktiven oder variablen Sterne (Astroseismologie) Sternklassen Spektralklassen F,G,K,M Braune Zwerge (Masse: M Jupiter )

33 Probleme der RGM Kleine Planeten Groÿe Umlaufbahnen Multible Systeme Sonnenecken Fehlende Parameter: Inklination (Entdeckungswahrscheinlichkeit) Radius Kombination von Techniken notwendig

34 Ergebnisse RGM Abbildung: Masse der bisher entdeckten Planeten über groÿer Bahnhalbachse [ M Jupiter AU ]

35 Ergebnisse RGM Abbildung: Bahnperiode der bisher entdeckten Planeten über groÿer Bahnhalbachse [ d AU ]

36 Ergebnisse Abbildung: Exzentrizität über Bahnhalbachse

37 Ergebnisse Bisher entdeckte Exoplaneten RGM Direkt Systeme Planeten Multi-Sys Hot Jupiters (Planetenmigration) Auswahlverfahren durch Methoden eingeschränkt Sternsysteme Eigenes Sonnensystem Sonderfall Hohe Exzentrizität verhindert Aufenthalt in Habitabler Zone Leuchtschwache Hauptreihensterne als Beobachtungskandidaten Metallizität meist höher als bei Sonne tiefere Absorbtionslinien

38 Zusammenfassung Direkte Methode: Helle, groÿe Planeten mit groÿer Halbachse Lange Beobachtungszeiten Radialgeschwindigkeitsmethode: Massereiche Planeten mit kleinen Halbachsen (v radial > 10 m s ; a < 3AU) Inklination unbekannt: Doppelsternsysteme, Sonnenecken durch andere Methoden ausschlieÿen Beobachtungsdauer in Gröÿenordnung der Umlaufdauer

39 Quellenangabe: R.N.Bracewell: Searching for nonsolar Planets A. Quirrenbach: Detection and Characterization of Extrasolar Planets P. Cassen: Protostellar Disks and Planet Formation B.W.Carroll, D.A.Ostlie: An Introduction to Modern Astrophysics D.Goldsmith: Worlds unnumbered H.Kartunen: Fundamental Astronomy A.Weigert,H.J.Wendker,L.Wisotzki Astronomie und Astrophysik exoplanet.eu exoplanet.de rssd.esa.int mpg.de Wikipedia