Entdeckungsmethoden für Exoplaneten - Interferometrie

Transkript

1 Entdeckungsmethoden für Exoplaneten - Interferometrie

2 Wiederholung: Der direkte Nachweis eines Exoplaneten (in dem er in einem Teleskop aufgelöst und von seinem Mutterstern getrennt wird) ist extrem schwierig und erfordert neben Riesenteleskopen spezielle, mit adaptiver Optik und Sternkoronographen ausgestattete Spezialkameras. Bis heute ( ) wurden offiziell 569 Planetensysteme mit insgesamt 693 Planeten entdeckt. Davon optisch 8 sicher aufgelöst und 3 fragliche Kandidaten... Sichtbarmachung eines erdähnlichen Planeten bei einem sonnenähnlichen Stern in 10 pc Entfernung Berechnungen haben ergeben (Chelli, 2005), daß die Grenzen für die Detektierbarkeit eines Erd-Analogons in 10 pc Entfernung durch die Anzahl detektierbarer und dem Planeten eindeutig zuordnungsbarer Photonen und durch das Speckle -Rauschen (Verbreiterung der point spread function) gegeben ist. Teleskopöffnung ~ 100 m, adaptive Optik, Sternkoronograph Expositionszeit ~ 12 Stunden

3 Exoplanetensuche mittels Astrometrie Sterne führen am Himmel eine Eigenbewegung aus. Es handelt sich dabei um die Projektion ihrer wahren Bahn an die Himmelssphäre. Der Betrag dieser Geschwindigkeit entspricht der Tangentialgeschwindigkeit im Raum und kann bei bekannter Entfernung aus der jährlichen Positionsänderung berechnet werden. Die Bewegung eines Sterns im Raum kann mit hoher Genauigkeit als geradlinig und gleichförmig angesehen werden. Barnards Stern

4 Wenn ein Stern von einem anderen Stern ( Doppelstern ) oder von Exoplaneten umkreist wird, dann bewegt sich nicht das Sternzentrum geradlinig gleichförmig durch den Raum, sondern der Systemschwerpunkt (Schwerpunktsatz). Wenn ein Stern sich nach Abzug der Parallaxe nicht auf einer geradlinigen Bahn an der Himmelskugel bewegt, muß er einen (nicht unbedingt sichtbaren) Begleiter haben. die Bahn kann sehr kompliziert werden, wenn sich noch weitere (unsichtbare) Körper um den sichtbaren Stern bewegen. Der gleiche Effekt tritt natürlich auch bei der Präsenz von Exoplaneten auf

5 Wie groß ist dieser Effekt und kann man ihn messen? Auswirkung Jupiter ( ) und aller 9 Planeten auf die Lage des Sonnenzentrums relativ zum Baryzentrum (Systemschwerpunkt) Um einen Einzelplaneten von einer Erdmasse (Abstand 1 AU) in einer Entfernung von 10 pc nachzuweisen, muß man eine Amplitude von 0.3 Mikrobogensekunden in der Bahn der Eigenbewegung messen können.

6 Mittels normaler Astrometrie ist es nur bei wirklich sehr nahen Sternen (< 10 pc) theoretisch möglich, Planeten von Jupitermasse und größer nachzuweisen. extrem genaue Meßreihen über mehrere Jahrzehnte Bahnlage muß relativ zur Erde günstig liegen Bis heute (2011) konnte noch kein einziger Exoplanet anhand der Wackelbewegung seines Muttersterns identifiziert werden. Es gibt aber eine Chance - Optische Interferometrie Mit Hilfe interferometrischer Methoden lassen sich extrem kleine Winkel messen. Die technischen Herausforderungen dafür sind aber extrem und werden erst seit ungefähr einem Jahrzehnt einigermaßen beherrscht. Beispiel: VLT-Interferometer (VLTI) Mit dieser Methodik könnte man über Differential-Astrometrie Exoplaneten der Jupiter-Klasse bei sonnenähnlichen Sternen in 10 pc Entfernung problemlos nachweisen.

7 Vorteile von Interferometern in der Astronomie Interferometrie erlaubt die genaue Bestimmung von Winkelabständen (z.b. um die Eigenbewegung eines Sterns in Bezug auf einen Referenzstern zu ermitteln erreichte Genauigkeit liegt im Mikro-Bogensekundenbereich Auflösung von eng beieinander stehenden Objekten und Ermittlung ihres Winkelabstandes Auslöschung eines Sterns durch destruktive Interferenz und damit Sichtbarmachung enger Begleiter Nulling-Interferometrie Prototyp aller Interferometer - Michelson-Interferometer

8 Michelson-Sterninterferometer

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10 Fringes bei unterschiedlichen Basisabstand Maß für den Kontrast zwischen den Intensitätsmaxima Visibility - wird über die Basislänge aufgetragen - Visibility-Kurve erlaubt die Berechnung des Winkelabstands zwischen zwei Punktquellen - Interferogramme können aber auch zur Bildrekonstruktion verwendet werden

11 Optische Interferometrie mit kohärenter Zusammenführung von Licht aus Einzelteleskopen State of the Art in der astronomischen Beobachtungstechnik - Interferometrie mit Radioteleskopen sehr einfach (Stichwort Apertur-Synthese) - optische Interferometrie mit mehreren Einzelteleskopen extrem schwierig Problem: Die gleiche Wellenfront erreicht Teleskop 1 und Teleskop 2 zu unterschiedlichen Zeiten Gangunterschied

12 Optische Interferometer Problem: Gangunterschied kohärentes Zusammenführen der Lichtwellen, welche die Teleskope zu unterschiedlichen Zeiten erreichen Lösung: Ausgleich der Weglängendifferenzen über zusätzliche Lichtlaufstrecken

13 Siderostaten-Spiegel-Station des COAST-Interferometers

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15 Erste Ergebnisse: Capella (Alpha Auriga) ist ein Doppelstern! Entfernung: 42 Lj Umlaufszeit: 104 Tage Abstand: 0.7 AU 0.055

16 VLT-Interferometer

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20 Ziel der optischen Interferometrie in Bezug auf die Entdeckung von Exoplaneten Eine Auflösung von Stern und Planet ist mit der verfügbaren Technik eher nicht zu erwarten aber man kann versuchen, die Wackelbewegung des Muttersterns in Bezug auf das Baryzentrum des Systems zu detektieren.

21 Zukunftsmusik: Satelliteninterferometer Space Interferometry Mission (SIM)