Entdeckung von Exoplaneten - Transitmethode
Wiederholung: Die Radialgeschwindigkeitsmethode ist eine der effektivsten Verfahren zur Entdeckung von Exoplaneten. Von den bis heute 697 offiziell anerkannten Exoplaneten wurden der größte Teil mit dieser Methode gefunden. Nachgewiesen wird die Bewegung des Muttersterns um den gemeinsamen Schwerpunkt ihres Planetensystems Radialgeschwindigkeitsmessungen / Radialgeschwindigkeitskurve Radialgeschwindigkeiten werden über die durch den Dopplereffekt bedingten Linienverschiebungen in den Sternspektren bestimmt erfordern sehr hohe Dispersionen Mit den besten heute im Einsatz befindlichen Echelle-Spektrographen können gerade noch Radialgeschwindigkeiten von ca. 2m/s gemessen werden. Bis heute (9.11.2011) wurden offiziell 573 Planetensysteme mit insgesamt 697 Planeten entdeckt. Davon optisch 8 sicher aufgelöst und 3 fragliche Kandidaten...
Venus- und Merkurdurchgänge Transits in unserem Sonnensystem Merkurdurchgang 2003
Bei der Transitmethode wird der Helligkeitsabfall eines Sterns vermessen, der dadurch entsteht, daß ein Exoplanet in Sichtline am Stern vorbeiläuft und einen Teil von dessen Licht zurückhält: Beispiel: Wie würde sich ein Jupiter-Transit aus großer Entfernung darstellen? Ein Jupiter-Transit würde die Intensität der Sonne um ca. 1% verringern. Der Transit selbst würde ~32 Stunden dauern und sich etwa alle 12 Jahre wiederholen.
Um Exoplanetentransits nachzuweisen, müssen über längere Zeiträume extrem genaue (Promillebereich) photometrische Helligkeitsmessungen durchgeführt werden. Ziel ist es, die Bedeckungslichtkurve so genau wie möglich zu bestimmen. Problem: Extrem geringe Entdeckungswahrscheinlichkeit Sehr geringer Intensitätsabfall des Sternlichts während des Transits
Transitwahrscheinlichkeit Damit ein Transit überhaupt stattfinden kann, muß man fast genau auf die Kante der Bahnebene des Exoplaneten schauen. Andernfalls wandert er oberoder unterhalb des Sterns vorbei. Beispiel Jupiter: Neigung der Bahnebene gleichverteilt P ~ 1/1000 Die Bedeckungswahrscheinlichkeit nimmt zu, je näher sich der Exoplanet am Mutterstern befindet Auswahleffekt: Nah und Groß Suchstrategie: Photometrische Überwachung vieler Tausende von Sternen... Dafür sind bereits kleine Teleskope mit sehr empfindlichen CCD-Kameras geeignet (z.b. Projekt BEST (Berlin Exoplanet Search Telescope) des Instituts für Weltraumsensorik und Planetenerkundung der DLR)
Bedeckungslichtkurven Unter der Annahme einer gleichmäßig erhellten Sternscheibe und einer vollkommen schwarzen Planetenscheibe lassen sich Bedeckungslichtkurven für verschiedene Größen- und Entfernungsverhältnisse sowie Bahnneigungen i leicht theoretisch berechnen. Vergleiche mir realen Lichtkurven, die davon Abweichungen zeigen, erlauben z.t. vielfältige Rückschlüsse auf die Physik des Systems Wichtige Größen: Transitdauer (Bahnparameter) Umlaufsdauer (Bahnparameter) Tiefe des Hauptminimums (Größenverhältnis Stern / Exoplanet) Tiefe eines eventuell vorhandenen Nebenminimums (Albedo) Phaseneffekt (Albedo, Temperatur) Transitbeobachtungen versucht man immer mit Radialgeschwindigkeitsmessungen zu ergänzen da i nicht mehr unbestimmt ist (i~90 ), kann das Masseverhältnis ziemlich sicher bestimmt werden
Typische Transit-Lichtkurven, ermittelt aus Daten des Satelliten Kepler Damit eine Exoplanetenentdeckung durch einen Transit anerkannt wird, müssen mindestens drei Vorübergänge sicher detektiert werden Auswahleffekt: Kurze Umlaufperioden (Tage bis Monate) Deshalb gibt es viel mehr Exoplaneten-Kandidaten als offiziell anerkannte Exoplaneten...
Störungen der Bedeckungslichtkurve Randabdunklung Sternflecke
Was kann man noch alles aus Transit-Lichtkurven ermitteln? Ein Exoplanet, der vom Mutterstern bestrahlt wird oder auch selbst leuchtet, trägt auch außerhalb des Transits zur Gesamtintensität des Systems bei Modifizierung der Lichtkurve
Phaseneffekt Albedo-Bestimmung: Haupt- und Nebenminimum sichtbar A=Reflektiert / Einfallend mit effektiver Temperatur verknüpft Die Messungen werden bei verschiedenen Wellenlängen (d.h. speltralsensitiv) ausgeführt. Farbe des Exoplaneten Nachweis bestimmter Stoffe (z.b. Natrium) in der Exoplanetenatmosphäre
Nachweis von Exoplanetenmonden Exoplanetenmonde sind z.z. in den Transit- Lichtkurven durch ihre Abschattungswirkung nicht nacxhweisbar. ABER Exoplanet und Mond bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt nur der Schwerpunkt bewegt sich gemäß den Keplerschen Gesetzen um den Mutterstern, der Exoplanet nicht Es kommt zu Abweichungen bezüglich der vorausberechneten Transitzeiten
Wie vermeidet man einen falschen Alarm bei der Transitmethode? Problem: Auch Doppelsterne (Bedeckungsveränderliche, z.b. vom Algol-Typ) erzeugen einen phänomenologisch sehr ähnlichen Bedeckungslichtwechsel. Wie kann man einen Exoplanetentransit von einem Sterntransit unterscheiden? Eclipsing Binary HAT-P7 b (Exoplanet, Kepler-Satellit)
Da die Anzahl von Transitbeobachtungen durch den Einsatz extra dafür konzipierter Weltraumteleskope (z.b. COROT, Kepler) stark ansteigt, müssen effektive Methoden entwickelt werden, welche in der Lage sind, Bedeckungsveränderliche von Exoplaneten zu unterscheiden. VERIFIZIERUNGSPROBLEM 1. Ausschluß aller instrumentellen Effekte, die zu systematischen Fehlern führen 2. Bestimmung der Parameter des Muttersterns (Spektrum, Besonderheiten, Masse und Größe, Entwicklungsstand) 3. Untersuchung, ob es sich um einen spektroskopischen Doppelstern handelt 4. Morphologie der Bedeckungs- bzw. Transitlichtkurve Durchmesserbestimmung 5. Untersuchung der Lichtkurve auf Besonderheiten (elliptische Verformung der Doppelsternkomponenten (z.b. W Ursae Majoris Sterne) 6. Versuch einer genauen Massenestimmung Radialgeschwindigkeitsmessungen Die Masse des Begleiters ist der wichtigste Parameter, um Exoplaneten von Sternen (z.b. Braune Zwerge) zu unterscheiden
Ausschlußkriterien Bei Durchmusterungen, die viele Tausende Sterne umfassen, ergeben sich auch eine große Zahl von mutmaßlichen Transitereignissen (meist in Form schlecht aufgelöster Lichtkurven). Frage: Welche davon lohnt es sich, im Detail zu untersuchen? Zweistufiges Ausschlußverfahren a) Detektierung aller Kandidaten mit transitähnlichen photometrischen Verhalten (Lichtkurven-Fitting, Kandidatenidentifizierung) b) Anwendung der Ausschlußkriterien auf diese Kandidaten (Kandidatenverifizierung) Ausschlußkriterien 1. Zu wenige sichere Transitereignisse (es müssen mehr als 3 sichere Minima vorliegen) 2. Sichtbarkeit eines deutlichen zweiten Minimums in der Lichtkurve 3. Die Tiefe des Hauptminimums übersteigt 150 mmag 4. Die Lichtkurve zeigt Hinweise, die auf eine ellipt. Verformung des Sterns hinweisen 5. Mehrere Sterne befinden sich im Meßbereich des Teleskops 6. Tingley-Sackett-Parameter > 1 geringere Priorität
Die KEPLER -Mission zur Exoplanetensuche 1.4 m Schmidt- Teleskop mit einer Öffnung von 0.95 m 42 CCD-Sensoren, die ein Feld von 105 Quadratgrad abdecken Automatische Bestimmung der Helligkeit eines jeden Sterns im Blickfeld ab einer bestimmten Grenzgröße (~ 100000 Sterne) Seit März 2009 im Einsatz
Beobachtungsgebiet und erste Ergebnisse (Feb. 2011) 1235 Kandidaten für Exoplaneten 29 verifizierte Exoplaneten
Kepler 16b ist der erste Exoplanet, der zwei Sterne (ein Doppelsternsystem aus einem gelben und roten Zwergstern) umkreist
Nächstes Mal: Statistik und Exoplaneten