Die Suche nach extrasolaren Planeten Hannes Boran, Veresa Eybl, Dimitri Hickel, Bernd Völkl

Die Suche nach extrasolaren Planeten

Hannes Boran, Veresa Eybl, Dimitri Hickel, Bernd Völkl

Übersicht

GeschichtlichesMethoden der EntdeckungAktueller ForschungsstandMissionen

GESCHICHTE

Ist unser Sonnensystem einmalig?

Etliche Falschmeldungen (bereits 1897)

Ab 1940er Astrometrie

1983: IRAS entdeckt zirkumstellare Staubscheibe um mehrere Sterne

Meherere Teams in den USA und Kanada beginnen nach Exoplaneten zu suchen

1989: Campbell, Latham - HD 114762 Erste Braune Zwerg (Hot Jupiter) entdeckt

1991: Andrew Lyne – Planet um Pulsar PSR 1829-10

Aleksander WolszczanStudium an der Nicolaus Copernicus Universität in Torun

1990: Pulsar PSR B1257+12 mit Dale Frail entdeckt, weitere Datenanalysen ergaben Planetenfunde

Geoff MarcyUniversity of California in Berkeley

analysierte 120 Sterne

Marcy, Butler fanden mehr Exoplanetn als jeder andere

Michel MayorUniversität von Genf

Analysierte 140 Sterne

1995: Mayor, Queloz: 51 Pegasi – Erste Exoplanet um Hauptreihenstern

SHAW PREIS 2005

OGLE Projekt

Optical Gravitational Lensing Experiment

1992: Andrzej Udalski gründet Projekt

Forschung nach Dunkler Materie, nebenbei Entdeckung von Exoplaneten

Las Campanas Observatory in Chile

1999: HD 209458 b erste Planet der über die Transitmethode gesichtet wurde

2001: HST detektiert Atmosphäre von HD 209458 b

2003: Sigurdsson findet PSR B1620-26 (Methuselah) 13 Mrd Jahre alten Planet

2006: kleinster Exoplanet (5fache Erdmasse) OGLE-05-390L

Methoden der Entdeckung

RadialgeschwindigkeitTransitsAstrometrieGravitational microlensingPulsar TimingDirekter Nachweis Nulling Interferometrie Koronographen Speckle Technik bzw. Adaptive Optik

Methode 1:Radialgeschwindigkeit (Doppler-Wobble)

Substellarer Begleiter bewirkt Rotation des Sterns um gemeinsamen SchwerpunktDiese Bewegung verursacht Dopplerverschiebung in der Radialgeschwindigkeit

Bestimmung der PeriodeMethode ist gut geeignet, Planeten mit ~Jupitermasse um sonnenähnliche Sterne zu detektieren

Einfluss Jupiter auf Sonne => 12.5 m/s, Einfluss der Erde => 0.04 m/s Auflösung der besten Spektrographen ~ 108, => RV von 2 m/sMaximal erreichbare Messgenauigkeit liegt bei 1m/s (Sonnenflecken, etc.)

Berechnung der Bahnparameter

Aus der Periode P kann man die Orbitparameter des Begleiters ableiten:

3. Keplergesetz

Kräftegleichgewicht zwischen Zentrifugal- und Gravitationskraft

Schwerpunktsatz, Beziehung Bahngeschwindigkeit-Halbachse

3

Methode 2: Transitbeobachtung

Bei entsprechender Lage der Bahnebene kann es zu Transits kommenPhotometrische Messung des HelligkeitsabfallsGut geeignet, um enge Begleiter zu findenMessgenauigkeit: vom Boden ~ 10-3 , vom Weltraum ~10-6 (erdgroße Begleiter detektierbar)

Berechnung der Bahnparameter

aus RV: Masse, Halbachse

aus Transitmessung : Radius

Dichte außerdem:

atmosphärische Zusammensetzung

Methode 3: AstrometrieStern bewegt sich (wenn auch gering) um den gemeinsamen Schwerpunkt

Scheinbare Bewegung auf einer Kreis- oder EllipsenbahnPositionsbestimmung muss extrem genau sein: aus einem Abstand von 10pc gesehen, verursacht Jupiter ein „Wackeln“ der Sonne um 500 µarcsec (Erde 0.3 µarcsec)

Vorteil: man könnte die Masse des Begleiters direkt bestimmenBenötigte Genauigkeit kann bis jetzt nicht erreicht werden: Hipparcos-Satellit konnte Sternpositionen bis auf 1 milliarcsec genau vermessen

Oben: Simulation eines Sterns mit Begleiter aus 50pc Abstand

mPlanet= 15 Mjupiter

Bewegung des Sterns um 50 marcsec/y

Methode 4: Gravitational Microlensing

Phänomen der Gravitationslinsen:Objekt im Vordergrund wirkt als Linse und verstärkt eine Quelle im HintergrundPlanet um das Linsenobjekt beeinflusst die HelligkeitsverstärkungGeeignet, um Planeten mitErdmasse zu detektieren

Anhand der Lichtkurve kann man auf die Existenz eines Planeten schließen

Methode 5: Pulsar Timing

Methode um Planeten um Pulsare (=Neutronensterne) zu entdeckenRadioteleskope empfangen die regelmäßigen Signale der rotierenden Pulsare (sehr präzise)Ein Begleiter des Sterns verursacht eine Bewegung des Sterns um das Baryzentrum => Dopplerverschiebung (vgl. RV-Methode)Periodische Verzögerungen der Signale können gemessen werden und lassen auf die Existenz eines Planeten schließen

Direkte Beobachtung

Nulling-InterferometrieKoronographenSpeckle-Technik bzw Adaptive Optik

Sternlicht von mehreren Teleskopen wird so zur Interferenz gebracht, dass destruktive Interferenz auftritt(= Nulling) Diese Bedingung gilt aber nur für die Position des Sterns. Das Licht eines Objekts in geringer Distanz wird nicht ausgelöscht enge Begleiter lassen sich aufspüren

Nulling Interferometrie

KoronographenHier wird das Sternscheibchen mechanisch mit einer entsprechenden Blende abgedeckt, sodass Begleiter in geringer Distanz zum Stern aufgelöst werden können.

Durch AO können im Infraroten Braune Zwerge nahe am Stern detektiert werden. Für Planeten noch nicht möglichEs kann ein Spektrum aufgenommen werden, wenn man den Begleiter auflösen kann.

Speckle Technik / Adaptive OptikSpeckle Technik / Adaptive Optik

Aktueller Stand der Forschung

~190 bekannte Exoplanetendie meisten Planeten durch RV Methode entdeckterste direkte Beobachtung von GasplanetenPlaneten mit Erdmasse mit heutiger Technik noch nicht zu entdecken (außer bei Pulsaren)Entwicklung von Weltraumteleskopen zur Planeten-Suche

Entdeckung von Exoplaneten

Bekannte Exoplaneten

192 extrasolare Planeten (Mai 2006)164 Planetensysteme13 Systeme mit zwei Planeten6 Systeme mit drei Planeten1 System mit vier Planetennoch kein System mit mehr als 4 (bekannten) Planeteneinige Planeten in Doppelsternsystemen2 (unbestätigte) „free-floating“ planetsSpektraltypen der Sterne: F, G, K und M

Informationen über Planeten

Größe, Masse minimale Masse bei RV Methode (M sin i) Masse, Radius und Dichte bei Transitmethode

Umlaufbahn Umlaufzeit große Halbachse Exzentrizität

Atmosphäre aus Sternspektrum bei Transitmethode

Planetare Masse

Charakteristische Eigenschaften

viele „Hot Jupiters“ Planeten mit Jupitermasse (Gasriesen) und geringer

Entfernung zum Zentralstern u.a. durch RV Methode bevorzugt entdeckt Theorie: in großem Abstand zum Zentralstern entstanden und

anschließend nach innen gewandertwenige „Near Jupiters“

Planeten mit Jupitermasse und größerem Abstand zum Zentralstern

Ermöglicht weiter innen kleinere Planeteneinige Gasriesen mit hoher Exzentrizitätüber 20 Doppel- und Mehrfachsternsysteme mit Planeten

Masse vs. Große Halbachse

Entfernung der Planetensysteme

Erdgroße Planetenwesentlich kleinere Masse als bei Gasriesen 317.8 Erdmassen = 1 Jupitermasse

Planeten mit Erdmasse oder weniger noch etwas unter der Grenze der Messgenauigkeit heutiger Instrumente RV: bis 1 m/s z.b. Planet mit 1AU muss ca 11 Erdmassen haben

umendeckt werden zu können

nur bei Pulsaren wurden einige kleine Planeten entdeckt

Entdeckungs-Massengrenze

Terrestrische PlanetenTerrestrische Planeten um Hauptreihensterne:

OGLE-05-390Lb ca. 5.7 Erdmassen, 2.6 AU, Periode: 10 Jahre,

Gliese 876b ca. 7.5 Erdmassen, 0.02 AU, Periode: 1.9 Tage,

µ Arae (HD160691)d ca. 14 Erdmassen , 0.09 AU, Periode: 9.55 Tage

Erste direkte Beobachtung2M1207

a: Brauner Zwerg b: Gasplanet

30. April 2005, Gael Chauvin und Team (ESO)8,2m VLT (Yeptun), nahes InfrarotNACO - adaptive OptikErmöglicht durch:

lichtschwacher „Stern“ (Brauner Zwerg) großer Sternabstand (55 AU) großer Planet (5 Jupitermassen) junges System

Zukunft

Mehr Informationen durch Transitmethode und direkte BeobachtungFür direkte Beobachtung kleinerer Planeten Nulling Interferometrie. Noch in Entwicklung, Tests am Large Binocular Telescope (LBT)Speziell auf Exoplaneten-Suche ausgerichtete Weltraumteleskope

Zukünftige Missionen

DarwinTPFKepler

Darwin

ESA Projektbenannt nach Charles Darwin (1809 - 1882)Entdeckung und Analyse von extrasolaren erdähnlichen PlanetenSuche nach Anzeichen von Leben auf diesen PlanetenUntersuchung der Atmosphären auf diesen PlanetenSterne in einer Entfernung von bis zu 25 pc

Darwin

4 Teleskope- Durchmesser ca. 3 – 4 mInfrarotteleskopeWellenlänge: 10 m(ähnlich Herschel)Nulling-Interferometrie(dazu: präzise Position der Satelliten zueinander)

DarwinStart 2015Trägerrakete:- alle 4 Teleskope mit einer Ariane V- 2 launches mit einer Soyuz-FregatL2-Orbit1.5 Mio. km von derErde entfernt

TPF

steht für Terrestrial Planet FinderSuche nach einer neuer Erde (bislang nur Gasriesen)Mission von NASA / JPL (Jet Propulsion Laboratory of the California Institute of Technology)

TPF Teleskope

visible-light coronograph (TPF-C)- 1 Teleskop- Durchmesser: 4 – 6 m- Auflösung: 10x Hubble- blockiert das direkte Licht eines Sterns

TPF Teleskope

mid-infrared formation-flying interferometer (TPF-I)- ca. 4 kleine Teleskope- Durchmesser: 3 – 4 m- Ausbreitung ca. 40 m

TPF Ziele

Suche nach erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone eines SternsZusammensetzung der Atmosphären von Planeten fremder Sterne (Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid)Wie entstehen Planeten?

TPFReichweite: ca. 45 Ljca. 150 Sterne sollen untersucht werdenBeginn der Mission: 2012-2015Dauer: 5 JahreTrägerrakete: Ariane V oder Delta IVZukunft des Projekts:According to NASA's 2007 budget documentation, "The Terrestrial Planet Finding project (TPF) has been deferred indefinitely.“

Kepler MissionNASA MissionSuche nach regelmäßigenHelligkeitsschwankungen(transits)Sonnenorbit, hinter der Erde Periode = 372.5 TageRakete: Delta IIgrößte Entfernung: 0.5 AUStarttermin: Oktober 2008

KeplerPhotometer: 0.95m AperturSpiegel: 1.4m DurchmesserDetektor: 95 mega pixel(42 CCDs mit jeweils2200x1024 pixel,50x25 mm)ca. 12 deg im Durchmessernur Sterne heller als mv=14

400 – 850 nmÜbertragung der Daten zur Erde ungefähr 1 / Woche

Field of ViewHelligkeit der Sterne muss mind. 1x in ein paar Stunden gemessen werdenBeobachtungen im Orion-Arm der Milchstraßeweit genug von der Ekliptik enternt, um nicht von der Sonne gestört zu werdenkeine Asteroiden oder Kuiper-belt objectsauch Kometen aus der Oort‘schen Wolke können ausgeschlossen werden

FOVAnzahl der Sterne mit mv< 14 mag im 105 deg2 FOV wird auf 223.000 geschätzt61% davon Hauptreihensternenach dem 1. Jahr der Mission, ca. 100.000 brauchbare Target-Sterne21 CCD-Module zu je 5 deg2

Kepler Ziele

Häufigkeiten der Planeten in der habitablen ZoneBestimmung der Größe und großen Halbachse dieser PlanetenHäufigkeit der Planeten um multiple-stellar systemsBestimmung der Eigenschaften von Sternen, die habitable Planeten besitzen

Erwartete Resultate

Annahmen:- 100.000 Hauptreihensterne werden beobachtet- die meisten von ihnen haben terrestrische Planeten in oder nahe der habitablen Zone- jeder Stern hat einen giant in einem outer orbit- Effizienz liegt bei 84%- Dauer: 4 JahreGiant inner planets auf Grund von reflektiertem Licht- 870 Planeten mit Perioden < 1 Woche

Erwartete Resultate

Giant planets (transits)- 135 inner-orbits Planeten- 30 outer-orbits PlanetenTerrestrische Planeten (transits)- 50 Planeten, wenn R ~ 1.0 Re

- 185 Planeten, wenn R ~ 1.3 Re - 640 Planeten, wenn R ~ 2.2 Re

Falls Doppelstern-Systeme keine Planeten haben sollten, reduziert sich die Anzahl der Systeme um 46%

Referenzen

Website von Jean Schneider:www.exoplanet.eu

Infoseite über Exoplaneten:www.planeten.ch