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Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg

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Präsentation zum Thema: "Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg"—  Präsentation transkript:

1 Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg

2 Entdeckungen pro Jahr(Vorspann)

3

4 Gibt es Extrasolare Planeten ? Planeten < 13 M J Braune Zwerge Sterne > 80 M J Lücke (Quirrenbach 2005 & Jorissen et al. 2001) Solare Planeten: Innere (feste) Planeten : Merkur, Venus, Erde, Mars Äußere Gasriesen: Jupiter, Saturn, Neptun, Uranus Ist das bei anderen Sternen auch so? (Vorspann) Ja und nein!

5 Gliederung (1)Planetenentdeckung (1.1)Radialgeschwindigkeit (1.2)Transit (1.3)Mikro-Gravitationslinsen (1.4)Direkte Abbildung (1.5)Statistik (2) Planetenentstehung (2.1)Hydrodynamik einer protoplanetaren Scheibe (2.2)Magnetische Rotationsinstabilität (2.3)Phasen der Planetenentstehung (Phase 0) Kondensation (Phase I) Koagulation und Agglomeration (Phase II) Protoplaneten (Phase III) Gasriesen Zusammenfassung

6 Methoden und ihre Entdeckungen 253 Planeten (Stand 5. Oktober 2007) (1.1)Radial-Geschwindigkeit: 240 Planeten um 205 Sterne mit 25 multiplen Systemen (1.2)Transit: 26 Planeten (0 multiple Systeme) (1.3)Micro-Gravitationslinsen: 4 Planeten (0 multiple Systeme) (1.4)Direkte Aufnahme: 4 Planeten (0 multiple Systeme) Pulsare als Zentralobjekt: 5 Planeten um 3 Pulsare (1 multiples System) Zukunft: Astrometrie (z.B. GAIA) (Nulling-) Interferometrie (z.B. SIM, VLTI) (1)

7 Bahn zweier sich umkreisender Massen : Bahngeschw. des Sterns: 3. Kepler Gesetz: Schwerpunktsatz: (1.1)

8 Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone 3 Planeten um Gl 581: entdeckt am 25. April 2007 Gl 581: Spektralklasse M3 Masse 0.31 M  Radius0.29 R  T (effektiv) 3000 K Leuchtkraft0.013 L Distanz6.3 pc (=20 Lj) (Udry et al. 2007, submitted to A&A) Habitable Zone (1.1)

9 Projektionseffekt: sin i Bei beliebig orientierten Bahnen, sind die Durchstoßpunkte der Rotationsachsen gleichverteilt auf Kugeloberfläche. "Äquator"-Betrachtung häufiger als "Pol"-Betrachtung: cos i gleichverteilt zwischen 0 und 1! cos i = 0.5 i = 60 0 sin 60 0 = 0.87 Bei 87% aller Fälle ist der Fehler kleiner als Faktor 2! Nur bei 0.5% ist der Fehler größer als Faktor 10! Bemerkung: Bei Gliese 876 (Spektralklasse M4), m sin i = 2 M J und P = 60 Tage. Inklination i astrometrisch mit HST bestimmt: Inklination: i = (1.1)

10 Projektionseffekt: sin i(1.1)

11 Präzisionsspektroskopie(1.1) Sonne als Stern Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF

12 Transit Planetentransit ermöglichen die Messung von Spektren der Planetenatmosphären. Plateau nicht flach: Mitte-Rand-Variation! Erste COROT Entdeckung am 4.Mai , Normalized Flux COROT: Seit 3. Februar 2007 im All. Asterioseismologie Transitsuche Photometrische Genauigkeit: (1.2)

13 Gravitationslinsen L Q I1I1 I2I2 DQDQ D LQ DLDL B Lichtverstärkung bei (1.3) Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte

14 Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet(1.3)

15 OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 Erster Nachweis eines Exo- Planeten durch Mikro- Gravitationslinseneffekt: 22. Juni 2003 (1.3)

16 Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU! OGLE 2005-BLG-390 Stern: M-Zwerg, M = 0.2 M &Planet: 5 M, a = 3 AU, P = 10J. (PLANET/RoboNet, OGLE, and MOA) 25. Januar 2006 (1.3)

17 Direktes Bild eines Planeten: wie geht das? Kombination von Teleskopen der 8m-Klasse mit der adaptiven Optik ermöglicht die räumliche Auflösung von Planet und Zentralobjekt. NaCo: Naos & Conica NAOS: Nasmyth Adaptive Optics System CONICA: Near-Infrared Imager and Spectrograph (VLT) (1.4)

18 Direkte Abbildung von Exo-Planeten Mit Koronograph! Stern: AB Pic, K2 V, T = 4875K Planet: 13M J, a = 275 AU Entfernung: 45pc 778 mas 55 AU in 70 pc 2'' (1.4) Brauner Zwerg: M8 (T < 3000K) Planet: 5 M J, a = 55AU Entfernung: 70pc

19 Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten(1.5) Bei kleinen Halbachsen sind schwere Planeten weniger häufig. Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU Große Halbachse (AU) Planetenmassen M J Planetenmassen M J Große Halbachse (AU)

20 Von den Wolken zu den Sternen und Planeten (Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg) (2) (Illustration aus Sterne und Weltraum)

21 Direkte Abbildung einer protoplanetaren Scheibe HST/NICMOS Aufnahme im H-Band (nahes Infrarot) mit Abdeckung des zentralen Sternes HD 4796 (Schneider et al. 1999). (2)

22 Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet Nicmos/HST im Taurus (140 pc) (2)

23 Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet HST im Orionnebel Protoplanetare Scheibe: Masse: 0.01 bis 0.1 M. 1% Staub und 99% Gas. Lebensdauer: 10 6 bis 10 7 J. (2)

24 Zeitskala der Planetenentstehung Thermische IR-Strahlung vom Staub in der protoplanetaren Scheibe Sternhaufen:Viele IR-Strahlungs-Quellen solange sie jung sind! Staubscheiben werden nicht älter als einige Millionen Jahre! (Haisch et al. 2001) (2)

25 Kepler Rotation - Kepler Scheibe Bahngeschwindigkeit nimmt nicht linear mit r zu, sondern mit r -0.5 ab. Drehimpuls nimmt nach außen hin zu. (2)

26 Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe Massenerhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung Scheibengleichung ??FIGUR AUS ORIGINALARBEIT?? Oberflächendichte Massenakkretionsrate Radius Zeit (2.1) Typische Entwicklung

27 Problem der Zeitskala(2.1)

28 Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)(2.2)

29 Problem mit MRI: Scheibe nicht ionisiert! Scheibe kühl und staubig nicht ionisiert nicht leitfähig zu kleine magnetische Reynoldszahl Magnetfeld ist nicht "eingefroren". 4 Quellen zur Ionisation: 1)Galaktische kosmische Strahlung 2)Stellare energetische Teilchen und Röntgenstrahlung 3)Radioaktive Kerne 4)thermische Anregung durch Stöße (2.2) (Klahr et al. 2006)

30 Planetenentstehung Phase 0: Kondensation des Staubes in Scheibenmitte durch Sedimentation. Phase I: Koagulation und Agglomeration durch Haftung nach Stößen zu (km-großen) Planetesimalen. Phase II:Planetesimale wechselwirken gravitativ. Es bilden sich Protoplaneten. Phase III:Planeten sammeln gravitativ weiteren Staub und Gas auf und werden zu Gasriesen. Phase IPhase IIPhase III (2.3) (Beckwith et al und Sterne und Weltraum)

31 Phase 0 : Kondensation und Sedimentation Staub sedimentiert in der Scheibenmitte. Aber: Staubdichte farbig codiert (gelb=hoch, blau=niedrig) Korotierendes Bezugssystem. Staub in Scheibenmitte konzentriert. Staub eingebettet turbulente Scheibe Turbulenz wirbelt Staub auf! Turbulente Viskosität größer als molekulare Viskosität Radius Azimut z 0 (Johansen & Klahr 2005, ApJ 634, 1353) Turbulenz und Schwerkraft bestimmen die Dicke der Staubschicht. (2.3)

32 Phase I: Koagulation zu Staubklumpen Haftende Kollisionen des Staubes durch Brownsche Bewegung zu mm-großen Teilchen. Experimentell nachvollziehbar im irdischen Labor. Es bilden sich Agglomerate (Staubklumpen) bis auf Zeitskala von 10 bis 10 5 Jahren. Aber dann.... Phase IPhase II Staubkoagulation im Labor (2.3)

33 Phase I: Von Staubklumpen zu Planetesimalen (Agglomeration) Gas-Staub Dynamik: Staubteilchen erfahren Strömungswiderstand Kleine Staubteilchen werden vom Gas mitgenommen, Große Staubteilchen spüren keinen Gegenwind. Mittelgroße Staubteilchen werden abgebremst und migrieren nach innen. Teilchen mit ca. 1 m Durchmesser wandern um 1 AU in 100 Jahren! (Weidenschilling 1977) Benötigt werden hohe Stoßraten und kleine Relativgeschwindigkeit! (2.3)

34 Phase II: Von Planetesimalen zu Planeten Planitesimale entkoppeln vom Gas und gravitative Wechselwirkung dominiert. Je größer ein Teilchen, desto stärker zieht es weitere Teilchen an: Runaway growth" (Lawinenprinzip) Für Erde benötigt man ungefähr Planetesimale. Berechnung:Statistische Methoden, die mit direkten numerischen Simulationen abgeglichen werden. Wetherill & Stewart (1993): Start:N=10 9 Teilchen mit m 1 (M=10 9 m 1 ) Nach 10 3 J:52 Teilchen mit m > m 1 Nach 10 4 J:Fragmentation hat N erhöht. nach 10 5 J:7 Teilchen haben zusammen mehr als M/2. Größtes Teilchen wie Merkur (2.3)

35 Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen Erwartung: Schwere Planeten benötigen exzentrische Bahnen um genügend Masse aufsammeln zu können. Aber: Viele schwere Planeten haben nur kleine Exzentrizität. Lösung: Typ II Migration (nicht-lineares Regime) (2.3)

36 Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen Hydrodynamische Simultationen von Protoplanet in Scheibe (0.01 M ): Spiralförmige Dichtewellen Lücke Zuwachs: 1 M J nach > 10 4 Jahren Bis zu M J können erreicht werden. Migration durch gravitative Wechselwirkung mit Scheibe auf einer Zeitskala von 10 5 Jahren. (2.3) (Kley 1999)

37 Phase III: Gasriesen Strömungsfeld Gasriese öffnet eine Lücke: (2.3) Planet saugt Materie aus großer Entfernung an. Planet (Kley 1999)

38 Phase III: Migration Gravitative Wechselwirkung in homogener Scheibe: Spiralförmige Dichtewelle mit Planet als Störung. Lineares Regime:Typ I Nichtlineares Regime:Typ II Drehimpulstransfer bei Migration:Typ III Drehimpuls Radius j 1 j 2 (2.3) v1v1 vpvp v2v2 j 2 j 1

39 Phase III: Mehr-Planeten Systeme Paul Cresswell and Richard Nelson (2006), Astronomy Unit, Queen Mary University London. A&A 450, (2.3)

40 Zusammenfassung Exo-Planeten existieren in großer Vielfalt. Das Sonnensystem stellt keine Ausnahme dar. Komplementierende Methoden zur Bestimmung von Planeteneigenschaften Unser Verständnis zur Entstehung von Planetensystemen weist viele Lücken auf. Planeten- und Sternentstehung laufen nebeneinander ab. Planetenentstehung in Keplerscheibe aus Staub und Gas.

41 Literatur Sterne und Weltraum: Dossier Planetensysteme, 1 / 2004 Saas Fee Advanced Courses 31 (April 2001) Swiss Society for Astrophysics and Astronomy P. Cassen, T. Guillot, A. Quirrenbach "Extrasolar Planets" Springer Verlag, 2006 Detection and Characterization of Extrasolar Planets (A. Quirrenbach) Protostellar Disks and Planet Formation (P. Cassen)


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