Vortrag über Planetenbahnen in Doppel- und Mehrfachsternsystemen Von Julian Janker am30.06.2014

Gliederung 1. Was ist ein Doppelstern 1.2 Die Entstehung von Doppel-/Mehrfachsternsystemen 1.3 Allgemeines über Mehrfachsternsysteme 2.1 Geschichte der Erforschung von Doppelsternen 2.2 Planetenbahnen in Doppel- und Mehrfachsternsystemen 2.3 Einteilung von Doppelsternen 3. Beispiele 3.1 Kepler 16-b 3.2 NN Serpentis 3.3 OGLE-2013-BLG-0341

1.1 Was ist ein Doppelstern? - Zwei Sterne auf eigenen Bahnen um gemeinsamen Schwerpunkt - Sterne dürfen nicht zu weit auseinander stehen - Sowohl Ellipsenbahn als auch Kreisbahn möglich Bei gleich schweren Sternen Schwerpunkt zwischen Beiden Bei unterschiedlichem Gewicht Schwerpunkt näher an dem schwereren Stern

1.2 Entstehung von Doppelsternen Gruppentstehung: Zwei Sterne so nahe aneinander dass sie sich anziehen Bei Verdichtung einer Gaswolke: Erhöhung der Rotationsgeschwindigkeit -> Abspaltung von Materie -> Entstehung zweier oder mehrerer Sterne mit geringer Entfernung zueinander -> Anziehungskräfte

1.3 Allgemeines über Mehrfachsternsysteme 50% aller Sterne Teil eines Mehrfachsternsystems - Meist Doppelsternsystem mit größerem/schwererem Hauptstern und kleineren/leichteren/dunkleren Begleiter Doppelsternsystem auch Binärsystem Dreifachsternsystem auch Trinärsystem - 1617 Entdeckung Theta Orionis von Galileo Galilei -> Beginn der Erforschung der Mehrfachsternsysteme

1.3 Allgemeines über Mehrfachsternsysteme Trinärsystem: - Doppelsternsystem im Mittelpunkt oder - Massiver Einzelstern im Mittelpunkt Tendenz zur Paarbildung - in Vierfachsternsystem meist 2 Doppelsterne Bekanntestes Doppelsternsystem: Mizar und Alkor Kepler 16-b ist das „erste unzweifelhaft bestätigte Beispiel eines Planeten der nicht einen, sondern zwei Sterne umkreist“ – Josh Carter, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

2.1 Geschichte der Erforschung von Doppelsternen Erste Beobachtung eines Mehrfachsterns 1617 von Galileo Galilei: Trinärsystem Theta Orionis Giovanni Battista Riccioli 1650: beobachtet Mizar im Großen Bären -> Erstentdeckung eines Doppelsterns? -> nur scheinbarer Doppelstern Christian Mayer 1779: veröffentlicht Tabelle mit 72 Doppelsternen die er entdeckt hatte -> war allerdings nicht von deren Gravitation überzeugt Friedrich Wilhelm Herschel ab 1779: veröffentlicht 1782 einen Katalog mit 269 Mehrfachsternen Friedrich Georg Wilhelm Struve in Dorpat 1822: veröffentlicht in den flogenden 15 Jahren 3 Doppelsternkataloge

2.1 Geschichte der Erforschung von Doppelsternen Königsberg 1838: Friedrich Wilhelm Bessel bestimmt die Parallaxe des Sterns 61 Cygni -> berechnete den Abstand des Sterns zu unserer Sonne auf elf Lichtjahre 1840 übernahm Johann Heinrich von Mädler die Arbeit seines Vorgängers in Dorpat: er berechnete erste Umlaufbahnen von Doppelsternen

2.2 Planetenbahnen in Mehrfachsternsystemen Instabil aufgrund mehrerer Anziehungskräfte Planet wird meist aus dem System geschleudert oder wird in die Sterne gezogen

Möglichkeiten für stabile Planetenbahnen in Mehrfachsternsystemen: Planetenbahnen des S-Typs Planetenbahnen des P-Typs

Planetenbahnen des S-Typs - Beide Sterne bewegen sich in großen Abstand zueinander um den gemeinsamen Schwerpunkt -> schwache gravitative Einflüsse aufeinander - Planet kann dadurch eine stabile Bahn um einen der Sterne halten, weil er nur eine Gravitation erfährt

Planetenbahnen des S-Typs

Planetenbahnen des P-Typs Beide Sterne umkreisen mit geringem Abstand zueinander den gemeinsamen Schwerpunkt Planet kreist mit großen Abstand um den Schwerpunkt des Systems -> erfährt Gravitationen als eins wegen der großen Entfernung zum Schwerpunkt und der geringen Entfernung zwischen den Sternen Sara Seagers Theorie: Entfernung Planet-Schwerpunkt mindestens siebenfache Entfernung Stern 1 – Stern 2 Kepler 16-b bewies dass der Abstand geringer sein kann, jedoch mindestens das dreifache

Planetenbahnen des P-Typs

2.3 Einteilung von Doppelsternen „Scheinbare“ Doppelsterne Physische/“Echte“ Doppelsterne

„Scheinbare“ Doppelsterne Keine Anziehungskräfte der Sterne aufeinander dank großer Entfernung Sehen von der Erde aus wie ein Doppelsternsystem Bsp. Mizar und Alkor

Physische/“Echte“ Doppelsterne Sterne beeinflussen sich gravitativ Bsp. Kepler 16 im Sternbild Schwan Können durch Entdeckungsart weiter unterteilt werden

Visuelle Doppelsterne Durch Teleskope, manchmal auch durch Auge zu erkennen Entdeckt durch Änderung des Winkelabstands Daten aus längerem Zeitraum werden in ein Polarkoordinatensystem eingetragen, wodurch sich eine ungefähre Ellipsenbahn erkennen lässt

Spektroskopische Doppelsterne Bewiesen durch Dopplereffekt - Abstand der Sterne in der Regel relativ gering - Bahngeschwindigkeit sehr hoch - Spektrometer erfasst Radialgeschwindigkeit: Dopplereffekt erkennbar

Astrometrische Doppelsterne Sterne umkreisen scheinbar leeren Raum Nur Primärstern zu sehen, Begleiter zu schwach Primärstern „wackelt“ aufgrund von Anziehungskräften

Photometrische Doppelsterne Sterne nicht durch Teleskope trennbar Durch Steigen und Absinken der Helligkeit erkennbar

3.1 Kepler 16-b Auch Kepler 16(AB)-b 200 Lichtjahre von der Erde entfernt 33% der Jupitermasse 75% des Jupiterradius Umlaufperiode 229 Tage um System Kepler 16 „Es ist das erste unzweifelhaft bestätigte Beispiel eines Planeten der nicht einen, sondern zwei Sterne umkreist“ –Josh Carter, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

3.1 Kepler 16-b Sternbild Schwan Entdeckt durch Transitmethode 2011 Näher an den Sternen als durch Seager‘s Theorie erwartet Temperatur -100°C bis -70°C Planetenbahn Typ P

3.2 NN Serpentis Kurzform: NN Ser 1631 Lichtjahre entfernt Besteht aus einem weißen und einem roten Zwerg Sternbild Schlange Zwei Planeten im System Beide Planeten Bahnen des P-Typs

3.2 NN Serpentis NN Serpentis (AB)-c: - 2213 Erdmassen - 5655 Tage Umlaufzeit NN Serpentis (AB)-d: - 553 Erdmassen - 2793 Tage Umlaufzeit

3.3 OGLE-2013-BLG-0341 2 Sterne und 1 Planet Entfernung: 2970 Lichtjahre Durch microlensing 2014 entdeckt 1,66-fache Masse der Erde Große Halbachse 0,7 AE Umlaufbahn des S-Typs Umlaufdauer 640 Tage

Quellen Siehe Facharbeit