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

Übersicht Geschichtliches Methoden der Entdeckung Aktueller Forschungsstand Missionen

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 Wolszczan Studium an der Nicolaus Copernicus Universität in Torun 1990: Pulsar PSR B1257+12 mit Dale Frail entdeckt, weitere Datenanalysen ergaben Planetenfunde

Geoff Marcy University of California in Berkeley analysierte 120 Sterne Marcy, Butler fanden mehr Exoplanetn als jeder andere

Michel Mayor Universität 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 Radialgeschwindigkeit Transits Astrometrie Gravitational microlensing Pulsar Timing Direkter Nachweis Nulling Interferometrie Koronographen Speckle Technik bzw. Adaptive Optik

Methode 1: Radialgeschwindigkeit (Doppler-Wobble) Substellarer Begleiter bewirkt Rotation des Sterns um gemeinsamen Schwerpunkt Diese Bewegung verursacht Dopplerverschiebung in der Radialgeschwindigkeit Bestimmung der Periode Methode ist gut geeignet, Planeten mit ~Jupitermasse um sonnenähnliche Sterne zu detektieren

Einfluss Jupiter auf Sonne => 12. 5 m/s, Einfluss der Erde => 0 Einfluss Jupiter auf Sonne => 12.5 m/s, Einfluss der Erde => 0.04 m/s Auflösung der besten Spektrographen ~ 108, => RV von 2 m/s Maximal 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 kommen Photometrische Messung des Helligkeitsabfalls Gut geeignet, um enge Begleiter zu finden Messgenauigkeit: 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: Astrometrie Stern bewegt sich (wenn auch gering) um den gemeinsamen Schwerpunkt Scheinbare Bewegung auf einer Kreis- oder Ellipsenbahn Positionsbestimmung 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 bestimmen Benötigte 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 Hintergrund Planet um das Linsenobjekt beeinflusst die Helligkeitsverstärkung Geeignet, um Planeten mit Erdmasse zu detektieren

Anhand der Lichtkurve kann man auf die Existenz eines Planeten schließen

Methode 5: Pulsar Timing Methode um Planeten um Pulsare (=Neutronensterne) zu entdecken Radioteleskope 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-Interferometrie Koronographen Speckle-Technik bzw Adaptive Optik

Nulling Interferometrie 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

Speckle Technik / Adaptive Optik Koronographen Hier wird das Sternscheibchen mechanisch mit einer entsprechenden Blende abgedeckt, sodass Begleiter in geringer Distanz zum Stern aufgelöst werden können. Speckle Technik / Adaptive Optik Durch AO können im Infraroten Braune Zwerge nahe am Stern detektiert werden. Für Planeten noch nicht möglich Es kann ein Spektrum aufgenommen werden, wenn man den Begleiter auflösen kann.

Vergleich der Messgenauigkeit

Aktueller Stand der Forschung ~190 bekannte Exoplaneten die meisten Planeten durch RV Methode entdeckt erste direkte Beobachtung von Gasplaneten Planeten mit Erdmasse mit heutiger Technik noch nicht zu entdecken (außer bei Pulsaren) Entwicklung von Weltraumteleskopen zur Planeten-Suche 170 Planeten durch RV Methode entdeckt 4 Planeten direkt Beobachtet (2M1207b, GQ Lupi b, AB Pictoris, SCR 1845 b) 4 Planeten durch Pulsar Timing und ein paar durch Transits und OGLE Keine durch Astrometrie

Entdeckung von Exoplaneten

Bekannte Exoplaneten 192 extrasolare Planeten (Mai 2006) 164 Planetensysteme 13 Systeme mit zwei Planeten 6 Systeme mit drei Planeten 1 System mit vier Planeten noch kein System mit mehr als 4 (bekannten) Planeten einige Planeten in Doppelsternsystemen 2 (unbestätigte) „free-floating“ planets Spektraltypen der Sterne: F, G, K und M Spektraltypen: G (~100), K, F, 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 P²=a³ Transit Methode bietet mehr Informationen als RV Methode

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 gewandert wenige „Near Jupiters“ Planeten mit Jupitermasse und größerem Abstand zum Zentralstern Ermöglicht weiter innen kleinere Planeten einige Gasriesen mit hoher Exzentrizität über 20 Doppel- und Mehrfachsternsysteme mit Planeten

Masse vs. Große Halbachse

Entfernung der Planetensysteme Alle Objekte über 300pc sind Objekte die mit Gravlinsen oder Pulsar-Timing entdeckt wurden Nächstes Objekt ist Epsilon Eridani Entfernteste Objekt: OGLE-05-390L b

Erdgroße Planeten wesentlich 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 um endeckt werden zu können nur bei Pulsaren wurden einige kleine Planeten entdeckt

Entdeckungs-Massengrenze

Terrestrische Planeten Terrestrische 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 OGLE-2005-BGL-390L: a: roter Zwerg, Entfernung: 25.000 ly b: ca. 5.7 Erdmassen, 2.6 AU, Periode: 10 Jahre, -230°C Oberflächentemperatur OGLE: Gravitationslinsen Methode Habitable Zone: 0.046 – 0.066 AU Gliese 876: a: roter Zwerg, Entfernung: 15.2 ly b: ca. 7.5 Erdmassen, 0.02 AU, Periode: 1.9 Tage, 365°C Oberflächentemperatur Habitable Zone: 0.12 – 0.18 AU

Erste direkte Beobachtung 2M1207 a: Brauner Zwerg b: Gasplanet 30. April 2005, Gael Chauvin und Team (ESO) 8,2m VLT (Yeptun), nahes Infrarot NACO - adaptive Optik Ermöglicht durch: lichtschwacher „Stern“ (Brauner Zwerg) großer Sternabstand (55 AU) großer Planet (5 Jupitermassen) junges System GQ Lupi 1999, Planet wahrsch. Brauner Zwerg AB Pictoris b 13-14 Mj auch von Gael Chauvin

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

Zukünftige Missionen Darwin TPF Kepler

Darwin ESA Projekt benannt nach Charles Darwin (1809 - 1882) Entdeckung und Analyse von extrasolaren erdähnlichen Planeten Suche nach Anzeichen von Leben auf diesen Planeten Untersuchung der Atmosphären auf diesen Planeten Sterne in einer Entfernung von bis zu 25 pc

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

Darwin Start 2015 Trägerrakete: - alle 4 Teleskope mit einer Ariane V - 2 launches mit einer Soyuz-Fregat L2-Orbit 1.5 Mio. km von der Erde entfernt

TPF steht für Terrestrial Planet Finder Suche 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 Sterns Zusammensetzung der Atmosphären von Planeten fremder Sterne (Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid) Wie entstehen Planeten?

TPF Reichweite: ca. 45 Lj ca. 150 Sterne sollen untersucht werden Beginn der Mission: 2012-2015 Dauer: 5 Jahre Trägerrakete: Ariane V oder Delta IV Zukunft des Projekts: According to NASA's 2007 budget documentation, "The Terrestrial Planet Finding project (TPF) has been deferred indefinitely.“

Kepler Mission NASA Mission Suche nach regelmäßigen Helligkeitsschwankungen (transits) Sonnenorbit, hinter der Erde Periode = 372.5 Tage Rakete: Delta II größte Entfernung: 0.5 AU Starttermin: Oktober 2008                                                                                                

Kepler Photometer: 0.95m Apertur Spiegel: 1.4m Durchmesser Detektor: 95 mega pixel (42 CCDs mit jeweils 2200x1024 pixel, 50x25 mm) ca. 12 deg im Durchmesser nur Sterne heller als mv=14 400 – 850 nm Übertragung der Daten zur Erde ungefähr 1 / Woche

Field of View Helligkeit der Sterne muss mind. 1x in ein paar Stunden gemessen werden Beobachtungen im Orion-Arm der Milchstraße weit genug von der Ekliptik enternt, um nicht von der Sonne gestört zu werden keine Asteroiden oder Kuiper-belt objects auch Kometen aus der Oort‘schen Wolke können ausgeschlossen werden

FOV Anzahl der Sterne mit mv< 14 mag im 105 deg2 FOV wird auf 223.000 geschätzt 61% davon Hauptreihensterne nach dem 1. Jahr der Mission, ca. 100.000 brauchbare Target-Sterne 21 CCD-Module zu je 5 deg2

Kepler Ziele Häufigkeiten der Planeten in der habitablen Zone Bestimmung der Größe und großen Halbachse dieser Planeten Häufigkeit der Planeten um multiple-stellar systems Bestimmung 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 Jahre Giant 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 Planeten Terrestrische 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