Die Suche nach extrasolaren Planeten

Präsentation zum Thema: "Die Suche nach extrasolaren Planeten"—  Präsentation transkript:

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

2 Übersicht Geschichtliches Methoden der Entdeckung
Aktueller Forschungsstand Missionen

3 GESCHICHTE

4 Ist unser Sonnensystem einmalig?
Etliche Falschmeldungen (bereits 1897) Ab 1940er Astrometrie 1983: IRAS entdeckt zirkumstellare Staubscheibe um mehrere Sterne

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7 Meherere Teams in den USA und Kanada beginnen nach Exoplaneten zu suchen
1989: Campbell, Latham - HD Erste Braune Zwerg (Hot Jupiter) entdeckt 1991: Andrew Lyne – Planet um Pulsar PSR

8 Aleksander Wolszczan Studium an der Nicolaus Copernicus Universität in Torun 1990: Pulsar PSR B mit Dale Frail entdeckt, weitere Datenanalysen ergaben Planetenfunde

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

10 Michel Mayor Universität von Genf Analysierte 140 Sterne
1995: Mayor, Queloz: 51 Pegasi – Erste Exoplanet um Hauptreihenstern

11 SHAW PREIS 2005

12 OGLE Projekt Optical Gravitational Lensing Experiment
1992: Andrzej Udalski gründet Projekt Forschung nach Dunkler Materie, nebenbei Entdeckung von Exoplaneten Las Campanas Observatory in Chile

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14 1999: HD 209458 b erste Planet der über die Transitmethode gesichtet wurde
2001: HST detektiert Atmosphäre von HD b 2003: Sigurdsson findet PSR B (Methuselah) 13 Mrd Jahre alten Planet 2006: kleinster Exoplanet (5fache Erdmasse) OGLE L

15 Methoden der Entdeckung
Radialgeschwindigkeit Transits Astrometrie Gravitational microlensing Pulsar Timing Direkter Nachweis Nulling Interferometrie Koronographen Speckle Technik bzw. Adaptive Optik

16 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

17 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.)

18 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

19 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)

20 Berechnung der Bahnparameter
aus RV: Masse, Halbachse aus Transitmessung : Radius Dichte außerdem: atmosphärische Zusammensetzung

21 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)

22 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

23 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

24 Anhand der Lichtkurve kann man auf die Existenz eines Planeten schließen

25 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

26 Direkte Beobachtung Nulling-Interferometrie Koronographen
Speckle-Technik bzw Adaptive Optik

27 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

28 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.

29 Vergleich der Messgenauigkeit

30 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

31 Entdeckung von Exoplaneten

32 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

33 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

34 Planetare Masse

35 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

36 Masse vs. Große Halbachse

37 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 L b

38 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

39 Entdeckungs-Massengrenze

40 Terrestrische Planeten
Terrestrische Planeten um Hauptreihensterne: OGLE Lb 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: ly b: ca. 5.7 Erdmassen, 2.6 AU, Periode: 10 Jahre, -230°C Oberflächentemperatur OGLE: Gravitationslinsen Methode Habitable Zone: – 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

41 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 Mj auch von Gael Chauvin

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43 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

44 Zukünftige Missionen Darwin TPF Kepler

45 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

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

47 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

48 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)

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

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

51 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?

52 TPF Reichweite: ca. 45 Lj ca. 150 Sterne sollen untersucht werden
Beginn der Mission: 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.“

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

54 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

55 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

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

57 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

58 Erwartete Resultate Annahmen: 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 Planeten mit Perioden < 1 Woche

59 Erwartete Resultate Giant planets (transits) inner-orbits Planeten - 30 outer-orbits Planeten Terrestrische Planeten (transits) - 50 Planeten, wenn R ~ 1.0 Re Planeten, wenn R ~ 1.3 Re Planeten, wenn R ~ 2.2 Re Falls Doppelstern-Systeme keine Planeten haben sollten, reduziert sich die Anzahl der Systeme um 46%

60 Referenzen Website von Jean Schneider: www.exoplanet.eu
Infoseite über Exoplaneten: