Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung

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1 Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung
Verschiedenen Methoden zur Entdeckung von extrasolaren Planeten, und Einblick in die komplexen Prozesse, die zur Planetenentstehung führen. Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg

2 (Vorspann) Entdeckungen pro Jahr

3 (Vorspann) Erster Exo-Planet 1995: Major & Queloz 1995.
51 Peg(asus), 4 Tage Umlaufzeit, ? AU, ? MJ

4 Gibt es Extrasolare Planeten ?
(Vorspann) Gibt es Extrasolare Planeten ? Planeten < 13 MJ Braune Zwerge Sterne > 80 MJ Solare Planeten:  Innere (feste) Planeten : Merkur, Venus, Erde, Mars  Äußere Gasriesen: Jupiter, Saturn, Neptun, Uranus Ist das bei anderen Sternen auch so? Lücke Ja und nein! Alle Planeten in gleicher Richtung um Sonne, ähnliche Richtung für alle Drehimpulse -> Planeten entstehen aus gleicher Scheibe wie Sterne. (Quirrenbach & Jorissen et al. 2001)

5 Gliederung 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
(1) Methoden und ihre Entdeckungen 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:  Pulsare als Zentralobjekt: 5 Planeten um 3 Pulsare (1 multiples System) Zukunft:  Astrometrie (z.B. GAIA)  (Nulling-) Interferometrie (z.B. SIM, VLTI)

7 Bahn zweier sich umkreisender Massen
(1.1) Bahn zweier sich umkreisender Massen Bahngeschw. des Sterns: 3. Kepler Gesetz: Schwerpunktsatz: Bestimmung von m sin i aus Beobachtung. Dann: Halbachse a aus 3. Keplerschen Gesetz. :

8 Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone
(1.1) Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone 3 Planeten um Gl 581: entdeckt am 25. April 2007 Gl 581: Spektralklasse M3 Masse M Radius R T (effektiv) K Leuchtkraft L Distanz 6.3 pc (=20 Lj) Habitable Zone (Udry et al. 2007, submitted to A&A)

9 Projektionseffekt: sin i
(1.1) 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 =  i =  sin 600 = 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 MJ und P = 60 Tage. Inklination i astrometrisch mit HST bestimmt: Inklination: i = 840 .

10 Projektionseffekt: sin i
(1.1) Projektionseffekt: sin i

11 Präzisionsspektroskopie
(1.1) Präzisionsspektroskopie Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF Absolute Kalibration der langen Zeitreihen durch simultane Mesung von Eichspektren (Thorium, Jod) HARPS -> 1 m/s Sonne als Stern

12 (1.2) Transit Planetentransit ermöglichen
Erste COROT Entdeckung am 4.Mai 2007 1.000 0.995 0.990 0.985 0,980 0.975 Normalized Flux Planetentransit ermöglichen die Messung von Spektren der Planetenatmosphären.  Plateau nicht flach: Mitte-Rand-Variation! COROT: Seit 3. Februar 2007 im All.  Asterioseismologie  Transitsuche Photometrische Genauigkeit: 10-4 Farbänderungen während des Transits wegen Mitte-Rand-Variation.

13 (1.3) Gravitationslinsen Lichtverstärkung bei
Q I2 DQ DLQ DL Einzige Methode um leichte Planeten zu finden. Wenn Linse aus 2 Objekten besteht, gibt es statt Fokalpunkt, eine geschlossene Fokallinie (Kaustik) -> Zwei Maxima! Lichtverstärkung bei Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte

14 Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet
(1.3) Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet

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

16 Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU!
(1.3) Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU! Lichtkurve von Planetenmodell für das Ereignis: OGLE 2005-BLG-390 (schwarz). Lichtkurve für isolierten Linsenstern ohne Planet (orange). Für Doppelstern Quelle (grau, langgestrichen) 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

17 Direktes Bild eines Planeten: wie geht das?
(1.4) 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)

18 Direkte Abbildung von Exo-Planeten
(1.4) Direkte Abbildung von Exo-Planeten Brauner Zwerg: M8 (T < 3000K) Planet: 5 MJ, a = 55AU Entfernung: 70pc Stern: AB Pic, K2 V, T = 4875K Planet: 13MJ, a = 275 AU Entfernung: 45pc Mit Koronograph! 778 mas 55 AU in 70 pc Das erste Exo-Planetenbild. 55 AU = 2 mal Neptun. H,K,L - Bänder mit auf dem Paranal. 2''

19 Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten
(1.5) Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten 100 12 10 10 8 Planetenmassen MJ Planetenmassen MJ 1 6 4 0.1 2 0.01 0.01 0.1 1 10 0.01 0.1 1 10 100 Große Halbachse (AU) Große Halbachse (AU) Heiße Jupiter! Jupitermasse bei kleinen Halbachsen. Migration: Vorhergesagt von Ward (1981) -Masse nimmt ab mit Halbachse! -Anhäufung bei 0.05 AU!  Bei kleinen Halbachsen sind schwere Planeten weniger häufig.  Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU

20 Von den Wolken zu den Sternen und Planeten
(2) Von den Wolken zu den Sternen und Planeten (Illustration aus Sterne und Weltraum) Kühle Molekülwolke (50 K) Jeans Kollaps (Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg)

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

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

23 Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet
(2) Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet Protoplanetare Scheibe:  Masse: 0.01 bis 0.1 M.  1% Staub und 99% Gas.  Lebensdauer: 106 bis 107 J. Pferdekopfnebel. HST im Orionnebel

24 Zeitskala der Planetenentstehung
(2) Zeitskala der Planetenentstehung (Haisch et al. 2001) 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!

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

26 Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe
(2.1) Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe Massenerhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung Scheibengleichung Eigenschaften der Scheibe hängen von der Annahme für Viskosität mu ab! Viskose Newtonsche Spannung proportional zu Viskosität mal Scherströmung. Aber: Zeitskala! Viskosität um faktor 10^6 zu klein! -> Turbulenz. Unterschied zwischen mikroskopischer auf kleiner räumlicher Skala und turbulenter Viskosität auf größeren Skalen: Die turbulente Viskosität parametrisiert die räumlich gemittelten Effekte von turbulentem Geschwindigkeitsfeld. hydrodynamisch Instabilität in dünner Scheibe nicht möglich, weil Kepler-Rotation stabil ist, j^2 nimmt nach aussen zu. vielleicht in 3D: Baroklinische Instabilität, nabla p x nabla pho ungleich null Dann wenn Entropie-Gradient in Scheibe (Klahr & Bodenheimer). magnetohydrodynamisch (magnetische Rotationsinstabilität): funktioniert wunderbar, nur leider ist das Plasma neutral und selbst wenn Magnetfelder da sind, koppeln sie nicht an das Gas. Typische Entwicklung ??FIGUR AUS ORIGINALARBEIT?? Zeit Massenakkretionsrate Oberflächendichte Zeit Radius Radius

27 (2.1) Problem der Zeitskala
Unterschied zwischen mikroskopischer auf kleiner räumlicher Skala und turbulenter Viskosität auf größeren Skalen: Die turbulente Viskosität parametrisiert die räumlich gemittelten Effekte von turbulentem Geschwindigkeitsfeld. Hydrodynamische Instabilität in 3D: baroklinisch, d.h. grad rho x grad p ungleich nulll

28 Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)
(2.2) Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)

29 Problem mit MRI: Scheibe nicht ionisiert!
(2.2) Problem mit MRI: Scheibe nicht ionisiert! 4 Quellen zur Ionisation: 1) Galaktische kosmische Strahlung 2) Stellare energetische Teilchen und Röntgenstrahlung 3) Radioaktive Kerne 4) thermische Anregung durch Stöße Scheibe  kühl und staubig  nicht ionisiert  nicht leitfähig  zu kleine magnetische Reynoldszahl  Magnetfeld ist nicht "eingefroren". Kosmische Strahlung durchdringt 10^2 gm/cm^2, Scheibendichte: > 10^3 gm/cm^2 (=Atmosphärendichte der Erde). Intensiver Sternenwind der jungen Sterne durchdringen 1 gm/cm^2 (Klahr et al. 2006)

30 (2.3) 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. Koagulation (lat. coagulatio Zusammenballung) die Zusammenballung von Teilchen, also die Aufhebung von fein verteilten Zuständen. Agglomeration (von lat: agglomerare = fest anschließen). Phase I Phase II Phase III (Beckwith et al und Sterne und Weltraum)

31 Phase 0 : Kondensation und Sedimentation
(2.3) 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 z Zwei-Flüssigkeits Näherung Staubkörner werden teilweise in turbulenten Wirbeln gefangen! Azimut Radius (Johansen & Klahr 2005, ApJ 634, 1353)  Turbulenz und Schwerkraft bestimmen die Dicke der Staubschicht.

32 Phase I: Koagulation zu Staubklumpen
(2.3) Phase I: Koagulation zu Staubklumpen Phase I Phase II Staubkoagulation im Labor  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 105 Jahren. Aber dann .... Koagulation (lat. coagulatio Zusammenballung) die Zusammenballung von Teilchen, also die Aufhebung von fein verteilten Zuständen. Agglomeration (von lat: agglomerare = fest anschließen).

33 Phase I: Von Staubklumpen zu Planetesimalen (Agglomeration)
(2.3) 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) ? Staub hat etwas größere Geschwindigkeit als Gas. Gas: Druckgradient nach außen, also kleinere Zentrifugalkraft für Kräftegleichgewicht. Benötigt werden hohe Stoßraten und kleine Relativgeschwindigkeit!

34 Phase II: Von Planetesimalen zu Planeten
(2.3) 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 1011 Planetesimale. Berechnung: Statistische Methoden, die mit direkten numerischen Simulationen abgeglichen werden. Wetherill & Stewart (1993): Start: N=109 Teilchen mit m1 (M=109 m1) Nach 103 J: 52 Teilchen mit m > m1 Nach 104 J: Fragmentation hat N erhöht. nach 105 J: 7 Teilchen haben zusammen mehr als M/2. Größtes Teilchen wie Merkur

35 Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen
(2.3) 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) ! Viele schwere Planeten mit kleiner Exzentrizität!

36 Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen
(2.3) Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen Hydrodynamische Simultationen von Protoplanet in Scheibe (0.01 M): Spiralförmige Dichtewellen Lücke Zuwachs: 1 MJ nach > 104 Jahren Bis zu MJ können erreicht werden. Migration durch gravitative Wechselwirkung mit Scheibe auf einer Zeitskala von 105 Jahren. Kleinere Planeten verursachen keine Lücke. TYP I Migration: Kleine Planeten, schnelle Migration. TYP II Migration: Große Planeten, öffnen Lücke und migrieren langsamer. ? (Kley 1999)

37 (2.3) Phase III: Gasriesen Gasriese öffnet eine Lücke: Strömungsfeld
Planet Große Planeten erzeugen Lücke und saugen Material aus weiter Umgebung auf. Kleine Planeten tun dies nicht! Planet saugt Materie aus großer Entfernung an. (Kley 1999)

38 (2.3) Phase III: Migration
v1 vp v2 j2 j1 Drehimpuls Radius j1 j2 Gravitative Wechselwirkung in homogener Scheibe: Spiralförmige Dichtewelle mit Planet als Störung.  Lineares Regime: Typ I  Nichtlineares Regime: Typ II  Drehimpulstransfer bei Migration: Typ III TYP I: Kleine Planeten, schnelle Migration. (10^4 - 10^5 J) TYP II: Große Planeten, öffnen Lücke und migrieren langsamer (10^5 J). TYPIII: Drehimpulstransfer an Scheibenmaterial und Massenaufsammlung.

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

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. Keplerscheibe: Viskosität. Zeitskala! Planetenentstehung: Koagulation, Agglomeration, Gravitatives Aufsammeln von Materie, Migration, Größten Probleme: Agglomeration und Migration verknüpft mit Zeitskala!

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)