Die Suche nach extrasolaren Planeten

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Die Suche nach extrasolaren Planeten

• Hannes Boran, Veresa Eybl, Dimitri Hickel, Bernd
  Völkl

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Übersicht

• Geschichtliches
• Methoden der Entdeckung
• Aktueller Forschungsstand
• Missionen

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

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(No Transcript)
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(No Transcript)
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• 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

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Aleksander Wolszczan

• Studium an der Nicolaus Copernicus Universität in
  Torun
• 1990 Pulsar PSR B125712 mit Dale Frail
  entdeckt, weitere Datenanalysen ergaben
  Planetenfunde

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Geoff Marcy

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

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Michel Mayor

• Universität von Genf
• Analysierte 140 Sterne
• 1995 Mayor, Queloz 51 Pegasi Erste Exoplanet
  um Hauptreihenstern

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SHAW PREIS 2005
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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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(No Transcript)
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• 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

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Methoden der Entdeckung

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

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Methode 1Radialgeschwindigkeit (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

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• Einfluss Jupiter auf Sonne gt 12.5 m/s, Einfluss
  der Erde gt 0.04 m/s
• Auflösung der besten Spektrographen 108, gt RV
  von 2 m/s
• Maximal erreichbare Messgenauigkeit liegt bei
  1m/s (Sonnenflecken, etc.)

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Berechnung der Bahnparameter

• Aus der Periode P kann man die Orbitparameter des
  Begleiters ableiten
• 3. Keplergesetz
• Kräftegleichgewicht zwischen Zentrifugal- und
  Gravitationskraft
• Schwerpunktsatz, Beziehung Bahngeschwindigkeit-Hal
  bachse

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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)

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

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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)

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• 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
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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 mitErdmasse zu detektieren

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

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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 gt
  Dopplerverschiebung (vgl. RV-Methode)
• Periodische Verzögerungen der Signale können
  gemessen werden und lassen auf die Existenz eines
  Planeten schließen

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Direkte Beobachtung

• Nulling-Interferometrie
• Koronographen
• Speckle-Technik bzw Adaptive Optik

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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

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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.

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Vergleich der Messgenauigkeit
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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

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Entdeckung von Exoplaneten
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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

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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

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Planetare Masse
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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

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Masse vs. Große Halbachse
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Entfernung der Planetensysteme
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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
  umendeckt werden zu können
• nur bei Pulsaren wurden einige kleine Planeten
  entdeckt

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Entdeckungs-Massengrenze
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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

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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

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(No Transcript)
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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

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Zukünftige Missionen

• Darwin
• TPF
• Kepler

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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

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Darwin

• 4 Teleskope- Durchmesser ca. 3 4 m
• InfrarotteleskopeWellenlänge 10 mm(ähnlich
  Herschel)
• Nulling-Interferometrie(dazu präzise Position
  der Satelliten zueinander)

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Darwin

• Start 2015
• Trägerrakete- alle 4 Teleskope mit einer
  Ariane V- 2 launches mit einer Soyuz-Fregat
• L2-Orbit
• 1.5 Mio. km von derErde entfernt

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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)

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TPF Teleskope

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

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TPF Teleskope

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

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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?

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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 ProjektsAccording to NASA's 2007
  budget documentation, "The Terrestrial Planet
  Finding project (TPF) has been deferred
  indefinitely.

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Kepler Mission

• NASA Mission
• Suche nach regelmäßigenHelligkeitsschwankungen(t
  ransits)
• Sonnenorbit, hinter der Erde Periode 372.5
  TageRakete Delta IIgrößte Entfernung 0.5 AU
• Starttermin Oktober 2008

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Kepler

• Photometer 0.95m Apertur
• Spiegel 1.4m Durchmesser
• Detektor 95 mega pixel(42 CCDs mit
  jeweils2200x1024 pixel,50x25 mm)
• ca. 12 deg im Durchmesser
• nur Sterne heller als mv14
• 400 850 nm
• Übertragung der Daten zur Erde ungefähr 1 / Woche

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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 Oortschen Wolke können
  ausgeschlossen werden

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FOV

• Anzahl der Sterne mit mvlt 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

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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

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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 lt 1 Woche

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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
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Referenzen

• Website von Jean Schneiderwww.exoplanet.eu
• Infoseite über Exoplanetenwww.planeten.ch