extrasolare planeten: entdeckung und entstehung rolf schlichenmaier, kiepenheuer-institut für...

Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung

Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, [email protected] http://www.kis.uni-freiburg.de

mailto:[email protected]

Entdeckungen pro Jahr(Vorspann)

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(Vorspann)

Gibt es Extrasolare Planeten ?

Planeten< 13 MJ

BrauneZwerge

Sterne> 80 MJ

Lücke

(Quirrenbach 2005 & Jorissen et al. 2001)

Solare Planeten:

Innere (feste) Planeten : Merkur, Venus, Erde, Mars

Äußere Gasriesen: Jupiter, Saturn, Neptun, Uranus

Ist das bei anderen Sternen auch so?

(Vorspann)

Ja und nein!

Gliederung

(1) 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

Methoden und ihre Entdeckungen

http://www.exoplanet.eu: 253 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:4 Planeten (0 multiple Systeme)

Pulsare als Zentralobjekt: 5 Planeten um 3 Pulsare (1 multiples System)

Zukunft:

Astrometrie (z.B. GAIA)

(Nulling-) Interferometrie (z.B. SIM, VLTI)

(1)

Bahn zweier sich umkreisender Massen

:

Bahngeschw. des Sterns: 3. Kepler Gesetz: Schwerpunktsatz:

(1.1)

Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone3 Planeten um Gl 581: entdeckt am 25. April 2007

Gl 581:

Spektralklasse M3 Masse 0.31 M�Radius 0.29 R �T (effektiv) 3000 KLeuchtkraft 0.013 L

Distanz 6.3 pc (=20 Lj)QuickTime™ and a

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(Udry et al. 2007, submitted to A&A)

Habitable Zone

(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 = 0.5 i = 600 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 .

(1.1)

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Projektionseffekt: sin i(1.1)

Präzisionsspektroskopie(1.1)

Sonneals Stern

Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF

Transit Planetentransit ermöglichen

die Messung von Spektren der Planetenatmosphären.

Plateau nicht flach: Mitte-Rand-Variation!

Erste COROT Entdeckung am 4.Mai 20071.000

0.995

0.990

0.985

0,980

0.975

Nor

mal

ized

Flu

x

COROT: Seit 3. Februar 2007 im All. Asterioseismologie TransitsuchePhotometrische Genauigkeit: 10-4



(1.2)

Gravitationslinsen

L

Q

I1

I2 DQ

DLQ DL

B

Lichtverstärkung bei

(1.3)

Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte

Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet(1.3)

OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53



Erster Nachweis eines Exo-Planeten durch Mikro-Gravitationslinseneffekt:

22. Juni 2003

(1.3)

Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU!

OGLE 2005-BLG-390Stern: M-Zwerg, M = 0.2 M & Planet: 5 M, a = 3 AU, P = 10J.

(PLANET/RoboNet, OGLE, and MOA)25. Januar 2006



(1.3)



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

NACO@Yepun (VLT)

(1.4)

Direkte Abbildung von Exo-Planeten

Mit Koronograph!

Stern: AB Pic, K2 V, T = 4875KPlanet: 13MJ, a = 275 AUEntfernung: 45pc

778 mas55 AU in 70 pc

2''

(1.4)

Brauner Zwerg: M8 (T < 3000K)Planet: 5 MJ, a = 55AUEntfernung: 70pc

Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten(1.5)

Bei kleinen Halbachsen sind schwere Planeten weniger häufig.

Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU



10010

1

0.1

0.01

100

10

0.01 0.1 1 10Große Halbachse (AU)

Plan

eten

mas

sen

MJ

0

2

4

6

8

10

12

0.01 0.1 1

Plan

eten

mas

sen

MJ

Große Halbachse (AU)

http:www.exoplanet.eu

Von den Wolken zu den Sternen und Planeten



(Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg)

(2)

(Illustration aus Sterne und Weltraum)

Direkte Abbildung einer protoplanetaren Scheibe



HST/NICMOS Aufnahme im H-Band (nahes Infrarot) mit Abdeckung des zentralen Sternes HD 4796 (Schneider et al. 1999).

(2)

Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet

Nicmos/HST im Taurus (140 pc)

(2)

Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet

HST im Orionnebel

Protoplanetare Scheibe:

Masse: 0.01 bis 0.1 M.

1% Staub und 99% Gas.

Lebensdauer: 106 bis 107 J.

(2)

Zeitskala der Planetenentstehung



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!

(Haisch et al. 2001)

(2)

Kepler Rotation - Kepler Scheibe

• Bahngeschwindigkeit nimmt nicht linear mit r zu, sondern mit r-0.5 ab.• Drehimpuls nimmt nach außen hin zu.

(2)

Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe

Massenerhaltung

Impulserhaltung

Energieerhaltung

Scheibengleichung

??FIGUR AUS ORIGINALARBEIT??

Obe

rflä

chen

dich

te

Mas

sena

kkre

tions

rate

Radius Radius

Zeit

Zeit

(2.1)

Typische Entwicklung

Problem der Zeitskala(2.1)

Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)(2.2)

Problem mit MRI: Scheibe nicht ionisiert!

Scheibe kühl und staubig nicht ionisiert nicht leitfähig zu kleine magnetische Reynoldszahl Magnetfeld ist nicht "eingefroren".

4 Quellen zur Ionisation:1) Galaktische kosmische Strahlung2) Stellare energetische Teilchen und

Röntgenstrahlung3) Radioaktive Kerne4) thermische Anregung durch Stöße

(2.2)

(Klahr et al. 2006)

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.

Phase I Phase II Phase III

(2.3)

(Beckwith et al. 2000 und Sterne und Weltraum)

Phase 0 : Kondensation und Sedimentation

Staub sedimentiert in der Scheibenmitte. Aber:

Zur Anzeige wird der QuickTime™ Dekompressor „YUV420 codec“

benötigt.

Staubdichte farbig codiert (gelb=hoch, blau=niedrig)

Korotierendes Bezugssystem.

Staub in Scheibenmitte konzentriert.

Staub eingebettet turbulente Scheibe

Turbulenz wirbelt Staub auf!

Turbulente Viskosität größer alsmolekulare Viskosität

RadiusAzimut

z

0

(Johansen & Klahr 2005, ApJ 634, 1353)

Turbulenz und Schwerkraft bestimmen die Dicke der Staubschicht.

(2.3)

Phase I: Koagulation zu Staubklumpen


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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 ....

Phase I Phase II

Staubkoagulation im Labor

(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)

Benötigt werden hohe Stoßraten und kleine Relativgeschwindigkeit!

(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 Simulationenabgeglichen 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

(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 nurkleine Exzentrizität.

Lösung:Typ II Migration (nicht-lineares Regime)

(2.3)

Phase III: Vom Planeten zum Gasriesen

Hydrodynamische Simultationen vonProtoplanet in Scheibe (0.01 M):

Spiralförmige Dichtewellen Lücke Zuwachs: 1 MJ nach > 104 Jahren

Bis zu 5 - 10 MJ können erreicht werden. Migration durch gravitative

Wechselwirkung mit Scheibe auf einer Zeitskala von 105 Jahren.

Zur Anzeige wird der QuickTime™ Dekompressor „YUV420 codec“

benötigt.

(2.3)

(Kley 1999)

Phase III: Gasriesen

StrömungsfeldGasriese öffnet eine Lücke:

(2.3)

Planet saugt Materie aus großer Entfernung an.

Planet

(Kley 1999)

Phase III: Migration

Gravitative Wechselwirkung in homogener Scheibe: Spiralförmige Dichtewelle mit Planet als Störung.

Lineares Regime: Typ I Nichtlineares Regime: Typ II Drehimpulstransfer bei

Migration: Typ III

Dre

him

puls

Radius

j1

j2

(2.3)

v1

vp

v2

j2j1

Phase III: Mehr-Planeten Systeme

Paul Cresswell and Richard Nelson (2006), Astronomy Unit, Queen Mary University London.

A&A 450, 833--853

(2.3)

Zur Anzeige wird der QuickTime™ Dekompressor „Cinepak“

benötigt.

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.

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)

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