1 / 22

Habitable Zonen in entdeckten extrasolaren Planetensystemen

Habitable Zonen in entdeckten extrasolaren Planetensystemen. Florian Herzele, Daniel Huber, Michael Prokosch. Übersicht. Analytische Stabilität (Gehman et al., 1996) Numerische Stabilität I (Menou & Tabachnik, 2002) Numerische Stabilität II (Jones, Underwood & Sleep, 2004)

jael-mccarty
Télécharger la présentation

Habitable Zonen in entdeckten extrasolaren Planetensystemen

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Habitable Zonen in entdeckten extrasolaren Planetensystemen Florian Herzele, Daniel Huber, Michael Prokosch

  2. Übersicht • Analytische Stabilität (Gehman et al., 1996) • Numerische Stabilität I (Menou & Tabachnik, 2002) • Numerische Stabilität II (Jones, Underwood & Sleep, 2004) • Beispiel numerischer Simulation: HD 74156 (Dvorak, Lohinger et al., 2003) • Migration von Gasriesen (Mandell & Sigurdsson, 2003) • Vergleich der Resultate

  3. Analytische Stabilität Optimal: System mit mind. einem Gasriesen Parameter durch eingeschränktes 3-Körper-Problem gegeben 3 Möglichkeiten: • Erdähnlicher Planet läuft um Stern und Gasriese  äußerer Planet, bei L2 • Erdähnlicher läuft um Stern, Gasriese außerhalb innerer Planet, bei L1 • Mond läuft um Gasriese in HZ  erdähnliche Bedingungen auf dem Mond

  4. Stabilitätsberechnung Potentialfunktion: rotierendes KS Lagrangepunkte durch:

  5. Stabilitätsberechnung Jacobikonstante C  2 – v2 muss für erdähnlichen Planeten größer als für L1 sein (Hill-Stabilität) Näherung: v   r –1/2– r • Jacobikonstante für L1:

  6. Stabilität

  7. Habitablität Oberflächentemperatur wichtig (flüssiges Wasser), wird hauptsächlich bestimmt durch • Energiefluß vom Stern F  Effektivfluß fF • Optische Dichte der Atmosphäre des Planeten Berechnung mithilfe von t und f können in eine Variable gepackt werden:

  8. Habitablität

  9. Numerische Stabilität IVoraussetzungen • Datenquelle: extrasolar planet encyclopedia • Konservative Kriterien für Habitabilität • Nur ZAMS Sterne • Hill Radius zur Definition von Klassen I bis IV

  10. Numerische Stabilität IMethode • Symplektischer Integrator zweiter Ordnung • 3 Abbruchbedingungen • Zunächst 2 Experimente • Rayleigh Verteilung für Inklination und Exzentrizität der Testpartikel • 5 Werte für Inklination des Gasriesen

  11. Numerische Stabilität I Resultate Menou & Tabachnik (2002)

  12. Numerische Stabilität II • numerische Simulationen für 111 Systeme • Integrationszeit: 1000 Myr • e(0)=0.00001; i(0)=0 • Planet nicht während gesamter Integrationszeit innerhalb HZ • m3 = mE + mM = mEM • Bestimmung der Einflusszone des Riesen mit Grenzen nint Rh, next Rh

  13. Bestimmung von nint undnext • nötig da e des Gasriesen berücksichtigt wird • 2 runs mit Periastra je einseitig (0°) und gegenüberliegend (180°), MMR berücksichtigt

  14. Bestimmung von nint undnext • in 7 Systemen bestimmt (3 PC‘s ~ 1 Jahr) • nicht v.a. abhängig von Massenverhältnis und Halbachse des Gasriesen! HD 196050: mS/mG ~ 386; aG = 2.5 AU, eG = 0.28 nint = 2.5+-0.25 next =7.6 +- 0.25 HD 52265: mS/mG ~ 1050; aG = 0.49 AU, eG = 0.29 nint = 2.9+-0.3 next =8.0 +- 0.8

  15. Anwendung auf Systeme • Ausdehnung der HZ durch Gitter von Sternentwicklungsmodellen (Maziziteli, 1989)  Teff, L; Hauptreihenphase • 3 Konfigurationen: - 1&2 : 100% - 3,4 & 5: x% - 6: 0%

  16. Annahmen • Gasriese innerhalb der HZ schliesst Leben nicht aus • 1.3 M sin(i) für Berechnung von RH • eG über Zeit = konst • grav. Einfluss eines Binaries nicht berücksichtigt • Unterteilung in „now“ & „sometime“

  17. Beispiele HD73526: mS= 1.02 mSonne mG = 3.9 mJ aG = 0.66 AU eG = 0.34 Konfiguration 4 CrB: mS= mSonne mG = 1.35 mJ aG = 0.22 AU eG = 0.04 Konfiguration 2

  18. HD 74156 • G0 Stern, 2 entdeckte Planeten • Menou&Tabachnik: instabil • numerische Integration der Bewegungsgl. mit Lie-Integrator; Int.zeit: 108 yr • eingeschränktes & volles 4-Körper Problem

  19. Stabilität zwischen Resonanzen • Stabilität als Fkt von eb und ec • ep (0) = 0 • Kriterium eP<0.2 • Stabilität stark abhängig von Anfangsbedingungen  sticky orbits

  20. Mandell & Sigurdsson (2003) Migration von Gasriesen • Bedingungen wie im Sonnensystem • Mercury Integrator • Durchaus Überlebenschancen für terrestrische Planeten trotz Migration

  21. Vergleich der Resultate

  22. Vergleich der Resultate • teils sehr unterschiedliche Ergebnisse • noch unklar: Migration der Gasriesen, Doppelsternsysteme, Satelliten um Gasriesen • im allgemeinen jedoch ziemlich optimistisch...

More Related