1 / 41

Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung

Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung. Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg schliche@kis.uni-freiburg.de http://www.kis.uni-freiburg.de. (Vorspann). Entdeckungen pro Jahr. (Vorspann). (Vorspann). Gibt es Extrasolare Planeten ?. Planeten

wind
Télécharger la présentation

Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung

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. Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg schliche@kis.uni-freiburg.de http://www.kis.uni-freiburg.de

  2. (Vorspann) Entdeckungen pro Jahr

  3. (Vorspann)

  4. (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! (Quirrenbach 2005 & 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. (1) 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)

  7. (1.1) Bahn zweier sich umkreisender Massen 3. Kepler Gesetz: Schwerpunktsatz: Bahngeschw. des Sterns: :

  8. (1.1) Erster "erdähnlicher" Planet in habitabler Zone 3 Planeten um Gl 581: entdeckt am 25. April 2007 Gl 581: Spektralklasse M3 Masse 0.31 M Radius 0.29 R T (effektiv) 3000 K Leuchtkraft 0.013 L Distanz 6.3 pc (=20 Lj) Habitable Zone (Udry et al. 2007, submitted to A&A)

  9. (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 .

  10. (1.1) Projektionseffekt: sin i

  11. Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF (1.1) Präzisionsspektroskopie Sonne als Stern

  12. Erste COROT Entdeckung am 4.Mai 2007 1.000 0.995 0.990 Normalized Flux 0.985 0,980 0.975 (1.2) Transit • 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

  13. (1.3) Gravitationslinsen I1 L B Q I2 DQ DL DLQ Lichtverstärkung bei Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte

  14. (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. (1.3) Der erste erdähnliche Planet bei 3 AU! 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. (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 NACO@Yepun (VLT)

  18. (1.4) Direkte Abbildung von Exo-Planeten Stern: AB Pic, K2 V, T = 4875K Planet: 13MJ,a = 275 AU Entfernung: 45pc Brauner Zwerg: M8 (T < 3000K) Planet: 5 MJ, a = 55AU Entfernung: 70pc Mit Koronograph! 778 mas 55 AU in 70 pc 2''

  19. (1.5) Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten 12 100 10 10 8 Planetenmassen MJ Planetenmassen MJ 6 1 4 0.1 2 0.01 0 100 10 0.01 0.1 1 10 0.01 0.1 1 Große Halbachse (AU) Große Halbachse (AU)  Bei kleinen Halbachsen sind schwere Planeten weniger häufig.  Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU http:www.exoplanet.eu

  20. (2) Von den Wolken zu den Sternen und Planeten (Illustration aus Sterne und Weltraum) (Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg)

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

  23. (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. HST im Orionnebel

  24. (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. (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. (2.1) Die Hydrodynamik einer Akkretionsscheibe Massenerhaltung Impulserhaltung Energieerhaltung Scheibengleichung Typische Entwicklung ??FIGUR AUS ORIGINALARBEIT?? Zeit Massenakkretionsrate Oberflächendichte Zeit Radius Radius

  27. (2.1) Problem der Zeitskala

  28. (2.2) Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)

  29. (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". (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. Phase I Phase II Phase III (Beckwith et al. 2000 und Sterne und Weltraum)

  31. (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 0 Azimut Radius (Johansen & Klahr 2005, ApJ 634, 1353) Turbulenz und Schwerkraft bestimmen die Dicke der Staubschicht.

  32. (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 ....

  33. (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!

  34. (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. (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) !

  36. (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 5 - 10 MJ können erreicht werden. • Migration durch gravitative Wechselwirkung mit Scheibe auf einer Zeitskala von 105 Jahren. ? (Kley 1999)

  37. (2.3) Phase III: Gasriesen Strömungsfeld Gasriese öffnet eine Lücke: Planet Planet saugt Materie aus großer Entfernung an. (Kley 1999)

  38. v1 vp j2 v2 j1 Drehimpuls j1 j2 Radius (2.3) 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

  39. (2.3) Phase III: Mehr-Planeten Systeme Paul Cresswell and Richard Nelson (2006), Astronomy Unit, Queen Mary University London. A&A 450, 833--853

  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.

  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)

More Related