Die Suche nach extrasolaren Planeten

1. Die Suche nach extrasolaren Planeten Hannes Boran, Veresa Eybl, Dimitri Hickel, Bernd Völkl

2. Übersicht • Geschichtliches • Methoden der Entdeckung • Aktueller Forschungsstand • Missionen

3. GESCHICHTE

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

7. 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

8. Aleksander Wolszczan • Studium an der Nicolaus Copernicus Universität in Torun • 1990: Pulsar PSR B1257+12 mit Dale Frail entdeckt, weitere Datenanalysen ergaben Planetenfunde

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

10. Michel Mayor • Universität von Genf • Analysierte 140 Sterne • 1995: Mayor, Queloz: 51 Pegasi – Erste Exoplanet um Hauptreihenstern

11. SHAW PREIS 2005

12. OGLE Projekt • Optical Gravitational Lensing Experiment • 1992: Andrzej Udalski gründet Projekt • Forschung nach Dunkler Materie, nebenbei Entdeckung von Exoplaneten • Las Campanas Observatory in Chile

14. 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

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

16. Methode 1:Radialgeschwindigkeit (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

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

18. Berechnung der Bahnparameter Aus der Periode P kann man die Orbitparameter des Begleiters ableiten: 3. Keplergesetz Kräftegleichgewicht zwischen Zentrifugal- und Gravitationskraft Schwerpunktsatz, Beziehung Bahngeschwindigkeit-Halbachse 3

19. 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)

20. Berechnung der Bahnparameter aus RV: Masse, Halbachse aus Transitmessung : Radius Dichte außerdem: atmosphärische Zusammensetzung

21. 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)

22. 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

23. 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

24. Anhand der Lichtkurve kann man auf die Existenz eines Planeten schließen

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

26. Direkte Beobachtung • Nulling-Interferometrie • Koronographen • Speckle-Technik bzw Adaptive Optik

27. 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

28. 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.

29. 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

30. Entdeckung von Exoplaneten

31. 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

32. 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

33. Planetare Masse

34. 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

35. Masse vs. Große Halbachse

36. Entfernung der Planetensysteme

37. 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

38. Entdeckungs-Massengrenze

39. 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

40. 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

42. 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

43. Zukünftige Missionen • Darwin • TPF • Kepler

44. 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

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

46. 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

47. 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)

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

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

50. 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?