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Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung
Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, [email protected] http://www.kis.uni-freiburg.de
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Entdeckungen pro Jahr(Vorspann)
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(Vorspann)
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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!
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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
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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)
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Bahn zweier sich umkreisender Massen
:
Bahngeschw. des Sterns: 3. Kepler Gesetz: Schwerpunktsatz:
(1.1)
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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)
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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)
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Präzisionsspektroskopie(1.1)
Sonneals Stern
Sharp NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF
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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
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(1.2)
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Gravitationslinsen
L
Q
I1
I2 DQ
DLQ DL
B
Lichtverstärkung bei
(1.3)
Bei 2 Linsenobjekten 2 Lichtverstärkungspunkte
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Mikro-Gravitationslinse von Stern und Planet(1.3)
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OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53
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Erster Nachweis eines Exo-Planeten durch Mikro-Gravitationslinseneffekt:
22. Juni 2003
(1.3)
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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
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(1.3)
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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)
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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
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Statistiken der bisher entdeckten Exo-planeten(1.5)
Bei kleinen Halbachsen sind schwere Planeten weniger häufig.
Anhäufung bei Halbachsen von 0,05 AU
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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
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Von den Wolken zu den Sternen und Planeten
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(Quelle: Th. Henning, MPIA, Heidelberg)
(2)
(Illustration aus Sterne und Weltraum)
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Direkte Abbildung einer protoplanetaren Scheibe
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HST/NICMOS Aufnahme im H-Band (nahes Infrarot) mit Abdeckung des zentralen Sternes HD 4796 (Schneider et al. 1999).
(2)
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Protoplanetarische (zirkumstellare) Scheiben sind beobachtet
Nicmos/HST im Taurus (140 pc)
(2)
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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)
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Zeitskala der Planetenentstehung
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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)
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Kepler Rotation - Kepler Scheibe
• Bahngeschwindigkeit nimmt nicht linear mit r zu, sondern mit r-0.5 ab.• Drehimpuls nimmt nach außen hin zu.
(2)
![Page 26: Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg schliche@kis.uni-freiburg.deschliche@kis.uni-freiburg.de](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062502/55204d6949795902118bfd0f/html5/thumbnails/26.jpg)
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
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Problem der Zeitskala(2.1)
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Die magnetische Rotationsinstabilität (MRI)(2.2)
![Page 29: Extrasolare Planeten: Entdeckung und Entstehung Rolf Schlichenmaier, Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg schliche@kis.uni-freiburg.deschliche@kis.uni-freiburg.de](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022062502/55204d6949795902118bfd0f/html5/thumbnails/29.jpg)
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)
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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)
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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)
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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)
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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)
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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)
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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)
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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)
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Phase III: Gasriesen
StrömungsfeldGasriese öffnet eine Lücke:
(2.3)
Planet saugt Materie aus großer Entfernung an.
Planet
(Kley 1999)
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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
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Phase III: Mehr-Planeten Systeme
Paul Cresswell and Richard Nelson (2006), Astronomy Unit, Queen Mary University London.
A&A 450, 833--853
(2.3)
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benötigt.
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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.
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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)