Astrobiologie: Detecteren van Exoplaneten
Prof. Marco Spaans Kapteyn Instituut, RUG Email:
[email protected]
Overzicht College Inhoud 1
Overzicht + Wat is Astrobiologie? Inleiding, wetenschappelijke aanpak & context. 2 Sterrenkundige Achtergrond (Aantekeningen + Slides) Achtergrond/Overzicht van Kosmologie tot Planeten 3-4 Leven & Leefbare Werelden (Hfstk 1-2) De basis van leven op Aarde. Voorwaarden, oorsprong, diversiteit, evolutie, ... Extremofielen 5-6 Zoeken naar Leven in het Zonnestelsel (Hfstk 3-5) Zoektocht/missies, Mars, Venus, Europa, Titan, ... 7-9 Exo-Planeten (Hfstk 6-8) Planeetvorming, zoektochten, leven, ... 10 Buitenaardse Intelligenties (Hfstk 9) Drake eqn, SETI, CETI, Fermi-paradox, ... Boek: “An introduction to Astrobiology” Iain Gilmour & Mark. A. Sephton
Exoplaneten: Komende 3 colleges ●
Waarom zoeken naar exoplaneten?
●
Wat is de beste manier om dit te doen?
●
Welke fractie van sterren heeft planeten?
●
Wat voor soorten exoplaneten zijn er?
●
Wat betekent het allemaal?
●
Waar gaat het heen?
http://exoplanet.eu/
Er zijn veel verschillende manieren om Exoplaneten te vinden ●
Doppler-verschuiving
●
Sterbedekkingen
●
Directe afbeelding
●
Gravitatie-lenzen
●
Astrometrie
●
Pulsar timing
●
etc.
Een stukje geschiedenis • 1991 Wolszczan & Frail vinden een planeet rond de pulsar PSR1257+12 ●
●
Variaties in aankomsttijd van de puls suggereert de aanwezigheid van drie of meer planeten. Planeten vormden waarschijnlijk uit overblijfselen van de SN explosie.
• 1995 Planeten worden gevonden rond de nabije zon-achtige ster 51 Peg door de Doppler methode ● Meest succesvolle methode tot nu toe. ● >700 exoplaneten gevonden tot vandaag.
DOPPLER METHODE
Doppler-verschuiving en Stellaire Beweging ●
●
●
Ster + planeet bewegen rond een gezamelijk zwaartepunt. Wanneer de ster naar de waarnemer beweegt wordt de golflengte korter en andersom. Licht wordt roder als de ster zich van de waarnemer af beweegt.
Doppler-verschuiving en Stellaire Beweging
De absorptielijnen worden roodverschoven of blauwverschoven door beweging van de ster in zijn baan.
Doppler-verschuiving en Stellaire Beweging Inclinatie is van belang! -> Degeneratie tussen massa en inclinatie
Doppler-verschuiving en Stellaire Beweging
• Methode: ●
●
●
Neem het sterspectrum waar door een cel met iodine gas. Iodine absorptielijnen worden op het ster-spectrum waargenomen. Meet de golflengte (of snelheid) van de stellaire lijnen t.o.v. van die van iodine -> heel precies! Spectrum
Iodine Cel
Cirkelbanen
De radiele snelheden zijn een sinus-functie in de tijd. De minimale en maximale snelheden (rond het massa zwaartepunt) zijn:
v1max = v1 sin i r
v2max r = v2 sin i
waar i de inclinatie-hoek is.
Radiele snelheden ● ●
●
Doppler-verschuiving geeft radiele snelheden. Snelheden worden gebruikt om de massaverhouding van de ster/planeet te bepalen. Als het spectraal-type van de ster bekend is, weten we ook zijn massa (zie volgende slide).
●
●
●
M.b.v Kepler’s Wetten, kunnen we dan ook een spanne van de baanafstand bepalen. Massaspanne van de planeet: m sin(i), waar i de inclinatie is van de baan. Meeste planeten worden op deze wijze gevonden.
Radiele snelheden Combinatie van massa-verhouding ster/planeet en spectraaltype van ster, leidt tot bepaling van massa van de planeet.
Massa van de planeet Massa verhouding
Massa van de ster
Spectraal-type ster
Grote verassing: Jupiters met kleine baanstraal Het is makkelijk een massieve planeet dichtbij een ster te vinden (die herhaalt vaak en heeft een hoge snelheid). De eerst ontdekte exoplaneet, 51 Peg, had een 4-daagse baanperiode (0.05 AU!) en een massa van Jupiter. Vele exoplaneten zijn nu bekend, maar dat betekent niet dat zij de meest voorkomende planeten zijn; ze zijn juist gemakkelijk te vinden.
Eerste detectie van een exoplaneet: 51 Pegasi STER: Massa Straal Log g Lichtkracht Temperatuur Metalliciteit Rotatie Leeftijd
1.06 Mzon
1.15–1.4 Rzon
3.89–4.21 1.30 Lzon
5,665 K 160% zon 37 dagen 7.5–8.5 × 109 jaar
Eerste Exo-Planetaire Systeem: Upsilon Andromedae F8V 4.2 MJ 1.9MJ
0.7MJ
Dubbel-ster systeem met drie planeten met Jupiter massa.
Voorbeeld Eccentrieke Baan: 16 Cygni b 1.7 MJ G5V
Vergelijkbaar met Zonnestelsel? 47 Ursa Majoris STER: Massa Straal Log g Lichtkracht
1.03 Mzon 1.26 Rzon
2.5MJ
4.04 1.54 Lzon
Temperatuur 5,740 K Metaliciteit 110% van zon Rotatie ~3 km/s. (~21 dagen) Leeftijd 6.03 × 109 jaar
1.3MJ
55 Cancri: Een vier (vijf?)-planeten systeem Planeet Msini = 4.05 MJ
a = 5.9 AU (5,360 days) Planeet Msini = 0.21 MJ a = 0.24 AU (44.3 days) Planeet Msini = 0.84 MJ
a = 0.12 AU (14.7 days) Planeet Msini = 0.045 MJ (14 ME)
a = 0.038 AU (2.81 days) Massa ster= 0.95 Mzon G8V
55 Cancri: Een vier (vijf?)-planeten systeem
Gliese 876 System: Gasreuzen in 2:1 Resonantie
Verhouding baan periodes zijn rationele getallen. Misschien verklaring van de Wet van Titus & Bode.
Gliese 876 Systeem: 6 tot 8 Maarde Planeet
Gliese 876 Systeem: Drie bekende planeten (plus 2) Planet Msini = 1.89 MJupiter
a = 0.21 AU (61.0 days) Planet Msini = 0.56 MJupiter a = 0.13 AU (30.1 days) Planet Msini = 5.9 MAarde
a = 0.021 AU (1.94 days) Star Mass = 0.32 Mzon M4V
Doppler-methode Samenvatting ●
Omdat we K = v* sin i meten, niet v* direct, weten we de massa alleen in termen van de baan inclinatie.
●
Dus kennen we de minimum massa van de planeet. –
Als i=90o (eclipsing of transiting) dan weten we de massa exact. Baan vlak
i=900
Baan vlak
i0
Complicaties van de Doppler-methode
Jupiters • Massazwaartepunt (MZP) van Jupiter-Zon systeem (5.2 AU) is nabij het oppervlak van de zon (Mzon = 1,000 MJup). • Jupiter beweegt met 13 km/s rond het MZP. • De snelheid van de zon is kleiner met een factor 1/1000. • De snelheid van de zon is dus maar 13 m/s !!! • De snelheid van licht is 3x108 m/s.
• Voor het Doppler effect geldt: Δ/ == v/c. v/c • Dus we moeten veschillen in golflengtes meten tussen spectraallijnen van minder dan 1 op 107. • Massieve gas giganten dicht bij hun ster zijn makkelijker te detecteren.
Complicaties van de Doppler-methode
Aarde
• De Zon's beweging rond het MZP vanwege de Aarde is slechts 10 cm/s!!!
Voorwaarden voor elke planeet
• Erg stabiel referentiespectrum. • Gebuik alle lijnen in het spectrum (meer signaal). • Probleem: “snelheidsruis” vanwege bewegingen in de atmosfeer van een ster is typisch 1-10 m/s.
Exoplaneten Ontdekkingsruimte
brown dwarfs gas giant planets
Right of the blue line, the orbit period is more than the time these systems have been observed.
Below the dashed line, the stellar wobbles are less than 10 m/s.
Doppler-methode Samenvatting ●
Precissie van huidige surveys is 1 m/s: –
Jupiter veroorzaakt zonnesnelheidvariaties van 12.5m/s.
–
Alle nabije, heldere zonachtige sterren zijn goede doelen. ●
●
●
Gelimiteerd tot gasplaneten en groter –
Recentelijk ontdekte “hete Neptunusen” (>14MAarde).
–
Nog niet bruikbaar voor aardachtige planeten.
Lengte van surveys limiteert afstand van planeet van de ster (te lange omlooptijd!) –
Eerste surveys begonnen in 1989.
–
Jupiter (5AU van Zon) neemt 12 jaar om om de Zon te gaan
–
Saturnus neemt 30 jaar. ●
●
Veel spectraal-lijnen, relatief inactief.
Nog niet detecteerbaar op die baanafstand.
We zien de planeet niet direct
Fotometrische Methoden
Systemen Waar Planeten de Ster Bedekken
Zoeken naar exoplaneten: Fotometrie ●
●
●
Vorm van de depressie in de lichtkromme geeft een spanne van inclinaties (maar relatief klein). NOODZAKELIJK om de echte massa van de planeet te bepalen (bevestigen dat het object ook werkelijk een planeet is). In Doppler-methode inclinatie is niet bekend, dus combinatie van Doppler + fotometrische methode zijn erg krachtig -> echte massa!
●
Slechts een aantal planeten is tot nu toe op deze wijze gevonden (60).
Zoeken naar exoplaneten: Fotometrie
Zoeken naar exoplaneten: Fotometrie Van belang:
Grootte ster & planeet ● Baanperiode planeet ● Snijvlak planeet/ster
●
Transitieplaneet HD209458b
Planeet Massa = 0.69 +- 0.05 MJ Planeet Straal = 1.43 +- 0.04 RJ Baan a = 0.045 AU Baan Periode = 3.52 days Massa ster= 1.05 Msun (F8V)
Sterbedekkingen ●
●
●
Aannames – De gehele planeet komt voor de ster. – Verwaarloos “limb darkening” zoveel mogelijk. De diepte van de eclips is dan simpelweg de verhouding tussen de planeetschijf's oppervlak en die van de ster: – i.e. ∆f / f* = ∆Rp2 / ∆R*2 = (Rp / R*)2. We meten de verandering in magnitude ∆m, en krijgen de ster-straal van zijn spectraal-type. – Door flux te berekenen krijgen we de straal van de planeet – ∆m = mtransit – m* = 2.5 log (f* / ftransit). ● (kleinere magnitude m betekent helderder).
Sterbedekkingen Voorbeeld: de eerste bekende transitieplaneet HD209458b ∆m = 0.017 mags –
Dus (f* / ftransit) = 1.0158, i.e. ∆f=1.58%
–
Uit het spectraal-type (G0) R=1.15Rsun
–
Dus gebruikmakend van ∆f / f* = (Rp / R*)2 en f*=100%
–
Vinden we Rp=0.145Rsun
–
Omdat Rsun=9.73RJ en dan
–
Rp = 1.41RJ
Sterbedekkingen ●
HD209458b weer: –
Uit de Doppler-methode weten we dat M sin i = 0.62MJ
–
Bedekking, dus we nemen aan dat i=90o, derhalve M=0.62MJ
–
Dichtheid = 0.29 g/cm3 ●
–
c.f. Saturn 0.69 g/cm3
HD209458b is een gasreus!
Sterbedekkingen
●
Voor een edge-on baan is de bedekkingsduur: ∆t = (PR*) / (πa) ●
●
Waar P=periode in dagen, a=semi-major as van de baan
Kans op bedekking (voor een willekeurige baan) –
Ptransit= R* / a
–
Voor de Aarde (P=1 jaar, a=1 AU), Ptransit=0.5%
–
Maar voor nabije, “hete” Jupiters, Ptransit=10%
–
Natuurlijk, relatieve kans op detectie Aardachtigen is kleiner omdat men 1 jaar moet waarnemen.
Stebedekkingen ●
●
Voordelen –
Eenvoudig. Kan worden gedaan met kleine goedkope telescopen, ● E.g. WASP.
–
Mogelijk planeten met kleine massa te vinden, inclusief “Aardachtigen”, in het bijzonder in de ruimte (Kepler missie, 2008).
Nadelen –
Kans op een bedekking is klein. ● Veel sterren moeten tegelijk worden waargenomen.
–
Gemakkelijk te verwarren met zonnevlekken, dubbel/tripel systemen.
–
Radiele snelheidsmetingen zijn nodig voor bevestiging, massa, etc.
Transitieplaneet HD209458b: Sodium Absorptielijnen
Atmosfeer HD 209458b: • de eerste exoplaneet met een gemeten atmosfeer: verdampend waterstof bevat zuurstof en koolstof. • Spitzer-spectroscopie laat zien: Minder waterdamp dan verwacht Silicaat stofwolken
Directe Afbeelding
Direct Afbeeldingen in IR
Infrarood-afbeeldingen zijn hoopvolle manier om planeten te vinden: Minder last van Aardatmosfeer (turbulentie) ● Beter contrast tussen planeet en ster ●
Directe detectie van exoplaneten is extreem moeilijk, bijna onmogelijk.
■
We kunnen nauwelijks bruine dwergen zien rond sterren, bv. Gliese220b (Nakajima et al. 2005).
■
Vrij-bewegende jonge planeten kunnen ontdekt worden in het IR voordat ze afkoelen (e.g. SOri70 Zapatero-Osorio et al. 2003).
■
Altijd proper-motion bevestiging nodig.
G229B
■
G229B
Directe Afbeeldingen
Directe Afbeeldingen Veel projecten gaande die zoeken naar lichtzwakke begeleiders van nabije sterren.
Chauvin et al.
Directe Afbeeldingen
Bruine dwerg & Jupiterspectra lijken veel op elkaar, maar niet exact gelijk.
Nabij-IR spectrum van GL229B (boven) en Jupiter (onder).
Exoplaneet detectiemogelijkheden De optische helderheid van een exoplaneet hangt af van: ■ De planeet straal Rp ■ De planeet albedo A ■ ■
De baan straal a De ster's oppervlaktetemperatuur Teff
De signaal-over-ruis verhouding nodig voor detectie: 51Peg -> S/N~104 exo-Jupiter -> S/N~106 exo-Aarde -> S/N~108 hete exo-Aarde with P<5d -> S/N~106
Directe planeetdetectie Aarde
Het zonnestelsel op 10pc afstand
Directe planeetdetectie Jupiter
Het zonnestelsel op 10pc afstand
Gravitatielenzen
Gravitationele Microlenzen • Dit effect vindt plaats als het zwaartekrachtsveld van een ster-planeet systeem werkt als een lens die een achtergrondster vergroot en helderder maakt. • Groot voordeel van microlenzen is dat het mogelijk is lage massa planeten (bv. Aard-massa) te detecteren met bestaande technologie. •Een groot nadeel is dat ``lensing'' zichzelf niet herhaald omdat de kans dat twee sterren zich op een lijn bevinden erg klein is!
Gravitationele Microlenzen
Zwaartekrachtsveld van de ster+planeten werkt als een “lens”, die een achtergrond bron helderder maakt. Doordat de objecten bewegen t.o.v. elkaar, kan men dit effect meten in de lichtkromme van de achtergrondster.
PLANET Telescoopsysteem Collaboratie tussen verschillende telecopen
Gesimuleerde Planeet Lichtkrommen • Planeetsignalen kunnen erg sterk zijn. • Er is een varieteit van lichtkromm/signalen die indicaties geven over de planeet-ster massaverhouding en zijn afstand tot de ster. • Waarnemingen elke 10-15 minuten nodig. • De kleine deviatie op dag –42.75 is t.g.v. een maan van 1.6 Maanmassa's.
1ste Exoplaneet Ontdekking door Microlenzing
De OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 lichtkrommen (Bond et al, 2004). The right hand panel shows a close-up of the region of the planetary caustic. The theoretical light curves shown are the best fit planetary microlensing light curve (solid black curve indicating a mass ratio of q = 0.0039), another planetary mass binary lens light curve (green curve with q = 0.0069), and the best fit non-planetary binary lens light curve (magenta dashed curve), which has q > 0.03.
2de Exoplaneet Ontdekking door Microlenzing OGLE 2005-BLG-71 (Udalski, Jaroszynski, et al - OGLE & mFUN.
Magnificatie
Extra Planeet ontdekkingen door PLANET, MOA & OGLE
3de Exoplaneet Ontdekking door Microlenzing
Vergelijking Planeet Detectietechnieken Doppler Sterbedekking Microlenzen (van Aarde) Microlenzen (ruimtemissie)
Exoplaneten via Microlenzen • Planeetsignaal onafhankelijk van planeet massa! – als Mplanet/M* > 3x10-7. – lage-massa planeet signalen zijn kort en zeldzaam.
• ~10% fotometrische variaties – Noodzakelijke fotometrische nauwkeurigheid is bereikt. ●
Mplanet/M*, separatie met een factor 2 nauwkeurigheid. – Mplanet and M* apart gemeten in > 30% van de gevallen. – vervolg waarneemingen bepalen Mplanet , M*, seperatie voor meeste G, K, en sommige M sterlenzen.
• Vrije (niet aan ster gebonden) planeten kunnen worden gevonden!
De Toekomst: Zoeken naar Aardachtige Planeten
James Webb Space Telescope Optical and IR imager Launch Date: 2019 (was 2011!)
Terrestrial Planet Finder IR Interferometer and Optical Coronagraph Launch Date: 2014 -- 2020
