Astrobiologie: Detecteren van Exoplaneten

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