Eigenschappen van Exoplaneten en hun Gast

Astrobiologie: Eigenschappen van
Exoplaneten en hun Gast Sterren
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
Baaneigenschappen,
Massa, etc.
Planeten bewegen op elliptische banen
Planeet Massa, Periode
H
al
f
la
ng
eas
o
*
Periastron
Eccentriciteit=afplatting elliptische baan
Algemeen overzicht
●
●
●
●
●
●
●
>700 planeten zijn momenteel
gevonden
>50 meervoudige systemen
>70 overgangsplaneten – directe
meting planeet radius
Overwachte populatie met
periodes van 3-4 days: “Hete
Jupiters”
Nieuwe populatie van transitie
planeten: onderzoek -> periodes
~2 dagen
Eerste planeet met een baan
vglb. met Jupiter ontdekt (55
Cancri d)
Is ons Zonnestelsel speciaal?
Overzicht Exoplaneet Baanperiodes
●
●
●
“Opeenstapeling” bij
periodes van 3-4 dagen /
0.04-0.05AU
De meest verre (van ster)
planeten ontdekt tot nu
toe staan op 5-6AU
Nieuwe ontdekking van
transitieplaneten met
periodes van 2 dagen
Exoplaneet Massa Verdeling
●
●
●
Massa distributie piekt rond
1-2 x massa van Jupiter
Laagste massa planet tot nu
toe: 5.5xMAarde
Super-Jupiters (>paar MJup)
zijn niet algemeen
– Implicaties voor planeet
formatie theorieen?
– Of zijn ze alleen op grote
baanafstand te vinden?
– Of bestaan ze alleen rond
massieve sterren?
Selectie-effecten
●
●
●
●
●
●
Astronomische onderzoeken hebben ingebouwde “selectie effecten.”
Deze selectie effecten moeten worden begrepen voordat we de
resultaten kunnen interpreteren.
De Doppler-methode is meest gevoelig voor massieve planeten met
korte baan-perioden (grootste snelheden van ster-planeet).
Hij is niet gevoelig voor Aarde-achtige planeten, zelfs niet dichtbij
de ster (onder de detectie limiet van paar m/s).
Als de baanperiode groter wordt, wordt de methode ongevoelig
voor planeten met een massa minder dan die van Jupiter.
De duur van actieve onderzoeken (sinds 1989) bepalen de bovenlimiet op de baanperiode
– Slechts nu kunnen Jupiter-achtige planeten met een baan vergelijkbaar
met die in ons zonnestelsel worden gevonden.
Wat weten we van exoplaneten?
Massa versus Baanstraal
●
●
●
Blauw – exoplaneten
Rood – zonnestelsel
Veel Jupiter-achtige
planeten met kleine baanstralen, <0.1 AU
●
●
Selectie effect
Maar bijna geen SuperJupiters met kleine baanstralen
➔
Echt! Geen selectie effect
Baanafstanden van exoplaneten
Super-Jupiters
Relatief weinig
super-Jupiters
met kleine baanstraal
Hete Jupiters
1 AU
Uitvergroting van de distributie
ECCENTRICITEIT
Eccentriciteit van exoplaneten
Bovenaanzicht:
Meeste exoplaneten
hebben een
eccentrieke baan
●
Meeste planeten
hebben een kleine
baanstraal
●
Eccentriciteit van exoplaneten
Eccentrieke
Planeten
Jupiter
Half-lange as – Eccentriciteit Verdeling
Eccentriciteit van exoplaneten
Zonnestelsel
heeft weinig
eccentrieke
planeetbanen
-> implicaties
voor stabiliteit
en ontwikkeling
van leven?
Eccentriciteit van exoplaneten
:
exoplaneten
Waarneem selectie effect
●
●
●
●
zonnestelsel
●
brede distributie in eccentriciteit
(zelfde als dubbel sterren)
meeste exoplaneten hebben banen
die eccentrieker zijn dan die van de
gasplaneten in het zonnestelsel:
slecht nieuws voor de overleven van
aardachtige planeten (instabiel!)
planeten dichtbij de ster hebben
ronde banen vanwege getijde-werking
planeten op circelbanen bestaan
wel ver van de ster
de planeten in ons zonnestelsel
hebben allen een kleine eccentriciteit,
dus zijn stabiel
Kunnen we dit verklaren?
Theorieen over Eccentriciteit
●
Dichte nadering tussen planeten
●
Resonante interacties tussen planeten
●
Interacties met de protoplanetaire schijf
●
Interacties met een verre begeleidende ster
●
Propagatie van eccentriceitsverstoringen
●
Formatie uit protostellaire wolk
Planeet-migratie Theorieen
1.
disk-planeet interactie

“Type I & II migratie”

resulterende planeten hebben geen grote eccentriciteit
2.
planeet-planeet interactie

“springende Jupiter model”

Er is een mogelijkheid tot het verkrijgen van grote
eccentriciteit
3.
Planet-binair systeem interactie

“Kozai oscillatie” in binaire planeetsystemen

Ook hier mogelijk grote eccentriciteit

verklaar HD 80606 systeem (e=0.927, Wu & Murray 2003)
Type I & II migratie
●
planetaire kernen vormen voorbij de “sneeuwgrens”
●
De kernen koppelen met de omringende schijf
–
planeten migreren naar binnen door uitwisseling van
momentum met de schijf
●
–
Type I migration -> minder dan ~10ME
–
Type II migration -> meer
dan ~10ME
demping eccentriciteit en ook baan-inclinatie
Type I migratie
Type II migratie
(snel)
(langzamer)
(Animatie)
(Leiden Observatory Group)
Springende Jupiter model
90% van de samples
hebben een
inclination van
inclinatie
eccentriciteit
Produceren
grote ecc.
>10 graden
periastron afstand
Half-lange as
periastron
wordt uiteindelijk
half-lange as door
getijde-werking in
binnenste regionen
Marzari & Weidenschilling (2002)
3 Jupiters in baan om ster -> instabiel -> 1 wordt
uitgestoten, andere 2 in een eccentrieke banen (dichtbij/ver weg
Kozai mechanisme
●
verre dubbelster verstoort de planeetbaan
●
leidt tot “Kozai oscillaties”
–
Door behoud van hoekmoment
–
De planeetbaan oscilleert tussen
grote/kleine eccentriciteit & inclinatie
–
De planeet migreert door getijde-evolutie
baan 1: grote eccentriciteit en inclinatie
ster
baan 2: kleine eccentriciteit en inclinatie
Dubbel ster vlak
Dubbel ster
Kozai migratie
eccentriciteit
periastron
inclinatie
Wu & Murray (2003)
Dichte nadering tussen planeten
●
Gedurende vorming:
1) Planeet massa's nemen toe plus differentiele
migratie => dynamische instabiliteit, of
2) De planeten verstoren elkaars baan => instabiliteit
●
Leidt tot uitstoting van of botsing tussen planeten
●
Vaak 1 planeet ver naar buiten en 1 naar binnen
●
Verklaart de migratie van planeten naar binnen
Dichte nadering tussen planeten
Probleem:
●
●
Ecc. verdeling: te
veel kleine cirkelbanen.
Verwacht: kleine
m => grote ecc.
Wordt niet gezien.
Resonante interacties tussen planeten
●
●
Differentiele migratie naar binnen.
Migratie veroorzaakt draaimoment
door de interactie tussen planeet en
schijf.
●
Opgesloten in baanresonantie
●
Continue migratie => ecc.
●
Pluto/Neptunus (naar buiten).
Resonante interacties tussen planeten
Problemen
●
●
●
●
Extreem sterke demping van ecc. nodig.
Moet worden ingevangen vlak voordat
migratie ophoud (anders vallen ze in de ster).
Hebben vooral enkel-voudige planeten
waargenomen (kan geen interactie zijn).
Verwacht: hoge-massa planeten hebben
grotere ecc.
Interacties met de
protoplanetaire schijf
●
●
Interacties nabij zekere resonanties kunnen ecc.
exciteren en dempen .
de dempingsresonanties kunnen makkelijk
verzadigen => eccentriciteit kan groeien.
Probleem:
●
●
Veel parameters .
Numerieke 2D simulaties laten alleen groei van
eccentriciteit zien voor >10Mj.
Interactie met een dubbelster
●
Binaire sterren
●
Een zwak getijdeveld kan grote eccentriciteit
exciteren
●
Kracht moet sterker zijn dan andere effecten
Problemen
●
●
Verwacht: multi-planeet systemen hebben lage
ecc.
Verwacht: grote ecc. in dubbel-ster systemen.
Niet-ontdekte begeleiders?
Propagatie van eccentriciteitsverstoringen
Gedurende vorming
●
Sterren passeren binnen een paar
102 AU
●
Exciteren buitenste planetesimalen
●
Propagaren naar binnen als golf
●
In zonsomgeving => ecc ~ 0.01-0.1
●
Dichte open clusters => grotere ecc.
Propagatie van eccentriciteitsverstoringen
Problemen:
●
●
●
Werkt alleen met een lang-levende
uitgebreide schijf
Werkt alleen in dichtere sterclusters
Nog niet laten zien dat dit de verdeling
van ecc. reproduceert
Vorming uit protostellaire wolk
●
●
Protoplanetaire schijf vs. protostellaire wolk
Zelfde distributie van perioden en ecc. als
dubbelsterren.
Problemen
●
Bruine dwerg woestijn (gebrek aan objecten met >13 MJ)
Conclusies
Geen van de theorieen verklaart alles.
●
Waarschijnlijk een combinatie van
verschillende mechanismen.
Toekomst:
●
Nog betere statistiek met meer planeten.
●
Vinden van kleinere planeten en langere
periodes.
●
EXOPLANEET-STERREN
Statistiek van de Dopper-studies:
Samenvatting
• Van de >3000 bestudeerde sterren
●
~5% hebben gasreuzen tussen 0.02AU and 5AU
• Trends suggeren ~10% van sterren hebben planeten in
banen 5-7AU
●
0.85% hebben hete Jupiters
• Reeel effect
●
Hete Jupiters zijn niet massief
• Bijna allemaal hebben ze Msini~1Mjup of minder
• Geen nabije, “super-Jupiters”
●
Massa-distributie piekt sterk rond 1Mjup en valt af
als dN/dM~M-0.7
• Maar studies hebben selectie-effect in voordeel van hete
Jupiters
• Verwachte massa-verdeling zal wat afvlakken als langere
periode super-Jupiters worden gevonden
Bestudeerde sterren staan
dichtbij de ster
En de sterren zelf?
●
●
●
Studies begonnen met het kijken naar zonachtige sterren (spectraal-types F, G en K)
Nu uitgebreid naar M dwergen
Grootste fractie planeten is rond F sterren
●
●
●
F7-9V > GV > KV > MV
We weten van weinig lage-massa M dwergen dat
ze planeten hebben, ondanks gemak van detectie
Sterren die planeten hebben zijn over het
algemeen meer metaal-rijk
Metalliciteit
'e hoeveelheid van de elementen
zwaarder dan He tov van de =on
•
Maar ~5% van zonachtige sterren heeft met radiele snelheid ontdekte Jupiters
•
Maar als we de metalliciteit meenemen:
●
●
>20% van sterren met 3x de metalliciteit van de Zon heeft planeten
~3% van de sterren met 1/3 van de metalliciteit van de Zon heeft
planeten
Metalliciteit
●
●
•
Betekent dit dat planeten makkelijker vormen in
metaal-rijke omgevingen?
●
Zo ja, dan zouden studies zich moeten richten
op metaal-rijke sterren
●
Zeker als we rotsachtige (bv. Aarde) planeten
willen vinden
Dit resultaat impliceert ook dat de kans klein is
op zeer oude levensvormen in het Heelal (> 10
miljard jaar oud)
●
Met minder zware elementen beschikbaar
kunnen aardachtige planeten kleiner zijn en
minder massa hebben dan in het zonnestelsel
●
Is er een drempel voor de vorming van leven?
NOG MEER OVER
DE PLANEETBANEN
EN DE STER
Radiele snelheid gedurende de overgang
Overgangsplaneet bedekt stellaire rotatie.
st er
pl aneet
bedekt naderende kant
→ lijkt zich te verwijderen
pl aneet
bedekt verwijderende kant
→ lijkt ons nader te komen
Radiele snelheid zou een verstoring moeten hebben
tijdens de sterbedekking
Het Rossiter-McLaughlin effect
Oorspronkelijk gerapporteerd in bedekkende dubbelsterren
β L y r a e : Ro s s i t e r 1 9 2 4 ,
Ap J , 60, 1 5
Al g o l :
Mc L a u g h l i n 1 9 2 4 ,
Ap J , 60, 22
RM effect in exoplaneetbedekking
ELODIE op 193cm telescoop
Queloz et al. (2000)
De RM effect is gedetecteerd in HD 209458b in 2000.
RV anomaly
Wat kunnen we leren van
het RM effect?
time
Voorbeeld van banen
Ohta, Taruya & Suto (2005)
Radiele snelheidsverstoring representeert de planeetbaan.
Definititie van λ
Λ : hemel-geprojecteerde hoek tussen de ster's rotatie-as
en de baan van de planeet
Planetaire banen en λ
We kunne λ meten door waarnemingen van het RM effect.
Gaudi & Winn (2007)
Samenvatting en motivatie
A) Er zijn verschillende planeet-migratie theorieen.
B)
Elke theorie heeft v.erschillende verdelingen van eccentriciteit
en inclinatie
C)
We kunnen het RM effect in overgangsexoplaneten
waarnemen.
D) We kunnen λ meten via het RM effect.
E)
λ is een nuttige diagnostiek voor het het testen van planeetmigratie theorieen.
A
B
E
C
D
Leefbare zones
Planeten in Leefbare Zones
Sommige planetaire systemen hebben stabiele banen en
leefbare zones die aardachtige planeten kunnen bevatten
Mogelijk
aardachtige
planeet
Mogelijk
aardachtige
planeet
Msini=2.1 MJ
Msini=3.75 MJ
P=3.5 jaar
Jones et al, 2001
Galactische Leefbare Zone

Astronomen hebben bepaald dat tot 10% van de sterren in
de MW zich in een LZ bevinden die zou toestaan dat
er zich leefbare planeten kunnen ontwikkelen.

Dit onderzoek, door Australische astronomen, laat zien
dat er een ring-achtige leefbare zone opent in de MW
25,000 licht-jaar van zijn kern, zo'n 8 miljard jaar
geleden.

De ring is sindsdien uitgedijt en bevat nu sterren die
maar 4 miljard jaar oud zijn. De zone's grootte en locatie
is gebaseerd op een aantal factoren: aanwezigheid van
zwaardere elementen voor de vorming van planeten, en
sterren op een veilige afstand van supernovae.
Galactische Leefbare Zone

GLZ vandaag (groen)

Ong. 8 miljard jaar
terug, GLZ begon
zich uit te breiden
(groen)

Net na vorming
genoeg metalen in
het centrum maar te
veel SNe en hoge
sterdichtheid (rood)
Rood=hoog SN aantal maar veel metalen , blauw=niet genoeg metalen voor
planeetvorming, Groen=genoeg metalen voor planeetvorming
EIGENSCHAPPEN VAN
PLANETEN -> ATMOSFEER
Planetaire Overgang
Timothy M. Brown
From Star
To Observer
Exoplaneet Transitie Spectroscopie
Planeet
X
Een lichtstraal kan helemaal, gedeeltelijk of niet worden geabsorbeerd,
afhankelijk van de impact parameter en de golflengte
Dus, de planeet lijkt groter wanneer waargenomen op golflengtes die
sterker absorberen.
HD 209458b Breed-band
Transities (HST/STIS)
Charbonneau et al. 2004
HD 209458b Transitie Spectroscopie
Resultaten:
●
●
●
Natrium-absorptie gevonden, maar zwakker dan verwacht
met een factor twee.
UV absorptie van atomair H, mogelijk C, O suggereert
grote ontsnappende halo van gas.
CO absorptie niet gevonden, met interessante limiet (Deming,
Brown, Charbonneau, Harrington, Richardson).
HST Overgangsspectroscopie,
detectie: Na I in de
atmosfeer
van HD 209458b
2 .3 × 10 − 4
Charbonneau et al. (2002)
1 .3 × 10 − 4
Verdampende Atmosfeer
Vidal-Madjar et al. (2003)
5%
10%
10%
Conclusies
Afwezigheid van CO absorptie is consistent met
(benodigde) extra continue opaciteit (bv. wolken)
in de atmosfeer, zich uitstrekkend tot boven 1-5 mb.
Aardachtige atmosferische absorptie (grotendeels
methaan) limiteert detectiemogelijkheid. CO meting
is makkelijker in de ruimte.
Maar! Ster bedekt ook de planeet!
Secondary Eclipse
See thermal radiation from
planet disappear and
reappear
Primary Eclipse
See radiation from star transmitted
Through the planet’s atmosphere
Spitzer IR Fotometrie van TrES-1, HD 209458b
Gedurende secundaire overgang
kan men het verdwijnen en
tevoorschijnkomen van de thermische
emissie van de planeet zien. De
korte tijdschaal van de gebeurtenis
helpt de waarneming
Spitzer IRAC (4 micron en 8 micron)
waarnemingen van TrES-1
Charbonneau et al. 2005
MIPS (24 micron) van HD 209458
Deming et al. 2005
Multi-kleur Infrarood (Spitzer) Fotometrie van Exoplaneten
Burrows, Hubeny & Sudarsky, ApJ 2005, astro-ph/0503522
De toekomst
(Model) Transmissie
Spectra van Aardachtige
Planeten
Opkomende ruimte missies
(JWST, TPF-C, ...)
kunnen spectra van aardachtige
planeten produceren.
Dat is de manier om iets te leren over
de toestand op aardachtige planeten
Volgende week:
Nog meer over de vorming en
structuur van exoplaneten
Daarna:
-> Buitenaardse intelligentie?