Vorgehensweise

Einleitung: Hintergründe, Messmethoden, bisherige Annahmen

Extrasolarer Planet im Triple-Star-System HD 188753

Erklärungsversuche: Entstehung des Systems mit den heutigen Kenntnissen

Historie1992 Erster Exoplanet um Pulsar PSR1257+12

1995Erster Exoplanet mit Orbit um Stern Pegasus 51(Radialgeschwindigkeitsmethode)

2004Untergrenze: 1 AU Entfernung zu Stern mit Masse von ca. 11,2 Erdmassen

14. Juli 2005Maciej Konacki entdeckt Exoplaneten in Triple-Star-System HD 188753, dessen Entstehung vorerst nicht zu erklären ist

27. April 2007Kleinster Exoplanet Gliese 581 c: 1,5 fache Erdgröße und 5fache Erdmasse(Radialgeschwindigkeitsmethode)

Ende Mai 2007242 extrasolare Planeten in 206 SystemenKein System mit mehr als 4 Exoplaneten bekanntMeist Gasriesen, die Zentralstern in enger Umlaufbahn umkreisen

Nachweismethoden Transitmethode

Bedeckungen durch den Planeten erzeugen periodische Absenkungen der Helligkeit des Sterns, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet aus Sicht der Erde genau vor dem Stern vorbeizieht.

Astrometrische Methode Bewegung des Sterns um den gemeinsamen Schwerpunkt gibt Komponenten quer zur Sichtrichtung

Durch genaue Vermessung seiner Position relativ zu ferneren Sternen nachweisbar Transitmethode

Nachweismethoden Radialgeschwindigkeits-

methodeFalls man von der Erde aus nicht genau senkrecht auf Bahn schaut, periodische Bewegung des Sterns in Sichtrichtung messbar (Radialgeschwindigkeit)

Durch Dopplereffekt nachweisbar

Gravitational microlensing-Methode Verstärkung des Lichts eines Hintergrundobjekts durch Gravitationslinsenwirkung eines Vordergrundsterns

Radialgeschwindigkeitsmethode

Gravitational-microlensing

Zwei verbreitete Theorien für Planetenentstehung Kernakkretionsmodell:

Bildung eines festen Kerns außerhalb der ‚snowline‘ der in Richtung Scheibe migriert und Gas akkretiert (10 Erdmassen nötig!)

Widerspruch: Lebensdauer Gasscheibe – 6 bis 10 Millionen Jahre Entstehungsprozess – ca. 10 Milliarden Jahre

Gravitations-Instabilitäten-Modell: Dichten Gasregion in der massiven, wenig turbulente Scheibe

gravitativ instabil durch Selbstgravitation Zusammenbruch und Ausbildung von Spiralarmen, die lokale

Verdichtungsgebiete bilden Bemerkung/Widerspruch:

Planeten ohne festen Kern möglich Schnellere Entstehung von Gasgiganten Erklärt stark exzentrische Bahnen von Exoplaneten Scheibe idealisiert!

Snowline (Frost line)

Eis kondensiert wenn Temperatur unter 170K liegt Hayashi findet Grenze von 2,7AU In idealisiertem System: Snowline für eine Sonnenmasse bei 1,0AU

Migration Typ I Migration: Planetesimale interagieren mit Gas der Akkretionsscheibe,

gegenseitige Anziehung führt zu einer langsamen Abbremsung (Drehimpulsverlust durch Interaktion mit Scheibe und anderen Planetesimalen) und damit zu einer Migration auf das Zentralobjekt zu

Typ II Migration: Nur Gasplaneten, die gross genug sind, um eine Lücke in die Akkretionsscheibe ihres Sterns zu reissen. Ausbildung von "Gezeitenarmen‘‘, die ihren Ursprung im Planeten haben und die schliesslich dessen Bahn beeinflussen. Diese Arme können, je nach Grösse und Masse, eine Migration auf den Stern zu (oder, seltener davon weg) bewirken. Massereiche Scheibe = Planet migriert nach Innen

Typ III Migration: Innerer Ring wird zum Rand des äußeren geschleudert, hierdurch Migration einwärts. Äußerst schnellen Migration auf den Stern zu, die meist in der Zerstörung des migrierenden Planeten endet

Typ I Migration Typ II Migration

Migrationsprozess

Hot Jupiter

Gigantische Gasriesen mit einer Masse in der Dimension von Jupiter

Umlaufperiode von drei bis neun Tagen um Zentralsterne

Entstehen aus Gas und verdichteter fester Materie

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Einleitung: Hintergründe, Messmethoden, bisherige Annahmen

Extrasolarer Planet im Triple-Star-System HD 188753

Erklärungsversuche: Entstehung des Systems mit den heutigen Kenntnissen

HD 188753AB Entfernung zur Sonne: 149 Lichtjahre zu finden im: Sternbild Schwan /

Cygnus Masse der Hauptkomponente A:

1.06 Sonnenmassen Masse der Nebenkomponente B+C

kombiniert: 1.63 Sonnenmassen Masse Exoplanet:

1.14 Jupitermassen Umlaufzeit des Exoplaneten um

Hauptkomponente A: 3.35 Tage (also ein typischer Hot Jupiter)

Umlaufbahn B+C: 6 bis 15AU

Entdeckung mittels: Radialgeschwindigkeitsmethode

Binaries umkreisen sich in 156 Tagen und Zentralstern mit planetarem Begleiter in

25,6 Jahren

RadialgeschwindigkeitmethodeMarciej Konacki

a: HD 188753A ohne binaries b: Binaries ohne HD188753 und Exoplanet

(3,35d)

(156d)

Besonderheiten Umlaufbahn innerhalb

Umlaufbahn der stellaren Begleiter (Abstand beträgt gerade mal ein Zwanzigstel der Entfernung Sonne-Erde)

Durch Schwerkraftbeeinflussung der Begleiter normalerweise nicht genug Material für Entstehung von Riesenplanet

Bisher Planeten in Doppel- und Dreifachsternsystemen mehr als 100AU von einem Stern entfernt

Vorgehensweise

Einleitung: Hintergründe, Messmethoden, bisherige Annahmen

Extrasolarer Planet im Triple-Star-System HD 188753

Erklärungsversuche: Entstehung des Systems mit den heutigen Kenntnissen

Erklärungsversuche

Eislinie durch Gravitationsstörung der Binaries sehr viel näher am Zentralgestirn als bisher vermutet:

Erhält durch Simulation 1,3AU für protoplanetare Scheibe

Somit müsste snowline bei ~1AU liegen Kollision und Einfangen von HD 188753A inklusive

Planeten Planet entstand vor Ort (in situ)

Fehler Radialgeschwindigkeitsmethode?! Chromosphärisch-Aktive Sterne: Oberfläche (Chromosphäre) plusiert - dehnt sich

aus und zieht sich wieder zusammen -> Wobble-Effekt vorgetäuscht.Spektralanalyse enttarnt chromoshärisch-aktiven Stern meist

Sonnenflecken bzw. "Stern-Flecken": Sonnenflecken können Wobble-Effekt ebenfalls vortäuschen. Besonders sehr "riesige" Sonnenflecken, die über mehrere Wochen auf einer Stern-Oberfläche zu finden sind, sind die Auslöser.

Parallaxe der Stern: Parallaxe der Stern in der Untersuchung vergessen, kann es schnell passieren, dass man fälschlicherweise einen Exoplaneten entdeckt, der "zufällig" wie die Erde genau in einem Jahr um seinen Zentralstern dreht. (Pulsar PSR 1829-10)

Messfehler, Fehlertoleranz, Falschinterpretation: Alles weitere Fehler seitens der Astronomen, sind gemacht werden und einen Wobble-Effekt vortäuschen können. Einige moderne vermeintlich entdeckte Exoplaneten: HD 13507 b, HD 219542 B b oder HD 223084 b.

Mindestmasse: Die Radialgeschwindigkeitsmethode gibt uns nur eine Mindestmasse des Planeten vor, die abhängig von der Inklination ist. Man erhält: m = m0 * sin(i)

Betrachtung möglicher Fehler

Magnetische Aktivität an OberflächeUntersuchung der Ca II H Absorptionslinie (Lamda=396,8nm)

Kann ausgeschlossen werden

Kein weiterer Stern auf Sichtlinie Kein Brauner Zwerg

Inklination müsste < 5 o betragenWahrscheinlichkeit liegt bei 0,38%Bei gleicher Inklination wie HD 188753AB ( i = 34 o) beträge

Masse M = 2,04 Mjup

Widerlegt?

Einjährige Beobachtung und Dopplermessungen mit ELODIE Spektrografen am ‚Observatoire de Haute-

Provence‘ bringen neue Ergebnisse.

Mayor, Mazeh (Stand: 21. Febr. 2007)

RadialgeschwindigkeitMayor, Mazeh

HD 188753A

HD 188753 Ba(ohne 156d)

Je Durchschnittsgeschwindigkeiten abgezogen

Unten: Restgröße (offset)

25,7 jährliche Orbitbewegung HD 188753A Linearer Drift durch langperiodische Bewegung abgezogen

Mayor, Mazeh

Ausblick

Portegies Zwart: In einem Umkreis von 1.600 Lichtjahren sollen rund 1.200 Systeme zu finden sein, die Planeten mit drei Sonnen beherbergen.

Raghavan et al. (2006): Mehr als 23% der Sterne mit einem Planeten

besitzen auch einen stellaren Begleiter

Fazit

"We tend to focus on looking for other solar systems around stars just like our Sun. But we are learning that planetary systems can be found around all sorts of stars." Alan Boss