Wie entstehen Planeten und die Suche nach extrasolaren ... · Planetary accretion in the inner...

Wie entstehen Planetenund die Suche nach extrasolaren PlanetenSeminarvortrag von Julia Remmers am 25.05.10

Protoplanetare Scheibe aus http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/?IDNumber=PIA07335

25. Mai 2010 | Seminar: Aktuelle Probleme der Astrophysik | Julia Remmers | 1

Inhalt

I Planetendefinition

I Historisches Modell

I Solar Nebular Theory (SNT)

I Planetenentstehung

I Methoden zum Finden von extrasolaren Planeten

I Beispiele von extrasolaren Planeten

I Quellen


Planetendefinition der IAU vom 24.08.2006

Planet: der Wanderer, der Umherschweifende

Es werden diejenigen Himmelskörper „Planet“ genannt, die ...I ... sich auf einer Bahn um die Sonne befindenI ... über eine ausreichende Masse verfügen, um durch ihre Eigengravitation

eine annähernd runde Form (hydrostatisches Gleichgewicht) zu bildenI ... die Umgebung ihrer Bahn bereinigt haben (d.h. es kommen keine weiteren

Körper auf ähnlichen Umlaufbahnen vor)I ... kein Mond sind

I Pluto ist „nur“ noch Zwergplanet


PlanetendefinitionUnser Sonnensystem

Planeten unseres Sonnensystem aus http://www.iau.org


Historisches ModellKant-Laplace-Theorie

Emmanuel Kant (1724-1804)I Urnebel ist GrundzustandI durch Anziehung und Abstoßung

entstehen VerdichtungenI diese Verdichtungen werden zu

PlanetenI Galaxien sind „Welteninseln“

Pierre-Simon de Laplace (1749-1827)I Sonne ist von gasförmigem,

rotierenden Nebel umgebenI Abkühlen führt zum Schrumpfen des

NebelsI Drehimpulserhaltung⇒ Teilchen

beschleunigen Richtung ZentrumI Nebel nimmt beim Abkühlen

linsenförmige Gestalt anI Zentrifugalkraft⇒ Ablösen von

RingenI jeder Ring wird zu einem Planeten

I Erste Theorien, die ein Entstehen der Planeten ohne den Einfluss eineräußeren, übernatürlichen Macht erklären!


Historisches ModellProbleme

Diese Theorie hat zwei große Schwachpunkte:I laut Theorie müsste sich im Zentrum sowohl der Großteil der Masse befinden

als auch der größte Drehimpuls⇒ real: Sonne besitzt nur 0,5% desDrehimpulses

I Maxwell: aufgrund der differentiellen Rotation könnte in den äußerenBereichen keine Kondensation von Materie stattfinden⇒ man hätte eineSchreibe mit mehr als der 100fachen Masse gebraucht


Solar Nebular Theory (SNT)Was muss ein Modell erfüllen?

Ein Modell muss einen Anfangszustand konstruieren, von dem aus man überkausale Zusammenhänge zum heutigen Endzustand kommt.

I Die Sonne besitzt 99,86% der Masse aber nur 0,5% des Drehimpulses desSonnensystems

I Die Planetenbahnen sind mehr oder weniger identisch mit der Äquatorebeneder Sonne

I die Planeten drehen sich im selben Sinne um die SonneI Die Planetenorbits sind fast kreisförmigI Die Satellitensysteme entsprechen in ihrem Aufbau dem des Sonnensystems.

Planeten unseres Sonnensystems aus

http://home.arcor.de/markus.gronotte/

Entstehung.Sonnensystem/

Entstehung.des.Sonnensystems.htm


Solar Nebular Theory (SNT)Kollaps des Urnebels

I Urnebel: Strahlungsdruck vs. GravitationI Störung des Gleichgewichts→ Rotation und KollapsI Drehimpulserhaltung→ Teilchen beschleunigen auf dem Weg ins ZentrumI Entstehen der Protoplanetaren Scheibe

schematischer Urnebel mit auslösender Supernova aus

http://www.astronomie.de/sonnensystem/entwicklung.htm

Urnebel fällt in sich zusammen und fängt an zu rotieren, aus

http://www.astronomie.de/sonnensystem/entwicklung.htm


Solar Nebular Theory (SNT)„Problembeseitigung“

I Kollabierender Nebel dreht sich nicht immer schneller→ in Turbulenzen wird Wärme produziert und abgestrahlt

I Verlagerung des Drehimpulses nach außen→ differentielle Rotation bewirkt Reibung, innere schnellere Teilchen gebenDrehimpuls an äußere langsamere ab

I Sonne dreht sich selbst nur langsam um sich selbst→ Magnetfeld führt dazu, dass geladene Teilchen von Zentralmassewegfliegen und Drehimpuls mit sich nehmen


PlanetenentstehungProtoplanetare Scheibe

I Planeten formen sich in der Protoplanetaren Scheibe, die während derSternbildung entsteht!

I Chemische Zusammensetzung der Scheibe: 76% Wasserstoff, 22% Heliumund 2% Metalle

I Zusätzlich zum Gas gibt es Staubteilchen (höchstens 1/100 der Masse)I Staub ist in seiner Bewegung völlig an das Gas gekoppelt

Aufbau der Protoplanetaren Scheibe, aus http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/proto1.htm


PlanetenentstehungKondensationsphase

I Planeten entstehen in der StaubphotosphäreI Kondensation:

I Änderung des AggregatzustandesI Bildung von Molekülen und Mineralien

I Frostlinie ∼ 3AE

Frostlinie, aus http://boojum.as.arizona.edu/ jill/NS102_2006/Lectures/Lecture6/09-05.jpg


PlanetenentstehungKoagulationsphase

I Brownsche Bewegung bewirkt Staubwachstum bis 100µmI Druckgradient in horizontaler und vertikaler RichtungI hydrostatische Schichtung, aber Staubteilchen spüren Druckgradienten nicht→ Absetzbewegung in Scheibenebenenmitte

I Bei Sinkbewegung tritt Koagulation aufI Bildung von lockeren fraktalen Gebilden

Staubablagerung,

aus Chambers, J., 2004. Planetary accretion in the inner Solar System Staubablagerung, J. Blum/Braunschweig Technical Univ.


PlanetenentstehungAgglomerationsphase

I Stöße von unter 1 m/s führen zu AneinanderhaftenI Stoßenergie führt zu VerdichtungI es entstehen Körper im ZentimeterbereichI Problem: Meterbarriere

I so niedrige Relativgeschwindigkeiten sind unrealistisch (eher 10 m/s)I turbulente Scheibe: Körper werden zerriebenI stille Scheibe: schneller Fall in den Zentralkörper

I innerhalb von 104 - 105 Jahren entstehen kilometergroße Körper→ Planetesimale

I Prozess muss abgeschlossen sein, bevor Staubscheibe durch Sonneaufgelöst wird


PlanetenentstehungAgglomerationsphase II

I mögliche Mechanismen:I Aerodynamisches WachstumsmodellI Wirbel

Aerodynamisches Wachstumsmodell,

aus Wurm, G., Blum, J., Colwell, J., 2001. Icarus 151, 318-321

Modellrechnung zur Verteilung des Staubes in der Scheibe,

aus Klahr, A. Johansen, Physica Scripta T, 2008, 130


PlanetenentstehungAkkretionsphase

I gravitatives Wachstum möglichI mögliche Maximalmasse hängt von lokal verfügbarem Material und den

Relativgeschwindigkeiten abI Gravitatives Fokussieren:

bei geringererRelativgeschwindigkeit kann dieGravitation Material „heranholen“→ erhöhte Zahl von Kollisionen

I Dynamische Reibung:große Objekte sind langsamer alskleine

I Runaway-Wachstum:große Objekte wachsen schnellerals kleine

I PlanetenembryosRunaway-Wachstum

aus Chambers, J., 2004. Planetary accretion in the inner Solar System


PlanetenentstehungAkkretionsphase II

I oligarchisches Wachstum:I benachbarte Embryos wachsen gleich schnellI jeder Embryo hat eigene „Fütterungszone“I stoppt, wenn Protoplanetare aufgebraucht sindI führt zur Bereinigung der Bahn

→ Zusammenbrechen des bisherigen GleichgewichtsI „Planetenbillard“:

I Erde und Venus sind aus ca. 12 Embryos zusammengesetzt, Mars und Merkuraus sehr wenigen

I am dominierensten ist JupiterI Embryos ab 10 Erdmassen können Gas akkreditieren → Gasplaneten

I Zu diesem Zeitpunkt sind etwa 10 Mio. Jahre vergangenI Problem: mit diesem Modell dauert die Entstehung der äußeren Planeten

länger als es die Protoplanetare Scheibe gibt!


PlanetenentstehungAkkretionsphase III

I Mögliche Lösung: MigrationI Planet deformiert Scheibe→

Asymmetrien in der GasverteilungI auf Planet wirkt ein DrehmomentI ABER: wie stoppt man diesen

Prozess wieder?I möglich: Magnetfelder schaffen

einen Gürtel rund um die Sonne, indem kein Material ist→ stabile Bahn

Planetenmigration

aus http://www4.nau.edu/meteorite/Meteorite/Book-GlossaryP.html


PlanetenentstehungZusammenfassung

Planetenentstehung im Überblick

von J. Blum/Braunschweig Technical Univ.


Extrasolare Planeten

Erdähnlicher Exoplanet

von http://www.eso.org/public/images/eso0603a/


Methoden zum Finden von Exoplaneten

I Planeten emittieren kein oder wenig Licht→ schwer zu detektieren (Kerzeneben Waldbrand)

I trotz aller Schwierigkeiten wurden bis heute 454 Exoplaneten gefunden


Methoden zum Finden von ExoplanetenDirekte Detektion

I schwierigste MethodeI sichtbares Licht: Stern

strahlt 1 Mio. mal stärkerI IR-Bereich: Stern strahlt

„nur“ 1000 mal stärkerI Strahlung des Sterns kann

durch Blende abgeblocktwerden

Erster mit optischen Methoden direkt beobachteter Planet Formalhaut b

von http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/39/full


Methoden zum Finden von ExoplanetenIndirekte Detektion: Radialgeschwindigkeitsmethode

I Planet zieht Stern gravitativ an→ Stern vollführt KreisbewegungI von der Erde aus kann man Änderung der Radialgeschwindigkeit des Sterns

feststellen→ Verschiebung im SpektrumI Dopplereffekt:

I Rotverschiebung → Stern bewegtsich von Erde weg

I Blauverschiebung → Stern bewegtsich auf Erde zu

I Periodischer Wechsel derRadialgeschwindigkeit hängt ab vonMasse des Planeten und Neigungdes Sternenorbits

I erfolgreichste MethodeRadialgeschwindigkeitsmethode

von http://www.eso.org/public/images/eso0722e


Methoden zum Finden von ExoplanetenIndirekte Detektion: Astrometrie

I Untersucht gleichen Effekt wieRadialgeschwindigkeitsmethode

I Bestimmung des Orbits des Sternsdurch hochauflösende Bildgebung

I man kann Masse des Planeten undAbstand zum Stern bestimmen

I Vorteil: Methode ist unabhängig vonBahnneigung

I Nachteil: brauche sehr genaueAuflösungen, um „wobbles“ sehenzu können

I erster Fund mit dieser Methodegelang letztes Jahr

Künstlerische Darstellung des VB 10-Systems im Vergleich zu unserem

von http://planetquest.jpl.nasa.gov/news/builtToLast.cfm?Print=Yes


Methoden zum Finden von ExoplanetenIndirekte Detektion: Transitmethode

I Transit: Durchgang einesPlaneten zwischen seinemStern und unserer Erde

I Planet blockiert dabei einenTeil der Strahlung→ Intensitätsabnahme

I Radius des Planeten kannbestimmt werden

I Man kann Informationenüber die Atmosphäre desPlaneten erhalten

Schwankung der Leuchtkraft zweier Sterne bei Transit von Planeten

von http://www.eso.org/public/archives/images/large/eso0415c.jpg


Methoden zum Finden von ExoplanetenIndirekte Detektion: gravitational microlensing

I Auffinden von Objekten, die gar keinLicht aussenden

I Licht von sehr weit entfernenSternen wird an großen Objektengebeugt und dadurch gebündelt

I Planet bündelt zusätzlich Licht→Nebenpeak

I Nachteil: nur messbar wennKonstellation der Himmelskörperrichtig ist→ benötige noch weitereMethoden, um Fund bestätigen zukönnen

Gravitational microlensing, aus http://www.astro.physik.uni-goettingen.de/hessman/ImageJ/Book/images/microlensing-geometry.png und

https://www.llnl.gov/str/JulAug06/gifs/Cook2.jpg


Methoden zum Finden von ExoplanetenVergleich der Methoden

Methode Anzahl der gefundenen KandidatenRadialgeschwindigkeit oder Astrometrie 424davon mit Transit 80Microlensing 10Bildgebende Verfahren 12Timing 8

nach http://exoplanet.eu/

I mit Radialgeschwindigkeitsmethode findet man hauptsächlich großePlaneten(Heiße Jupiter)→ es sind viel zu wenige bekannt, um den„durchschnittlichen“ Planeten ausmachen zu können

I die Frage, ob unser Sonnensystem einzigartig ist, ist nicht geklärt


Beispiele von ExoplanetenSystem um HR 8799 - Direkte Aufnahme eines Planeten

Planet um HR 8799

von http://www.eso.org/public/images/eso1002b/


Beispiele von ExoplanetenSystem um HR 8799 - erstes direktes Spektrum einesPlaneten, der einen sonnenähnlichen Stern umkreist

Planet um HR 8799 mit Spektrum



Beispiele von ExoplanetenWidersprüche zum derzeitigenPlanetenentstehungsmodell

Künstlerische Darstellung eines Planeten, dessen Bahn geneigt ist und der in die „falsche“ Richtung läuft



Beispiele von ExoplanetenProtoplanetare Scheiben

Protoplanetare Scheiben, aufgenommen vor dem Orion-Nebel

von http://www.scienceblogs.de/planeten/2008/08/eine-kurze-geschichte-der-planetenentstehung.php


Beispiele von ExoplanetenProtoplanetare Scheiben

Protoplanetare Scheiben, aufgenommen vor dem Orion-Nebel

von http://www.xtec.cat/recursos/astronom/hst/oriprop4.gif


Fazit

I über die Untersuchung von Exoplaneten ist es möglich mehr Informationenüber die Entstehung von Planten zu erhalten

I sehen „Momentaufnahmen“ von verschiedenen Prozessen→ zugleich Chance und Nachteil

I es ist noch viel ungeklärt


Wie entstehen Planetenund die Suche nach extrasolaren Planeten

Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!


Quellen

I http://de.wikipedia.org/wiki/Planet, abgerufen am 09.05.10I http://de.wikipedia.org/wiki/Kant-Laplacesche_Theorie, abgerufen am 16.05.10I Http://de.wikipedia.org/wiki/Allgemeine_Naturgeschichte_und_Theorie

_des_Himmels, abegrufen am 16.05.10I M. Scholz, Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik, Band 10: Kosmogonie des

Sonnensystems. Erhältlich auf scribd.comI http://www.astronomie.de/sonnensystem/entwicklung.htm, abgerufen am 17.05.10I http://www.kosmos-bote.de/akkretionsscheibe.html, abgerufen am 17.05.10I Wurm, G., Blum, J., Colwell, J., 2001. A New Mechanism Relevant to the Formation of

Planetesimals in the Solar Nebula. Icarus 151,318-321I Klahr, H., Henning, T., 2009. Planetenentstehung: Aus Staub geboren. Phy. Unserer Zeit, 1/2009

(40)I Chambers, J., 2004. Planetary accretion in the inner Solar System, Earth and Planetary Science

Letters 223 241-252I Extrasolar Planets, Information for the Media, www.eso.orgI http://de.wikipedia.org/wiki/Extrasolare_Planeten, abgerufen am 22.05.10


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