Einführung in die Astronomie unf Astrophysik II - Teil 4 · has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly

Einführung in die

Astronomie und Astrophysik II

Teil 4

Jochen LiskeFachbereich Physik

Hamburger Sternwarte

[email protected]

Astronomische Nachricht der Woche

24.04.2019 = Hubbles 29. Geburtstag

Geburtstagsbild vom südlichen

Krebsnebel:

Themen

Interstellare Materie

Sternentstehung

Sternentwicklung

Exoplaneten

Die anderen „Boten“

Die Milchstraße

Galaxien

Aktive Galaktische Kerne

Intergalaktische Materie

Kosmologie

Sternentwicklung: Übersicht im HRD

Zusammenfassung für M 1 Mʘ:

Post-Hauptreihenentwicklung

H-Brennen im

Kern erlischt



H-Schalen-

Brennen



Zündung He-

Brennen im

Kern



Stabiles He-

Brennen im Kern

(„He-Hauptreihe“)



He- und H-

Schalen-Brennen



Freilegung des Kerns



Schalen-Brennen

erlischt keine

weitere Kernfusion



Auskühlung

Endprodukte: Zusammenfassung

Bisher: Sternentwicklung aus theoretischer Modellierung

Komplexes Problem: Ergebnisse abhängig von

Anfänglicher Elementhäufigkeit

Zeitliche und räumliche Entwicklung

von Konvektionszonen

Rotation (Elementmischung)

Massenverlust (Sternwinde)

Darstellung der Ergebnisse im HRD

Vergleich mit Beobachtungen

Vergleich mit Beobachtungsdaten

für einzelne Sterne nicht möglich,

weil Zeitskalen zu lang

Stattdessen: statistische Aussagen

anhand von Sternhaufen (bis zu 106

Sterne):

Gleiche anfängliche

Elementhäufigkeit der Sterne

Gleiche Entfernung gleiches

Entfernungsmodul m−M

Gleiches Alter


Sternhaufen Verteilung von Sternen unterschiedlicher Massen im

Farben-Helligkeits-Diagramm zu einem Zeitpunkt

Modellrechnungen unterschiedlicher Sternmassen liefern

Isochronen = Linien gleichen Alters

Vergleich liefert Alter des Haufens, Metallizität

Erlaubt Aussage über die Qualität des Modells


Äußeres Feld von Cen:

2 Hauptreihen!


King et al. (2012)

Fragen?

Themen

Interstellare Materie

Sternentstehung

Sternentwicklung

Exoplaneten

Die anderen „Boten“

Die Milchstraße

Galaxien

Aktive Galaktische Kerne

Intergalaktische Materie

Kosmologie

1992: Entdeckung der ersten beiden Planeten außerhalb des

Sonnensystems: um den Pulsar PSR 1257+12!

1995: erster Nachweis eines Planeten um einen „normalen“ Stern

51 Peg b

0.5 MJup

a = 0.05 AU, P = 4.2 d „heißer Jupiter“

Seitdem: >4000 Exoplaneten entdeckt (Stand heute, Zahlen können

je nach Quelle wegen unterschiedlicher Kriterien variieren)

Extrasolare Planeten

Definition der Internationalen Astronomischen Union (2006):

The IAU therefore resolves that planets and other bodies in our Solar

System, except satellites, be defined into three distinct categories in the

following way:

1. A “planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b)

has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces

so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape,

and (c) has cleared the neighbourhood around its orbit.

2. A “dwarf planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the

Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid

body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly

round) shape, (c) has not cleared the neighbourhood around its

orbit, and (d) is not a satellite.

3. All other objects, except satellites, orbiting the Sun shall be referred

to collectively as “Small Solar-System Bodies”.

Aktuelle Definitionen: Planet

Aktuelle Definition: Extrasolarer PlanetEmphasizing again that this is only a working definition, subject to change as

we learn more about the census of low-mass companions, the Working Group

on Extrasolar Planets (WGESP) has agreed to the following statements:

1. Objects with true masses below the limiting mass for thermonuclear fusion

of deuterium (currently calculated to be 13 Jupiter masses for objects of

solar metallicity) that orbit stars or stellar remnants are “planets” (no matter

how they formed). The minimum mass/size required for an extrasolar object

to be considered a planet should be the same as that used in our Solar

System.

2. Substellar objects with true masses above the limiting mass for

thermonuclear fusion of deuterium are “brown dwarfs”, no matter how they

formed nor where they are located.

3. Free-floating objects in young star clusters with masses below the limiting

mass for thermonuclear fusion of deuterium are not “planets”, but are "sub-

brown dwarfs" (or whatever name is most appropriate).

These statements are a compromise between definitions based purely on the

deuterium-burning mass or on the formation mechanism, and as such do not

fully satisfy anyone on the WGESP. However, the WGESP agrees that these

statements constitute the basis for a reasonable working definition of a “planet”

at this time. We can expect this definition to evolve as our knowledge improves.

~4000 bestätigte Exoplaneten um ~3000 Sterne (+ 1000e Kandidaten)

Fast jeder Stern ist von mindestens einem Planeten umgeben

Ca. 20% sonnenähnlicher Sterne haben einen erdähnlichen Planeten

in der bewohnbaren Zone


„Bewohnbare“ Zone

„Bewohnbare“ (habitable) Zone = Region um einen Stern, in der der

Strahlungsfluss des Sterns flüssiges Wasser auf der Oberfläche

eines Planeten zulässt

Nicht zu nah (= zu heiß) und nicht zu weit weg (= zu kalt)






Die wichtigsten Methoden, mit denen Exoplaneten nachgewiesen

werden können:

Indirekt:

• Radialgeschwindigkeit

• Transit

• Microlensing

• Transit Timing Variation

• Astrometrie

Direkter Nachweis (bildgebende Verfahren)

Extrasolare Planeten: Nachweismethoden

Nachweismethoden

Verschiedene Nachweismethoden

liefern verschiedene Information über

die physikalischen Eigenschaften des

Planeten und seiner Umlaufbahn

Unterschiedliche Methoden leiden an

unterschiedlichen Selektionseffekten

Alle Methoden sind limitiert durch die

endliche zeitliche Ausdehnung der zur

Verfügung stehenden Datensätze


Spektroskopischer Nachweis der Radialkomponente (entlang der

Sichtlinie) der Bewegung des Sterns um den Masseschwerpunkt

(Doppler-Effekt)

Radialgeschwindigkeitsmethode

Spektroskopischer Nachweis der Radialkomponente (entlang der

Sichtlinie) der Bewegung des Sterns um den Masseschwerpunkt

(Doppler-Effekt)

Erste erfolgreiche Methode

Eine der ergiebigsten Methoden

Liefert P, a, M sin(i), e

Schwierig für erdähnliche Planeten:

Erde verursacht ein Signal in der Sonne

mit Amplitude = 9 cm/s

Derzeit bestes Instrument: HARPS @ 3.6m

Radialgeschwindigkeitsmethode

Astrometrischer Nachweis der

Bewegung des Sterns um den

Masseschwerpunkt in der Ebene

des Himmels

Schwierig, da stark

entfernungsabhängig

Z.B.: Jupiter @ 10 pc 1 mas in

12 a!

Vorteil: sensitiv für Planeten in

weiten Orbits

Astrometrische Methode

Nachweis durch kurzzeitige Aufhellung

eines Hintergrundsterns durch

Gravitationslinseneffekt

Vorteile:

Sensitiv für weite Orbits

Sensitive für Orbits mit i = 0

Sensitiv für Planeten in großer

Entfernung

Nachteile:

Einmaliger Event, überhaupt kein

follow-up möglich

Liefert nur Masse

Microlensing-Methode

Microlensing-Methode

Transit-Methode

Nachweis der Verdunkelung des

Muttersterns während Transits

Heute ergiebigste Methode

Vorteile:

Sehr ergiebig

Liefert P, a, i, e, R

Wenn auch M aus RV

Physik!

Transit-Methode




Vorteile:

Sehr ergiebig


Wenn auch M aus RV

Thermische IR-Strahlung +

Transmissionsspektroskopie

Atmosphärenphysik!

Transit-Methode




Vorteile:

Sehr ergiebig


Wenn auch M aus RV



Atmosphärenphysik!

Transit-Methode




Vorteile:

Sehr ergiebig


Wenn auch M aus RV



Atmosphärenphysik!

Nachteile:

Braucht Weltraumteleskop

Nur sensitiv für i 90

Hohe Falsch-Positiv-Rate

Bestes Instrument bisher: Kepler

Astronomische Nachricht der Woche 2



Nachweis eines weiteren Planeten durch Beobachtung der

Variation des Zeitpunkts aufeinanderfolgender Transits eines

bereits bekannten Planeten

Transit-Timing-Variation

Direkter Nachweis durch bildgebende Verfahren

Trennung des Planetenbildes von dem des Muttersterns durch

hohes Winkelauflösungsvermögen

Großteleskope

Adaptive Optik

Erschwerte Bedingung wegen des extremen

Kontrasts: Beispiel Erde-Sonne:

Kontrast 10-10, Δm = 25 mag!

Koronagrafie

Adaptive Optik

post-processing

Weiterer Nachteil: entfernungsabhängig

Vorteile: Liefert Orbit, u.U. Größe, Temperatur,

Wolken, Atmosphäre, Bodenbeschaffenheit,

Rotation

Direkter Nachweis

Beispiel: β Pic

Beispiel: β Pic

Beispiel: HR8799

Exoplaneten Entdeckungen



Nachweismethoden: Zusammenfassung

Fragen? Fragen!

Fragen? Fragen!

Verschiedene Nachweismethoden

leiden an verschiedenen

Selektionseffekten

Erklären Sie warum die RV- und

Transit-Methoden jenseits der

gekennzeichneten Linien keine

Planeten nachweisen können und

warum diese Linien so verlaufen

Fragen? Fragen!







Heiße Jupiter Kalte Gasriesen

Erdähnliche



Credit: NASA Ames / JPL-CalTech / R. Hurt

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