Bestimmung der Maximalmasse von Exoplaneten

Hoi

Wieder mal Zeit für eine dumme Frage!
In einem Artikel des Keck Observatoriums wird folgendes Angegeben:

The latest discoveries probe a new class of planets that are somewhat more massive than Earth but less massive than Uranus and Neptune

Das bei der Radialgeschwindigkeitsmethode nur eine Minimalmasse angegeben werden kann ist mir ja klar. Immerhin muß die Masse des "Verursachers" ja größer sein, wenn dessen Bahnebene nicht direkt Richtung "uns" zeigt. Je mehr wir "auf" die Bahnebene blicken, desto massiver muß der Begleiter sein. Aber dann würde die Masse, je mehr der Winkel gegen 90Grad geht, steigen und steigen. Womit bestimmt man eine Maximalmasse?

Grüße

Hallo James,

du hast recht, die Masse steigt stark an je näher die tatsächliche Bahnebene gegen 0° oder 180° tendiert (Bahnebene parallel zur Sichtlinie: i=90°).

Eine Maximalmasse kann allein auf dieser Grundlage nicht angegeben werden. Ich vermute, dass meistens externe Begrenzungen herangezogen werden um eine Obergrenze abzuschätzen. Dazu gehören besonders in Systemen mit mehreren Planeten systemdynamische Grenzen. Wenn man davon ausgeht, dass die Planeten ungefähr in einer Ebene liegen, müssten die Planeten bei i gegen 0 oder 180 sehr große Schwergewichte sein und könnten somit kein stabiles System mehr darstellen.

Dazu kann man natürlich noch andere Beobachtungsmethoden wählen und daraus Grenzen ableiten. Besonders attraktiv, aber nur selten praktikabel, ist für einen solchen Zweck natürlich die Transitmethode. Die Überprüfung durch direkte Beobachtung ist bei den mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckten Planeten (noch) nicht möglich.

Je stärker die Bahnebene gegen die Sichtlinie geneigt ist, desto besser würde sich ein substellarer Begleiter durch Astrometrie entdecken lassen. Wenn es eine RV-Signatur gibt, die von einem Objekt bei bspw. i=179° noch detektierbar ist, muss es sich schon um etwas recht Schweres handeln, was die die astrometrische Variation sehr deutlich machen würde. Aber auch in der Hochpräzisions-Astrometrie steckt man noch in den Kinderschuhen was Exoplaneten angeht.

Im vorliegenden Fall würde ich daher auf bahnmechanische und auf Gezeitenwechselwirkungen beruhende Auschlussgründe tippen.  

Ergänzung:

Bei einer Inklination von 1° (die Neigung der Bahnebene ist fast parallel zum Himmelszelt) wären die Massen im System 61 Vir folgendermaßen: 1.0, 3.3 und 4.5 M_Jup. Also deutlich schwerer als Uranus! 

In dieser Konfiguration wäre das System für mindestens 50 Millionen Jahre stabil. Die Wahrscheinlichkeit, dass i tatsächlich sehr klein ist, ist allerdings nicht sehr hoch. Es gibt einige weitere Hinweise, vor allem was die Gezeitenwechselwirkungen und die sich daraus ergebenden Orbitkonfigurationen angeht, die darauf hindeuten, dass es sich tatsächlich um eher massearme Objekte handelt.

Das Originalpaper:
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0912/0912.2599v1.pdf

Danke Kreuzberga

Also bei der Angabe des Winkels habe ich mich schon mal vertan, was als 0° und 90° angegeben wird. Aber das hat dem Verständnis meiner Frage sichtlich keinen Abbruch getan.
Zuerst wollte ich es im ersten Post schon angeben: Die Transitmethode gilt nicht  da weiß man den Winkel ja schon. Und was die anderen angeführten Möglichkeiten betrifft - bahnmechanische oder Gezeitenwechselwirkungen und Orbitkonfigurationen - da tu ich mich aber schon etwas schwer damit!!! Ich werd noch einen Blick in das Originalpapier werfen, aber da ich kein "Astronomy" bin, ist da meine Hoffnung unhoch.

Gruß, James