Exoplaneten

Das is halt so das Problem mit den heutigen Detektionsmethoden, dass man immer nur die völlig absurden Planeten überhaupt entdecken kann^^

Hallo

"Rotiert synchronisiert", also gebunden? Wie kann man das feststellen?

"Rotiert synchronisiert", also gebunden? Wie kann man das feststellen?

Grundsätzlich geht man davon aus, dass alle Gasriesen ab einer gewissen Nähe zum Stern synchronisiert rotieren. Nimmt man den Jupiter und die Sonne als Referenz, so gewinnen die Gezeitenkräfte ab <0,2 bis 0,1 AU so entscheidend an Einfluss, dass eine gebundene Rotation unterstellt werden kann. Ein Indikator dafür ist die minimale Exzentrität der Bahnen der Exoplaneten in diesem stellaren Nahbereich.

Exoplanetenbahnen die jenseits von rund 0,1 AU liegen, weisen statistisch eine größere Exzentriztät auf. Bei Planeten innerhalb dieser Grenze wird die Umlaufbahn durch eben diese Gezeitenwirkungen zirkularisiert.

Eine andere Möglichkeit wäre es, die Abplattung der Exoplaneten zu messen, woraus sich prinzipiell die Rotationsgeschwindigkeit errechnen lässt, wenn einige andere Parameter bekannt sind (oder zumindest gut begründet unterstellt werden können). Die Abplattung lässt sich grundsätzlich an Hand der Transit-Lichtkurve feststellen. Technisch ist das allerdings wohl noch recht schwierig (Messgenauigkeit).

Noch eine Möglichkeit besteht darin, die Eigenrotation des Zentralsterns zu messen, was mit verschiedenen Methoden funktioniert. Stimmt die Eigenrotation der äußeren Schichten des Sterns ungefähr mit der Umlaufperiode des Planeten überein, kann man davon ausgehen, dass der Planet mit seiner Schwerkraft diese äußeren Schichten des Sterns an sich gebunden hat. Damit dürfte auch der Planet synchronisiert rotieren. Es sei denn natürlich, es wirken wiederum andere Prozesse, die die Umlaufperiode de-synchronisieren, oder es ist noch nicht genug Zeit vergangen, um die Synchronisierung abzuschließen.

Lange Rede, kurzer Sinn: So richtig direkt und zweifelsfrei feststellen, ob ein Planet gebunden rotiert oder nicht, kann man zumindest im Moment noch nicht.

In einigen Fällen hat man es aber schon geschafft, z.B. mit Spitzer im Infrarotbereich, den Temperaturunterschied zwischen "Tag- und Nachtseite" und den zeitlichen Verlauf des Tag-Nacht-Wechsels festzustellen. Mit dieser Information ist es dann natürlich ein Leichtes, auf die Rotationsperiode des Planeten zu schließen.  

Interessant, vielen Dank.

Aber:

Exoplanetenbahnen die jenseits von rund 0,1 AU liegen, weisen statistisch eine größere Exzentriztät auf. Bei Planeten innerhalb dieser Grenze wird die Umlaufbahn durch eben diese Gezeitenwirkungen zirkularisiert.

Unser Mond rotiert auch gebunden, und ist doch auf einer deutlich elliptischen Bahn unterwegs, zumindest aus unserer Sicht. Ich verstehe den Mechanismus nicht ganz, weshalb gebundene Rotation einen Orbit zirkularisieren soll. Kommt das evtl. aus der Drehimpulserhaltung, wenn der noch frei rotierende Körper bei der Synchronisation selbst Drehimpuls abgibt und damit seinen Orbit beeinflust?

Unser Mond rotiert auch gebunden, und ist doch auf einer deutlich elliptischen Bahn unterwegs, zumindest aus unserer Sicht. Ich verstehe den Mechanismus nicht ganz, weshalb gebundene Rotation einen Orbit zirkularisieren soll. Kommt das evtl. aus der Drehimpulserhaltung, wenn der noch frei rotierende Körper bei der Synchronisation selbst Drehimpuls abgibt und damit seinen Orbit beeinflust?

Bei Exoplaneten ist man mit statistischen Methoden auf eine relevante Grenze gestoßen, und zwar ist die Exzentrizität bei den Planetenbahnen mit a<0,2 AU signifikant kleiner als bei allen Planeten, die weiter draußen sind. Man nimmt es nicht so genau, wie im Sonnensystem: Die Exzentrizität der Mondbahn würde sogar noch unter dem Durchschnitt der Exzentrizitäten der innenliegenden Planeten liegen, also in diesem Kontext als wenig exzentrisch gelten.  (a=große Halbachse)

Zur Zirkularisierung: Erst ab einem hinreichend kleinen a beginnt die Gezeitenreibung so stark zu werden, dass es zu einer merklichen Zirkularisierung kommt. Zunächst spiralt der Planet also auf den Stern zu und wenn er nah genug dran ist, machen sich zirkularisierende Kräfte bemerkbar. Der Mond spiralt ja ohnehin in die Gegenrichtung, nach draußen. Zu einer Zirkularisierung wird es so wohl nicht mehr kommen.

Warum findet das überhaupt statt? Allgemein kann man sagen, dass ein zirkulärer, äquatorialer Orbit, eine synchronisierte Rotation und eine Spinachse senkrecht zur Orbitebene für eine gegebene Gesamtenergie die günstigste Konfiguration ist und das System daher diesen Zustand anstreben wird. Die meisten Sonnensysteme werden diesen Zustand in ihrer Lebenszeit allerdings nie erreichen.

Wie das genau funktioniert, ja, da kann ich nur sagen: Es hat mit Gezeitenreibung und Energieumwandlung in Wärme zu tun. Wenn man die Gezeitenwirkungen sowohl im Planet als auch im Stern zugleich betrachtet, wird's sowieso kompliziert. Viel hängt davon ab, wie genau die gezeiteninduzierte Energiedissipation vonstatten geht: Trägheitswellen, Konvektion, magnetische Effekte, etc. Da gibt es eine Reihe von Modellen mit verschiedenen Dissipationsmechanismen. Durch rein radiale Gezeitenwirkungen kann ein Orbit jedenfalls auch zirkularisiert werden, wenn die Rotation bereits synchronisiert ist, da so Energie umgewandelt werden kann, ohne dass ein Drehmoment übertragen wird.

Kann da vielleicht jemand mehr zu sagen?

Kann es sein dass es daran liegt? Ich versuchs strukturiert hinzukriegen:
Am Perihel der Bahn (kleinster Abstand Planet-Stern) ist die Gezeitenreibung die größte, da sie ja mit R³ abnimmt,am Aphel folglich die kleinste.
Da durch die Gezeitenreibung (Das gesamte Material des Himmelskörpers muss ja "durchgeknetet" werden) Drehenergie verloren geht, verliert der Körper auch Eigendrehimpuls. Nach Drehimpulserhaltung wird dieser Drehimpuls in Bahndrehimpuls des Planeten um den Stern umgewandelt. Da aber der Effekt, je näher der Planet am Stern ist umso größer wird, also mehr Drehimpuls an die Bahn abgegeben wird, wird die Exzentritizität mit jedem Umlauf kleiner und kleiner.

Wenn der Planet bereits Synchronisiert ist, sich also bei einem Umlauf genau einmal um sich selbst dreht (vernachlässigen wir mal 2:3 o.ä. Synchronisationszustände) und die Bahn ist sehr Exzentrisch, dann bleibt nicht immer die gleiche Seite dem Stern zugewandt, weil der Planet mit konstanter Gechwindigkeit um sich selbst rotiert, aber am Perhiel eine wesentlich höhere Bahngeschwindigkeit hat, als am Aphel, es schlägt also wieder ein leichter "innerer Reibungseffekt" zu, der die Exzentrizität ausgleichen dürfte...

PS: Is alles bisschen unsicher, kann locker ein denkfehler drin sein

Es ist schon ungefähr so, wie du es beschreibst, Dosenkraut.

Zur Verdeutlichung:



Auf dem Bild sieht man den elliptischen Orbit eines Planeten um einen Zentralstern (Der Stern wird hier der Einfachheit halber mit dem Gravitationszentrum des Gesamtsystems gleichgesetzt). Die Punkte P und A bezeichnen den bahnnächsten und bahnfensten Punkt. Die Sektoren I,II, III und IV sollen so ausgewählt sein, dass der Planet jeweils eine Viertel Umlaufperiode in ihnen verbringt. Wenn man davon ausgeht, dass der Planet sich bereits in einem Zustand der Pseudo-Synchronität befindet, d.h. dass im Mittel über den gesamten Orbit kein Drehmoment mehr wirkt, lassen sich folgende Aussagen treffen:

In den Sektoren II und III übersteigt die orbitale Winkelgeschwindigkeit die Rotationswinkelgeschwindigkeit des Planeten. Daher wirkt ein Drehmoment, das die Rotationsgeschwindigkeit reduziert. Durch den Impulserhaltungssatz führt das dazu, dass sich die orbitale Bewegung verringert. Dies wiederum führt auf der anderen Seite des Orbits zu einer Verringerung des Abstandes Stern-A, das Apastron wird also abgesenkt.

In den Sektoren IV und I verhält es sich nun genau andersherum. Die Rotationsgeschwindigkeit des Planeten ist hier größer als die orbitale Winkelgeschwindigkeit. Folglich wird die orbitale Bewegung erhöht und in der Konsequenz das Periastron angehoben. Insgesamt führt das dann zur Zirkularisierung der Umlaufbahn.

Der Prozess der dazu führt, dass überhaupt ein Impulsaustausch stattfinden kann, ist der gleiche wie im Falle der Synchronisierung der Planetenrotation mit der Orbitalperiode: durch die Dissipation kinetischer Energie.
 
Angeleht an: http://arxiv.org/abs/0807.4870

Hallo Timo,

kurze Frage:
Meinst du wirklich die Rotationswinkelgeschwindigkeit des Sterns, oder die des Planeten?

Hallo Daniel,

ich meine die Planetenrotation, ich ändere das mal schnell!

Timo

Dann geh ich mal noch einen Schritt weiter:
Angenommen ein Planet besitzt eine einigermaßen Große Exzentrizität (nehmen wir Mekrur mit 0,2) dann führt der oben besprochene Effekt zu einer Synchronisation, die nicht 1:1 ist, sondern zu einer höheren (im Falle Merkur 2:3) bei der die Rotationsgeschwindigkeit beim Durchlauf durch das Perhiel der einer 1:1 Bindung entspricht.
Aber warum wird dann Merkur nicht noch weiter abgebremst? Waurm ist diese Lage dann stabil? Wenn der direkte Umlauf vorbei ist, müsste die Rotation ja wieder gebremst werden? Oder wird sie in gleichem Maße beim Anflug auf das Perihel wieder beschleunigt?

Aber warum wird dann Merkur nicht noch weiter abgebremst? Waurm ist diese Lage dann stabil? Wenn der direkte Umlauf vorbei ist, müsste die Rotation ja wieder gebremst werden? Oder wird sie in gleichem Maße beim Anflug auf das Perihel wieder beschleunigt?

Na die Frage ist doch wie große sind solche Effekte. Können wir das innerhalb der paar Generationen feststellen?

Na die Frage ist doch wie große sind solche Effekte.

Zum einen hängt das natürlich vom zu Grunde liegenden Dissipations-Mechanismus ab, und zum anderen, und das ist hier wahrscheinlich entscheidender, von dem Abstand zum Stern. Merkurs Perihel liegt mit über 0,3 AU so weit von der Sonne entfernt, dass eine Zirkularisierung sehr lange dauern würde.

Nun haben wir es beim Merkur ja auch nicht mit einem 2-Körper-Problem zu tun. Der Einfluss der anderen Planeten, insbesondere Jupiters auf Merkur ist auf großen Zeitskalen nicht zu vernachlässigen. Tendentiell ist daher sogar davon auszugehen, dass sich Merkurs Bahnexzentriztät weiter erhöht.

edit: Habe gerade gesehen, dass die Frage sich auf die Rotationsperiode und nicht auf die Exzentriztät bezog. Würde sich Exzentrizität verringern (oder vergrößern), würde sich irgendwann auch die 3:2-Resonanz auflösen.

Auf der Corot-Konferenz Anfang Februar, auf der die Entdeckung von Corot-Exo-7b für Aufregung sorgte, gab es anscheinend auch etwas über Corot-Exo-6b zu hören. Dieser wurde heute in Jean Schneiders Enzyklopädie der extrasolaren Planeten (exoplanet.eu) aufgenommen.

Bisher ist allerdings außer dem Radius und der Umlaufperiode nichts bekannt: 1,16 Jupiterradien und 8,89 Tage Umlaufzeit. Der Zentralstern ist sonnenähnlich. Interessant wäre natürlich eine Massenangabe, welche demnächst folgen dürfte, nachdem Überprüfungsbeobachtungen mit Hilfe der RV-Methode erfolgt sind, bzw. die Masse des Zentralsterns besser abgeschätzt werden kann.

Moin,

diese beiden Beiträge habe ich verschoben nach >>> https://forum.raumfahrer.net/index.php?topic=1181.msg14140#msg14140

Jerry

Liste der Exoplaneten um zwei weitere Kandidaten erweitert

Mit päzisen Doppler-Messungen im Rahmen einer 48h-Beobachtungskampagne am AAT (Anglo-Austrian-Telescope) wurde der Exoplanet HD 16417b aufgespürt. Er umkreist einen G1-Zwergstern in einem Abstand von 0,14 AU, wofür er 17,24 Tage benötigt. Die minimale Masse des Planete entspricht mit rund 22 Erdmassen der Neptun-Klasse. HD 16417 ist rund 15,5 Parsec von der Erde entfernt.

Einem weiteren Planetenkandidat wurde in einem Datensatz von älteren Radialgeschwindigkeitsmessungen des Sterns HD 11506 mit einer neuen Analysemethode nachgespürt. Der Exoplanet HD 11506b in diesem System ist schon seit einigen Jahren bekannt. Die neue Auswertung der Daten deutet nun sehr stark auf einen zweiten Begleiter, HD 11506c, hin. Dieser umläuft den Zentralstern innerhalb des Orbits des mehrere Jupitermassen schweren HD 11506b in einem Abstand von 0,639 AU. Die Umlaufzeit beträgt rund 170 Tage. Mit 0,82 Jupitermassen handelt es sich um einen Planeten der Jupiter-Klasse. Der sonnenähnliche Zentralstern befindet sich in einer Entfernung von 53,82 Parsec.

http://arxiv.org/abs/0902.4024
http://arxiv.org/abs/0902.2997

Offenbar wurde die offizielle Nomenklatur für die von Corot entdeckten Exoplaneten geändert, d.h. vereinfacht. Neue Schreibweise: Corot-nx. n steht dabei für die fortlaufende Nummer der Reihenfolge der Entdeckung und x für die Reihenfolge der Entdeckung der Planeten innerhalb eines Systems, also b,c,d etc. (Ein a gibt es nicht, da dieses den Zentralstern selbst bezeichnen würde. Man lässt es der Einfachheit halber weg und schreibt, wenn man den Zentralstern meint nur Corot-n)

Hieß z.B. der letzte bekanntgegebene Planet Corot-Exo-7b, heißt er nach nun nach der neuen Schreibweise nur noch Corot-7b. Das "Exo" wurde also gestrichen - war ja ohnehin überflüssig, schließlich war nie wirklich mit einem "Corot-Intra-nx" zu rechnen!

"I think I saw an exoplanet!"

Hallo!

Viele Hobby-Astronomen beteiligen sich nacht auf der Suche nach fernen Planeten. Einigen Hobby-Astronomen gelingt es tatsächlich, Exoplaneten mittels Transit-Suchmethode zu entdecken oder zumindest zu bestätigen.
Einem Hobby-Astronomen namens B. Tieman gelang es tatsächlich, einen Transit des Exoplaneten XO-TR-2 b zu beobachten: http://www.cloudynights.com/ubbthreads/showflat.php/Cat/0/Number/2980894/page/0/view/collapsed/sb/5/o/all/fpart/1

Der Exoplanet ist mittlerweile in der weltbekannten Exoplanet Transit Database (ETD) eingetragen.

Quelle: Exoplanetology: An Amateur Astronomer and an Exoplanet Transit

MfG, Michael!

Ein möglicher Exoplanet um nu Octanis?

Hallo!

Es gibt Hinweise auf einen möglichen Exoplaneten um nu Octanis. Es wird ein 2.5-Jupitermasse schwerer Exoplanet mit einer Entfernung von 1.2 AE vermutet: http://exoplanet.eu/star.php?st=HR+8254

Das Preprint: Spectroscopic orbits for K giants β Reticuli and ν Octantis: what is causing a low-amplitude radial velocity resonant perturbation in ν Oct?

New astrometric–spectroscopic orbital solutions for the single-line K-giant binaries β Reticuli (P≈ 5.2 yr, e= 0.3346 ± 0.0004) and ν Octantis (P≈ 2.9 yr, e= 0.2358 ± 0.0003) have been derived based on high-precision spectroscopic radial velocities (RVs) and the Hipparcos astrometry. For the case of ν Oct, the simultaneous solution is particularly robust and an inclination of i= 70.8 ± 0.9° has been derived. This is one of the most precise inclinations yet calculated based on a spectroscopic solution and the Hipparcos astrometry.

We have also discovered low-amplitude periodic behaviour in the residuals of the orbital solution for ν Oct. This RV perturbation has a semi-amplitude of 50 m s−1 and a 418-d period which is coherent over several years. The RV curve of the perturbation is apparently in resonance with that of the binary: every second maximum of the binary coincides with every fifth minimum of the perturbation, hence the periods have the simple ratio 5:2.

The possible causes of such a perturbation are rotational modulation of surface phenomenon, pulsations or an orbiting body. We have assessed these alternatives in terms of the suspected photometric stability (Hp= 3.8981 ± 0.0004) , a lack of evidence of other RV periodicities, no correlation of cross-correlation function bisectors with the residual velocities, no compelling evidence of wavelength dependency for the amplitude or relative phase of the perturbation, our bounds on the rotational period of the primary star and the need for long-lived relatively fixed surface features. The results of these analyses lack consistency with both rotational modulation and pulsations and so imply that a planetary mass is a realistic cause. The planet hypothesis, however, is strongly constrained and challenged by our precise binary orbit. The hypothetical planet 2 Mj would have an orbit (e≈ 0.1, a3≈ 1.2 au) about mid-way between the stars whose periastron distance is only 1.9 au. This orbit, supposedly in resonance with the binary system, appears to be highly unlikely based on current planet formation and orbit-stability expectations.

Without knowing the cause of the perturbation, we cannot be certain if the suspected RV and hence period resonance are merely coincidental or not. Establishing the true cause of the perturbation requires renewed observation of the system, re-assessment of the possible resonance if this is redetected and the acquisition of similar and additional precise diagnostic parameters with respect to each of the possible causative mechanisms.

MfG, Michael Johne!

Ein deutsch-italienischen Team hat mit Hilfe des 2m-Alfred-Jensch Teleskops der Thüringer Landessternwarte Tautenburg (TLS) im Rahmen des Tautenburg Obeservatory Planet Search Programme (TOPS) zwei langperiodische Exoplaneten um zwei der Sterne der Spektralklasse K entdeckt: 42 Dra (96,5 Parsec) und HD 139357 (118,2 Parsek). Herzlichen Glückwunsch! 

Zum Einsatz kam im Rahmen der dreijährigen Beobachtungskampagne an 62 K-Riesen der Claudé-Echelle-Spektrograph der Landessternwarte, mit dem Radialgeschwindigkeitsmessungen vorgenommen wurden.

42 Dra b umläuft seinen Stern in 479,1 Tagen und hat 3,88 Jupitermassen. 42 Dra selbst ist ein Stern der Spektralklasse K1.5III und ist bei etwa gleicher Masse rund doppelt so alt und 22 mal groß wie die Sonne.

HD 139357b braucht ganze 1125,7 Tage um den Zentralstern zu umrunden und hat dabei 9,76 Jupitermassen. Der Zentralstern wird der Spektralklasse K4III zugerechnet und ist bei einer etwas größeren Masse nur etwa 3 Milliarden Jahre alt, aber trotzdem rund 11 mal so groß wie die Sonne.

Ein wichtiger Unterschied zwischen extrasolare Sonnensystemen mit Riesen- und mit Zwergsternen ist, dass die Wahrscheinlichkeit für die Anwesenheit von Planeten mit einer hohen Metallizität korreliert, während dies bei Riesen gegensätzlich ist. Diese Differenz wirft Fragen auf, welche mit den gängigen Modellen der Planetenentstehung und Migration noch nicht eindeutig geklärt werden können. Sind die Sterne metallhaltig, weil Planete und Material der Akkretionsscheibe während des Migrationsprozessen in den Stern gestürtzt sind? Ist dies bei Riesensternen nicht zu beobachten, weil durch den großen Radius jede "Verschmutzung" durch Planetenmaterial aufgelöst wird? Haben die Riesen entwaige kurzperiodische Planeten (z.B. Hot Jupiters) bereits geschluckt?

http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0903/0903.3593v1.pdf

Was mir an diesen Ergebnissen langer Beobachtungskampagnen gefällt: Wir entdecken langsam System/Planeten, die dem unseren ähneln, also mit Riesenplaneten auf immer größeren Umlaufbahnen, anstatt nur Hot Jupiters zu besitzen. Wenn man bedenkt, dass unser Jupiter und Saturn 11,86 und 29,5 Jahre für einen Umlauf benötigen, wird klar, wie lange es noch dauern wird, bis solche Exoplaneten nachgewiesen werden können (mit der Radialgeschwindigkeitsmethode). Aber vielleicht hilft bald Direct Imagain weiter.

Das ist wieder der typische Auswahleffekt bei den Beobachtungen, dass wir "unser System" da draußen noch nicht (wieder) entdecken konnten.

Interessanter Artikel auf Spiegel Online:

http://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/0,1518,615165,00.html

Eine Oesterreichische Wissenschaftlerin hat moegliche Probleme bei der Methode zum Nachweis von Methan und Ozon beim Transit eines Planeten vor seiner Sonne beschrieben....

Hallo Wolfgang,

ich verweise da auch noch mal auf mich selbst im JWST-Thread:
https://forum.raumfahrer.net/index.php?topic=1176.msg91161#new

Nicht Schlecht, Daniel,

hast Du eventuell and der Studie mitgearbeitet ?

Öhhh? Nein 

Ich habe auch nur eine Quelle zitiert, das wird schlussendlich sogar die selbe Quelle wie bei dir sein. Ich wollte nur darauf verweisen, dass in dem Thread auch schon was zu dem Thema steht .

Ach verdammt, der Artikel steht ja schon hier