Exoplaneten

Hallo!

Und hier weitere News-Quellen:  

* Neues von CoRoT-Exo-3b (Astronews.com)
* Transiting exoplanets from the CoRoT space mission VI. CoRoT-Exo-3b: The first secure inhabitant of the brown-dwarf desert (Preprint)

MfG, Michael!

Und hier zu CoRoT-Exo-3b Infos auf Deutsch von der Hompage der DLR:

Weltraumteleskop CoRoT entdeckt merkwürdiges Objekt


CoRoT-Exo-3b: Planet oder "verhinderter" Stern?

Das Weltraumteleskop CoRoT (Convection, Rotation and Planetary Transits), an dem das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) wissenschaftlich beteiligt ist, hat ein für astronomische Verhältnisse exotisches Objekt entdeckt. Astronomen zögern, es einen Planeten zu nennen. Das Objekt mit dem Namen CoRoT-Exo-3b wurde bereits vor einem halben Jahr zum ersten Mal als Entdeckung der CoRoT-Mission veröffentlicht, jetzt wurden weitere Einzelheiten bekannt. Diese konnten durch Auswertung der CoRoT-Daten und durch Nachfolgebeobachtungen vom Boden aus gewonnen werden.

CoRoT-Exo-3b hat ungefähr die Größe des Jupiters, jedoch eine 20-fach größere Masse. In einem Zeittakt von vier Tagen und sechs Stunden umkreist es seinen Zentralstern. Dieser Begleiter wurde durch die so genannte Transitmethode entdeckt. Dabei wird ein geringfügiges, regelmäßiges Abblenden des Sternenlichts beobachtet, jedes Mal wenn das Objekt vor seinem Zentralstern vorbeizieht.

Weiter darüber hier: http://www.dlr.de/DesktopDefault.aspx/tabid-1/86_read-13690/

Hansjürgen

Im Fall CoRoT-Exo-3b dürfte die Einordnung - Planet oder Brauner Zwerg - schwierig werden. Da bin ich auf die offizielle Bekanntgabe gespannt.

Für einen Planeten ist das Ding viel zu schwer!
Soviel ich weiss, sind Planeten nur bis zu 13-facher Jupiter-Masse definiert.
Woraus sollte der bestehen, wenn er die doppelte Dichte von Blei aufweist?
Und wie kann ein so schwerer Brocken so dicht in der Nähe des Sterns entstehen?

Für einen Braunen Zwerg ist er aber viel zu leicht, zu klein und ebenfalls zu dicht am Stern.
Interaktionen zum Stern wären interessant!

Für einen Planeten ist das Ding viel zu schwer!
Soviel ich weiss, sind Planeten nur bis zu 13-facher Jupiter-Masse definiert.
Woraus sollte der bestehen, wenn er die doppelte Dichte von Blei aufweist?

Für einen Braunen Zwerg ist er aber viel zu leicht, zu klein und ebenfalls zu dicht am Stern.
Interaktionen zum Stern wären interessant!

Hallo eumel,

es stimmt, dass Corot-exo-3b deutlich zu nah an seinem Stern ist, siehe dazu einige der vorherigen Posts und insbesondere das Stichwort "Braune-Zwerg-Wüste" bzw. "brown-dwarf desert" (klick). Die bisherige Theorie besagt, dass sich ein Brauner Zwerg in einem Doppelsystem etwa zur gleichen Zeit gebildet haben müsste, wie der Begleitstern. Geschieht dies in einer Entfernung kleiner als 5 AU müsste der Braune Zwerg theoretisch allmählich in Richtung Begleitstern wandern und schließlich in diesen hineinstürzen. Corot-exo-3b widerspricht dieser Theorie offensichtlich. Der Stern Corot-exo-3 ist schließlich bereits ca. 2 Milliarden Jahre alt und exo-3b ist immer noch da!

Zu leicht ist er nicht und zu klein eigentlich nicht.

Bei Brauen Zwergen verhält es sich mit der Größe etwas kontraintuitiv. Ich zitiere mal Wikipedia:

Die Entartung der Elektronen führt zu einer Massenabhängigkeit des Radius Brauner Zwerge von R ~ M^[ch8722]1/3, erst unterhalb der Massengrenze der Braunen Zwerge verliert die Degeneration an Bedeutung und es stellt sich bei konstanter Dichte eine Massenabhängigkeit von R ~ M^+1/3 ein. Die schwache reziproke Massenabhängigkeit der Braunen Zwerge führt zu einem über den gesamten Massenbereich annähernd konstanten Radius, der in etwa dem Jupiterradius entspricht, wobei die leichteren Braunen Zwerge größer sind als die schwereren.

Die Masseuntergrenze für Braune Zwerge liegt ca. bei der von Dir angesprochenen Masseobergrenze für Planeten (eine offizielle Definition gibt es noch nicht!).

Die hohe Dichte ist für Braune Zwerge an sich nichts ungewöhnliches und hat etwas mit besonderen Eigenschaften der Materie zu tun. Stichwort "Entartete Materie" oder "Degenerierte Materie". Siehe hier

Also kann man sagen, daß es ein Brauner Zwerg ist, und kein Planet?

Dann sollte man die Aussagen zur Braune-Zwerg-Wüste präzisieren.
Vielleicht sind die Bahnen der beiden Komponenten ja auch instabil?
Es könnte ja sein, daß der Abstand früher größer war und sich ständig weiter verringert - der Braune Zwerg zur Zeit die Braune-Zwerg-Wüste durchwandert, um später irgendwann in den sonnenähnlichen Stern zu stürzen. Schließlich sind alle Dinge irgendwie in Veränderung.

Also kann man sagen, daß es ein Brauner Zwerg ist, und kein Planet?

Wenn man nur von den rein physischen Daten ausgeht, kann man sagen, dass es sich um einen Braunen Zwerg handelt, ja. Wie gesagt ist die Massegrenze zwischen großen Gasplaneten und Braunen Zwergen nicht eindeutig festgelegt (auch wenn inzwischen die meisten Astronomen 13 Jupitermassen als Grenzwert benutzen).

Ein weiteres Kriterium zur Unterscheidung zwischen Planeten und Braunen Zwergen ist jedoch ihre Formationsgeschichte. Während Sterne in interstellaren Gaswolken, meist in Sternhaufen, entstehen, bilden Planeten sich gemeinhin in protoplanetaren Staubscheiben.

Auch Doppelsterne entstehen in einem Sternenstehungsgebiet und beginnen auf Grund des Drehimpulses der interstellaren Wolke umeinander zu kreisen.

Man könnte die Unklarheit in Bezug auf Corot-exo-3b also auch folgendermaßen formulieren: "Hat sich Corot-exo-3b unabhängig von Corot-exo-3 im interstellaren Raum gebildet oder in einer zirkumstellaren Scheibe?


Zur Hypothese der Braun-Zwerg-Wüste: Soweit ich weiß, handelt es sich hierbei vor allem um eine empirisch ermittelte Aussage. Man hat wohl bisher keine Braunen Zwerge in Doppelsternsystemen innerhalb von 5 AU zu einem großen (sonnenähnlichen) Begleitstern entdeckt. Daraus wurde gefolgert, dass es Prozesse geben muss, die die Entstehung einer solchen Konstellation verhindern. Dazu gehören entweder Bedingungen in der Sternentstehungszone oder später einsetzende Migrationsbewegungen. Letzteres ist bei Corot-exo-3b unwahrscheinlich, es sei denn er hat sich unabhängig gebildet und ist auf seiner Reise durchs All irgendwann vom Gravitationsfeld des sonnenähnlichen Stern eingefangen worden, um den er nun kreist (bzw. irgendwann in ihn hineinstürzt(?)).
Hätte sich Corot-exo-3b zeitgleich in der Nähe des größeren Sterns gebildet, wäre eine etwaige Migrationsbewegung auf den Stern zu längst abgeschlossen.

Ja, vielleicht findet man in Zukunft viele weitere Objekte wie Corot-exo-3b und kommt dann zu dem Schluss, dass die Hypothese mit der Braunen-Zwerg-Wüste in die Wüste geschickt werden muss!  

Eine Simulation von Staub in Planetensystemen gibt Hinweise, wie man kleine erdähnliche Planeten nachweisen könnte

Quelle: http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/dust_rings.html

Zusammenfassung:

• In jedem (bereits entwickelten) Planetensystem existiert noch Staub durch Kometen und Asteroidenkollisionen, bei uns v.a. innerhalb Jupiters Orbit.
• Sonnenlicht verlangsamt diesen Staub minimal und lässt ihn nach innen driften.
• Auf dem langsamen Weg nach innen kommen die Staubpartikel in Bereiche, wo Resonanzen mit anwesenden kleinen Planeten entstehen. Durch die Resonanzen werde die Partikel in diesen Regionen eine Zeit lang stabilisiert. Es sollten sich leichte ringförmige Staubstrukturen zwischen den Planeten bilden.
• Durch diese Strukturen ließen sich evtl. "bald" indirekt kleine Planeten nachweisen.

Frage:
Wieso bremst der Strahlungsdruck die Teilchen? Allgemein wirkt er "nach außen" und verformt auf jeden Fall den Orbit der Partikel, aber wieso verlieren sie Energie?

Hallo Daniel!

Was genau mit den Teilchen passiert hängt wesentlich von ihrer Größe ab. Sehr kleine Teilchen (< 10^-6m) werden, wenn sie im inneren Sonnensystem unterwegs sind, tatsächlich durch den Strahlungsdruck der Sonne nach außen getrieben.

Bei größeren Teilchen kommt der so genannte Poynting-Robertson-Effekt zum Tragen. Die einfache Erklärung dieses Effekts besteht darin zu sagen, dass die Teilchen auf ihrem Sonnenorbit durch Aberration das Sonnenlicht leicht von schräg vorne kommend sehen. Dadurch sinkt der Bahndrehimpuls. Die radiale Komponente des Sonnenlichts dagegen wirkt sich über den gesamten Orbit gemittelt nicht aus.

Die etwas kompliziertere Erklärung besagt, dass ein von der Sonne kommendes Photon von dem Teilchen absorbiert wird, wodurch sich dessen Masse leicht erhöht, was dank Impulserhaltung zu einer verringerten Geschwindigkeit führt, bzw. zu einem niedrigeren Bahndrehimpuls führt.
Die anschließende Reemission der Energie in Form von Infrarotstrahlung hat keine Wirkung auf die Geschwindigkeit mehr. Erklärung dazu: Nimmt man ein Bezugsssystem an in dem die Sonne ruht, wird durch den relativistischen Dopplereffekt mehr Strahlungsenergie in Bewegungsrichtung des Teilchens emittiert.

Wikipedia: http://de.wikipedia.org/wiki/Poynting-Robertson-Effekt

Die erste Erklärung "gefällt" mir besser .

Danke Timo.

Hallo, dies habe ich zu >CoRoT-Exo-3b< in corot.de gelesen:

Unmittelbar nach der Entdeckung des Durchgangssignals am 3. August 2007, konnten mit den Teleskopen am Observatoire Haute Provence erste Radialgeschwindigkeitsmessungen gewonnen werden und nach Messungen am 18. und 19. August 2007 an der Thüringer Landessternwarte gelang sofort die erste Bahnbestimmung und ein grobe Abschätzung der Masse. Es war sofort klar das CoRoT-Exo-3b kein Stern oder Weisser Zwerg sein konnte.

.
Dabei ist mir besonders der Hinweis: grobe Abschätzung der Masse. aufgefallen.
Hierzu die Frage: Wie kann man das erreichen und gibt es jetzt schon eine genauere Masseangabe? A.D.  

Moin A.D.,



Nach dem 3. Keplerschen Gesetz kann man aus der großen Halbachse der Bahn a und der Umlaufszeit T die Summe der Massen der beiden Komponenten eines Doppelsternsystems bestimmen, welches auch für ein  Stern/Planetensystem angewandt werden kann :
     
a = große Halbachse der relativen wahren Bahn
T = Umlaufszeit
G = Gravitationskonstante
m1, m2 = Massen der beiden Komponenten

Ob da schon ein anderer Wert vorliegt ist mir nicht bekannt.

Jerry

Die Masse von Corot-Exo-3b ist mittlerweile hinreichend genau bestimmt. Während mit der Transitmethode (durch Corot) zunächst der Radius des Planeten und die Umlaufzeit recht genau bestimmt werden konnte, konnte durch die Kombination mit bodengestützten Messungen:

- Doppler-Spektroskopie/RV (durch SOPHIE Spektrograph des 1,93m-Teleskops OHB in Frankreich und das 2m Alfred-Jensch-Teleskop aus D u.a.)

- Photometrie (durch das 1m-WISE-Teleskop)

- Spektroskopie (mit Hilfe des VLT))

...die Masse mit einer Genauigkeit von einer Jupitermasse festgenagelt werden, wobei die gewonnenen Daten u.a. mit dem von Jerry zitierten Keplerschen Gesetz in Beziehung zueinander gesetzt werden.

HARPS hat die Entdeckung von 6 neuen Exoplaneten bekanntgegeben. Die Exoplaneten befinden sich im Umlauf um 6 verschiedene Sterne: BD -17 0063, HD 20868, HD 73267, HD 131664, HD 145377, HD 153950 und bewegen sich größtenteils im Massebereich von 1,99 - 5,76 Jupitermassen, wobei HD 131664 b mit 18,15 Jupitermassen eine Ausnahme darstellt.

Bei HD 131664 sind also wahrscheinlich noch weitere Untersuchungen nötig, um festzustellen, ob es sich nicht um ein Doppelsternsystem handelt (Große Halbachse: 3,17 AU). Wir haben es jedoch mit einem ähnlichen Fall wie bei Corot-Exo-3b zu tun - jedenfalls liegt der HD 131664 b in der diskutierten "Braunen Zwerg-Wüste". Es wird also schwierig, genau zu bestimmen, ob es sich um einen Braunen Zwerg oder einen Planeten handelt (wobei das nicht am Objekt liegt, sondern an unseren Kategorien! ).

Alle Daten der neuen Planeten können hier eingesehen werden. Das Vorabdruck des zu erscheinenden Papiers kann hier eingesehen werden.

Moin,

tobi453 schrieb am 10.10.06 um 13:16:58:
Laut http://spaceflightnow.com/news/n0610/09hubbleplanet/ wurde ein neuer Exoplanet entdeckt. Er ist von den bisher gefundenen der Erde am nächsten. Er umkreist den sonnenähnlichen Stern Epsilon Eridani in nur 10,5 Lichtjahren Entfernung.

Mittlerweile weiss man mehr über das *Planetensystem* um *Epsilon Eridani*. Der Planet *Epsilon Eridani b*, ~ 1,2 M_J, umkreist seinen Mutterstern mit einer Periode von 6,9 J bei ~ 3,39 AE, wobei die Umlaufbahn eine Exzentrizität von 0,7 besitzt, was einer der größten Werte unter den bekannten Exoplaneten ist.
Ausserdem wird noch ein Exoplanet weiter draussen vermutet bei, *Epsilon Eridani c* ~ 40 AE.

Jetzt haben Wissenschaftler mit dem Infrarot-Weltraumteleskop *Spitzer* zwei Asteroidengürtel um *Epsilon Eridani* lokalisiert. Einer davon liegt so wie unser Asteroidengürtel im Sonnensystem zwischen Mars und Jupiter; der andere befindet sich zwischen dem ersten Gürtel und dem weit aussen liegenden Kometenring.


Bild:  NASA/JPL-Caltech

Jerry  

Epsilon Eridani ist echt ein spannendes System! Die Sonne ist etwas kleiner und dunkler als unsere eigene und vor allem wesentlich jünger (weniger als 1 Mrd. Jahre). In vielerlei Hinsicht ähnelt Eps Eridani daher unserem Sonnensystem, wie es vor ein paar Mrd. Jahren ausgesehen haben könnte.

Der Kuiper Belt von Eps Eridani hat ca. die 100fache Masse des hiesigen Kuiper Gürtels. Es ist davon auszugehen, dass unser Gürtel früher ebenfalls wesentlich größer war und sich im Laufe der Zeit ausgedünnt hat. Den Planeten des Eps Eridani steht also wahrscheinlich eine große Bombardement-Phase bevor, ähnlich wie dies im frühen Sonnensystem der Fall war.

Die bisher angenommene Exzentrizität des Orbits des einzigen bekannten Planeten wird durch die neuen Beobachtungen in Frage gestellt. Wäre der Planet auf einer Umlaufbahn mit einer so großen Exzentrizität, hätte er den angrenzenden Asteroidengürtel durch gravitative Störungen längst leergeräumt. Eps Eridani b muss sich daher auf einer Bahn mit geringer Exzentriztät befinden.  

Die Existenz von erdähnlichen Planeten innerhalb des inneren Asteroidengürtels ist nicht besonders unwahrscheinlich, würde ich sagen.

Vertiefend: http://arxiv.org/abs/0810.4564

Hier noch ein Bild, dass die Struktur von Eps Erdani im Vergleich zu unserem Sonnensystem zeigt: Siehe letzter Post von Jerry!

Bonjour, Kreuzberga hat geschrieben

Die Existenz von erdähnlichen Planeten innerhalb des inneren Asteroidengürtels ist nicht besonders unwahrscheinlich, würde ich sagen.

Was kann man eigentlich alles anwenden um heraus zu bekommen ob da eventuell kleinere Exo´s in der habitablen Zone vorhanden sind. Kommen da bald noch bessere Weltraumteleskope?
Die grossen Gas-Exo´s kann man schon finden, aber die Exo´s in der Grösse der Erde wird schwieriger. Das wäre doch ein lohnendes Ziel, oder nicht? Jac  

Ja, das wäre sicher ein lohnenswertes Ziel. In 8 bis 12 Jahren sollten wir die Teleskope und Instrumente mit der notwendigen Sensitivität haben. Die ulitmative Weltraummission mit diesem Ziel wäre im Moment der Terrestrial Planet Finder, für den es aber kein Geld gibt. Ähnliches gilt für die Space Interferometry Mission (SIM PlanetQuest).

Nächstes Jahr im März soll Kepler starten. Kepler sollte eigentlich bereits Planeten in Erdgröße entdecken können, allerdings weiß ich nicht, ob die Sensitivität im spezifischen Fall von Epsilon Eridani ausreichen würde.

Moin Jac,

in Ergänzung zu Timo´s Antwort wäre da natürlich noch das ESA Infrarotteleskop *Darwin* zu erwähnen. *Darwin* soll aus 4 Satelliten bestehen, 3 davon sind Teleskope mit 3-4 m Spiegeln deren Werte gemeinsam auf den 4. Satelliten übertragen werden.

Diese Mission kann aber erst in Angriff genommen werden, wenn die Mission *Sophia* ( ) erfolgreich abgeschlossen ist.

Jerry

Hallo!

Und wieder gibt es 3 neue Exoplaneten:

* HD 143361 b: sonnenählicher Stern mit einem Exoplaneten 3-facher Jupitermasse in 2 AE Entfernung
* HD 43848 b: 25-fache Jupitermasse; vermutlich ein Brauner Zwerg mit 0.69 ecc in 3.4 AE Entfernung
* HD 48265 b: 1.2 jupitermassen-schwerer Exoplanet in 1.6 AE Entfernung

Das Preprint: Low Mass Companions for Five Solar-Type Stars from the Magellan Planet Search Program

MfG, Michael Johne!

EPOCh (Extrasolar Planet Observation and Characterization), eine Teil von NASAs "Mission of Opportunity" EPOXI (basierend auf dem Deep Impact Raumschiff) hat möglichweise mindestens einen kleinen Planeten im System um den Stern GJ 436 entdeckt. Bisher (seit 2004) weiß man von der Existenz des neptungroßen Planeten GJ 436 b. An hand dessen Bahnstörungen erscheint die Anwesenheit eines kleineren dritten Planeten als wahrscheinlich. Genaueres wird man erst nach weiteren Beobachtungen sagen können.

Quelle

Die Diskussion zu direkt beobachteten Exoplaneten, bis jetzt Formalhaut b und die die Planeten um HR 8997, kann hier im eigenen Thread weitergeführt werden: https://forum.raumfahrer.net/index.php?topic=645.0

Hallo!

Es sind 2 Exoplaneten um HD 191760 entdeckt worden: Exoplanets from the CHEPS: Discovery of the Double Planet System HD191760

Die beiden neuen Exoplaneten sind 0.29 bzw. 7.20 Jupitermassen schwer, haben einen Abstand von 0.09 bzw. 0.42 AE und weisen ein num. Exzentrizität von 0.04 bzw. 0.49 auf.

Der Zentralstern ist ein G3IV/V-Stern mit ca. 1.2 Sonnenmassen und einer Größe von ca. 1.5 Sonnenradien

Zum Zeitpunkt des Verfassens dieses Beitrags sind die beiden Exoplaneten noch nicht in Jean Schneider Seite The Extrasolar Planets Encyclopaedia vorhanden.

MfG, Michael Johne!

Erstmalig Kohlenstoffdioxid in der Atmosphäre eines Exoplaneten entdeckt

Mit Hilfe des Hubble Space Telescopes wurde erstmalig CO₂ in der Atmosphäre eines Exoplaneten nachgewiesen. Konkret handelt es sich um den Gasriesen HD 189733 b, der seinen Stern in 63 Lichtjahren Entfernung von uns umkreist.

HD 189733 b ist etwas schwerer als Jupiter und umrundet seine Sonne in etwas mehr als 2 Tagen. Leben sollte dort also nicht existieren. Dennoch ist die Entdeckung von CO₂ nicht unbedeutend. Entdeckt man einmal einen terrestrischen, theoretisch bewohnbaren Planeten, wird CO₂ ein Indikator (unter vielen) für mögliches Leben sein.

http://www.sciencenews.org/view/generic/id/38819/title/First_detection_of_carbon_dioxide_in_an_exoplanet

Zwei Exoplaneten werden um das binäre Sternsystem HW Virginis vermutet. Ein koreanisch-amerikanisches Astronomenteam kombinierte Radialgeschwindigkeitsmessungen mit der Messung der genauen Zeit der gegenseitigen Verdeckung der beiden Sonnen (eclipse-timing method).

Festgestellt wurde das die Anwesenheit zweier sub-stellarer Begleiter die gemessenen Variationen am Besten erklären kann. Dabei handelt es sich um die ersten Planeten, die mit dieser Methode entdeckt wurden.

Die Planeten haben folgende Daten:

HW Vir b:  19,2 Jupitermassen und eine Umlaufperiode von 5767 Tagen.
HW Vir c:      8.5 Jupitermassen und eine Umlaufperiode von 3321 Tagen.

Es wird davon ausgegangen, dass beide Körper in der protoplanetaren Staubscheibe um das Binärsystem entstanden sind. HW Vir befindet sich ca. 181 Parsec von uns entfernt.

Quelle

Moin Timo,

mich würde mal interessieren wie der Stern *HW Vir* noch heisst, in der Listung der Sterne im Sternbild *Jungfrau* (Virgo) habe ich ihn nicht gefunden; auch nicht in der Entfernungstabelle bei ~ 181 Parsec = 590 Lj.

Gibt es da noch eine Quelle?

Jerry