3. Extrasolare Planeten

1 Tagesanzeiger

NZZ

News vom 22./23. Februar 2017 Wir kennen heute >5000 Exoplanten und Exoplaneten- Kandidaten

3 3.1 Radialgeschwindigkeitsmethode

Stern und Planeten kreisen um den Schwerpunkt des Systems. Für die Halbachsen und Massen gilt: MP aP = MS aS

Durch RV-Messungen des Sterns kann der Planet nachgewiesen werden.

Erste Entdeckung 1995 durch Mayor and Queloz (Obs. Genf): 51 Peg b: P = 4.2 Tage

KS = 60 m/s aP sin i = 0.05 AE MP sin i = 0.46 MJ

4 Multiplanetensystem HD40307:

4ME mit P=4.3d, 7ME mit 9.6d, 9ME mit 20.5d

Entdeckungen:

• “Heisse ” mit P < 10 d und Teq > 1000 K, • Super-Erden mit M = 3 – 10 ME, • viele Systeme mit mehreren Planeten, • viele Planetenbahnen mit grosser Bahn-Exzentrizität ε > 0.2

5 Beispiel eines Orbits mit grosser Exzentrizität Tamuz et al. 2008, A&A 480, L33

G5 V P = 527 days K = 97 m/s e = 0.90

MP sin i = 1.56 MJ a sin i = 1.28

Der zusätzliche „Trend“ der RV Kurve verrät einen zusätzlichen Braunen Zwerg / Massearmer Stern mit >20 Jahre Periode! Was haben wir bisher von Radialgeschwindigkeitsprogrammen gelernt?

M. Mayor et al.: The HARPS search for southern extra-solar planets

Table 1. Occurrence frequency of with at least one planet in the defined region. The results for various regions of the m2 sin i log P plane are given.

Mass limits Period limit Planetary rate based on Planetary rate Comments published planets including candidates > 50 M < 10 years 13.9 1.7% 13.9 1.7% Gaseous giant planets > 100 M < 10 years 9.7 ±1.3% 9.7 ±1.3% Gaseous giant planets > 50 M < 11 days 0.89± 0.36 % 0.89 ± 0.36 % Hot gaseous giant planets Any < 10 years 65.2± 6.6% 75.1± 7.4% All ”detectable” planets with P < 10 years Any masses < 100 days 50.6 ± 7.4% 57.1 ± 8.0% At least 1 planet with P < 100 days Any masses < 100 days 68.0 ±11.7% 68.9 ±11.6% F and G stars only Any masses < 100 days 41.1 ± 11.4% 52.7 ± 13.2% K stars only < 30 M < 100 days 47.9± 8.5% 54.1± 9.1% Super-Earths and Neptune- planets on tight orbits < 30 M < 50 days 38.8± 7.1% 45.0 ± 7.8% As defined in Lovis et al. (2009) ± ±

Table 2. Comparison of detected planets detected and occurrence rate of the ⌘ survey (Howard et al. 2010) and HARPS- CORALIE survey. The comparison is restricted to planets with orbital periods smaller than 50 days. N1 stands for the numbers of detected planets, N2 stands for the number of candidates, and N3 represents the estimated occurrence rate of planets in the given mass range.

Mass range HARPS & CORALIE survey ⌘ Earth survey Nb of planets Planetary rate Nb of planets Planetary rate M N1 N2 N3 [%] N1 N2 N3 [%] 3-10 19 2 48.5 16.6 4.4 5 3 10.2 11.8 4.3 10-30 25 1 20.6 11.1 ± 2.4 4 1 4.6 6.5 ±3.0 30-100 5 1 4.6 1.Mayor17 ±0.52 et al.2 2011 (http://arxiv.org/pdf/1109.2497v1.pdf)1.6 ± 1.2 100-300 4 0 0.8 0.58 ± 0.29 2 1.6 ± 1.2 300-1000 20 0 0.24 ± 0.17 2 1.6 ± 1.2 ± ±

4.3. The mass distribution 100% 95% 1000. 80% 0.2% ± 0.2 60% 40% 0.6% ± 0.3 20% On Fig.10 we have plotted the histogram of masses of the plan- 10% 100.0 ets detected in our sample. We observe a drastic decline of 1.2% ± 0.5 5% the observed mass distribution from about 15 to 30 M . If we 2% limit the range of orbital periods and only consider planets with 11% ± 2 P < 100 days (Fig. 11), a region where the detection bias are not too important for low-mass planets, we immediately observe the 10.0 17% ± 4 preponderant importance of the sub-population of super- and Neptune-mass planets in that domain of periods. After cor-

M2sini [Earth Mass] 24% ± 12 rection of detection biases (Fig. 12), we see even more clearly the importance of the population of low-mass planets on tight orbits, 1.0 with a sharp decrease of the distribution between a few Earth masses and 40 M . We note that the planet population synthe- ⇠ 10+0 10+1 10+2 10+3 10+4 sis models by Mordasini et al. (2009b) predicted such a mini- mum in the mass-distribution at precisely this mass range. They Period [days] also pointed out that a radial-velocity measurement precision of 1 about 1 ms was required in order to detect this minimum. In the Fig. 9. Same as Fig. 6. The dashed lines represent the boxes in framework of the core accretion model, this can be understood which the occurrence rate is computed as defined by Howard by the fact that this mass range corresponds to the runaway gas et al. (2010). An additional box is shown for masses between 1 accretion phase during which planets acquire mass on very short and 3 M . timescales. Therefore, unless timing is such that the gaseous disk vanishes at this moment, forming planet transits quickly through this mass range and the probability to detect these types of plan- ets is reduced correspondingly. In Fig. 12 the importance of the (Bonfils & al. 2011). Despite the rather limited range of stel- correction of the detection biases below 20 M is only the re- lar masses in our sample, we have tried a comparison of the flection of the present observing situation for which only a lim- (m2 sin i log P) distribution for dwarf stars of spectral type F ited fraction of the sample has benefited from the large enough and G versus the distribution for K dwarfs. The observed di↵er- number of HARPS measurements, required to detect small-mass ence of planetary rate (for periods smaller than 100 days) for the objects. Part of this correction is also related to the growing im- two spectral types is however not significant (Table 1). portance of the sin i e↵ect with decreasing masses.

8 Die “Metallizitaet” der Sterne korrelliert posiv mit dem Vorhandensein von Gasriesen

from Fischer and Valenti (2005)

[Fe/H] = log [Fe/H]star – log [Fe/H]sun In-class acvity 1

Könnt Ihr abschätzen, wie gross das Radialgeschwindigkeitssignal ist, das auf unsere Sonne ausübt? Nehmt an der Orbit ist kreisförmig und man sieht ihn edge-on (also maximales Signal!).

Nützliche Info: aJupiter = 5.2 AE MasseJupiter ~ 1/1000 MasseSonne 1 AE ~ 1.5e8 km

UmlaufperiodeJupiter ~ 12 Jahre 1 Jahr = 8760 h

9 3.2 Transitmethode HAT-P-7b (Borucki et al. 2009)

Bei der Transitmethode werden periodische Sternverdunkelungen durch einen Planeten beobachtet: • Die Methoden eignet sich vorallem für kurzperiodische Planeten, • nur Planeten mit Inklination i ≈ 90o verursachen einen Effekt, 2 • Der relative Effekt ist etwa (RP/RS) , ca. 1% für Jupiter, 0.01% für Erde, • Die Bedeckung des Planeten und die Phase des Planeten kann für ideale Fälle auch beobachtet werden.

10 Die Geometrie von Planetentransit und Planetenbedeckung

! KEPLER: >2000 Planeten um ≈150‘000 Sterne

NASA 12 19.10.2016 3. Extra-solare Planeten, H.M. Schmid Beispiel: Der erste -Planet HD 209458 b

HD 209458 b erste Transit Messung (von Charbonneau et al. 2000, ApJL 529, L45)

Nachfolgebeobachtungen mit Hubble (von Brown et al. 2001, ApJ 552, 699) HAT-P-7 b: Die „Phasen“ eines Exoplaneten (mit Kepler) KEPLER liefert beste Stask fuer das Vorhandensein von Planeten verschiedener Groesse

RJ

RN

(von Batalha et al. 2013, ApJS 204, 24) KEPLER liefert beste Stask fuer das Vorhandensein von Planeten verschiedener Groesse Die Dichte von Planeten kann durch Kombinaon von Radialgeschwindigkeit und Transit-Methode besmmt werden.

(von Lissauer et al. 2014) Kepler hat bereits einige Planeten idenfiziert, die nah / in der “Habitablen Zone” ihres Sterns kreisen Transmissions-Spektroskopie von “Heissen Jupitern”: Die “Tiefe” eines Transits, bzw. die scheinbare Groesse des Planeten als Funkon der Wellenlaenge, kann Hinweise auf atmosphaerische Zusammensetzung liefern.

(von Madhusudhan et al. 2014 Basirend auf Daten des Hubble Teleskops) Die Eigenschaen der Planeten unseres Sonnensystems in Bezug auf die Transit-Methode 3.3 Imaging von Extra-solaren Planeten Ein Abbild eines Planeten gibt wichtige Informationen: • Eigenschaften der Atmosphäre und/oder Oberfläche, • Zusammensetzung, • Variationen durch Rotation, Jahreszeiten, Wetter etc., • Anzeichen von Leben. HR 8799 b,c,d,e (C. Marois et al., 2010)

21 19.10.2016 3. Extra-solare Planeten, H.M. Schmid Spektrale Energieverteilung von Planeten Junge Planeten sind noch in der Kontrakonsphase. Sie gewinnen dadurch potenelle Energie und sind deshalb hell.

λ 10 Myr log I log Thermische Emission 100 Myr Reflektiertes Licht 1 Gyr

0.5 1.0 2.0 4.0 8.0 λ [µm] 2 • reflekertes Licht ≈ (Rp/dp) Lstar

• thermisches Licht ≈ 1/tPlanet (junge Planeten in Kontrakonsphase) 2 ≈ (Rp/dp) Lstar (alte Planeten)

22 19.10.2016 3. Extra-solare Planeten, H.M. Schmid Die Planeten unseres Sonnensystems gesehen 164 aus 10 pc Enernung DES MARAIS ET AL.

FIG. 1. Model spectrum of the sun and planets as seen from a distance comparable to that of a nearby star (10 pc), shown in physical units. Simple Planck emission and wavelength-inde- pendent albedo reflectance components are shown. For Earth, a pure molecular absorption spectrum is superimposed for reference.

Des Marais et al. 2002

FIG. 2. IR portion of the Earth model spectrum, showing the blackbody spectrum of the Earth’s surface in the absence of an atmosphere (upper curve) and the net spectrum after the addition of the dominant atmospheric molecular species and a realistic model atmosphere mixed in with a model distribution of opaque clouds distributed over several altitudes (lower curve). Two intensity scales are provided: astrophysical units (left) and photons (right). 78 CHAPTER 4. RADIATION FROM PLANETS

The equilibrium Teq follows from Pin = Lout:

1/4 L (1 AB) 1 T = (4.3) eq 16 ⇡ p ✓ ◆ dP

This indicates that Teq decreases with distance from the sun for objects or from the star for extra-solar planets. An important feature of this equations is, that it does not depend on the radius of the irradiated body which can be as small as a dust particle (mm-sized) or as large as a giant planet.

Temperatures for solar system planets. The equilibrium Teq for the solar system planets is given in Table 4.1 using the indicated Bond albedos AB and the planet separation dP = a from Table 2.1. The Table compares Teq also with the measured ground temperature Tground for terrestrial planets and the e↵ective temperatures of the emitted thermal radiation Te↵ . Te↵ is for Jupiter, and Neptune higher than the equilibrium temperature, because these planets have a substantial intrinsic energy source. Mercury is a special case because this planet has no atmosphere and only a slow rota- tion. For this reason there are very large temperature di↵erences between the irradiated (725 K) and the non-irradiated (100 K) hemisphere. For Mercury the assumption of an isothermal planet is not appropriate. However, averaged over all direction the e↵ective Eigenschaen der Planeten unseres temperature of the emitted thermal radiation agrees quite well with the equilibrium tem- Sonnensystems in Bezug auf perature. Direct-Imaging

Table 4.1: Radiation parameters for solar system planets: AB is the Bond albedo, Teq, Tground, Te↵ the equilibrium, ground and e↵ective temperature, and LP /Pin the ratio between thermal emission and irradiation, Lp/L the luminosity contrast, and Fp/F (IR) the flux contrast at long wavelengths . max Planet AB Teq Tground Te↵ LP /Pin Lp/L max Fp/F 10 6 10 10 Mercury 0.12 448 K 725/1001K 448 K 1 4.4 6.5 µm 0.95 Venus 0.75 230 K 730 K 230 K 1 7.7 8.8 µm 4.3 Earth 0.31 253 K 290 K 279 K 1 4.5 10.4 µm 4.0 Mars 0.25 209 K 225 K 227 K 1 0.56 12.8 µm 0.93 Jupiter 0.34 110 K – 124 K 1.6 21. 23.4 µm 220. Saturn 0.34 81 K – 95 K 1.9 5.0 30.5 µm 110. Uranus 0.30 59 K – 59 K 1 0.14 49.2 µm 13. Neptune 0.29 47 K – 59 K 2.5 0.14 49.2 µm 13.

1: 725 K is for the irradiated hemisphere and 100 K for the “night” hemisphere. For the sun the adopted temperature is Te↵ = 5800 K. Bilder von Extrasolar-Gasriesen Images of extrasolar gas giant planets

HD131399 Ab HR8799 bcde

20 AU / 0.5’’ b 51 Eri b

GJ 504 b

HD95086 b Marois et al 2010; Rameau et al. 2013a,b; Kuzuhara et al. 2013; Lagrange et al. 2009; Quanz et al. 2010; Macintosh et al. 2015; Wagner et al. 2016 Die wohl bekanntesten Systeme: Beta Pictoris: nur 9 AE von Stern enernt; edge-on HR8799: mind. 4 Gasriesen zw. 14 und 68 AE Beta Pictoris HR8799 Zur direkten Detektion benoetigt man die groessten Teleskope (raeumliche Aufloesung ~lambda/D) mit Adaptiver Optik zur Korrektur atmosphaerischer Stoerungen

(Image from Gordon Love, Durham). Film zur Illustraon von Adapver Opk: ohne AO mit AO

Zusaetzlich zur AO benoegt man noch Koronagraphen, um die Beugungseffekte des Teleskops zu unterdruecken mit AO (hoher Kontrast) mit AO und Koronagraph

30 SPHERE: Der ESO “Planet-Finder” seit Mai 2014 am VLT-Teleskop

31 Was haben wir von Direct Imaging gelernt? Liste von Planeten (und ihren Eigenschaen), die direkt abgebildet wurden

Bowler 2016 Was haben wir von Direct Imaging gelernt? Gasriesen mit sehr langen Umlaufzeiten sind selten!

e.g., Bowler 2016 Was Directlyhaben imaged wir von Direct Imaging planets gelernt? Spektren oder Bilder/Flussmessungen in verschiedenen Filtern liefernDeriving Hinweise the atmopsheric auf atmosphaerische composition of the gas Zusammensetzung giants around HR8799

Konopacky et al. 2013 Was Thehaben wir von Direct Imaging 51 Eri b analyzedgelernt with? SPHERE data Spektren oder Bilder/Flussmessungen in verschiedenen Filtern liefern Hinweise auf atmosphaerische Zusammensetzung Was Thehaben exoplanet wir von Direct Imaging 51 Eri b analyzedgelernt with? SPHERE data Spektren oder Bilder/Flussmessungen in verschiedenen Filtern liefern Hinweise auf atmosphaerische Zusammensetzung

SamlandVergleich et al. 2017 mit Modellrechnungen liefert Hinweise ueber fundamentale Eigenschaen der Planeten In-class acvity 2

Prinzipiell kann man viele astronomische Beobachtungen entweder vom Boden (z.B. mit dem VLT) oder vom Weltraum aus (z.B. mit dem Hubble Telescope) durchführen. Diskuert Vor- und Nachteile von boden- und weltraumgestützten Beobachtungen für die „Direct Imaging“ Technik. Welchen Ansatz würdet Ihr empfehlen, wenn Ihr (a) reflekertes Licht der Exoplaneten oder (b) die thermische Emission der Exoplaneten detekeren wollt? Warum?

37 3.4 Planetenentstehung Junge Sterne besitzen Scheiben: • zuerst Akkreonsscheiben durch die Gas auf den neugeborenen Stern strömt, • Im Alter von ca. 1 Mio Jahren stoppt die Akkreon und es können sich Gasplaneten bilden, • Nach ca. 10 Mio Jahren ist das Gas in der Scheibe weg, weil es z.B. auf den Stern gefallen ist, durch den Sternwind weggeblasen wurde, oder für die Planetenbildung aufgebraucht wurde, • Danach entwickeln sich die festen Körper, z.B. Asteroiden und terrestrische Planeten weiter. Dabei gibt es Kollisionen und es kann sich eine Scheibe oder ein Ring mit viel Staub bilden. Nach ca. 100 Mio. J. ist nur noch selten eine Staubscheibe vorhanden. Die Planetenentstehung ist abgeschlossen.

38 Schemasche Darstellung einer Protoplanetaren Scheibe

Dullemond & Monnier 2010

39 Beispiele für „richge“ Scheiben:

SAO 206462 mit Gasscheibe Fomalhaut mit Staubring

Garufi et al. 2013 Kalas et al. 2013

40 Beispiele für „richge“ Scheiben:

SAO 206462 mit Gasscheibe Fomalhaut mit Staubring Zwei Modelle zur Entstehung von Gasriesen: Core Accreon vs. Gravitaonal Collapse

http://cosmicdiary.org/ geminiplanetimager/ files/2015/09/Fig2.jpg 42