Planets of young stars [Elektronische Ressource] : the TLS Tautenburg radial velocity survey / von Massimiliano Esposito

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• Publié par: friedrich-schiller-universitat_jena
• Publié le: 01 janvier 2009
• Nombre de lectures: 30
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 18 Mo

Extrait

Planets of young stars:
The TLS-Tautenburg
radial velocity survey
Dissertation
zur Erlangung des akademischen Grades
Dr. rer. nat.
vorgelegt dem Rat der Physikalisch-Astronomischen Fakult¨at
der Friedrich-Schiller-Universit¨at Jena
von Massimiliano Esposito
geboren am 28. Oktober 1973 in Torre del Greco (Italien)Gutachter
1. Prof. Dr. Artie P. Hatzes (Jena Universit¨at)
2. Prof. Dr. M. Capaccioli (Napoli Universit¨at)
3. Prof. Dr. G. Scarpetta (Salerno Universit¨at)
Tag der letzten Rigorosumspru¨fung: 09.01.2009
Tag der offentlichen Verteidigung: 28.04.2009Zusammenfassung
Kapitel 1: Seit gerade einmal funfzehn Jahren erweist sich die Suche nach extrasola-¨
ren Planeten als ein fruchtbares Feld derbeobachtenden Astronomie. Die Spekulationen
uber deren Existenz jedoch dauern schon viel langer an. Im Folgenden werde ich einen¨ ¨
¨Uberblick uber die wissenschaftlichen Meilensteine geben bis hin zu der modernen An-¨
sicht zur Stellung des Menschen im Universum.
Der Nachweis eines fernen Planeten oder gar eines Planetensystems ist eine a¨ußerst
anspruchsvolle Aufgabe und man hat sich hierzu bereits viele verschiedene Techniken
ersonnen. Im zweiten Abschnitt werde ich auf die wichtigsten Beobachtungsmethoden
eingehen, die zu Grunde liegenden Konzepte erlautern und die Vor- als auch Nachteile¨
aufweisen. Zu jeder Technik werde ich auch die Hauptresultate auf dem heutigen Stand
auffu¨hren.
Seitdem der erste extrasolare Planet um einen sonnen¨ahnlichen Stern entdeckt wur-
de,sindvieleBeobachtungsfeldzugeunternommenwordenunddankderRadialgeschwin-¨
digkeitsmethodekenntmanheuteknapp300solcherfernenWelten.ImdrittenAbschnitt
werdeich diewesentlichen Eigenschaften dieserPlaneten alsauch dieihrerMuttersterne
auffu¨hren, welche sich in den statistischen Studien abzeichnen.
Kapitel 2: Eine der essenziellen Motivationen fur die Untersuchungen auf dem Ge-¨
biet der extrasolaren Planeten ist der Wunsch zu verstehen, wie sich Planetensysteme
formieren und sich entwickeln, was uns dazu bringt unser eigenes Sonnensystem in ei-
nem gr¨oßeren Zusammenhang zu sehen. Da man davon ausgeht, dass der Prozess der
Planetenentstehung alsbald nach der Bildung des Muttersterns beginnt, werde ich in
Abschnitt 1 zunachst kurz das derzeitig akzeptierte Modell zur Sternentstehung in Er-¨
innerungrufen,welcheimFolgenden zurEntstehungderzirkumstellarenScheibenfu¨hrt,
die als Geburtsstatte von Planeten gelten.¨
Die theoretischen Untersuchungen zur Planetenentstehung haben eine lange Ge-
schichte, wobei sie urspru¨nglich vor allem dazu ausgefu¨hrt wurden, die Entstehung
und Konfiguration unseres Sonnensystems zu erklaren. In Abschnitt 2 werde ich einen¨
¨Uberblick u¨ber die Theorie zum “solaren Nebel” geben. Da es aber keinen Grund gibt,
hier zu sehr ins Detail zu gehen, werde ich eher einen schematischen Einstieg zur Pla-
netenentstehung gemaß dieser Theorie geben. Insbesondere werde ich an dieser Stelle¨
Betonung auf die physikalischen Grundlagen zur Entwicklung eines Systems geben und
werde die theoretischen Werkzeuge prasentieren – die numerischen als auch die analyti-¨
schen, die zur Verfu¨gung stehen, das System zu modellieren.
DieFeststellung,dassExoplanetenEigenschaftenzeigen,diesehrverschiedenvonde-
nen der hiesigen Planeten des Sonnensystems sind – hier insbesondere die hohen Exzen-
trizitaten vonjupiterahnlichenPlaneten aufkurzperiodischenOrbits–hatdazugefuhrt,¨ ¨ ¨
dass die Theorien zur Planetenentstehung u¨berarbeitet werden mussten. Neuere Studi-
en bedienen sich nun der Planetenmigration auf Grund von Wechselwirkungen zwischen
iii
den planetaren K¨orpern und der Gasscheibe oder zwischen den Planeten selbst, um die
beobachteten Eigenschaften erklaren zu konnen. Abschnitt 3 widme ich der Schilderung¨ ¨
dieser neuen theoretischer Ansa¨tze.
Kapitel 3: In diesem Kapitel wird die wissenschaftliche Motivation dieser Arbeit auf-
gezeigt. Die meisten Vorgange, von denen die endgultige orbitale Konfiguration eines¨ ¨
Planetensystems unddie physikalischen Eigenschaften seiner Planeten abha¨ngen, finden
in der fru¨hen Phase der Entwicklung statt, d.h. noch w¨ahrend sich die Planeten in der
protoplanetaren Scheibe bilden und in den rund 100 Millionen Jahren ihrer Existenz.
Aus diesem Grunde vermag eine Charakterisierung der beobachteten Eigenschaften von
Planeten Aufschluss uber die Entstehung von Planeten geben.¨
Esgibt zahlreiche Moglichkeiten, Beobachtungsdaten mit Theorien zurPlanetenent-¨
stehung und -evolution abzugleichen und letztere somit weiter zu verfeinern und offene
Fragen zu klaren. Ist z.B. das Fehlen von sehr massereichen Planeten auf kurzperiodi-¨
schen Orbits um alte Sterne auch eine Eigenschaft von jungen Sternen? Die Antwort
auf diese Frage wird uns auch Auskunft uber die Rolle von Planetenmigration und¨
-evaporation (Kapitel 1) geben. Man nimmt an, dass gravitative Wechselwirkungen zwi-
schen Planeten zu hohen Exzentrizitaten der Planetenbahnen fuhrt.Sollte diese Annah-¨ ¨
me der Wahrheit entsprechen, ha¨tte das zur Folge, dass junge Planeten durchschnittlich
Orbits geringerer Exzentrizita¨t haben. Da die interplanetaren Wechselwirkungen auch
dazufuhrenkonnen,dassObjekteauseinemSystemkatapultiertwerden,solltenjungere¨ ¨ ¨
Systeme auch durchschnittlich mehr Planeten haben. Eine zusa¨tzliche interessante Ei-
genschaft von jungen Planeten entspringt der Tatsache, dass sie intrinsisch heller sind
als¨altere. Siestellen also dieoptimalen Ziele fu¨reinendirekten Nachweis dar(Abschnitt
3).
In Abschnitt 4 werden die Probleme vorgestellt, die mit den Studien der Radialge-
schwindigkeitsmethodebeijungenunddamit(magnetisch)aktiven Sterneneinhergehen.
An dieser Stelle werden die wichtigsten Phanomene, die trugerische Variationen in der¨ ¨
Radialgeschwindigkeit hervorrufenko¨nnen,unddieu¨blichen MethodenzurBestimmung
stellarer Aktivitat analysiert. Resultate vorangegangener Beobachtungskampagnen sol-¨
len hier auch erwa¨hnt sein.
Kapitel 4: In diesem Kapitel wird das Reservoir an Sternen vorgestellt, das dieser
Arbeit zu Grunde liegt. Die Bestimmung des Alters der Sterne ist hierbei durchaus eine
schwierige Aufgabe. Die am h¨aufigsten angewandten Methoden zur Diagnose stellaren
Alters werden in Abschnitt 1 vorgestellt. Diese Methoden wurden genutzt um Sterne
mit einem Alter zwischen 30 und 200 Myr zu identifizieren.
Insgesamt wurden 43 Sterne auf ihre Radialgeschwindigkeiten hin u¨berwacht. Diese
Zahl stellt einen Kompromiss zwischen einer statistisch signifikanten Anzahl von Syste-
men auf der einen und der beno¨tigten Anzahl von Spektren pro Objekt auf der anderen
Seite dar. Daru¨ber hinaus wurde eine umfassende Literatur- und Archivrecherche un-
ternommen, um jede moglicherweise nutzliche Information zu dem vorliegenden Sample¨ ¨
zu verwerten (Abschnitte 2 und 3).
Kapitel5:DieBeobachtungenwurdenmitdem2-Meter-Teleskop TLS-Tautenburgund
dem an ihm montierten hochauflosenden Coud´e Echelle Spektrographen durchgefuhrt¨ ¨
(Abschnitt 1). Der damit abgedeckte Wellenla¨ngenbereich erstreckt sich von 4.700 nach
˚7.400 Abei einer inversen spektralen Auflosung von R=67.000.¨
Alles in allem wurden ∼2000 Spektren in der Zeit zwischen 2001 und 2006 aufge-
nommen. Die Belichtungszeiten lagen zwischen 5 und 30 Minuten – je nach Helligkeit
des Objektes. Das Signal-zu-Rausch-Verhaltnis (S/N) pro spektralem Bin lag in der¨iii
Gro¨ßenordnung von 10 (Abschnitt 2).
Die Datenreduktion wurde mit der Software IRAF (Image Reduction and Analysis
Facility)durchgefuhrt.DabeiwurdendiePakete noao.imred.ccdredundnoao.imred.echelle¨
benutzt (Abschnitt 3).
Kapitel 6: Das Tautenburger Teleskop ist in der Lage hochau߬osende Messungen zur
Radialgeschwindigkeit unter Nutzung der Jodzelle vorzunehmen. Die Methode besteht
darin, dem beobachteten Sternenspektrum eine große Anzahl eng beieinander liegender
Absorptionslinien zu uberlagern, welche sowohl eine synchrone, akkurate Referenz zur¨
JustierungderWellenl¨angealsauchdieErstellungeinesinstrumentenspezifischenProfils
ermoglichen. Die Jodzelle und die Software radial, welche dazu benutzt wurde, die¨
Radialgeschwindigkeiten zu bestimmen, werden in Abschnitt 1 vorgestellt.
Eine Analyse der Fehler bei den Messungen der Radialgeschwindigkeit wird vorge-
nommen und es wird erklart, wie diese von relevanten Parametern des Sterns, wie z.B.¨
der Helligkeit und der Rotationsgeschwindigkeit, abha¨ngen. Fu¨r die meisten beobachte-
−1ten Sterne werden Fehler in der Gro¨ßenordnung von∼10 m s erreicht.
Kapitel 7: Eines der Resultate der Radialgeschwindigkeitsuberwachung ist die Ent-¨
deckung von 7 spektroskopischen Bina¨rsystemen. 4 von ihnen waren vor diesen Un-
tersuchungen nicht als Binarsysteme bekannt und von dreien wurden die dynamischen¨
Parameter bestimmt (Abschnitt 1).
Bei den restlichen 36 Sternen dient eine generelle Analyse der Radialgeschwindig-
keitsvariabilitat als Demonstration des Potenzials dieser Methode bei Anwendung auf¨
jungeSterne(Abschnitt2).DasVorhandenseinvo