Planety pozasłoneczne - Obserwatorium Astronomiczne UJ

„Planety pozasłoneczne”
Maciej Konacki
Licznik (14.09.09)
374
Prędkości radialne: 284
Tranzyty: 63
Mikrosoczewkowanie: 9
Orbita Keplerowska
V = V0 + K*(cos(w+v) + e*cos(w))
K = 2*Pi*a*sin(i)/(P*sqrt(1-e^2))
Precyzja prędkości a możliwości detekcji planet
Campbel & Walker (1979): absorpcyjna komórka gazu
(Hydrogene fluoride, HF)
•Rozmiar komórki 90 cm, HF (fluorowodór)
•Spektrograf coude na Kanadyjsko-Francusko-Hawajskim teleskopie 3.6metra
•Początek programu: koniec 1980
•Wg publikacji z 1988 (Campbel, Walker & Young) średni błąd dla 14 gwiazd
to 13 m/s
Campbel, Walker & Young 1988
Latham et al (1989) - HD114762 b
P = 84 d
K = 0.6 km/s
e = 0.25
M sin(i) = 11 MJup
Mayor, Queloz et al - obserwatorium Haute-Provence
Spektrograf ELODIE, teleskop 1.93-metra
Od kwietnia 1994, 142 gwiazdy G-K, precyzja 13 m/s
Pierwsza planeta; 51 Peg b
Gwiazda:
13.7 pc, V = 5.5 mag
Planeta:
P = 4.2 d
a = 0.05 AU
M sin(i) = 0.47 MJup
Mayor & Queloz (1995)
Marcy & Butler - obserwatorium Licka, spektrograf
HAMSPEC, teleskop Shane 3-metry
Od czerwca 1987, 120 gwiazd podobnych do Słońca
Precyzja początkowo ~10 m/s, od listopada 1994 do 3 m/s
Pierwsze planety 70 Vir b i 47 Uma b
Gwiazda (70 Vir):
Planeta:
P = 116.67 d
a = 0.43 AU
M sin(i) = 6.6 Mjup
e = 0.4
Marcy & Butler (1996)
Stan obecny
Geneva group: Mayor, Queloz, Udry et al:
Spektrografy: SOPHIE (wcześniej ELODIE, półkula pólnocna,
1.9-m), CORALIE (półkula południowa, 1.2-m), HARPS (półkula
południowa, 3.5-m)
California-Carnegie, Anglo-Australian group: Marcy,
Butler, Fischer, Tinney et al:
Spektrografy: HAMSPEC (3-m, półkula północna),
HIRES (10-m, półkula północna), UCLES (4-m, półkula
południowa)
Wkrótce: PFS (6-m, półkula południowa), Rocky Planet
Finder (2.4-m, zrobotyzowany, półkula północna)
3000-4000 gwiazd na obu półkulach
Nowy cel: poszukiwanie planet ziemskich
Spektrograf HARPS
HARPS: Układ planetarny wokół HD69830 z trzema
„Neptunami”
HD69830: V= 5.95, 12.6 pc, K0V, 0.86 MSun, [Fe/H] = -0.05
Silna nadwyżka w poczerwieni (Spitzer) - masywny pas asteroid wewnątrz 1AU
Lovis et al (2006)
0.08, 0.2, 0.6 AU
Udry et al (2007)
Częstotliwość występowania olbrzymich planet
CORALIE: 0.8% gwiazd ma planety o masie > 0.2 MJup i
półosiach < 0.1 AU oraz 5.6% gwiazd ma planety o półosiach
do 4 AU
Lick+Keck+AAT: 1.2% i odpowiednio 6.6% o półosiach do 5 AU
W sumie ~380 planet odkrytych przy pomocy różnych technik
(prędkości radialne, tranzyty, mikrosoczewkowanie, chronometraż)
- w ogromnej większości są to planety olbrzymie
dN/dM ~ M^{-1.05}
Histogram sugeruje
jeszcze więcej małomasywnych planet?
Udry et al (2007)
Kolor czerwony:
planety odkryte przy
pomocy HARPS
•Poniżej masy
Saturna (0.3 MJup)
histogram jest
„niekompletny”
•Znamy już
kilkanaście planet o
masach z przedziału
Urana i Neptuna (<
20 MEarth)
•Histogram sugeruje
osobny rozkład dla
planet „stałych” (ang.
solid), o mniejszych
masach
Udry et al (2007)
Gorące Jowisze:
P < 3 dni
•Wzrost ilości planet z
odległością od gwiazdy najstarsze programy
obserwacyjne „sięgają” do
4-5 AU
•Taki rozkład sugeruje dużą
populację planet na orbitach
3-20 AU i w efekcie około
podwojoną częstość
występowania olbrzymich
planet
•Będzie miało to olbrzymie
znaczenie dla programów
„obrazowania” (ang.
imaging) planet
Udry et al (2007)
Kolor czerwony: planet o masach < 0.75 MJup
Kolor niebieski: planety Neptunowe - rozkład płaski
Masa-okres
•Brak masywnych planet o
okresach do ~100 dni; a
pomijając planety w układach
gw. podwójnych - brak planet o
masach > ~2 Mjup
•Wzrost maksymalnej masy
planety wraz ze wzrostem
okresu orbitalnego (odległości
od gwiazdy)
Udry et al (2007)
Masa-ekscentryczność
•Rozkład ekscentryczności
podobny do gwiazd
podwójnych
•Dla okresów powyżej 10 dni
zdarzają się planety o
małych eksecntrycznościach
•Im bardziej masywne
planety tym bardziej
prawdopodobne duże
ekscentryczności (mimo ich
większej „inercyjności”)
Udry et al (2007)
•Nie znamy jednego
mechanizmu potrafiącego
wyjaśnić obserwowany
rozkład
CORALIE, Lick-Keck-AAT
Zależność metalicznośćczęstość występowania
planety
Dwa możliwe pochodzenia
zależności:
•Pierwotna,
odzwierciedlająca
metaliczność materii
protogwiazdowej
•Wtórna, spowodowana
zanieczyszczeniem warstwy
konwektywnej gwiazdy
macierzystej
Udry et al (2007)
Zależność metaliczność-częstość występowania planety
•Faworyzuje model powstawania olbrzymich planet „z akrecją na jądro”
(ang. core accertion model)
•P(planety) ~ [N(Fe)/N(H)]^2
Prawdopodobeństwo znalezienia olbrzymiej planety jest proporcjonalne
do kwadratu liczby atomów żelaza
•Zależność ta nie wydaje się występować dla planet Neptunowych
Układy wieloplanetarne
•Ponad 30 układów
wieloplanetarnych
11% gwiazd
•Najliczniejszy ma 5
planet
•Prawdopobieństwo
znalezienia drugiej
planety wynosi 14%
•Prawie połowa
układów w
konfiguracjach
rezonansowych
niskiego rzędu
•Inna typowa
konfiguracja to
hierarchiczna
Tranzyty
Fotometria tranzytu
Problem
•Prawdopodobieństwo znalezienia gorącego Jowisza: ~1%
•Prawdopodobieństwo zaistnienia tranzytu:
Pt " R* /a
•Czas trwania tranzytu:
•Głębokość tranzytu:
"t = PR* / #a
2
R planet &
"f #!
=%
(
f $ Rstar '
!
•Zjawiska udające tranzyt
!
Tranzytujące gorące Jowisze,
okresy orbitalne 3-7 dni
•Głębokość tranzytu: 1%
•Czas trwania tranzytu: 2-4 godziny
•Prawdopodobieństwo wystąpienia sprzyjającej
orientacji orbity: 10%
•Zjawiska podszywające się pod tranzyt: liczne
•Jedna gwiazda na ~1000 może mieć tranzytującego
gorącego Jowisza
HD 209458b - pierwsza tranzytująca planeta, 1999
Brown et al, ApJ, 2001
Masa:
Promień:
Półoś orbity:
Okres orbitalny:
Gęstość:
0.69 MJupiter
1.43 RJupiter
0.045 AU
3.5 days
0.3 g/cm3
Programy poszukiwania tranzytujących planet
(historyczny spis)
“Wide”
“Deep”
Keith Horne, http://star-www.st-and.ac.uk/~kdh1/transits/table.html
Zjawiska udające tranzyty planet
•Gwiazda podobna do Słońca + brązowy karzeł
•Gwiazda podobna do Słońca + karzeł typu M lub
ogólniej duża gwiazda + mała gwiazda
•Gwiazda zaćmieniowa typu „grazing”
•Układ potrójny: gwiazda zaćmieniowa + towarzysz
lub tzw „blenda” - gwiazda zaćmieniowa + trzecia
gwiazda w tym samym kierunku
Ocena skuteczności programów
poszukiwania tranzytujących planet
Wersja naiwna:
Wersja dokładniejsza (ale przybliżona):
Gaudi, 2006
Działające programy poszukiwania tranzytujących planet
Fotometryczne:
OGLE
Super WASP
HAT
XO
Satelity: CoRoT, Kepler
Spektroskopowe:
N2K
Super WASP
La Palma, SAAO
HAT
Arizona, Hawaje
Tranzytujące planety
OGLE: TR-56b, TR-10b, TR-111b, TR-113b, TR-132b, TR-182b, TR211b
7 planet
HAT: P-1b, …, P-13b
13 planet
TRES: 1, …, 4
4 planety
SWASP: 1b, …, 18b
18 planet
XO: 1b, …, 5b
5 planet
CoRoT: 1b, …, 7b
7 planet
63
Inne: GJ 436b (Carnegie-California), HD 149026b (N2K), HD 17156b
(N2K), HD189733b (ELODIE), HD209458b (Carnegie-California)
Zestawienie rozmiarów
Torres et al, 2008
Torres et al, 2008
Zależność masa-promień
Sasselov, 2008
Spitzer
0.85-m, 3-180 um, 5.5 K
2003-2009
HD209458b - obserwacje ze Spitzera
Tb = 1130 +/- 150 K
Lambda = 24 um
Deming et al 2005
HD189733b - obserwacje ze Spitzera
Tb = 1205 +/- 10 K
Lambda = 8 um
Knutson et al 2007
HD189733b - obserwacje ze Spitzera
Min: 973 +/- 33 K
Max: 1212 +/- 11 K
Knutson et al 2007
GJ 436b - tranzytujący gorący
„Neptun”
Gillon et al, 2007
P = 2.6 dnia
e = 0.15
M = 22 MEarth
R = 4 Rearth
D = 10 pc
Obserwacje GJ 436b ze Spitzera
Deming et al 2007
Delta F = (5.7 +/- 0.8)*10^{-4} FStar
T = 712 +/ 36 K
Teq = 642 K
Lambda = 8 um
Efekt Rossiter’a-McLaughlin’a
Rossiter, 1924, Beta Lyrae
McLaughlin, 1924, Algol
Forbes, 1911
Schlesinger, 1911
Gaudi et al 2006
Gaudi et al 2006
HD147506b (HAT-P-2b)
Winn et al, 2007
1.2 deg +/- 13.4
HD189733b
-1.4 deg +/- 1.1
Winn et al, 2006
HD17156b
62 deg +/- 25
Narita et al, 2008
TrES-1
30 deg +/- 21
Narita et al, 2008
TATOOINE - The Attempt To Observe Outer-planets In
Non-single-stellar Environments
-> czyli Poszukiwanie planet okołopodwójnych
Półkula północna:
2003-2007 Keck/HIRES
2006-2007 TNG/SARG (Canary Islands)
20063-m/0.9-m/Hamspec (Lick Observatory)
we współpracy z Matt’em Muterspaugh
(TSU)
Próbka: ~40 SB2s, głównie niezaćmieniowe
Rozpiętość danych ~1-6 lat
Półkula południowa:
AAT/UCLES, Australia, głównie zaćmieniowe
docelowo 200-300 gwiazd, SALT/HRS?
Tomograficzne rozplątywanie widm gwiazd SB2
Idea: Bagnuolo & Gies 1991
Numeryczna realizacja: Konacki 2009
HD195987
G0V+K3V
V = 7.1 mag
P = 57.3 days
e = 0.30
K1 = 28.7 km/s
K2 = 36.5 km/s
SNR ~250 per pixel
r = 6.7
SNR primary ~220
SNR secondary ~30
22 measurements
Time span: 2.8 years
Precyzja, obecnie: 2 m/s
Pierwsze wyniki - limity na planety okołopodwójne
Konacki, Muterspaugh, Kulkarni & Helminiak, ApJ, Oct. 2009
Inne zastosowania - bardzo precyzyjna astronomia gwiazdowa
HD210027: M1 = 1.33164 +/- 0.00087 MSun
M2 = 0.82997 +/- 0.00056 MSun
PTI+RV
Konacki, Muterspaugh, Kulkarni & Helminiak, na astro-ph ~Oct. 2009
AI Phe: M1 = 1.2095 +/- 0.0011 MSun
M2 = 1.2600 +/- 0.0011 MSun
ASAS+RV
Helminiak, Konacki, Ratajczak & Muterspaugh, MNRAS, Oct. 2009
SOLARIS
Projekt poszukiwania planet (okołopodwójnych)
wokół układów zaćmieniowych
-precyzyjne prękości radialne (AAT, SALT)
-chronometraż zaćmień przy pomocy zrobotyzowanego
teleskopu 0.5-m (CTIO, Chile)
Zespół
Krzysztof Hełminiak, Stanisław Kozłowski,
Milena Ratajczak, Piotr Sybilski, Maciej Konacki
Finansowanie
FNP („Focus” 280 + 450 kPLN), MNiSzW (285 kPLN),
CAMK PAN (90 kPLN)