Planeten vinden.

[tempelier]

Heden ten dage komen meldingen van ontdekte planeten bijna binnen stromen in rijen vier.
 
Wat ik me afvraag waar de (afstand) grens eigenlijk ligt voor wat bij de huidige techniek nog valt te dedecteren.
 
Natuurlijk zijn er allerlei varianten zoals de grootte van zo'n planeet.
 
Maar is er een grove schatting van die afstand te maken voor planeten in de Jupiter Klasse?
 
PS.
Jupiter Klasse is een term die ik zelf heb verzonnen hoor.

[Fuzzwood]

Ja hoor, dat gaat met behulp van het zogenaamde parallax effect.

[Michel Uphoff]

Goede vraag en niet eenvoudig te beantwoorden.

 

Praktisch:

Gaia (klik) zal naar verwachting alle planeten van de Jupiterklasse (jouw woord wordt in de praktijk gebruikt!) tot op 650 lichtjaar kunnen vinden. Gaia gebruikt een mengeling van detectiemethoden.

Met gravitationele microlensing is een 'superaarde' (OGLE-2005-BLG-390Lb) gedetecteerd op 3300 lichtjaar rond een rode dwerg nabij het centrum van de Melkweg.

 

Theoretisch:

Hoe zwaarder de planeet en hoe lichter de ster, hoe groter de verschillen in radiale snelheid van die ster zijn. Zware planeten rond lichte sterren zijn dus in het voordeel bij deze detectiemethode, waarbij a.d.h.v. spectraalverschuivingen het wiebelen van een ster (rotatie rond het massamiddelpunt van ster en planeet) wordt gemeten. Deze methode wordt o.m. door Harps ( klik ) gebruikt:
 
[sharedmedia=core:attachments:14674]
Rood/blauwverschuiving door radiale snelheid (sterk vereenvoudigd en overdreven)
 
Hoe groter de planeet en hoe kleiner de ster, hoe groter het helderheidsverschil is bij een eventuele bedekking van de ster; de methode die Kepler ( klik ) gebruikt:
 

ExoPlaneetTransitie 654 keer bekeken

Helderheidsvariatie door bedekking
Hoe korter de omloopduur, hoe makkelijker de planeet meerdere keren gedetecteerd kan worden, zodat de baan- en massagegevens berekend kunnen worden. Korte omloopduur betekent ook dichter bij de ster, en daarmee grotere radiale snelheidsverschillen van de ster.

 

Zwaar en groot t.o.v. de ster en een korte omlooptijd. Dat zijn de exoplaneten die het eenvoudigst gevonden kunnen worden, en dat blijkt ook uit de huidige populatie waarin de zware en snelle planeten oververtegenwoordigd zijn. Lichte planeten rond een zon achtige ster zijn heel lastig te vinden. Kortgeleden werd een planeet ontdekt die qua massa in de buurt van de Aarde kwam en in een gebied waar de temperatuur zodanig is dat er stromend water voor zou kunnen komen, hij draait om een rode dwerg. Dat de pers dan spreekt van een 'tweeling-aarde' moeten we maar beter negeren.

 

Rode dwergen zijn licht, er in zeer ruime overvloed aanwezig, en ze hebben naar verwachting vrijwel allemaal planeten. Een forse planeet met een korte omloopduur rond een rode dwerg is dan ook een ideaal scenario voor detectie. Je zou ook aan witte dwergen kunnen denken, maar dat zijn novaresten, en het is maar de vraag of eventuele planeten die doodsstuip hebben overleefd. Nadeel is dat rode dwergen zeer lichtzwak zijn, zo is er geen een zichtbaar met het blote oog. Helemaal zeker ben ik er niet van, maar met krachtige telescopen moeten rode dwergen tot ongeveer 60.000 lichtjaar detecteerbaar zijn (afhankelijk van belichtingstijd), dat is zo'n beetje de hele Melkweg.

 

Er zijn nog wat (zeer controversiële) waarnemingen gedaan van zeer verre extragalactische planeten mbv. microlensing. Zo zou er op deze manier mogelijk een zeer zware planeet (6 maal massa Jupiter) ontdekt zijn in de Andromedanevel (PA-99-N2 b op 2,5 miljoen lichtjaar). Maar ik zou dat zeker nog niet serieus willen nemen.

 

Toekomstige telescopen o.a. de ELT in aanbouw,( klik ) zullen met hun enorme spiegels wel weer een flinke tik verder kunnen detecteren, maar de radiale snelheid en bedekkingsdetecties blijven wel beperkt tot onze Melkweg, pakweg 100.000 lichtjaar. Interessanter, deze telescopen zijn waarschijnlijk is staat om een groot aantal kleine planeten te ontdekken (á la Aarde rond een zonachtige ster) en door de minimale spectrale verschillen tussen de onbedekte en bedekte ster te analyseren informatie te geven over de samenstelling van planeetatmosferen

[tempelier]

Bedankt voor de informatie.
 
Wel ben ik verbaasd hoe ver de detectie nu al reikt.
Een halve eeuw geleden had ik dit niet voor mogelijk gehouden.

[Benm]

Wel een belangrijke kanttekening bij de Kepler methode:

Die werkt alleen als vanaf hier gezien de planeet een baan beschrijft die periodiek het licht van de sterk blokkeert. De aarde zou op die manier alleen te zien zijn in een dunne schijf van de ruimte waarin de aarde jaarlijks een keer voor de zon langs schuift.

Als je 'van boven' op het zonnestelsel kijkt zie je helemaal niets, en ook niet onder een hoek van bijv 5 graden t.o.v. de baan van de aarde. De methode is daarmee wel goed om het bestaan van een planeet te vinden, maar zeer slecht in het aantonen dat er geen planeet is.

De redshift/blueshift methode is wat dat betreft veel beter: zolang de baan van de planeet maar niet exact haaks op de observatierichting staat is er altijd een shift, al wordt die wel groter naar mate je meer in lijn bent met de orbit van die planeet.

[Michel Uphoff]

Beide methoden hebben hun sterkere en zwakke kanten.
 
De radial velocity methode heeft als fors nadeel dat iedere van het baanvlak van de planeet afwijkende kijkhoek een lagere r.v. waarde geeft. Daardoor is de massa van een planeet met deze methode niet eenduidig te bepalen en alleen de minimale planeetmassa kan a.d.h.v. van de massa van de moederster berekend worden. Daarmee zijn  afmetingen al helemaal niet in te schatten. Een zeer zware planeet rond een lichte ster, vrijwel loodrecht op het baanvlak gezien, zal met r.v. lijken op een zeer lichte planeet. 
 
De overgangs (fotometrische) methode heeft ook  nadelen, zoals een periodiek variabele ster die een planeet kan suggereren, lichtsterktefluctuaties die vooral bij grote sterren zoveel 'ruis' veroorzaken dat de planeetovergang er in verdrinkt, zonnevlekken en nog wat zaken. Maar het voordeel is dat je er de omvang van de planeet vrij eenduidig meer kan bepalen.
 
Meerdere methoden tezamen gebruiken, waaronder de nog niet genoemde lichtsterktefluctuaties door veranderende schijngestalten van exoplaneten is het devies. En als dat ook nog in combinatie met meerdere planeten in hetzelfde stelsel kan, wordt een betrouwbare schat aan gegevens vergaard. En dat is dan ook wat er zoveel mogelijk gebeurt.
 
De overgangsmethode heeft tot op heden (en dat is grotendeels te danken aan het Kepler instrument) veruit de meeste door andere methoden bevestigde exoplaneten opgeleverd, ondanks het gegeven dat slechts een klein deel van de planeten een baanvlak kent dat exact in lijn met de Aarde ligt. Zo is de kans de Aarde te vinden vanuit een willekeurige positie ver weg in de ruimte bijvoorbeeld slechts een half procent, tenminste als je een jaar lang naar de Zon staart. De kracht van de methode is echter, dat het eenvoudig is om (zoals Kepler deed) lang naar tienduizenden sterren tegelijk te kijken, en dat is bij de veel arbeidsintensiever r.v. methode waarbij van iedere ster een nauwkeurige spectraalanalyse noodzakelijk is niet het geval.
 

Exoplanet 653 keer bekeken

Bron: UniverseToday
 
Over een paar jaar komen de gegevens van Gaia vrij (zie ook dit bericht). Gaia wordt door haar ongehoorde astrometrische precisie in staat geacht een omloopbaan ter grootte van die van de Aarde rond de Zon aan de rand van de Melkweg letterlijk te kunnen zien. Omdat Gaia iedere van de naar verwachting miljard(!) sterren ongeveer 70 keer zal zien, zal zij naar verwachting tienduizenden exoplaneten detecteren, enerzijds via de transitiemethode, anderzijds door directe positiebepaling van de moederster tegen de 'vaste' quasar achtergrond. De ster zal bewegingen vertonen die zullen lijken op de dans van de Zon rond het zwaartekrachtscentrum (maar wel veel sterker moeten zijn):
 
[sharedmedia=core:attachments:13983]
Dans van de Zon. Klik om de animatie te starten.
 
Maar dan moet het probleem waar Gaia op dit moment onder lijdt wel voldoende opgelost worden, zie daarvoor binnenkort het Gaia topic.

[Benm]

Het zal me benieuwen, maar het zou zeker interessant zijn om bijv een ster te vinden met een planetenstelsel dat een beetje lijtk op het onze. Het zal echter wel een combinatie van de technieken vereisen - de beweging van de zon is tenslotte ook voornamelijk het gevolg van jupiter en saturnus - als de binnenplaneten er niet waren zou het er niet opmerkelijk anders uitzien.

[Michel Uphoff]

de beweging van de zon is tenslotte ook voornamelijk het gevolg van jupiter en saturnus - als de binnenplaneten er niet waren zou het er niet opmerkelijk anders uitzien

Dat klopt. De variatie van de radiale snelheid van de Zon door de Aarde is beperkt tot maximaal +/- 0,09 m/s. Toen ik bij de Harps spectograaf op visite was, 4 jaar geleden was de maximale resolutie +/- 1 m/s. Men was bezig de nauwkeurigheid op te voeren, maar ik weet niet hoe dat er op dit moment voor staat. Gaia zal ook niet in staat zijn een planeet ter grootte van de Aarde rond een ster ter grootte van de Zon te vinden. Via de transitiemethode zou het in principe wel nét mogelijk moeten kunnen zij helderheidsvariatie van ongeveer 0,01% (Aarde-Zon) te detecteren, maar deze methode is door genoemde problemen zoals variaties van sterhelderheid, zonnevlekken en ruis maar ook door het grote percentage dubbelsterren die soortgelijke effecten kunnen opleveren niet zo betrouwbaar. Zo zijn ongeveer 40% van de tyransitiedetecties door de Kepler telescoop waarschijnlijk false positives.

Ik denk dat pas in 2018, als de ELT naar verwachting zijn first light ziet, het met de detectie van aardachtigen rond zonachtigen snel vooruit zal gaan.