Über David M. Kipping habe ich in diesem Blog schon einmal geschrieben: er hat in den Kepler-Lichtkurven möglicherweise den ersten Exomond entdeckt. Dabei hat er die Methode der Transit-Time-Varationen (Transit Time Variations, TTV) verwendet. Mit der gleichen Methode ist er nun in den Daten des Planetensuchers TESS auf der Suche nach weiteren Monden – und fand ein interessantes Pärchen.
Casting-Show
Um Monde von Exoplaneten zu finden, sucht Kipping nach Planeten, die relativ weit von ihrem Stern entfernt sind, so dass Mondorbits stabil genug sein können, Stichwort Hill-Sphäre, der selbst relativ hell sein sollte, um wenig Rauschen in den Lichtkurven zu haben und sie präzise messen zu können, und die Planeten sollten Gasriesen sein, denn die Gasriesen im Sonnensystem haben viele zum Teil große Monde, und so erwartet man dies auch in anderen Planetensystemen.
Das TESS-Team veröffentlicht regelmäßig Listen mit sogenannten “Tess Objects of Interest” (TOIs), die auf den ersten Blick wie Planetentransits aussehen, es oft jedoch nicht sind. Ein TOI zeigt eine kleine periodische Verdunklung eines Sterns. Diese muss aber nicht auf einen Planeten zurückzuführen sein, es kann sich auch um einen Bedeckungsveränderlichen handeln, also zwei Sterne, die sich gegenseitig bedecken und die zu eng beieinander stehen, um als getrennte Objekte erkannt zu werden. Der Stern selbst muss noch nicht einmal der Bedeckungsveränderliche sein, das würde wegen des starken Lichtwechsels sofort auffallen, sondern irgendein schwaches Sternchen im Hintergrund, dessen Licht sich mit dem des hellen Vordergrundsterns mischt – die Winkelauflösung der nur 105 mm durchmessenden f/1,5-TESS-Objektive ist ja geringer als die der meisten Amateur-Teleskope – dann kann die nur leicht variierende Summen-Lichtkurve derjenigen eines Planetentransits sehr ähnlich sehen. Das kommt sogar ziemlich häufig vor, öfters, als echte Planetentransits in den TESS-Daten. Deswegen müssen die TOIs später noch überprüft werden, bevor sie als Planetenentdeckung abgenickt werden können. Üblicherweise beobachtet man den Stern noch einmal spektroskopisch und ermittelt im Spektrum den radialen Anteil seine “Wackelbewegung” aufgrund der Schwerkraft des um ihn kreisenden Planeten. So kann man dann die Masse des umkreisenden Objekts ermitteln und zwischen stellaren Begleitern, Brauen Zwergen und echten Planeten unterscheiden.
Kipping fiel das Objekt TOI-216 auf, ein sonnenähnlicher Stern von 11,5m mit 0,7 Sonnendurchmessern und 5000 K Oberflächentemperatur (sollte demgemäß K2V sein) in 580 LJ Entfernung, der laut TESS-Daten gleich von zwei Planeten von ca. Saturn-Größe umkreist werden sollte, und zwar in 34,5 und 17,1 Tagen – daraus folgt ein Abstand um den Stern, in dem die Planeten stabil von Monden umkreist werden könnten. TESS beobachtet (fast) den gesamten Himmel in 26 Feldern mit jeweils 27,4 Tagen Beobachtungszeit, so dass von einem Planeten mit mehr als dieser Umlaufzeit normalerweise höchstens ein Transit beobachtet werden kann. TOI-216 liegt jedoch nahe dem Südpol der Ekliptik, wo sich alle 13 Felder des Südhimmels überlappen und der Stern daher seit Juni 2018 ununterbrochen beobachtet wurde. Veröffentlicht sind bisher 4 Felder des Südhimmels. Daher gibt es für die beiden Planeten zahlreiche Transitkurven, und das ist genau das, was Kipping zur Anwendung der TTV-Methode benötigt.
Rock Around the Clock
Die Transitzeit-Variations-Methode funktioniert, kurz zusammengefasst, folgendermaßen: Wenn ein Planet einen Mond hat, dann umkreist der Mond nicht das Zentrum des Planeten, sondern Mond und Planet kreisen beide um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, das Baryzentrum. Bei der Erde liegt dieser Punkt beispielsweise 4740 km vom Erdzentrum entfernt, zwar noch unter der Erdoberfläche, aber immerhin 75% der Strecke vom Zentrum zur Oberfläche. Würde man die Erde von einem fernen Stern im Transit vor der Sonne durchziehen sehen, dann wäre immer nur die Position des Baryzentrums pünktlich nach einem Umlauf wieder vor der Sonne, die Erde selbst wäre aber bis zu 160 Sekunden zu früh oder zu spät, denn sie bewegt sich mit rund 30 km/s um die Sonne und könnte manchmal dem Baryzentrum um 4740 km vorauseilen oder zu anderen Zeiten bis zu 4740 km hinterher hinken, und 4740 km legt die Erde auf ihrem Orbit in 160 Sekunden zurück. Wenn man also die genauen Zeitpunkte der Erd-Transit-Lichtkurve vor der Sonne und deren zeitliche Variation gegenüber der Umlaufperiode bestimmen könnte, könnte man auf die Existenz des Mondes schließen, selbst wenn sein winziger Schatten sich vor der Sonne in der Lichtkurve nicht bemerkbar machte. Daher interessierte sich Kipping für die Transitzeit-Variationen der beiden mutmaßlichen Planeten.
Das folgende Bild zeigt zunächst die Lichtkurve des Sterns TOI-216 über alle 4 bisher beobachteten TESS-Felder (nicht jede Lücke markiert hier einen Sektor – TESS unterbricht die Aufnahmen alle 13,7 Tage, wenn sie in Erdnähe ihre Daten downlinkt). Neben dem Rauschen sieht man langperiodische Schwankungen der Sternhelligkeit, aber auch markante Einbrüche (blaue Linien) und leichte (rot).
Helligkeitsmessungen (Elektronen-Zählungen “counts”) von TOI-216 über alle 4 beobachteten Felder. Die x-Achse ist eine Tageszählung (Julianisches Datum). Die Transits der mutmaßlichen Planeten sind mit blauen und roten Linien markiert. Die Lücken in den Daten ergeben sich regelmäßig alle 13,7 Tage, wenn TESS ihre Daten zur Erde überträgt, und gelegentlich durch Wartung. Bild: [1], arXiv, gemeinfrei.
Moonlight Shadow (?)
Im nächsten Bild sieht man nun, was heraus kommt, wenn man die Lichtkurven so überlagert, dass sie sich nach einer bestimmten Periode wiederholen sollen. Hier wurden die Periodenlängen gewählt, für die bei den im obigen Bild markierten Transits (bis auf den bei BJD 1411, der wurde wegen seiner Randlage nach einer Unterbrechung der Messungen weggelassen) der Fehler minimiert wird, die Transits liegen so am engsten um den Nullpunkt der Periode. Das gelingt im linken Bild für den inneren Planeten überhaupt nicht – die Zeiten zwischen den Transits sind jedesmal verschieden, die Transitzeiten variieren um ± eine halbe Stunde. Auch bei dem äußeren Planeten mit weniger Umläufen im rechten Bild sind kleine Variationen sichtbar, wenn auch nicht in dem Maße, wie beim inneren. Ist hier ein großer Mond am Werk?
Versuch, die Lichtkurven der beiden mutmaßlichen Planeten bestmöglich zeitlich zu überlagern, was nicht perfekt gelingt – beide Planeten zeigen Transitzeit-Variationen. Anzeichen für Exomonde? Bild: [1], arXiv, gemeinfrei.
Come on and Dance with Me
Das sieht man auf dem dritten Bild, wenn man die Abweichungen der Transitzeiten über dem Datum abbildet: Die Kurven krümmen sich gegeneinander. Immer dann, wenn die türkisfarbene Kurve mit den kleinen Fehlerintervallen zum Negativen tendiert, also der äußere Planet etwas früher als erwartet seinen Transit beginnt, dann tendiert der innere Planet zu positiven Werten, also er erscheint später als erwartet. Und umgekehrt. Die beiden Planeten wirken offenbar aufeinander ein und verursachen die Transitzeit-Variationen.
Hier sieht man dass, die Transitzeit-Variationen der beiden mutmaßlichen Planeten korrelieren: wenn der äußere (türkisfarben, kleine Fehlerintervalle) früh erscheint, dann kommt der innere (rot, große Fehlerintervalle) spät, und umgekehrt. Die beiden Objekte wirken gegenseitig aufeinander und verursachen so die Transitzeit-Variationen. Also keine Exomonde – dazu wären die Transitzeit-Variationen auch zu groß. Aber damit lassen sich die Planeten verifizieren und ihre Massen bestimmen! Bild: [1], arXiv, gemeinfrei.
Damit ist zwar (noch!) kein Mond identifiziert (der vielleicht noch durch weitere Transits aus den Zeiten herausgekitzelt werden kann), aber es ist bewiesen, dass die Helligkeitsschwankungen des Sterns tatsächlich Planeten sind, die ihn umkreisen, und kein Bedeckungsveränderlicher im Hintergrund – der würde niemals die wechselseitige Gravitation zweier Planeten vortäuschen können. Die beiden Planeten sind demnach bestätigt und werden von Kipping TOI-216b (der kleinere innere) und TOI-216c (der größere äußere) genannt.
All About Us
Die Lichtkurven verraten noch mehr. Aus der V-förmigen Lichtkurve des inneren Planeten, die kein ausgedehntes tiefes Plateau hat, kann man erkennen, dass der Planet die Sternenscheibe innen nur streift. Sobald er vollkommen vor dem Stern steht und die Verdunklung maximal ist, wird sie auch schon wieder kleiner, weil der Planet die Sternenscheibe wieder verlässt. Die Mitte der Planetenscheibe überquert demnach die Sternenscheibe bei 95,7% ihres Radius (0% wäre genau zentral, 100% hieße, das Zentrum des Planeten überquert mittig den Rand der Sternenscheibe). Der Planet selbst hat 8,9% des Sternradius, also zieht nicht die gesamte Planetenscheibe vor dem Stern durch, sondern ziemlich genau die Hälfte seines Halbmessers bleibt außerhalb der Sternenscheibe. Das ist selten aber praktisch, weil man so sehr empfindlich messen kann, ob und wie sich die Bahnebene um den Stern dreht.
Aus der Masse des Sterns leiten die Autoren um Kipping ab, dass die Planetenmassen 26 +24/-11 Erdmassen für den inneren und 189 +215/-82 Erdmassen für den äußeren Planeten betragen (zum Vergleich: Neptun hat 17 Erdmassen, Saturn 95 , Jupiter 318), und die Durchmesser 8,2 +3,0/-1,2 und 11,27 +0,58/-0,42 Erddurchmesser betragen (Saturn hat deren 9,13, Jupiter 10,96). Die beiden Planeten sind also ähnlich groß wie Saturn und Jupiter, haben aber weniger Masse, d.h. sie sind weniger dicht (0,24 bzw. 0,72 g/cm³) und damit stärker aufgebläht als Saturn (0,687 g/cm³) und Jupiter (1,33 g/cm³), was wohl ihrer Nähe zum Stern geschuldet ist (0,13 AE = 19,5 Millionen km bzw. 0,2 AE = 30 Millionen km; der innerste Planet der Sonne, Merkur, umkreist diese im Mittel in 58 Millionen km Abstand). Von dem Stern, der rund 43% der Sonnenleuchtkraft hat, erhalten die Planeten somit die 25,9- und 10,1-fache Strahlungsleistung, die die Erde von der Sonne erhält. Ihre Gleichgewichtstemperaturen (ohne Treibhauseffekt, bei mittlerem Reflexionsvermögen) würden bei 360°C und 225°C liegen.
Da der Stern ziemlich hell ist, bieten die Planeten gute Ziele, ihre Atmosphären spektroskopisch zu untersuchen, wenn diese im Transit vom Stern durchleuchtet werden. Und sie sind nach wie vor gute Kandidaten, um kleine Transitzeit-Variationen durch Monde zu suchen.
How Will I Know?
Und wir können sicher sein, dass Kipping genau das tun wird. Er fand TOI-216 am Donnerstag dem 7. Februar in der Liste, schrieb seine Arbeit bereits am Freitag dem 8., bekam am Wochenende 9.-10.2. Rückmeldung von seinem Team und reichte den Preprint am Montag dem 11.02. bei MNRAS und arXiv ein, in letzterem erschien er am Dienstag dem 12.02. Selten wurde ein Planet so schnell bestätigt. TESS wird noch 9 Felder für jeweils 27 Tage beobachten, die alle TOI-216 enthalten. Aber ich denke, das System wird von Kipping und anderen zu den kommenden Transitzeiten nun auch mit deutlich besseren Teleskopen wie dem Hubble-Weltraum-Teleskop oder großen irdischen Teleskopen beobachtet werden, um in den Lichtkurven vielleicht doch noch Exomonde aufzuspüren. Wir werden davon erfahren.
Kipping hat sein Paper übrigens netterweise höchstpersönlich in einem Video erklärt, das ich Euch nicht vorenthalten möchte:
Referenzen
[1] David Kipping, David Nesvorný et al., “A resonant pair of warm giant planets revealed by TESS”, eingereicht am 11.02.2019 bei Monthly Notices of the Royal Astronomical Society; Preprint auf arXiv:1902.03900.
[2] David M. Kipping, “We found two new exoplanets!“, Cool Worlds (Youtube), Columbia University, 12.02.2019.
[3] Bill Retherford, “A Startling Find: Astronomers Discover Two ‘Warm Saturns’“, Forbes, 13.02.2019
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