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Ordnung und Chaos in extrasolaren Planetensystemen Teil 4: Die Dynamik des TrES-2 Systems

Von / 20. Mai 2009 / 4 Kommentare / Seite 3 von 3 / Auf einer Seite lesen
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Erhöht man die anfängliche Exzentrizität auf 0.5, bleiben fast keine stabilen Bereiche mehr übrig:

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Um die wichtige Rolle der Resonanzen genauer zu untersuchen, haben wir nochmal extra ein paar Rechnung durchgeführt, bei denen Testteilchen genau in den resonanten Positionen gestartet wurden. Hier ist eines unserer Ergebnisse:

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Jeder schwarze oder weiße Punkt entspricht einer bestimmten Resonanz. Um welche es sich handelt kann man rechts ablesen; ihre Position steht links im Diagramm. Für jede Resonanz haben wir die Testteilchen auf verschiedenen Positionen entlang ihrer Bahn gestartet (das sind die verschiedenen Werte für M im Diagramm). Ein weißer Punkt bedeutet, dass die Resonanz stabil ist; schwarz heisst instabil. Man sieht, dass es z.B. bei der 2:3 Resonanz darauf ankommt, wo genau sich der Planet zu Beginn der Simulation befindet während andere Resonanzen immer stabil (z.B. die 1:5 Resonanz) oder immer instabil (z.B. die 3:4 Resonanz) sind.

Ich will jetzt nicht noch weiter in die Details gehen – wer interessiert ist, kann das im Artikel selbst nachlesen (oder mich hier fragen 😉 ).

Aber ich möchte nochmal die Ergebnisse zusammenfassen. Kann es dort noch weitere Planeten geben oder nicht?

Ja, kann es! Es gibt dort noch sehr große stabile Bereiche, in denen sich weitere Planeten befinden könnten. Selbst innerhalb der Bahn von TrES-2b (der ja eigentlich schon sehr nahe am Stern ist) könnte es noch weiter Planeten geben! Auch Planeten auf elliptischen Bahnen sind möglich; ebenso wie Planete auf stark geneigten Bahnen. Das könnte hinsichtlich einer Suche nach diesen potentiellen Planeten allerdings problematisch sein. Denn wenn die Bahn eines weiteren Planeten gegenüber der von TrES-2b stark geneigt ist, dann werden wir von der Erde nicht mehr beobachten können, wie dieser das Licht des Sterns verdunkelt. Eine Entdeckung mit dieser Methode ist nicht möglich. Aber dafür kann ein Nachweis eventuell mit der oben schon angesprochenen Messung der “Verspätung” von TrES-2b gelingen.

TrES-2b ist also ein gutes System, um nach weiteren Planeten zu suchen! Und auch für die Theoretiker ist dort noch längst nicht alles ausgereizt. Im Moment arbeite ich an einer weitere Untersuchung dieses Systems – Ziel ist es, ganz genau auszurechnen, was ein Beobachter sehen könnte, wenn es dort wirklich noch weitere Planeten gibt.

Freistetter, F., Süli, A., & Funk, B. (2009). Dynamics of the TrES-2 system Astronomische Nachrichten, 330 (5), 469-474 DOI: 10.1002/asna.200811199

Ähnliche Artikel: Ordnung und Chaos in extrasolaren Planetensystemen Teil 1: Probleme mit den Parametern, Ordnung und Chaos in extrasolaren Planetensystemen Teil 2: Wie man simuliert, Ordnung und Chaos in extrasolaren Planetensystemen Teil 3: Wie misst man Chaos?, Resonanzen und

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Kommentare (4)

  1. #1 Anhaltiner
    20. Mai 2009

    Tres-2 liegt ja im Sichbereich von Kepler – wie lange wird es ungefähr dauern bis man einen weiteren Planeten bestätigen kann? (Ich habe aus den maximal 0,183AE aus deinen Berechnungen eine Umlaufdauer von maximal 28,65Tagen errechnet – bei 3 Umläufen komme ich auf ca 3 Monate – kann man das so rechnen?)

  2. #2 Christian A.
    20. Mai 2009

    Schöner Artikel! Ich hab da zwei Fragen:
    1. Du schreibst, ihr habt zwei verschiedene Integrationsmethoden angewendet. Wie sind die Bilder entstanden, habt ihr beide Methoden genommen und gemittelt, oder konnte man eine Methode als besser ansehen?

    2. Ich kann mir Planeten auf so engen Bahnen nicht recht vorstellen. TrES-2 dürfte doch einen mittleren Radius ca. 7*10^5 km haben. Dann hat die Bahn vom bekannten Planeten einen Radius von 0,036 AE, das wären ca. 9*10^6 km, also ungefähr das zehnfache. Ein Planet, der noch enger wäre, also z.B. 0,014AE, sollte 4*10^6 km vom Mittelpunkt der Sonne entfernt sein, also ziemlich nahe dran. Ich stell mir das immer so vor, dass der in der ausgedehnten Sonnenatmosphäre durch Reibung Energie verliert. Gibts dazu allgemeine Ergebnisse?

    Und jetzt ist mir das andere 2. eingefallen, und das ist wohl eine geschlossene Frage, aus den Bahnparametern der Testplaneten kann man keine Rückschlüsse ziehen, inwieweit sie wenn man ihnen Masse zuweist die beiden großen Körper stören, richtig?

  3. #3 Florian Freistetter
    20. Mai 2009

    @Anhaltiner: Hmm – da muss natürlich auch jede Menge Datenreduktion und ähnliches gemacht werden. Das kann dann durchaus länger dauern.

    @Christian A.: Das hab ich nicht dazugesagt – die (a-e) und (a-i) Bilder haben wir mit Bulirsch-Stoer gerechnet; die Resonanzen mit dem Lie-Integrator.

    Zur zweiten Frage: Hmm – das müsste man mal nachrechnen, wie stark hier die Reibungskraft ist, die der Sonnenwind ausübt. Rein gefühlsmäßig würde ich sagen, dass da nicht viel ist. Aber ich kann mich irren – auf dem Gebiet kenn ich mich nicht so gut aus. Ich werd das mal für den nächsten Artikel recherchieren.

    Und die andere zweite Frage ist knifflig. Man kann es schon ein bisschen abschätzen – aber da das 3-Körperproblem ja nicht analytisch lösbar ist, kann man eigentlich nicht sagen, wie sich 3 Körper mit Masse verhalten. Das müsste man erst rechnen. Aber wenn man die Testkörper als Näherung für etwa Erdgroße Planeten nimmt, dann stimmt das mit dem “masselos” recht gut. Da sind keine allzu dramatischen Änderungen zu erwarten.

  4. #4 Christian A.
    20. Mai 2009

    @Florian: Hmm, ja, erwartet habe ich nichts in diese Richtung, aber es wäre ziemlich cool gewesen, hätt es eine Möglichkeit gegeben aus der leichten Störung der Bahn des bekannten Planeten Rückschlüsse (bzw aus den Abweichungen zu den erwarteten Zeiten) zu ziehen auf die Simulationen bzw. umgekehrt.