F7514 Exoplanety
8-Mateřské hvězdy
exoplanet
Marek Skarka
15.11.2021
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Planckův vyzařovací zákon:
Wienův posunovací zákon:
Teplejší tělesa září více na všech
vlnových délkách, maximum
vyzařování na kratších vlnových
délkách
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Planckův vyzařovací zákon:
Wienův posunovací zákon:
Teplejší tělesa září více na všech
vlnových délkách, maximum
vyzařování na kratších vlnových
délkách
Fitováním SED
(Spectral Energy
Distribution) je
možné odhadnout
teplotu hvězdy
http://vizier.u-strasbg.fr/vizier/sed/
Barragán et al. 2018, A&A, 612, 95
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Planckův vyzařovací zákon:
Integrace přes všechny frekvence
Stefanův-Boltzmannův zákon:
Zářivý výkon hvězdy o
poloměru R*
, jaký by měla
hvězda, pokud by zářila
jako černé těleso
o teplotě Teff
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Planckův vyzařovací zákon:
Integrace přes všechny frekvence
Stefanův-Boltzmannův zákon:
Zářivý výkon hvězdy o
poloměru R*
, jaký by měla
hvězda, pokud by zářila
jako černé těleso
o teplotě Teff
Pogsonova rovnice:
Modul vzdálenosti:
Absolutní hvězdná velikost (hvězdná velikost ze vzdálenosti 10 pc)
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Planckův vyzařovací zákon:
Integrace přes všechny frekvence
Stefanův-Boltzmannův zákon:
Zářivý výkon hvězdy o
poloměru R*
, jaký by měla
hvězda, pokud by zářila
jako černé těleso
o teplotě Teff
Pogsonova rovnice:
Modul vzdálenosti:
Absolutní hvězdná velikost (hvězdná velikost ze vzdálenosti 10 pc)
Pokud znám vzdálenost, můžu určit zářivý výkon hvězdy
Nutno započítat Bolometrickou korekci a extinkci AV
Záření hvězd
● Valnou většinu informací o hvězdách získáváme díky studiu jejich vyzařování
● Záření hvězdy lze velmi dobře aproximovat zářením absolutně černého tělesa
Pozorováním na různých vlnových délkách lze získat odhad teploty
Hertzsprungův-Russelův diagram
Hertzsprungův-Russelův diagram
Velké, horké a hmotné
hvězdy, přenos energie
zářením, hvězdný vítr
Malé, chladné amálo hmotné hvězdy,
přenos energie konvekcí, silná
magnetická pole, velká aktivita
R
tživotM
Roste aktivita
Hertzsprungův-Russelův diagram
R
tživotM
Hmotnost hvězdy je nejdůležitějším parametrem,
který definuje ostatní vlastnosti
Roste aktivita
Velké, horké a hmotné
hvězdy, přenos energie
zářením, hvězdný vítr
Malé, chladné amálo hmotné hvězdy,
přenos energie konvekcí, silná
magnetická pole, velká aktivita
Hertzsprungův-Russelův diagram
14 kulových hvězdokup 32 otevřených hvězdokup
HRD slouží i jako vývojový diagram
Hertzsprungův-Russelův diagram
Hyády a Jesličky, nad hlavní posloupností jsou
dvojhvězdy
Spektrální typy
Hustý plyn produkuje spojité spektrum, horký řídký plyn emisní spektrum, chladný
řídký plyn, přes který prochází světlo produkuje absorpční spektrum
Spektrální typy
Vzhled spektra je definován podmínkami látky
v atmosféře hvězdy, především teplotou
=> harvardská klasifikace je teplotní klasifikací
Boltzmannova rovnice
Sahova rovnice
Hustý plyn produkuje spojité spektrum, horký řídký plyn emisní spektrum, chladný
řídký plyn, přes který prochází světlo produkuje absorpční spektrum
Spektrální typy
Bakalářská práce David Štegner, 2020
Telurické čáry
Spektrální typy
Bakalářská práce David Štegner, 2020
Telurické čáry
Spektrum hvězd
Vzhled spektra dále ovlivňuje:
● Gravitační zrychlení na povrchu (široké čáry u hvězd s velkým log g)
● Rotace hvězdy (rozšíření čar vlivem Dopplerova jevu)
● Chemické složení (různá síla čar)
● Vlastní pohyb hvězdy (posun čar vlivem Dopplerova jevu)
Metalicita
Vega, A0V
Deneb, A2 Iae
Vliv rozdílného log g a rychlosti rotace
+instrumentální jevy
Spektrum hvězd
Vzhled spektra dále ovlivňuje:
● Gravitační zrychlení na povrchu (široké čáry u hvězd s velkým log g)
● Rotace hvězdy (rozšíření čar vlivem Dopplerova jevu)
● Chemické složení (různá síla čar)
● Vlastní pohyb hvězdy (posun čar vlivem Dopplerova jevu)
Vliv rychlosti rotace
+instrumentální jevy
Modelováním hvězdného spektra lze
odhadnout teplotu, chemické složení, rychlost
rotace a gravitační zrychlení na povrchu
Fotometrie - svítivost hvězdy, rotační rychlost,
přítomnost skvrn
=> poloměr, inklinace rotační osy, hustota
Asteroseismologie
S využitím hvězdných pulzací a oscilací lze odhadnout střední hustotu hvězdy, rychlost rotace hvězdy, vnitřní
strukturu hvězdy a její stáří - studium změn jasnosti a profilů sp. čar
Změřením pulzační periody zjistíme něco o hustotě.
Analýzou frekvenčního spektra a užitím škálovacích
relací můžeme odhadnout další parametry
https://www.asterostep.eu/Outreach.html
Zvukové (p) a
“gravitační” (g)
vlny
Stáří hvězd
Z vývojových modelů, izochron v HRD a rychlosti rotace je možné odhalit stáří hvězd - vše pouze orientační
van Saders et al. 2006, Nature, 529, 181
- Modely fungují dobře na
hvězdokupách, ale selhávají na
jednotlivých hvězdách - potřeba
asteroseismologických měření
Empirické vztahy velmi
nepřesné
Detektabilita exoplanet
RosteM,L,R,Teff
Klesálogg,početčar,dobaživotahvězdy,aktivitahvězdy
O
B
A
F
G
K
M
O
B
A
F
G
K
M
Nepravděpodobný kvůli
krátkému věku hvězd
Dostatečný věk pro
formování exoplanet
Výskyt planet
RosteM,L,R,Teff
Klesálogg,početčar,dobaživotahvězdy,aktivitahvězdy
Detektabilita exoplanet
O
B
A
F
G
K
M
Nepravděpodobný kvůli
krátkému věku hvězd
Dostatečný věk pro
formování exoplanet
Výskyt planet
RosteM,L,R,Teff
Klesálogg,početčar,dobaživotahvězdy,aktivitahvězdy
Obtížná detekce kvůli
malému počtu
(širokých) čar, velké
hmotnosti hvězd
Radiální rychlosti
Dobrá detektabilita,
množství (úzkých) čar
(pomalá rotace), nízká
hmotnost hvězd
vs.
aktivita hvězd
Relativně dobrá detekce, nízká
hmotnost
Vs.
čáry blendují, silná aktivita hvězd
Detektabilita exoplanet
O
B
A
F
G
K
M
Nepravděpodobný kvůli
krátkému věku hvězd Obtížná detekce kvůli
malému počtu
(širokých) čar, velké
hmotnosti hvězd
Dostatečný věk pro
formování exoplanet
Radiální rychlosti
Dobrá detektabilita,
množství (úzkých) čar
(pomalá rotace), nízká
hmotnost hvězd
vs.
aktivita hvězd
Relativně dobrá detekce, nízká
hmotnost
Vs.
čáry blendují, silná aktivita hvězd
Obtížná detekce kvůli
velkým poloměrům
hvězd
Tranzity
Dobrá detektabilita,
malé poloměry hvězd
vs.
Silná aktivita hvězd
Výskyt planet
Malé poloměry
vs.
Nízká svítivost, silná aktivita hvězd
RosteM,L,R,Teff
Klesálogg,početčar,dobaživotahvězdy,aktivitahvězdy
Detektabilita exoplanet
Exoplanety u hvězd různých typů
Kunimoto&Matthews 2020, AJ, 159, 248 - statistické modely na základě dat z Keplera
Současné statistiky naznačují, že většina planet je větších než Země a obíhají po drahách s periodami
mezi 10 a 400 dny - odhady
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Exoplanety u hvězd různých typů
Mulders 2018, Handbook of Exoplanets, ISBN 978-3-319-55332-0
Planety s poloměrem <4 RZ
Ananyeva et al. 2020, SSR, 54, 175 - statistika výskytu planet objevených Keplerem
531 1856 177
Slabé hvězdy Velké a hmotné
hvězdy
33 157 20Hmotnosti pro:
Počet planet:
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Exoplanety u hvězd různých typů
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Známé exoplanety se vyskytují v širokém rozmezí metalicit, nejvíce pak u solární.
Mladé hvězdyMálo kovů
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Nedostatek planet?
Obecně je známo více malých planet než velkých
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Velké planety jsou více zastoupeny u hvězd s vyšší metalicitou - více dostupného materiálu po delší dobu
Nedostatek planet?
Obecně je známo více malých planet než velkých
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Wang&Fischer 2014, ApJ, 149, 1
Velké planety jsou více zastoupeny u hvězd s vyšší metalicitou - více dostupného materiálu po delší dobu
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Mulders 2018, Handbook of Exoplanets, ISBN 978-3-319-55332-0
Velké planety jsou více zastoupeny u hvězd s vyšší metalicitou - více dostupného materiálu po delší dobu
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Adibekyan 2019, Geosc, 9, 105
Velké planety
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Hmotné jádro, které se sformuje
rychle a nabalí materiál než je
odfouknut => funguje jen u
vysokých metalicit
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Nejhmotnější planety nejspíše vznikají jinak než akrecí jádra (nestabilitou v disku - pevné částice nehrají až
tak zásadní roli - důležitější celková hmotnost disku)
Hmotné jádro, které se sformuje
rychle a nabalí materiál než je
odfouknut => funguje jen u
vysokých metalicit
Pozor na pozorovací zkreslení - metody tranzitu a radiálních rychlostí jsou citlivé na velké a
hmotné planety blízké svým (málo hmotným) hvězdám
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Rp<4 RZ
Malé planety s krátkými periodami se vyskytují zejména u super-solar
metalicit (jádra větších plynných planet, které přišly o atmosféry X
zárodky horkých Jupiterů, které neměly čas nabalit dostatek hmoty X v
disku s množstvím prachu (vysoké [Fe/H]) mohly planety domigrovat
blíže hvězdě)
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Narang et al. 2018, ApJ, 156, 221 - výskyt planet u hvězd různých vlastností
Rp<4 RZ
Rp>4 RZ
Malé planety s krátkými periodami se vyskytují zejména u super-solar
metalicit (jádra větších plynných planet, které přišly o atmosféry X
zárodky horkých Jupiterů, které neměly čas nabalit dostatek hmoty X v
disku s množstvím prachu (vysoké [Fe/H]) mohly planety domigrovat
blíže hvězdě)
Velké planety se objevují více u hvězd s vyšší metalicitou bez ohledu na
periodu oběhu => velké planety jednodušeji vznikají v prostředí bohatém
na těžší prvky
Přítomnost planet - závislost na [Fe/H]
Vlastnosti exoplanet známe jen tak dobře, jak známe vlastnosti mateřských
hvězd
Exoplanety se nevyskytují u hvězd ranných spektrálních typů
Metalicita zárodečného materiálu má zásadní vliv na formování planet