M-to-K

Das Ziel des M-to-K-Projekts ist es, die planetarischen Begleiter der massereichsten Sterne zu entdecken und die Faktoren zu verstehen, die bestimmen, wie und warum sich Planeten um solche Sterne bilden.

M-to-K ist eine Doppler-Durchmusterung für Exoplaneten, die Sterne vom frühen M- bis zum späten K-Typ umkreisen. Diese Sterne sind kleiner und massereicher als unsere Sonne. Sterne mit geringer Masse sind bei aktuellen Doppler-Durchmusterungen tendenziell unterrepräsentiert, da sie an sich schwach sind und daher große Teleskope erforderlich sind, um ein ausreichend starkes Signal aufzunehmen. Doch diese Sterne umfassen die überwiegende Mehrheit der Sterne in unserer Galaxie, weit zahlreicher als G-Typ Sterne wie die Sonne.

Wir interessieren uns besonders für M- und K-Sterne, weil Planeten in der habitablen Zone mit unserer Doppler-Technik leichter erkannt werden sollten. Die Nachweisbarkeit wird auch verbessert, da das astrophysikalische Rauschen von Sternen vom Typ M und K geringer ist als das von Sternen vom Typ G und F. Die massereichsten Sterne (A-, B- und O-Typen) sind keine guten Kandidaten für die Dopplerplanetensuche, da die hohe Leuchtkraft der Sterne die meisten atomaren Spektrallinien ionisiert und die Sterne schneller rotieren (wodurch die wenigen Spektrallinien verbreitert werden); Dies verringert unsere Fähigkeit, präzise Messungen von Spektrallinienverschiebungen durchzuführen.

Die bewohnbare Zone ist eine Entfernung vom Stern, in der es nicht zu heiß (damit flüssiges Wasser verdunstet) und nicht zu kalt (damit flüssiges Wasser gefroren ist) ist. Es wird manchmal als „Goldlöckchenzone“ bezeichnet, weil die Temperatur „genau richtig“ ist, um Ozeane von Wasser zurückzuhalten.

Die geringe Eigenhelligkeit von Sternen vom Typ M und K bedeutet, dass weniger Energie vom Stern emittiert wird. Infolgedessen befindet sich die „Goldlöckchenzone“, in der Planeten genügend Energie abfangen, damit flüssiges Wasser existieren kann, näher am Wirtsstern. Diese Nähe erleichtert Doppler-Vermessungen die Erkennung potenzieller Planeten aus zwei Gründen: (1) die Umlaufzeiten sind kürzer (verkürzt die Zeit, die wir suchen müssen) und (2) das Signal, das wir zu erkennen versuchen (die Reflexgeschwindigkeit, die ein Planet auf seinen Stern ausübt), ist größer, weil die Gravitationskraft des Planeten auf den Stern nimmt mit abnehmender Entfernung schnell zu. Die obige Abbildung zeigt den relativen Abstand zwischen den Wirtssternen und Planeten für verschiedene Sternklassifikationen.

Wir nutzen die jüngste Identifizierung von mehr als 3.000 nahe gelegenen K- und M-Zwergen aus der SUPERBLINK-Umfrage des Mitarbeiters Sebastien Lepine. Die Zielsterne wurden mit Spektroskopie mit niedriger Auflösung vorgescreent, um die Anzahl der spektroskopischen Binärsterne und Flare-Sterne zu reduzieren. Ziel dieses Projekts ist es, bis zu 1.600 massearme Sterne auf das Vorhandensein von Exoplaneten zu untersuchen. Doppler-Messungen für das M-to-K-Programm werden am Keck Observatory am größten Teleskop der Erde auf dem Mauna Kea in Hawaii durchgeführt. Wir danken der Yale University und der NASA für die Unterstützung der Teleskopzeit am Keck.

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