Chemical composition of giant planet hosts
(2017) In Lund Observatory Examensarbeten ASTK02 20171Lund Observatory - Undergoing reorganization
- Abstract
- Does the formation of planets give imprints on the chemical composition of the host star? In order to test this theory a differential abundance analysis (i.e. comparing two stars' abundances to each other) was carried out on a few stars with and without known planets, to see if any differences were found. The analysis was based on high resolution, high signal to noise ratio (SNR) spectra of four stars: HD 102117, HD 90722, HIP 79672 (18 Sco) and the Sun, where two of the stars host known planets (Sun and HD 102117). Between two solar spectra, observed with two different instruments, no systematic offset was identified, and thus my result does not rely on the choice of the different spectrographs. A comparison between HIP 79672 and the Sun... (More)
- Does the formation of planets give imprints on the chemical composition of the host star? In order to test this theory a differential abundance analysis (i.e. comparing two stars' abundances to each other) was carried out on a few stars with and without known planets, to see if any differences were found. The analysis was based on high resolution, high signal to noise ratio (SNR) spectra of four stars: HD 102117, HD 90722, HIP 79672 (18 Sco) and the Sun, where two of the stars host known planets (Sun and HD 102117). Between two solar spectra, observed with two different instruments, no systematic offset was identified, and thus my result does not rely on the choice of the different spectrographs. A comparison between HIP 79672 and the Sun was performed and our results agree well with that from previous literature. When HD 102117 was compared to its stellar twin in the sample, HD 90722, I found that HD 102117 is more metal-poor by 0.05 dex. This difference could possibly be due to the formation of its gas giant. As a rough estimate, adding 7-9 M$_\oplus$ of an equal mixture of earth-like material and meteorite material to the convective zone of HD 102117 would even out the difference in average refractory abundance, in comparison to HD 90722. A trend with condensation temperature (T$_c$, the temperature at which an element condensate) was found as well. Since the mass of the planet's core is small, the imprinted T$_c$ trend is not very clear, but could be improved with higher precision. (Less)
- Popular Abstract (Swedish)
- De stjärnor man kan se på himmeln en riktigt stjärnklar natt - omkring 3000 - är bara en bråkdel av alla de som faktiskt finns i universum. Ljuset har en hög men inte oändlig hastighet. Därför kan vi bara se sådant som ligger tillräckligt nära jorden, så att ljuset hunnit färdas hit under universums livstid. De himlakroppar som ligger längst bort ifrån jorden men som fortfarande går att se (med teleskop), ligger på ett avstånd av hisnande 93 miljarder ljusår! Alla dessa stjärnor skiner, precis som solen, men vissa skillnader i ljuset kan utrönas om man undersöker det närmre.
Hur ljuset ser ut beror på vilka ämnen stjärnan består av. Järn, till exempel skickar ut ljus med olika distinkta våglängder som går att urskilja från annat ljus.... (More) - De stjärnor man kan se på himmeln en riktigt stjärnklar natt - omkring 3000 - är bara en bråkdel av alla de som faktiskt finns i universum. Ljuset har en hög men inte oändlig hastighet. Därför kan vi bara se sådant som ligger tillräckligt nära jorden, så att ljuset hunnit färdas hit under universums livstid. De himlakroppar som ligger längst bort ifrån jorden men som fortfarande går att se (med teleskop), ligger på ett avstånd av hisnande 93 miljarder ljusår! Alla dessa stjärnor skiner, precis som solen, men vissa skillnader i ljuset kan utrönas om man undersöker det närmre.
Hur ljuset ser ut beror på vilka ämnen stjärnan består av. Järn, till exempel skickar ut ljus med olika distinkta våglängder som går att urskilja från annat ljus. Om dessa våglängder syns i stjärnans spektrum (det mätta ljuset från stjärnan) kan man därför fastställa att den innehåller just järn och även hur mycket det finns. Alla ämnen som finns i stjärnan bidrar därför till ett specifikt fingeravtryck som kan användas för att undersöka stjärnors egenskaper, fastän de ligger så långt bort.
Solens egenskaper och uppbyggnad har gått att bestämma väldigt noggrant. Även hur mycket det finns av olika ämnen i de yttersta skikten har identifierats, det vill säga deras fingeravtryck har bestämts. Detsamma har gjorts med ”sol-tvillingar”, stjärnor som liknar solen i exempelvis temperatur och storlek, som inte har några planeter. När dessa har jämförts med solen har man hittat vissa tydliga skillnader som tyder på att solen saknar en del av de ämnen som man vanligtvis hittar i andra himlakroppar, så som stenplaneter (jordlika) och asteroider. Det skulle kunna betyda att solsystemets planeter har tagit ämnen som annars skulle ha funnits i solen, vilket gör att en skillnad i jämförelse med sol-tvillingarna (utan planeter) syns.
I början av solens liv fanns en disk runt den, bestående av gas och stoft. I denna disk bildades så småningom solsystemets planeter. När planeterna hade formats klart och resten av diskens stoft och gas hade samlats upp/blivit en del av solen, fattades en del planetämnen som kunde bidra till solens slutliga sammansättning.
Forskare försöker hitta fler sådana samband mellan planeter och vilka ämnen dess stjärna består av för att bättre förstå hur, och under vilka omständigheter, planeter formas. Vårt solsystem är relativt unikt med sina inre stenplaneter och yttre gasjättar. Till skillnad från vårt solsystem finns det många system som har en stor gasplanet i en väldigt nära omloppsbana runt stjärnan. I detta projekt undersöks om det finns någon skillnad i stjärnsammansättningen beroende på om stjärnan har en gasjätte i en nära eller avlägsen omloppsbana, alltså om stjärnans fingeravtryck ändras beroende på vilket avstånd dess planet finns.
Trots att alla stjärnor som vi kan se ligger så otroligt långt bort vet vi förvånansvärt mycket om dem. Till exempel hur stora de är, hur gamla, vilka ämnen de består av och hur mycket av ämnena det finns. Att det går att ta reda på så mycket, bara genom att titta på ljuset som kommer till oss, är nog inget de flesta tänker på när de blickar upp mot himlen en molnfri natt. (Less)
Please use this url to cite or link to this publication:
http://lup.lub.lu.se/student-papers/record/8918396
- author
- Ekstrand, Frida LU
- supervisor
-
- Fan Liu LU
- organization
- course
- ASTK02 20171
- year
- 2017
- type
- M2 - Bachelor Degree
- subject
- keywords
- chemical composition, planet hosts, stellar twins, differential abundance analysis
- publication/series
- Lund Observatory Examensarbeten
- report number
- 2017-EXA123
- language
- English
- id
- 8918396
- date added to LUP
- 2017-06-22 16:09:57
- date last changed
- 2017-06-22 16:09:57
@misc{8918396,
abstract = {{Does the formation of planets give imprints on the chemical composition of the host star? In order to test this theory a differential abundance analysis (i.e. comparing two stars' abundances to each other) was carried out on a few stars with and without known planets, to see if any differences were found. The analysis was based on high resolution, high signal to noise ratio (SNR) spectra of four stars: HD 102117, HD 90722, HIP 79672 (18 Sco) and the Sun, where two of the stars host known planets (Sun and HD 102117). Between two solar spectra, observed with two different instruments, no systematic offset was identified, and thus my result does not rely on the choice of the different spectrographs. A comparison between HIP 79672 and the Sun was performed and our results agree well with that from previous literature. When HD 102117 was compared to its stellar twin in the sample, HD 90722, I found that HD 102117 is more metal-poor by 0.05 dex. This difference could possibly be due to the formation of its gas giant. As a rough estimate, adding 7-9 M$_\oplus$ of an equal mixture of earth-like material and meteorite material to the convective zone of HD 102117 would even out the difference in average refractory abundance, in comparison to HD 90722. A trend with condensation temperature (T$_c$, the temperature at which an element condensate) was found as well. Since the mass of the planet's core is small, the imprinted T$_c$ trend is not very clear, but could be improved with higher precision.}},
author = {{Ekstrand, Frida}},
language = {{eng}},
note = {{Student Paper}},
series = {{Lund Observatory Examensarbeten}},
title = {{Chemical composition of giant planet hosts}},
year = {{2017}},
}