Es gibt viele neue Daten aus den verschiedenen Projekten zu extrasolaren Planeten, einschließlich der Kepler-Mission der NASA auf extrasolaren Planeten. Wie groß ist die Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern jeder der Hauptspektralarten (O, B, A usw.) auf der Grundlage unserer aktuellen Daten ein Planetensystem hat?
Fast alle beobachteten Exoplaneten befinden sich in der Nähe von F-, G- und K-Sternen. Dies liegt zum Teil daran, dass Astronomen nach erdähnlichen Planeten suchen, also nach Sternen suchen, die unserer Sonne ähneln, aber es gibt auch einige physikalische Gründe. Sahu et al . (2006) haben einige Beweise dafür geliefert, dass Rote Zwerge (Klasse M) mit größerer Wahrscheinlichkeit Planeten haben als andere Spektraltypen, obwohl dies kaum schlüssig ist; auf jeden Fall wurden Planeten um Rote Zwerge beobachtet.
Um sehr massereiche UV-Sterne (O- und B-Spektraltypen) wurden keine Exoplaneten beobachtet, und nur wenige um noch große A-Sterne. Dies liegt wahrscheinlich daran, dass sehr massereiche Sterne die protoplanetare Scheibe wegsprengen, bevor die Akkretion die Bildung von Planeten ermöglicht. Dies wurde kürzlich in einem Artikel von Gorti und Hollenbach (2009) behandelt.
Übrigens ist der wichtigste Indikator dafür, ob ein bestimmter Stern Planeten haben wird, seine Metallizität. Dies ist schon seit geraumer Zeit bekannt, aber Geoff Marcy und Co. fanden dies in einer Untersuchung von 2005 am dramatischsten heraus – sie schätzen, dass 25 % der Sterne mit hohem Metallgehalt Planeten haben, während nur 3 % der Sterne mit niedrigem Metallgehalt Planeten haben. Es ist nicht ganz klar, warum die Planetenbildung so stark von der Metallizität abhängt, aber viele Gründe wurden vorgeschlagen: Metallische Sterne haben geringere Sternwinde, einen geringeren Gesamt-UV-Fluss und ihre protoplanetaren Scheiben sind wahrscheinlich stärker mit Silizium und Eisen angereichert, was die Planetenbildung beschleunigt .
Angesichts dessen, was wir über die Entstehung von Planeten ( Link 1 , Link 2 , Link 3 und Link 4 ) und die Theorien dazu wissen, wäre es wahrscheinlich eine sichere Sache zu sagen, dass ALLE Sterne am Ende etwas Material übrig haben, das zu Planeten werden könnte . Ich denke, die größere Frage ist, wie viele dieser Planetenumlaufbahnen während der gesamten Lebensdauer des Sterns stabil genug bleiben.
Abgesehen von all diesen Links denke ich, dass es nur eine Vermutung wäre, mit einiger Sicherheit zu erklären, dass die Chance 100% oder 90% beträgt, oder welche Zahl Sie auch immer wählen möchten. Wir versuchen immer noch, die Daten zu sammeln. Und unsere Instrumentierung ist für die anstehende Aufgabe unzureichend. Wir neigen dazu, größere Planeten zu entdecken (bis zur Kepler-Mission). Und die Kepler-Mission betrachtet nur einen kleinen Teil des Himmels und wird nur vorbeiziehende Planeten erkennen, wodurch alle Systeme übersehen werden, die relativ zu uns geneigt sind.
Aus diesem Grund gibt es so viele Artikel zu diesem Thema (wie This one , or this one , and even this one ) sowie einige konkurrierende Theorien (im wissenschaftlichen Sinne des Wortes).
Die intellektuell ehrliche Antwort lautet: "Wir wissen es nicht." Es ist jedoch eine großartige Ausrede, um mehr zu erkunden und herauszufinden.
I think the bigger question is how many of those planetary orbits stay stable enough throughout the life of the star?
die O-Typen beginnen vielleicht mit dem Material, aber es bläst aus. Ihre Antwort deckt den Mechanismus ab. :) Sowie ins Detail gehen über die Metallizität und so. Gut erledigt.Diese Frage wurde vor ein paar Jahren gestellt und die Dinge haben sich seitdem geändert.
Wir wissen jetzt, dass kleine Planeten in einem breiten Spektrum von Metallizitäten um Sterne herum zu finden sind und dass nur die Existenz von Riesenplaneten von geringer Metallizität betroffen ist. Naturartikel hier .
Früher wurde angenommen, dass kleine Planeten häufiger um kleine Sterne herum vorkommen, aber die neuesten Kepler-Ergebnisse zeigen, dass kleine Planeten bei Sternen aller Spektraltypen gleichermaßen häufig sind. Siehe diese AAS-Pressekonferenz .
„Nach Berücksichtigung falsch positiver Ergebnisse und der effektiven Erkennungseffizienz von Kepler, wie oben beschrieben, finden wir keine signifikante Abhängigkeit der Häufigkeit des Auftretens als Funktion des Spektraltyps (oder der Masse oder Temperatur) des Wirtssterns Erkenntnisse von Howard et al. (2012), die herausfanden, dass für die kleinen Neptune (2–4R ⊕ ) M-Sterne höhere Planetenfrequenzen haben als F-Sterne.“ (Vordruck hier )
JasonR