Методи виявлення екзоплантатів

Новини відкриття планет біля інших зірок в нашій галактикі зростає, і багато хто може зацікавити два питання: чому, з усіма розробками астрономії, перше підтверджене відкриття екзоплантату відбулося тільки в 1991 році? І чому, незважаючи на те, що кількість відкритих планет перевищило тисячі – екзопланти схожі з нашими, серед них лише кілька штук?
Незважаючи на те, що кількість виділяється, більшість з них неможливо побачити навіть з кращими телескопами, доступні в даний момент. Причина полягає в тому, що планети неймовірно дім — світло вони випромінюють мільйони до мільярдів разів менше, ніж світло, що надходить від їх зірки. І якщо планети величезні і близькі до своїх зірок (так звані «гарячі Юпітери»), випромінювання з них ще в тисячі разів менше. Але в той же час вони практично неможливо бачити, через те, що вони вимагають неймовірної кутової роздільної здатності – з сучасними телескопами, вони просто об'єднують своїми зірками.
Але якось вони не знайдені, Дійсно, існує кілька непрямих методів, які дозволяють виявлятися, більшість з них на основі запису впливу планети на зірку.




Графік відкриття планет за роками (кольори вказують на співвідношення відкритих планет методами). стрибок у 2014 році – це ефект обробки даних Кеплерського простору (зелена частина – це спосіб транзиту, який використовується).

Перше підтверджене відкриття екзопланту було опубліковано в 1991 році, хоча кілька непідтверджених відкриттів були зроблені три роки раніше. Він був відкритий біля пуляра (нейтронна зірка з магнітним полем) і з хорошої причини:

Радіоспостереження пульсарів (метод періодичних пульсацій)



Поняття планетарної системи на пульсарі PSR B1257+12

Відкриття самих пульсиків - це дуже цікава історія, але в цьому випадку ми зацікавлені в їх збереженні. Вони мають дуже точну частоту сигналу, яка дуже повільно зменшується через випромінювання, пов'язане з їх обертанням. планета орбітує зірку неминуче викликає незначні зміни в її зірці, і це в свою чергу викликає періодичні зміни частоти пульсу, які не можна пояснити будь-якими іншими причинами. При цьому не потрібно навіть спрямований антени – досить записувати частоту і міцність сигналу з цієї нейтронної зірки з високою точністю. Радіосигнал добре переходить через атмосферу, а наземні радіотекси достатньо для таких досліджень.
Переваги: не залежить від відстані до спостерігача, досить простого обладнання (за стандартами астрономії)
Недоліки: дозволяє виявити тільки ті планети, які обертаються на орбітах паралельних спостережень (або близько до них); нейтронні зірки в їх загальному кількості кілька, навіть менше серед них пулсарів, тому загальна кількість зірок, виявлені цим методом невелика.

Метод допплера

Р

спектр поглинання водню (більшість зірок)

Основним способом вивчення зірок є спектральний аналіз його світла, який варіюється від типу до типу зірки, але також має загальні параметри – наприклад, зони поглинання водню і гелію, які найбільш в будь-якій зірці. Ці вузькі чорні лінії в радіаційному спектрі зірки незалежні від своїх властивостей і постійні по всьому світу. І якщо вони офсетні з своїх оригінальних позицій, значить, зірка переміщається в напрямку до нас (зрушення до віолетальної області спектра) або далеко від нас (зрушення до червоної області спектра).
Якщо зірка має свою планетарну систему, то вона обертається недалеко від загального центру маси в місці з планетою (s), а планета (s) таким чином «рок» зірка. Звідси і обмеження - занадто легкі планети практично не впливають на рух своїх зірок, а з великим радіусом циркуляції - і ефект обертання важкої планети мийки в шумі самої зірки**.
Переваги: Не залежить від відстані до спостереження, досить накопичувати світло для спектрального аналізу в розумний час.
Недоліки: дозволяє виявити лише ті планети, які орбіти мають паралельні спостереження (або близько до них); мають ліміт на співвідношення зоряної маси / планетної маси*.

Метод переходу



Зміна похилості зірки Кеплер-6 від проходження екзоплантату Кеплер-6 б на диску (це телескоп Кеплер).

Виходячи з того, що планета, обертається, проходить перед зіркою, частково закриває її. Розмір планети набагато менший, ніж його зірки - для Землі, цей показник становить близько 10 000, для екзоплантів може відрізняти порядок величини як в більшому напрямку (для планет розміром Юпітера) і в меншому напрямку (великі планети в білих карликах).
На даний момент це найбільш «фруктовий» в кількості відкритих планет, в основному через телескоп Кеплера, який працював за допомогою цього методу.
Переваги: залежить тільки від видимої величини зірки - для яскравих зірок має великий діапазон виявлення; дозволяє виявити планет з орбітальним періодами декількох років (голова обмежена тільки терміном спостереження - підтвердити відкриття планети, необхідно записувати проходження планети на столярному диску принаймні двічі).
Недоліки: дозволяє виявити планет, які обертаються паралельно спостерігачу і пропускають через столярний диск їх зірки (кут набагато менше, ніж метод Допплера); має ліміт на співвідношення діаметра зірки / діаметр планети**.

астрометричний



Вплив обертальної планети на зірку

Як метод Допплера, базується на русі зірки під дією планетної орбіти біля неї. З’ясовує складність попередніх, адже нам доведеться визначити невеликі зміщення зірки в небі (центр маси планетарної системи часто «посередині» самої зірки), хоча навіть зміщення від обертання Землі навколо Сонця, що використовується для вимірювання паралаксів зірок, дозволяють нам якось точно виміряти лише відстані зірок в нашій галактикі.
Переваги: дозволяє виявлення планет, які далеко від своїх зірок; поряд з прямим спостереженням, дозволяє виявлення планет, орбіти яких перпендикулярно спостерігачу.
Недоліки: дозволяє виявляти планет, які орбіти перпендикулярно спостерігачу (або близько до них); діапазон обмежений можливістю виявлення кутового обертання зірки.

Метод мікролінінгу гравітації



Метод базується на тому, що світло відхиляється гравітаціями, і якщо є ще одна зірка з планетарною системою, вона збиратиме світло далекої зірки, як величезний об'єктив. Спочатку цей метод був запропонований для пошуку чорних отворів — які не можуть бути виявлені прямими спостереженнями, якщо значна кількість матерії падають на чорному отворі, або якщо чорний отвір не в останньому етапі випаровування (який занадто довгий для чорних отворів, що утворюються в результаті згоряння зір — кількість йде на десятки мільярдів років). Тепер цей метод в основному використовується для пошуку слідів темної матерії, але також дозволяє одночасно виявити планети.
Цей метод, який відкрив найбільш віддалений екзоплант, відомий в даний момент - OGLE-2005-BLG-390L, де OGLE означає "оптичний експеримент об'єктивизації".
Переваги: дозволяє відкрити планету в дуже слабких зірок, до окремих планет, які знаходяться далеко від зірок.
Недоліки: Як і спосіб транзиту, це вимагає точного вирівнювання трьох тіл в лінії - далека зірка - зірка з планетарною системою - Земля, і з цієї причини не дозволяє відкриття значної кількості планет.

Прямі спостереження



Жива фото екзопланта HD95086 б, взята з наземним телескопом з адаптивною оптикою VLT



Фото планетарної системи HR 8799, взятої на 5.1-метр Хале телескопом Паломарної обсерваторії, хоча це не одна з найбільших в даний момент, але дозволяє оцінити проблеми, пов'язані з прямим вивченням планет – вони ледь помітні на фоні шуму з матеріалу наповнювати зоряну систему і шуми, розміщені атмосферою Землі.

Метод фактично говорить про себе. Для його реалізації невеликий диск розміщується в фокусі телескопа, обхоплюючи себе зіркою, в той час як планети, що оточують зірку, стають видимими. Якщо можна ізолювати світло, що надходить від планети, досить добре, після чого шляхом нанесення знань світла, що надходить від самої зірки (це, що падає на поверхню цієї планети), можна судити речовину, з якої складається ця планета. Інші методи дозволяють судити склад планети лише непрямо, за її щільність, а також мати високу похибку прогнозів.
Переваги: Шин дозволяє визначити співвідношення альбедо / площа освітленої поверхні, спектральний аналіз - склад атмосфери та поверхні (інші методи не дозволяють вимірювати ці параметри).
Недоліки: вимагають телескопів більшого, ніж інші методи (для спостереження вимагає телескопа «дивитися» зірки кілька столярних величин менше); для планет, близьких до своїх зірок, роздільна здатність стає обмеженням (який вирішується за допомогою космічних телескопів), для наземних телескопів, прямий пошук планет є ще більшою проблемою, ніж для простору (частково вирішених адаптивними оптиками).

Як ви можете бачити з цього опису, жоден метод дозволяє виявити будь-які планети на будь-якій орбіті (крім методу прямого спостереження, якщо у вас є телескоп, практично нескінченний розмір, звичайно). Кожен метод доповнює інші, крім того, їх використання дозволяє визначити такі параметри, які один метод не зможе визначити. Скажіть спосіб транзиту і допплера дозволяє вимірювати площу і масу планети, відповідно, і відповідно до цих параметрів – щільність і тяжіння для цієї планети.

р.

Список потенційно привабливих планет з університету Пуерто-Ріко в Аrecibo

На даний момент ми вже знаємо про 31-й планеті в затишній зоні, всі вони мають масу близько до Землі, або більше. Це пов'язано тільки з введенням нашої техніки - важкого об'єкта можна побачити з більших відстані, ніж світло. Як наша технологія поліпшить, ми почнемо виявляти планети схожі на розмір до Землі, або менші, в існуючих планетарних системах і в сусідніх зірок, які ще не знайшли планет. У той же час великі планети не перестануть бути виявлені - тільки зона їх виявлення буде рухатися далі.

Зараз багато найбільших телескопів використовуються для пошуку екзоплантів (але з іншими науковими дослідженнями, звичайно), через постійне зростання складності астрономічних досліджень, багато телескопів зараз використовуються разом, що дозволяє отримати переваги інтерференцій – таких як Keck обсерваторія в Гаваї, Дуже великий телескоп (VLT) параметрової обсерваторії в Чилі і Великий Бінокулярний телескоп (LBT) в Арізоні.
Перша спеціалізована для цієї мети була космічним телескопом «Кеплер», а його спеціалізація – протягом трьох років своєї роботи дозволило виявити більше тисяч планет, а дані його продовжують використовувати для відкриття планет більш ніж двох років. У 2017 році буде відкрито певну «розривку», коли всі дані Кеплера будуть оброблені, а її наступник, «Познака» буде запущена тільки в 2017 році і буде відкрито невеликою кількістю екзоплантів на існуючих телескопах.
У цьому та багато інших областях астрономії очікується запуском James Webb Space Telescope, запланованого на кінець 2018 року. Не призначено виключно для пошуку екзоплантів, але буде запущено для заміни Hubble — але його здатність буде достатньо для суттєвого прогресу в пошуку екзоплантів загалом, а також планет, таких як Земля.
Майбутні великі телескопи – гігантський Мегалан Телескоп (GMT), Thirty Meter Telescope (TMT) і європейський екстремально великий телескоп (E-ELT) – матимуть можливості співсусідства з James Webb, і E-ELT перевершить його практично все. Останні два телескопи будуть побудовані в районі Keck обсерваторії і VLT, відповідно, через сприятливі умови для спостереження, які важко отримати в іншому місці. Ці телескопи дозволять відкрити безліч нових екзоплантів, але важливіше, розширять нижній бар їх виявлення, що дозволить вам знайти багато більш наземних планет, і планети набагато менше, ніж наші, до виявлення місячних в екзопланетах.

Оцінка переваг і недоліків методів базується на загальній складності методу, високоспеціалізовані телескопи можуть бути «загарені» для певного способу, і не в змозі використовувати будь-які інші методи взагалі.

Готель Технічні труднощі в цьому напрямку вже були практично вирішені, і ми потрапили в «теоретичну стелю» цих методів – проблеми пов’язані з тим, що зірки не статичні об’єкти, вони є своєрідним «бреатінгом», скажемо, наша Сонце має виражений 11-річний цикл, і кілька періодів довше і менше, що не мають такої суперечності. Саме ці флуктуації, які заважають замірами – в певній точці рівень сигналу / шуму стає настільки низьким, що ефект обертання планети стає неможливим, щоб ізолюватися довільно хорошим телескопом.

Паралельні і перпендикулярні планетарні орбіти не допускаються через те, що вони принципово обмежують кількість можливих орбітів, в яких планети можна виявити не менше 50%. Перевага обумовлена тим, що планети на орбітах перпендикулярно спостерігачу дозволяють лише два способи виявлення.

Для статті були використані фотографії wikipedia.org і підрозділ сайту НАСА JPL, присвячене цій темі. А також список потенційно привабливих планет з університету Пуерто-Ріко в Аребо.

Джерело: geektimes.ru/post/263018/