Способы обнаружения экзопланет - Methods of detecting exoplanets

Количество открытий внесолнечных планет за год до 2020 года, с указанием цвета, указывающего метод обнаружения:

  Прямая визуализация

  Микролинзирование

  Транзит

  Радиальная скорость

  Время

Любой планета является чрезвычайно слабым источником света по сравнению с его родительским звезда. Например, звезда словно солнце примерно в миллиард раз ярче, чем свет, отраженный от любой из планет, вращающихся вокруг нее. В дополнение к внутренней трудности обнаружения такого слабого источника света, свет родительской звезды вызывает блики, которые его размывают. По этим причинам очень немногие из экзопланеты сообщается по состоянию на апрель 2014 г.^{[Обновить]} наблюдались напрямую, и еще меньше наблюдалось с их звездой-хозяином.

Вместо, астрономы для обнаружения внесолнечных планет обычно приходилось прибегать к косвенным методам. По состоянию на 2016 год несколько различных косвенных методов принесли успех.

Установленные методы обнаружения

Следующие методы хотя бы однажды оказались успешными для открытия новой планеты или обнаружения уже открытой планеты:

Радиальная скорость

График лучевой скорости 18 Дельфини б.

Звезда с планетой будет двигаться по своей небольшой орбите в ответ на гравитацию планеты. Это приводит к вариациям скорости, с которой звезда движется к Земле или от Земли, т.е. радиальная скорость звезды по отношению к Земле. Лучевая скорость может быть определена по смещению родительской звезды. спектральные линии из-за Эффект Допплера. Метод лучевых скоростей измеряет эти вариации, чтобы подтвердить присутствие планеты с помощью бинарная функция масс.

Скорость звезды вокруг системы центр массы намного меньше, чем у планеты, потому что радиус ее орбиты вокруг центра масс очень мал. (Например, Солнце движется примерно на 13 м / с из-за Юпитера, но только примерно на 9 см / с из-за Земли). Однако изменения скорости до 3 м / с или даже несколько меньше могут быть обнаружены с помощью современных спектрометры, например, HARPS (Поиск планеты с высокой точностью радиальной скорости ) спектрометр на ESO 3,6-метровый телескоп в Обсерватория Ла Силья, Чили или Нанимает спектрометр на Телескопы Keck. Особенно простым и недорогим методом измерения лучевой скорости является «внешнодисперсная интерферометрия».^[1]

Примерно до 2012 года метод лучевых скоростей (также известный как Доплеровская спектроскопия ) был, безусловно, самым продуктивным методом, используемым охотниками за планетами. (После 2012 г. метод транзита из Кеплер космический корабль превзошел его по количеству.) Сигнал радиальной скорости не зависит от расстояния, но требует высокого соотношение сигнал шум спектры для достижения высокой точности, и поэтому обычно используются только для относительно близких звезд, на расстоянии примерно 160 световых лет от Земли, для поиска планет с меньшей массой. Также невозможно одновременно наблюдать множество звезд-мишеней с помощью одного телескопа. Планеты юпитерианской массы можно обнаружить вокруг звезд размером до нескольких тысяч. световых лет прочь. Этот метод легко находит массивные планеты, близкие к звездам. Современное спектрографы может также легко обнаружить планеты массой Юпитера, вращающиеся вокруг 10 астрономические единицы далеко от родительской звезды, но обнаружение этих планет требует многолетних наблюдений. Планеты с массой Земли в настоящее время можно обнаружить только на очень малых орбитах вокруг звезд с малой массой, например Проксима б.

Легче обнаружить планеты вокруг звезд с малой массой по двум причинам: во-первых, эти звезды больше подвержены гравитационному притяжению планет. Вторая причина заключается в том, что маломассивные звезды главной последовательности обычно вращаются относительно медленно. Быстрое вращение делает данные спектральных линий менее четкими, потому что половина звезды быстро поворачивается от точки зрения наблюдателя, в то время как другая половина приближается. Обнаруживать планеты вокруг более массивных звезд легче, если звезда покинула главную последовательность, потому что выход из основной последовательности замедляет вращение звезды.

Иногда доплеровская спектрография дает ложные сигналы, особенно в системах с несколькими планетами и звездами. Магнитные поля и некоторые виды звездной активности также могут давать ложные сигналы. Когда у звезды-хозяина есть несколько планет, ложные сигналы также могут возникать из-за недостатка данных, так что несколько решений могут соответствовать данным, поскольку звезды обычно не наблюдаются постоянно.^[2] Некоторые ложные сигналы можно устранить, проанализировав устойчивость планетной системы, проведя фотометрия анализ звезды-хозяина и знание периода ее вращения и периодов цикла звездной активности.

Планеты, орбиты которых сильно наклонены к лучу зрения с Земли, производят меньшие видимые колебания, и поэтому их труднее обнаружить. Одним из преимуществ метода лучевых скоростей является то, что эксцентриситет орбиты планеты можно измерить напрямую. Одним из основных недостатков метода лучевых скоростей является то, что он может только оценить минимальная масса (${displaystyle M_ {ext {true}} * {sin i},}$). Апостериорное распределение угла наклона я зависит от истинного распределения масс планет.^[3] Однако, когда в системе есть несколько планет, которые вращаются относительно близко друг к другу и имеют достаточную массу, анализ орбитальной стабильности позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевых скоростей может быть использован для подтверждения результатов, сделанных метод транзита. Когда оба метода используются в комбинации, можно оценить истинную массу планеты.

Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если ее спектральные линии можно отличить от спектральных линий звезды, тогда можно найти лучевую скорость самой планеты, и это дает наклон орбиты планеты. Это позволяет измерить фактическую массу планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также предоставляет данные о составе планеты. Основная проблема в том, что такое обнаружение возможно только в том случае, если планета вращается вокруг относительно яркой звезды и если планета отражает или излучает много света.^[4]

Транзитная фотометрия

Техника, преимущества и недостатки

Транзитный метод обнаружения внесолнечных планет. График под изображением демонстрирует уровни света, полученные Землей с течением времени.

Фотометрия Кеплер-6б^[5]

Смоделированный силуэт из Юпитер (и 2 его луны) проходят транзитом через наше Солнце, как видно из другой звездной системы

Теоретическая кривая блеска транзитной экзопланеты.^[6] Это изображение показывает глубину прохождения (δ), длительность прохождения (T) и продолжительность входа / выхода (τ) транзитной экзопланеты относительно положения, в котором экзопланета находится по отношению к звезде.

В то время как метод лучевых скоростей предоставляет информацию о массе планеты, фотометрический метод может определить радиус планеты. Если планета пересекает (транзиты ) перед диском родительской звезды, то наблюдаемая визуальная яркость звезды падает на небольшую величину в зависимости от относительных размеров звезды и планеты.^[7] Например, в случае HD 209458, звезда тускнеет на 1,7%. Однако большинство транзитных сигналов значительно меньше; например, планета размером с Землю, проходящая мимо звезды, похожей на Солнце, дает затемнение только на 80 частей на миллион (0,008 процента).

Теоретическая модель транзитной кривой блеска экзопланеты предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетной системы: глубина транзита (δ), продолжительность транзита (T), продолжительность входа / выхода (τ) и период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые количества основаны на нескольких предположениях. Для удобства расчетов мы предполагаем, что планета и звезда сферические, звездный диск однородный, а орбита круговая. В зависимости от относительного положения наблюдаемой транзитной экзопланеты во время транзита звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска изменятся. Глубина пролета (δ) переходной кривой блеска описывает уменьшение нормированного потока звезды во время пролета. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит звезду размером с солнечный радиус, планета с большим радиусом увеличит глубину прохождения, а планета с меньшим радиусом уменьшит глубину прохождения. Продолжительность транзита (T) экзопланеты - это время, которое планета проводит, проходя мимо звезды. Этот наблюдаемый параметр изменяется в зависимости от того, насколько быстро или медленно планета движется по своей орбите, когда она проходит мимо звезды. Продолжительность входа / выхода (τ) транзитной кривой блеска описывает продолжительность времени, которое требуется планете, чтобы полностью покрыть звезду (вход) и полностью открыть звезду (выход). Если планета проходит от одного конца диаметра звезды к другому, продолжительность входа / выхода короче, поскольку планете требуется меньше времени, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит через звезду относительно любой другой точки, кроме диаметра, продолжительность входа / выхода увеличивается по мере удаления от диаметра, потому что планета проводит больше времени, частично покрывая звезду во время своего прохождения.^[8] На основании этих наблюдаемых параметров путем расчетов определяется ряд различных физических параметров (большая полуось, масса звезды, радиус звезды, радиус планеты, эксцентриситет и наклон). С помощью комбинации измерений лучевой скорости звезды также определяется масса планеты.

У этого метода есть два основных недостатка. Во-первых, планетарные транзиты можно наблюдать только тогда, когда орбита планеты идеально выровнена с точки зрения астрономов. Вероятность того, что плоскость орбиты планеты окажется прямо на линии прямой видимости звезды, - это отношение диаметра звезды к диаметру орбиты (для маленьких звезд радиус планеты также является важным фактором) . Около 10% планет с маленькими орбитами имеют такое выравнивание, а для планет с большими орбитами эта доля уменьшается. Для планеты, вращающейся вокруг звезды размером с Солнце в точке 1 AU вероятность того, что случайное выравнивание приведет к транзиту, составляет 0,47%. Следовательно, этот метод не может гарантировать, что какая-либо конкретная звезда не является хозяином для планет. Однако, сканируя большие участки неба, содержащие тысячи или даже сотни тысяч звезд одновременно, транзитные обзоры могут найти больше внесолнечных планет, чем метод лучевых скоростей.^[9] Этот подход использовался в нескольких исследованиях, например, в наземных исследованиях. Проект MEarth, SuperWASP, KELT, и HATNet, а также космический COROT, Кеплер и TESS миссии. Метод транзита также имеет преимущество обнаружения планет вокруг звезд, находящихся на расстоянии нескольких тысяч световых лет. Самые далекие планеты, обнаруженные Окно Стрельца, затмевающее поиск внесолнечной планеты расположены недалеко от центра Галактики. Однако надежные последующие наблюдения этих звезд практически невозможны с использованием современных технологий.

Второй недостаток этого метода - высокая вероятность ложных срабатываний. Исследование 2012 года показало, что частота ложных срабатываний транзитов, наблюдаемых Миссия Кеплера может достигать 40% в системах с одной планетой.^[10] По этой причине звезда с однократным обнаружением прохождения требует дополнительного подтверждения, обычно с помощью метода лучевых скоростей или метода модуляции орбитальной яркости. Метод лучевых скоростей особенно необходим для планет размером с Юпитер или более крупных, поскольку объекты такого размера включают не только планеты, но также коричневые карлики и даже маленькие звезды. Поскольку количество ложных срабатываний очень низкое у звезд с двумя или более планетами-кандидатами, такие обнаружения часто можно подтвердить без обширных последующих наблюдений. Некоторые из них также можно подтвердить с помощью метода изменения времени прохождения.^[11][12][13]

Многие светящиеся точки на небе имеют изменения яркости, которые могут показаться транзитными планетами при измерениях потоков. Трудности с ложными обнаружениями в методе транзитной фотометрии возникают в трех общих формах: смешанные затменные двойные системы, скользящие затменные двойные системы и транзиты звезд размером с планету. Затменные двойные системы обычно производят глубокие потоки, которые отличают их от транзитов экзопланет, поскольку планеты обычно меньше 2R._J,^[14] но это не относится к смешанным или затмевающим зернам двойным системам.

Смешивание затменных двойных систем обычно физически не близко друг к другу, а довольно далеко друг от друга. Их смешение проистекает из того факта, что они оба лежат на одной линии обзора с точки зрения наблюдателя. Смесь посторонних звезд с затменными двойными системами может уменьшить измеренную глубину затмения, и результаты часто напоминают изменения потока, измеренные для транзитных экзопланет. В этих случаях цель чаще всего содержит большую первичную последовательность главной последовательности с маленькой вторичной главной последовательностью или гигантскую звезду с вторичной главной последовательностью.^[15]

Затменные двойные системы - это системы, в которых один объект едва задевает конечность другого. В этих случаях максимальная глубина прохождения кривой блеска не будет пропорциональна отношению квадратов радиусов двух звезд, а будет зависеть исключительно от максимальной площади главной звезды, которая блокируется второстепенным. Из-за уменьшенной площади, которая покрывается, измеренное падение потока может имитировать прохождение экспоненты. Некоторые из ложноположительных случаев этой категории могут быть легко обнаружены, если затменная двойная система имеет круговую орбиту, а два спутника имеют разную массу. Из-за циклического характера орбиты может произойти два события затмения, одно из которых затмевает первичное, а второе - наоборот. Если две звезды имеют существенно разные массы, а также разные радиусы и светимости, то эти два затмения будут иметь разную глубину. Это повторение неглубокого и глубокого транзитного события может быть легко обнаружено и, таким образом, позволяет распознать систему как скользящую затмевающую двойную систему. Однако, если два звездных спутника имеют примерно одинаковую массу, то эти два затмения будут неразличимы, что сделает невозможным демонстрацию того, что скользящая затменная двойная система наблюдается, используя только измерения транзитной фотометрии.

На этом изображении показаны относительные размеры коричневых карликов и больших планет.

Наконец, есть два типа звезд, которые примерно такого же размера, как планеты-гиганты, белые карлики и коричневые карлики. Это связано с тем, что планеты-гиганты, белые и коричневые карлики поддерживаются вырожденным электронным давлением. Кривая блеска не делает различий между объектами, поскольку зависит только от размера проходящего объекта. По возможности, измерения лучевой скорости используются для проверки того, что проходящее или затмевающее тело имеет планетарную массу, то есть менее 13M._J. Вариации времени прохождения также могут определять M_п. Доплеровская томография с известной орбитой лучевых скоростей может получить минимум M_п и прогнозируемое выравнивание одиночной орбиты.

красный гигант Звезды-ветви имеют еще одну проблему для обнаружения планет вокруг них: хотя планеты вокруг этих звезд с большей вероятностью проходят транзит из-за большего размера звезды, эти транзитные сигналы трудно отделить от кривой яркости главной звезды, поскольку красные гиганты имеют частые пульсации в яркость с периодом от нескольких часов до суток. Это особенно заметно с субгиганты. Кроме того, эти звезды намного ярче, и транзитные планеты блокируют гораздо меньший процент света, исходящего от этих звезд. В отличие от этого, планеты могут полностью скрыть очень маленькую звезду, такую ​​как нейтронная звезда или белый карлик, событие, которое можно легко обнаружить с Земли. Однако из-за небольших размеров звезды вероятность выравнивания планеты с таким звездным остатком крайне мала.

Свойства (масса и радиус) планет, обнаруженных с использованием метода транзита, по сравнению с распределением n (светло-серая гистограмма) минимальных масс транзитных и непереходящих экзопланет. Супер-Земли черные.

Основное преимущество метода транзита в том, что размер планеты можно определить по кривой блеска. В сочетании с методом лучевой скорости (который определяет массу планеты) можно определить плотность планеты и, следовательно, узнать кое-что о ее физической структуре. Планеты, которые были изучены обоими методами, на сегодняшний день являются наиболее изученными из всех известных экзопланет.^[16]

Метод транзита также позволяет изучать атмосферу переходящей планеты. Когда планета проходит мимо звезды, свет звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты. Изучая высокое разрешение звездный спектр осторожно можно обнаружить элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера планеты и планеты в этом отношении также может быть обнаружена путем измерения поляризации звездного света, когда он проходит через атмосферу планеты или отражается от нее.^[17]

Кроме того, вторичное затмение (когда планета заблокирована своей звездой) позволяет напрямую измерять радиацию планеты и помогает ограничить эксцентриситет ее орбиты без необходимости присутствия других планет. Если звезды фотометрический Интенсивность во время вторичного затмения вычитается из его интенсивности до или после, остается только сигнал, вызванный планетой. Тогда можно измерить температуру планеты и даже обнаружить возможные признаки образования на ней облаков. В марте 2005 г. две группы ученых провели измерения с использованием этой методики с помощью Космический телескоп Спитцера. Две команды из Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики во главе с Дэвид Шарбонно, а Центр космических полетов Годдарда под руководством Л.Д. Деминга изучали планеты ТрЭС-1 и HD 209458b соответственно. Измерения показали температуры планет: 1060 K (790°C ) для ТрЭС-1 и около 1130 К (860 ° C) для HD 209458b.^[18][19] В дополнение горячий Нептун Gliese 436 b известно, что входит во вторичное затмение. Однако некоторые транзитные планеты вращаются по такой орбите, что они не входят во вторичное затмение относительно Земли; HD 17156 b с вероятностью более 90% будет одним из последних.

История

А Французское космическое агентство миссия CoRoT, начал в 2006 году поиск планетных транзитов с орбиты, где отсутствие атмосферных мерцание позволяет повысить точность. Эта миссия была разработана, чтобы иметь возможность обнаруживать планеты «от нескольких до нескольких раз больше, чем Земля», и работала «лучше, чем ожидалось», с двумя открытием экзопланет.^[20] (оба типа «горячий Юпитер») по состоянию на начало 2008 года. В июне 2013 года количество экзопланет CoRoT составляло 32, и некоторые из них еще предстоит подтвердить. Спутник неожиданно прекратил передачу данных в ноябре 2012 года (после того, как его миссия дважды продлевалась), и был выведен из эксплуатации в июне 2013 года.^[21]

В марте 2009 г. НАСА миссия Кеплер был запущен для сканирования большого количества звезд в созвездии Лебедь с точностью измерения, которая должна обнаруживать и характеризовать планеты размером с Землю. НАСА Миссия Кеплера использует метод транзита для сканирования сотен тысяч звезд в поисках планет. Была надежда, что к концу своей миссии продолжительностью 3,5 года спутник соберет достаточно данных, чтобы обнаружить планеты даже меньше Земли. Сканируя одновременно сто тысяч звезд, он смог не только обнаружить планеты размером с Землю, но и собрать статистику о количестве таких планет вокруг звезд, подобных Солнцу.^[22]

2 февраля 2011 г. команда Кеплера опубликовала список из 1235 кандидатов на внесолнечные планеты, в том числе 54, которые могут находиться в жилая зона. 5 декабря 2011 года команда Кеплера объявила, что они открыли 2326 планетных кандидатов, из которых 207 имеют размер, подобный Земле, 680 - размер сверх Земли, 1181 - размер Нептуна, 203 - размер Юпитера и 55 - больше. чем Юпитер. По сравнению с данными за февраль 2011 года количество планет размером с Землю и суперземлю увеличилось на 200% и 140% соответственно. Более того, 48 кандидатов в планеты были обнаружены в обитаемых зонах обследованных звезд, что меньше февральского показателя; это произошло из-за более строгих критериев, используемых в декабрьских данных. К июню 2013 года количество планет-кандидатов было увеличено до 3278, а некоторые подтвержденные планеты были меньше Земли, а некоторые даже размером с Марс (например, Кеплер-62с ) и один даже меньше Меркурия (Кеплер-37б ).^[23]

В Транзитный спутник исследования экзопланеты запущен в апреле 2018 года.

Модуляции отражения и излучения

Короткопериодические планеты на близких орбитах вокруг своих звезд будут претерпевать изменения отраженного света, потому что, как и Луна, они пройдут фазы от полного к новому и обратно. Кроме того, поскольку эти планеты получают много звездного света, он нагревает их, делая тепловые выбросы потенциально обнаруживаемыми. Поскольку телескопы не могут отделить планету от звезды, они видят только комбинированный свет, а яркость родительской звезды, кажется, периодически меняется на каждой орбите. Хотя эффект невелик - требуемая фотометрическая точность примерно такая же, как для обнаружения планеты размером с Землю, проходящей через звезду солнечного типа - такие планеты размером с Юпитер с орбитальным периодом в несколько дней обнаруживаются космическими телескопами, такими как как Космическая обсерватория Кеплера. Как и в случае с методом транзита, легче обнаружить большие планеты, вращающиеся вокруг своей родительской звезды, чем другие планеты, поскольку эти планеты получают больше света от своей родительской звезды. Когда планета имеет высокое альбедо и расположена вокруг относительно яркой звезды, ее вариации блеска легче обнаружить в видимом свете, в то время как более темные планеты или планеты вокруг низкотемпературных звезд легче обнаружить с помощью инфракрасного света с помощью этого метода. В конечном итоге этот метод может найти большинство планет, которые будут обнаружены этой миссией, поскольку изменение отраженного света в зависимости от орбитальной фазы в значительной степени не зависит от наклона орбиты и не требует, чтобы планета проходила перед диском звезды. Он по-прежнему не может обнаруживать планеты с круговыми обращенными лицом к лицу орбитами с точки зрения Земли, поскольку количество отраженного света не меняется во время его орбиты.

Фазовая функция планеты-гиганта также является функцией ее тепловых свойств и атмосферы, если таковая имеется. Следовательно, фазовая кривая может ограничивать другие свойства планеты, такие как распределение атмосферных частиц по размерам. Когда обнаруживается, что планета проходит транзитом и ее размер известен, кривая изменения фазы помогает вычислить или ограничить альбедо. С очень горячими планетами это сложнее, поскольку свечение планеты может мешать вычислению альбедо. Теоретически альбедо также может быть обнаружено у непереходящих планет при наблюдении изменений блеска с разными длинами волн. Это позволяет ученым определить размер планеты, даже если планета не проходит мимо звезды.^[24]

Первое в истории прямое обнаружение спектра видимого света, отраженного от экзопланеты, было сделано в 2015 году международной командой астрономов. Астрономы изучали свет от 51 Pegasi b - первая обнаруженная экзопланета на орбите главная последовательность звезда (а Солнечная звезда ) с помощью прибора High Accuracy Radial Speed ​​Planet Searcher (HARPS) в обсерватории Ла Силья Европейской южной обсерватории в Чили.^[25][26]

Оба Коро^[27] и Кеплер^[28] измерили отраженный свет от планет. Однако эти планеты уже были известны, так как они проходят через свою звезду-хозяин. Первыми планетами, обнаруженными этим методом, являются Кеплер-70б и Кеплер-70с, найденный Кеплером.^[29]

Релятивистское сияние

Отдельный новый метод обнаружения экзопланет по вариациям блеска использует релятивистское излучение наблюдаемого потока от звезды из-за ее движения. Это также известно как излучение Доплера или усиление Доплера. Метод был впервые предложен Авраам Леб и Скотт Гауди в 2003 году.^[30] Поскольку планета притягивает звезду своей гравитацией, плотность фотонов и, следовательно, видимая яркость звезды изменяется с точки зрения наблюдателя. Подобно методу лучевой скорости, его можно использовать для определения эксцентриситета орбиты и минимальной массы планеты. С помощью этого метода легче обнаружить массивные планеты рядом со своими звездами, поскольку эти факторы увеличивают движение звезды. В отличие от метода лучевых скоростей, он не требует точного спектра звезды, и поэтому его легче использовать для поиска планет вокруг быстро вращающихся звезд и более далеких звезд.

Одним из самых больших недостатков этого метода является то, что эффект изменения освещенности очень мал. Планета с массой Юпитера, движущаяся по орбите на расстоянии 0,025 а.е. от звезды, похожей на Солнце, едва заметна, даже когда орбита находится с ребра. Это не идеальный метод для открытия новых планет, поскольку количество испускаемого и отраженного звездным светом от планеты обычно намного больше, чем вариации света из-за релятивистского излучения. Однако этот метод по-прежнему полезен, поскольку он позволяет измерять массу планеты без необходимости последующего сбора данных из наблюдений за лучевой скоростью.

Первое открытие планеты этим методом (Кеплер-76б ) был анонсирован в 2013 году.^[31][32]

Эллипсоидальные вариации

Массивные планеты могут вызывать небольшие приливные искажения для своих звезд. Когда звезда имеет слегка эллипсоидальную форму, ее видимая яркость меняется в зависимости от того, обращена ли сплюснутая часть звезды в точку зрения наблюдателя. Как и метод релятивистского излучения, он помогает определить минимальную массу планеты, а его чувствительность зависит от наклона орбиты планеты. Степень влияния на видимую яркость звезды может быть намного больше, чем при использовании метода релятивистского излучения, но цикл изменения яркости в два раза быстрее. Кроме того, планета искажает форму звезды сильнее, если у нее низкое отношение большой полуоси к радиусу звезды и плотность звезды низкая. Это делает этот метод подходящим для поиска планет вокруг звезд, которые покинули главную последовательность.^[33]

Пульсарное время

Впечатление художника от пульсара ОГР 1257 + 12 планетная система России

А пульсар нейтронная звезда: небольшой сверхплотный остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая звезда. Пульсары очень регулярно излучают радиоволны во время своего вращения. Поскольку собственное вращение пульсара настолько регулярное, небольшие аномалии во времени наблюдаемых им радиоимпульсов можно использовать для отслеживания движения пульсара. Подобно обычной звезде, пульсар будет двигаться по своей небольшой орбите, если у него есть планета. Расчеты, основанные на наблюдениях за синхронизацией импульсов, могут затем выявить параметры этой орбиты.^[34]

Этот метод изначально не был разработан для обнаружения планет, но он настолько чувствителен, что способен обнаруживать планеты, намного меньшие, чем любой другой метод, до менее чем одной десятой массы Земли. Он также способен обнаруживать взаимные гравитационные возмущения между различными членами планетной системы, тем самым раскрывая дополнительную информацию об этих планетах и ​​их орбитальных параметрах. Кроме того, он может легко обнаруживать планеты, которые находятся относительно далеко от пульсара.

У метода измерения времени пульсара есть два основных недостатка: пульсары относительно редки, и для формирования планеты вокруг пульсара требуются особые условия. Поэтому маловероятно, что таким образом будет найдено большое количество планет.^[35] Кроме того, жизнь на планетах, вращающихся вокруг пульсаров, скорее всего, не выживет из-за высокой интенсивности окружающего излучения.

В 1992 г. Александр Вольщан и Дейл Хрупкий использовал этот метод для открытия планет вокруг пульсара ОГР 1257 + 12.^[36] Их открытие было быстро подтверждено, что сделало его первым подтверждением наличия планет за пределами Солнечная система.^{[нужна цитата ]}

Переменное звездное время

Подобно пульсарам, некоторые другие типы пульсирующие переменные звезды достаточно регулярны, чтобы радиальная скорость можно определить чисто фотометрически от Доплеровский сдвиг частоты пульсации, без необходимости спектроскопия.^[37][38] Этот метод не так чувствителен, как метод изменения времени пульсара, поскольку периодическая активность более длительная и менее регулярная. Легкость обнаружения планет вокруг переменной звезды зависит от периода пульсации звезды, регулярности пульсаций, массы планеты и расстояния до звезды-хозяина.

Первый успех этого метода пришел в 2007 году, когда V391 Pegasi b был обнаружен вокруг пульсирующей субкарликовой звезды.^[39]

Время транзита

Воспроизвести медиа

Анимация, показывающая разницу между временем прохождения планет для систем с одной и двумя планетами. Предоставлено: НАСА / Миссия Кеплера.

В Миссия Кеплера, Миссия НАСА, способная обнаруживать внесолнечные планеты

Метод изменения времени прохождения учитывает, происходят ли транзиты со строгой периодичностью или есть вариации. Когда обнаруживается несколько транзитных планет, их часто можно подтвердить с помощью метода изменения времени прохождения. Это полезно для планетных систем, далеких от Солнца, где методы радиальной скорости не могут обнаружить их из-за низкого отношения сигнал / шум. Если планета была обнаружена методом транзита, то изменение времени прохождения обеспечивает чрезвычайно чувствительный метод обнаружения дополнительных непереходящих планет в системе с массами, сопоставимыми с массами Земли. Легче обнаружить изменения времени прохождения, если планеты имеют относительно близкие орбиты и когда по крайней мере одна из планет более массивна, что вызывает большее возмущение орбитального периода менее массивной планеты.^[40][41][42]

Главный недостаток метода определения времени прохождения заключается в том, что обычно мало что можно узнать о самой планете. Изменение времени прохождения может помочь определить максимальную массу планеты. В большинстве случаев он может подтвердить, имеет ли объект планетарную массу, но не накладывает жестких ограничений на его массу. Однако есть исключения, поскольку планеты в Кеплер-36 и Кеплер-88 орбиты систем достаточно близки, чтобы точно определить их массы.

Первое существенное обнаружение непереходящей планеты с помощью TTV было выполнено с помощью НАСА. Кеплер космический корабль. Транзитная планета Кеплер-19б показывает TTV с амплитудой пять минут и периодом около 300 дней, что указывает на присутствие второй планеты, Кеплер-19с, который имеет период, который почти рационально кратен периоду транзитной планеты.^[43][44]

В околоземные планеты, вариации времени прохождения в основном вызваны орбитальным движением звезд, а не гравитационными возмущениями других планет. Эти вариации затрудняют обнаружение этих планет автоматическими методами. Тем не менее, это позволяет легко подтвердить наличие этих планет после их обнаружения.^{[нужна цитата ]}

Изменение продолжительности транзита

«Изменение продолжительности» относится к изменениям в продолжительности транзита. Изменения продолжительности могут быть вызваны экзолуния, апсидальная прецессия для эксцентрических планет из-за другой планеты в той же системе, или общая теория относительности.^[45][46]

Когда околомбайная планета обнаруживается с помощью метода транзита, это можно легко подтвердить с помощью метода изменения продолжительности транзита.^[47] В тесных двойных системах звезды значительно изменяют движение компаньона, а это означает, что любая транзитная планета имеет значительные различия в продолжительности прохождения. Первое такое подтверждение пришло от Кеплер-16б.^[47]

Время затмения двоичных минимумов

Когда двойная звезда Система выровнена так, что - с точки зрения Земли - звезды проходят друг перед другом на своих орбитах, система называется «затменной двойной» звездной системой. Время минимума света, когда звезда с более яркой поверхностью хотя бы частично заслонена диском другой звезды, называется первичным. затмение, и примерно через пол-орбиты вторичное затмение происходит, когда более яркая звезда с площадью поверхности закрывает некоторую часть другой звезды. Эти времена минимума света или центральных затмений составляют отметку времени в системе, во многом как импульсы от пульсар (за исключением того, что они не вспышки, а провал яркости). Если есть планета, вращающаяся по круговой орбите вокруг двойных звезд, звезды будут смещены вокруг двойной планеты. центр массы. Поскольку звезды в двойной системе смещаются планетой вперед и назад, время минимумов затмений будет меняться. Периодичность этого смещения может быть наиболее надежным способом обнаружения внесолнечных планет вокруг тесных двойных систем.^[48][49][50] С помощью этого метода планеты легче обнаружить, если они более массивны, вращаются относительно близко вокруг системы и если звезды имеют малую массу.

Метод времени затмения позволяет обнаруживать планеты дальше от звезды-хозяина, чем метод транзита. Однако сигналы вокруг катаклизмическая переменная звезды, указывающие на наличие планет, имеют тенденцию совпадать с нестабильными орбитами.^{[требуется разъяснение ][51]} В 2011 году Kepler-16b стала первой планетой, которая была определенно охарактеризована с помощью затменных вариаций двоичной синхронизации.^[52]

Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование происходит, когда гравитационное поле звезды действует как линза, увеличивая свет далекой фоновой звезды. Этот эффект возникает только тогда, когда две звезды почти точно выровнены. События линзирования непродолжительны, длятся недели или дни, так как две звезды и Земля движутся относительно друг друга. За последние десять лет наблюдалось более тысячи таких событий.

Если у линзирующей звезды на переднем плане есть планета, то собственное гравитационное поле этой планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования. Поскольку для этого требуется крайне маловероятное выравнивание, необходимо постоянно отслеживать очень большое количество далеких звезд, чтобы с разумной скоростью обнаруживать вклад планетарного микролинзирования. Этот метод наиболее эффективен для планет между Землей и центром галактики, поскольку центр галактики обеспечивает большое количество фоновых звезд.

В 1991 году астрономы Шудэ Мао и Богдан Пачиньски предложили использовать гравитационное микролинзирование для поиска двойных спутников звезд, и их предложение было уточнено Энди Гулдом и Авраам Леб в 1992 году как метод обнаружения экзопланет. Успехи этого метода относятся к 2002 году, когда группа польских астрономов (Анджей Удальский, Марчин Кубяк и Михал Шиманский из Варшава, и Богдан Пачиньски ) в рамках проекта OGLE ( Оптическое гравитационное линзирование. ) разработал работоспособную технику. В течение одного месяца они нашли несколько возможных планет, хотя ограничения в наблюдениях не позволили получить четкое подтверждение. С тех пор с помощью микролинзирования было обнаружено несколько подтвержденных внесолнечных планет. Это был первый метод, способный обнаруживать планеты земной массы вокруг обычных главная последовательность звезды.^[53]

В отличие от большинства других методов, которые имеют смещение обнаружения планет с малыми (или для получения разрешенных изображений - большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет на расстоянии 1-10 астрономических единиц от звезд, подобных Солнцу.

Заметным недостатком метода является то, что линзирование невозможно повторить, потому что случайное выравнивание больше не повторяется. Кроме того, обнаруженные планеты будут находиться на расстоянии нескольких килопарсек, поэтому последующие наблюдения другими методами обычно невозможны. Кроме того, единственной физической характеристикой, которая может быть определена с помощью микролинзирования, является масса планеты в пределах жестких ограничений. Орбитальные свойства также имеют тенденцию быть неясными, поскольку единственная орбитальная характеристика, которую можно напрямую определить, - это ее текущая большая полуось от родительской звезды, что может вводить в заблуждение, если планета движется по эксцентрической орбите. Когда планета находится далеко от своей звезды, она проводит лишь крошечную часть своей орбиты в состоянии, в котором ее можно обнаружить с помощью этого метода, поэтому период обращения планеты нелегко определить. Также легче обнаруживать планеты вокруг звезд с малой массой, поскольку эффект гравитационного микролинзирования увеличивается с увеличением отношения масс планеты к массе.

Основные преимущества метода гравитационного микролинзирования заключаются в том, что он может обнаруживать планеты с малой массой (в принципе, вплоть до массы Марса с будущими космическими проектами, такими как ПЕРВЫЙ ); он может обнаруживать планеты на широких орбитах, сопоставимых с Сатурном и Ураном, у которых периоды обращения слишком велики для методов лучевой скорости или транзита; и он может обнаруживать планеты вокруг очень далеких звезд. Когда достаточное количество фоновых звезд можно будет наблюдать с достаточной точностью, тогда этот метод должен в конечном итоге выявить, насколько распространены планеты земного типа в галактике.^{[нужна цитата ]}

Наблюдения обычно проводятся с использованием сетей роботизированные телескопы. В добавок к Европейский исследовательский совет финансируемый OGLE, Наблюдения с помощью микролинзирования в астрофизике (MOA) группа работает над совершенствованием этого подхода.

Планета (Исследование аномалий линз NETwork ) / Проект RoboNet еще более амбициозен. Он обеспечивает практически непрерывное круглосуточное покрытие всемирной сетью телескопов, предоставляя возможность принимать участие в микролинзировании от планет с массой столь же низкой, как масса Земли. Эта стратегия была успешной в обнаружении первой маломассивной планеты на широкой орбите, обозначенной OGLE-2005-BLG-390Lb.^[53]

Прямая визуализация

Прямое изображение экзопланеты вокруг звезды HR8799 используя Вихревой коронограф на участке 1,5 м Телескоп Хейла

ESO изображение планеты возле Beta Pictoris

Планеты - чрезвычайно слабые источники света по сравнению со звездами, и то немногое, что исходит от них, обычно теряется в ярком свете их родительской звезды. Так что в целом очень сложно обнаружить и разрешить их непосредственно с их звезды-хозяина. Планеты, вращающиеся достаточно далеко от звезд, чтобы их можно было разрешить, отражают очень мало звездного света, поэтому планеты обнаруживаются по их тепловому излучению. Получить изображения легче, когда звездная система находится относительно близко к Солнцу, а планета особенно велика (значительно больше, чем Юпитер ), далеко отделенная от родительской звезды и горячая, поэтому излучает интенсивное инфракрасное излучение; Затем были сделаны изображения в инфракрасном диапазоне, когда планета ярче, чем в видимом диапазоне длин волн. Коронографы используются, чтобы блокировать свет от звезды, оставляя планету видимой. Прямое изображение экзопланеты земного типа требует экстремальных оптотермическая стабильность.^[54] Во время фазы аккреции планетарного образования контраст звезда-планета может быть даже лучше в H альфа чем в инфракрасном диапазоне - в настоящее время ведется исследование H-альфа.^[55]

Телескопы ExTrA на Ла Силья наблюдает в инфракрасном диапазоне длин волн и добавляет спектральную информацию к обычным фотометрическим измерениям.^[56]

Прямая визуализация может дать лишь приблизительные ограничения массы планеты, которая определяется возрастом звезды и температурой планеты. Масса может значительно различаться, так как планеты могут образовываться через несколько миллионов лет после образования звезды. Чем холоднее планета, тем меньше должна быть масса планеты. В некоторых случаях можно дать разумные ограничения для радиуса планеты на основе температуры планеты, ее видимой яркости и расстояния от Земли. Спектры, излучаемые планетами, не нужно отделять от звезды, что упрощает определение химического состава планет.

Иногда необходимы наблюдения на нескольких длинах волн, чтобы исключить, что планета коричневый карлик. Прямое отображение можно использовать для точного измерения орбиты планеты вокруг звезды. В отличие от большинства других методов, прямая визуализация лучше работает с планетами с прямые орбиты а не орбиты с ребра, поскольку планету на прямой орбите можно наблюдать в течение всей орбиты планеты, а планеты с орбитой с ребра легче всего наблюдать в период наибольшего видимого отделения от родительской звезды.

В настоящее время планеты, обнаруженные с помощью прямых изображений, делятся на две категории. Во-первых, планеты находятся вокруг звезд более массивных, чем Солнце, которые достаточно молоды, чтобы иметь протопланетные диски. Вторая категория состоит из возможных суб-коричневых карликов, обнаруженных вокруг очень тусклых звезд, или коричневых карликов, которые находятся на расстоянии не менее 100 а.е. от своих родительских звезд.

Планетно-массовые объекты не гравитационно привязан к звезде также обнаруживаются с помощью прямого изображения.

Ранние открытия

Большой центральный объект - звезда CVSO 30; маленькая точка вверху и слева - экзопланета CVSO 30c. Это изображение было сделано с использованием данных астрометрии из VLT инструменты NACO и SINFONI.^[57]

В 2004 году группа астрономов использовала Европейская южная обсерватория с Очень большой телескоп массив в Чили для создания изображения 2М1207б, компаньон коричневый карлик 2М1207.^[58] В следующем году планетарный статус спутника был подтвержден.^[59] По оценкам, планета в несколько раз массивнее, чем Юпитер и иметь орбитальный радиус более 40 а.е.

В сентябре 2008 г. был сфотографирован объект на расстоянии 330 а.е. от звезды. 1RXS J160929.1−210524, но только в 2010 году было подтверждено, что это планета-компаньон звезды, а не просто случайное совпадение.^[60]

Первая многопланетная система, о которой было объявлено 13 ноября 2008 г., была получена в 2007 г. с помощью телескопов как на Обсерватория Кека и Обсерватория Близнецов. Наблюдалось прямое наблюдение за тремя планетами, вращающимися вокруг HR 8799, массы которого приблизительно равны десяти, десяти и семи раз больше Юпитера.^[61][62] В тот же день, 13 ноября 2008 г., было объявлено, что космический телескоп Хаббл непосредственно наблюдал экзопланета вращающийся по орбите Фомальгаут, массой не более 3 M_J.^[63] Обе системы окружены дисками, мало чем отличающимися от Пояс Койпера.

В 2009 году было объявлено, что анализ изображений, датируемых 2003 годом, выявил планету, вращающуюся вокруг Beta Pictoris.^{[нужна цитата ]}

В 2012 году было объявлено, что "Супер-Юпитер "планета массой около 12.8 M_J вращающийся по орбите Каппа Андромеды был непосредственно отображен с помощью Субару Телескоп на Гавайях.^[64][65] Он вращается вокруг своей родительской звезды на расстоянии около 55 астрономических единиц, что почти вдвое превышает расстояние Нептун от солнца.

Дополнительная система, GJ 758, был получен в ноябре 2009 г. командой, использовавшей HiCIAO инструмент Субару Телескоп, но это был коричневый карлик.^[66]

Другие возможные экзопланеты, которые можно было получить напрямую, включают: GQ Lupi b, AB Pictoris b, и SCR 1845 b.^[67] По состоянию на март 2006 г. ни одна из планет не была подтверждена; вместо этого они могут быть маленькими коричневые карлики.^[68][69]

Инструменты для визуализации

ESO VLT изображение экзопланеты HD 95086 b^[70]

Некоторые проекты по оснащению телескопов инструментами, способными отображать планеты, включают наземные телескопы. Gemini Planet Imager, ВЛТ-СФЕРА, то Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) инструмент Проект Паломар 1640, и космический телескоп ПЕРВЫЙ. В Миссия в новых мирах предлагает большой космический затвор, предназначенный для блокирования света близлежащих звезд для наблюдения за их планетами, вращающимися вокруг них. Это может быть использовано с существующими, уже спроектированными или новыми, специально построенными телескопами.

В 2010 году команда из НАСА Лаборатория реактивного движения продемонстрировал, что вихревой коронограф может позволить маленьким телескопам получать прямые изображения планет.^[71] Они сделали это, визуализировав ранее изображенные HR 8799 планет, используя лишь часть шириной 1,5 метра Телескоп Хейла.

Еще один многообещающий подход: обнуляющая интерферометрия.^[72]

Также было предложено, чтобы космические телескопы, фокусирующие свет, используя зонные пластины вместо зеркал обеспечит более контрастное изображение и будет дешевле запускать в космос из-за возможности складывать легкую пластину зоны фольги.^[73]

Поляриметрия

Свет, излучаемый звездой, неполяризован, т.е. направление колебаний световой волны случайное. Однако, когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и становятся поляризованными.^[74]

Анализируя поляризацию в комбинированном свете планеты и звезды (примерно одна миллионная), эти измерения в принципе могут быть выполнены с очень высокой чувствительностью, поскольку поляриметрия не ограничивается стабильностью атмосферы Земли. Еще одно главное преимущество состоит в том, что поляриметрия позволяет определять состав атмосферы планеты. Главный недостаток в том, что он не сможет обнаружить планеты без атмосферы. Более крупные планеты и планеты с более высоким альбедо легче обнаружить с помощью поляриметрии, поскольку они отражают больше света.

Астрономические устройства, используемые для поляриметрии, называемые поляриметрами, способны обнаруживать поляризованный свет и отклонять неполяризованные лучи. Такие группы как ZIMPOL / CHEOPS^[75] и ПланетаПол^[76] в настоящее время используют поляриметры для поиска внесолнечных планет. Первое успешное обнаружение внесолнечной планеты этим методом произошло в 2008 году, когда HD 189733 b Планета, открытая тремя годами ранее, была обнаружена с помощью поляриметрии.^[77] Однако с помощью этого метода новых планет пока не обнаружено.

Астрометрия

На этой диаграмме планета (меньший объект) вращается вокруг звезды, которая сама движется по небольшой орбите. Центр масс системы отображается красным знаком плюса. (В этом случае он всегда находится внутри звезды.)

Этот метод состоит из точного измерения положения звезды на небе и наблюдения за тем, как это положение меняется с течением времени. Первоначально это делалось визуально, по рукописным записям. К концу 19 века в этом методе использовались фотопластинки, что значительно повысило точность измерений, а также позволило создать архив данных. Если у звезды есть планета, то гравитационное влияние планеты заставит саму звезду двигаться по крошечной круговой или эллиптической орбите. Фактически, каждая звезда и планета вращаются вокруг своего общего центра масс (барицентр ), что объясняется решениями проблема двух тел. Поскольку звезда намного массивнее, ее орбита будет намного меньше.^[78] Часто общий центр масс находится в радиусе большего тела. Следовательно, вокруг маломассивных звезд легче найти планеты, особенно коричневые карлики.

Движение центра масс (барицентра) солнечной системы относительно Солнца

Астрометрия - самый старый метод поиска внесолнечные планеты, и изначально был популярен из-за того, что успешно характеризовал астрометрическая двойная звезда системы. Это восходит, по крайней мере, к заявлениям, сделанным Уильям Гершель в конце 18 века. Он утверждал, что невидимый товарищ влиял на положение звезды, которую он внес в каталог как 70 Змееносец. Первый известный формальный астрометрический расчет для внесолнечной планеты был сделан Уильям Стивен Джейкоб в 1855 г. за эту звезду.^[79] Подобные расчеты повторяли другие в течение еще полувека.^[80] пока окончательно не опровергнуты в начале 20 века.^[81][82]В течение двух столетий ходили заявления об открытии невидимые товарищи на орбите близлежащих звездных систем, которые, как сообщается, были обнаружены этим методом,^[80] кульминацией которого стало известное объявление 1996 года о множестве планет, вращающихся вокруг ближайшей звезды. Лаланд 21185 к Джордж Гейтвуд.^[83][84] Ни одно из этих заявлений не выдержало проверки другими астрономами, и эта методика приобрела дурную славу.^[85] К сожалению, изменения положения звезд настолько малы, а атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже лучшие наземные телескопы не могут производить достаточно точные измерения. Все претензии планетарный компаньон менее 0,1 солнечной массы, как масса планеты, полученные до 1996 г. с использованием этого метода, вероятно, являются ложными. В 2002 г. Космический телескоп Хаббла удалось использовать астрометрию для характеристики ранее открытой планеты вокруг звезды Gliese 876.^[86]

Космическая обсерватория Гайя, запущенный в 2013 году, как ожидается, найдет тысячи планет с помощью астрометрии, но до запуска Гайя, ни одна планета, обнаруженная астрометрией, не подтверждена.

SIM PlanetQuest был проект США (отменен в 2010 году), который имел бы аналогичные возможности поиска экзопланет Гайя.

Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является то, что он наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами. Это делает его дополнением к другим методам, наиболее чувствительным к планетам с малыми орбитами. Однако потребуется очень длительное время наблюдения - годы, а возможно, и десятилетия, поскольку планеты, достаточно далекие от своей звезды, чтобы их можно было обнаружить с помощью астрометрии, также занимают много времени для завершения орбиты.

Планеты, вращающиеся вокруг одной из звезд в двойных системах, легче обнаружить, поскольку они вызывают возмущения в орбитах самих звезд. Однако при использовании этого метода необходимы дополнительные наблюдения, чтобы определить, вокруг какой звезды вращается планета.

В 2009 году открытие VB 10b по астрометрии. Этот планетарный объект, вращающийся вокруг малой массы красный карлик звезда VB 10, как сообщалось, имеет массу в семь раз больше, чем Юпитер. Если это подтвердится, это будет первая экзопланета, обнаруженная астрометрией, из многих, которые были заявлены на протяжении многих лет.^[87][88] Однако недавний радиальная скорость независимые исследования исключают существование заявленной планеты.^[89][90]

В 2010 г. были астрометрически измерены шесть двойных звезд. Одна из звездных систем, называемая HD 176051, с «высокой степенью уверенности» было обнаружено, что у него есть планета.^[91]

В 2018 году исследование, сравнивающее наблюдения с Космический корабль Gaia к Hipparcos данные для Beta Pictoris система смогла измерить массу Beta Pictoris b, ограничив ее 11±2 Юпитерские массы.^[92] Это хорошо согласуется с предыдущими оценками массы примерно в 13 масс Юпитера.

Комбинация лучевой скорости и астрометрии использовалась для обнаружения и характеристики нескольких короткопериодических планет, хотя ранее холодные Юпитеры не обнаруживались подобным образом. В 2019 году данные космического корабля Gaia и его предшественника Hipparcos были дополнены данными HARPS данные, позволяющие лучше описать ε Indi Ab как ближайшая к Юпитеру экзопланета массой 3 юпитера на слегка эксцентричной орбите с периодом обращения 45 лет.^[93]

Рентгеновское затмение

В сентябре 2020 года обнаружение планеты-кандидата на орбите массивная рентгеновская двойная система M51-ULS-1 в Галактика Водоворот было объявлено. Планета была обнаружена затмения рентгеновского источника, состоящего из остатка звезды (либо нейтронная звезда или черная дыра ) и массивная звезда, вероятно, B-тип сверхгигант. Это единственный метод, способный обнаружить планету в другой галактике.^[94]

Кинематика диска

Планеты можно обнаружить по промежуткам, которые они создают в протопланетные диски.^[95][96]

Другие возможные методы

Обнаружение вспышек и изменчивости эхо-сигналов

События непериодической изменчивости, такие как вспышки, могут вызывать очень слабые эхо-сигналы на кривой блеска, если они отражаются от экзопланеты или другой рассеивающей среды в звездной системе.^{[97][98][99][100]} Совсем недавно, благодаря достижениям в области оборудования и технологий обработки сигналов, предсказано, что эхо-сигналы от экзопланет можно будет восстановить с помощью фотометрических и спектроскопических измерений активных звездных систем, таких как M-карлики.^{[101][102][103]} Теоретически эти эхо-сигналы наблюдаются при любом наклонении орбиты.

Транзитная визуализация

Оптический / инфракрасный интерферометр Массив не собирает столько света, сколько один телескоп эквивалентного размера, но имеет разрешение одиночного телескопа, равное размеру массива. Для ярких звезд эту разрешающую способность можно использовать для изображения поверхности звезды во время транзитного события и для наблюдения тени проходящей планеты. Это могло бы обеспечить прямое измерение углового радиуса планеты и, через параллакс, его фактический радиус. Это более точно, чем оценка радиуса на основе транзитная фотометрия, которые зависят от оценок радиуса звезды, которые зависят от моделей характеристик звезд. Визуализация также обеспечивает более точное определение наклона, чем фотометрия.^[104]

Магнитосферное радиоизлучение

Радиоизлучения из магнитосферы можно будет регистрировать с помощью будущих радиотелескопов. Это могло бы позволить определить скорость вращения планеты, которую иначе обнаружить трудно.^[105]

Авроральное радиоизлучение

Аврорал радио выбросы с планет-гигантов с плазма источники, такие как Юпитер вулканическая луна Ио, могут быть обнаружены с помощью радиотелескопов, таких как ЛОФАР.^[106][107]

Оптическая интерферометрия

В марте 2019 г. ESO астрономы, используя Инструмент GRAVITY на их Интерферометр с очень большим телескопом (VLTI) объявила о первом прямом обнаружении экзопланета, HR 8799 e, с помощью оптическая интерферометрия.^[108]

Модифицированная интерферометрия

Наблюдая за колебаниями интерферограммы с помощью спектрометра с преобразованием Фурье, можно получить повышенную чувствительность для обнаружения слабых сигналов от планет земного типа.^[109]

Обнаружение внесолнечных астероидов и дисков обломков

Околозвездные диски

Представление художника о двух Плутон -размерные карликовые планеты в столкновении вокруг Вега

Диски космической пыли (диски мусора ) окружают множество звезд. Пыль может быть обнаружена, поскольку она поглощает обычный звездный свет и повторно излучает его в виде инфракрасный радиация. Даже если общая масса пылевых частиц намного меньше, чем у Земли, они все равно могут иметь достаточно большую общую площадь поверхности, чтобы затмить свою родительскую звезду в инфракрасных длинах волн.^[110]

В Космический телескоп Хаббла способен наблюдать пылевые диски с помощью прибора NICMOS (ближняя инфракрасная камера и многообъектный спектрометр). Еще более качественные изображения были получены с помощью его сестринского инструмента, Космический телескоп Спитцера, и Европейское космическое агентство с Космическая обсерватория Гершеля, который может глубже заглянуть в инфракрасный длин волн, чем может Хаббл. В настоящее время пылевые диски обнаружены вокруг более чем 15% ближайших солнечных звезд.^[111]

Считается, что пыль образуется в результате столкновений комет и астероидов. Радиационное давление от звезды будет выталкивать частицы пыли в межзвездное пространство за относительно короткий промежуток времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянное пополнение ее запасов в результате новых столкновений и является убедительным косвенным свидетельством присутствия малых тел, таких как кометы и астероиды которые вращаются вокруг родительской звезды.^[111] Например, пылевой диск вокруг звезды Тау Кита указывает на то, что эта звезда имеет население объектов, аналогичных нашей Солнечной системе. Пояс Койпера, но как минимум в десять раз толще.^[110]

Говоря более предположительно, особенности пылевых дисков иногда предполагают присутствие полноразмерных планет. Некоторые диски имеют центральную полость, что означает, что они действительно имеют форму кольца. Центральная полость может быть вызвана планетой, «очищающей» пыль на своей орбите. Другие диски содержат сгустки, которые могут быть вызваны гравитационным влиянием планеты. Оба эти типа особенностей присутствуют в пылевом диске вокруг Эпсилон Эридана, что намекает на присутствие планеты с радиусом орбиты около 40 AU (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной методом лучевых скоростей).^[112] Подобные взаимодействия планет и дисков можно смоделировать численно, используя коллизионный уход техники.^[113]

Загрязнение звездной атмосферы

Спектральный анализ белые карлики ' атмосферы часто обнаруживает загрязнение более тяжелыми элементами, такими как магний и кальций. Эти элементы не могут происходить из ядра звезды, и вполне вероятно, что загрязнение происходит от астероиды это подошло слишком близко (в пределах Предел Роша ) к этим звездам в результате гравитационного взаимодействия с более крупными планетами и были разорваны на части приливными силами звезды. Таким образом может быть заражено до 50% молодых белых карликов.^[114]

Кроме того, пыль, ответственная за загрязнение атмосферы, может быть обнаружена инфракрасным излучением, если она существует в достаточном количестве, аналогично обнаружению дисков обломков вокруг звезд главной последовательности. Данные из Космический телескоп Спитцера предполагает, что 1-3% белых карликов обладают обнаруживаемой околозвездной пылью.^[115]

В 2015 году были открыты малые планеты, проходящие транзитом через белый карлик. WD 1145 + 017.^[116] Этот материал вращается с периодом около 4,5 часов, и формы транзитных кривых блеска предполагают, что более крупные тела распадаются, внося свой вклад в загрязнение атмосферы белого карлика.

Космические телескопы

Большинство подтвержденных внесолнечных планет были обнаружены с помощью космических телескопов (по состоянию на 01/2015).^[117] Многие методы обнаружения могут работать более эффективно с космическими телескопами, которые избегают атмосферной дымки и турбулентности. COROT (2007-2012) и Кеплер были космическими миссиями, посвященными поиску внесолнечных планет с использованием транзитов. COROT открыла около 30 новых экзопланет. Кеплер (2009-2013) и K2 (2013-) обнаружили более 2000 проверенных экзопланет.^[118] Космический телескоп Хаббла и НАИБОЛЕЕ также нашли или подтвердили несколько планет. Инфракрасный Космический телескоп Спитцера был использован для обнаружения транзитов внесолнечных планет, а также затмения планет их звездой и фазовые кривые.^{[18][19][119]}

В Миссия Gaia, запущенный в декабре 2013 года,^[120] будет использовать астрометрию для определения истинных масс 1000 близлежащих экзопланет.^[121][122]TESS, запущен в 2018 году, ЧЕОПС запущен в 2019 году и ПЛАТОН в 2026 году будет использовать транзитный метод.

Первичное и вторичное обнаружение

Методы проверки и фальсификации

• Проверка по кратности^[125]
• Цветовая подпись транзита^[126]
• Допплеровская томография^[127]
• Тестирование динамической устойчивости^[128]
• Как отличить планеты от звездной активности^[129]
• Транзитное смещение^[130]

Методы характеризации

• Спектроскопия пропускания
• Эмиссионная спектроскопия,^[131] с фазовым разрешением^[132]
• Спекл-визуализация^[133] / Удачная визуализация^[134] для обнаружения звезд-компаньонов, вокруг которых могут вращаться планеты вместо первичной звезды, что изменило бы параметры планеты, полученные из параметров звезды.
• Фотоэкцентрический эффект^[135]
• Эффект Росситера – Маклафлина

Смотрите также

• Список экзопланет
• Exomoon

Рекомендации

внешняя ссылка

• PlanetQuest НАСА
• Лунин, Джонатан I .; Макинтош, Брюс; Пил, Стэнтон (2009). «Обнаружение и характеристика экзопланет». Физика сегодня. 62 (5): 46. Bibcode:2009ФТ .... 62э..46Л. Дои:10.1063/1.3141941. S2CID  12379824.
• Кривые блеска транзитной экзопланеты
• Харди, Лиам. "Транзит экзопланеты". Видео о глубоком космосе. Брэди Харан.
• Уравнение радиальной скорости в поисках экзопланет (доплеровская спектроскопия или метод колебания)
• Сакетт, Пенни (2010). "Микролинзирующие экзопланеты". Scholarpedia. 5 (1): 3991. Bibcode:2010SchpJ ... 5.3991S. Дои:10.4249 / scholarpedia.3991.