Způsoby detekce exoplanet - Methods of detecting exoplanets


z Wikipedie, otevřené encyklopedie

Počet extrasolárních planet objevů za rok do září 2014, s barvami metody detekce kterém bude uvedeno:

Jakákoliv planeta je mimořádně slabý zdroj světla ve srovnání se svou mateřskou hvězdou . Například, hvězda jako Slunce je asi miliarda krát jasnější než odražené světlo od některé z planet obíhajících ji. Kromě vlastní obtížnosti detekce takový slabý zdroj světla, světlo od mateřské hvězdy způsobí oslnění, které ji vymývá. Z těchto důvodů je velmi málo extrasolárních planet hlášených od dubna 2014 byly pozorovány přímo před sebou, ještě méně je odlišila od své mateřské hvězdy.

Místo toho, astronomové mají obecně museli uchýlit k nepřímým metodám pro detekci extrasolárních planet. Od roku 2016, několik různých nepřímé metody přinesly úspěch.

Zavedené metody detekce

Následující metody byly alespoň jednou osvědčil pro objevování novou planetu nebo detekci již objevenou planetu:

radiální rychlost

Radiální rychlost graf 18 Delphini b .

Hvězda s planetou se bude pohybovat ve svém vlastním malém oběžnou dráhu v odezvě na gravitaci planety. To vede ke změnám v rychlosti, s jakou se hvězda pohybuje směrem k nebo pryč od Země, tj variace jsou v radiální rychlosti hvězdy s ohledem na Zemi. Radiální rychlost je možno odvodit z posunutí v mateřské hvězdy a spektrálních čar v důsledku Dopplerova efektu . Způsob radiální rychlost měří tyto varianty, aby se potvrdila přítomnost planety pomocí hmotnostní funkce binární .

Rychlost hvězdy kolem systému těžiště je mnohem menší než u planety, protože poloměr oběžné dráze kolem středu hmoty je tak malý. (Například, slunce se pohybuje od asi 13 m / s, v důsledku Jupiteru, ale jen asi 9 cm / s kvůli Zemi). Nicméně, rychlost změny až do 1 m / s, nebo dokonce o něco menší může být detekována s moderními spektrometry , jako je HARPS ( Vysoká přesnost radiální rychlost Planet Searcher spektrometru v) ESO 3,6 m dalekohledem v La Silla , Chile, nebo pronajme spektrometr na dalekohledy Keck . Obzvláště jednoduchý a levný způsob měření radiální rychlosti je „externě disperguje interferometrie“.

Až kolem roku 2012, přičemž tento způsob radiální rychlost (také známý jako Dopplerův spektroskopie ) byl zdaleka nejproduktivnější technice Planet lovci. (Po roce 2012, tranzitní metoda z Kepler kosmické lodi dostihl to co do počtu.) Signál radiální rychlost je vzdálenost nezávislá, ale vyžaduje vysokou signál-k-šumu spektra, aby se dosáhlo vysoké přesnosti, a proto se obvykle používá pouze pro relativně blízké hvězdy , se asi 160 světelných let od Země, najít nižší hmotností planety. Také není možné současně pozorovat mnoho cílových hvězd najednou s jedním dalekohledem. Planet Jupitera hmoty může být detekovatelná kolem hvězd až několik tisíc světelných let daleko. Tato metoda snadno najde obrovské planety, které jsou blízko hvězdy. Moderní spektrografy mohou také snadno detekovat planety o hmotnosti Jupitera obíhající 10 astronomických jednotek od mateřské hvězdy, ale detekce těchto planet vyžaduje dlouholeté pozorování. Zemních hmotnost planety jsou v současné době zjistitelné jen ve velmi malém oběžné dráze kolem hvězdy s nízkou hmotností, např Proxima b .

Je snazší rozpoznat planety kolem hvězdy s nízkou hmotností, ze dvou důvodů: Za prvé, tyto hvězdy jsou více postiženy gravitačním z planet. Druhým důvodem je, že hlavní-sekvenční hvězdy s nízkou hmotností zpravidla otáčí relativně pomalu. Rychlá rotace dělá dat spektrální čarou méně jasná, protože polovina hvězdy rychle otáčí pryč od pohledu pozorovatele, zatímco druhá polovina přístupů. Detekce planet kolem více hmotných hvězd je snazší, pokud hvězda opustila hlavní posloupnost, protože opuštění hlavní posloupnosti zpomaluje rotaci hvězdy.

Někdy Doppler spektroskopie vytváří falešné signály, a to zejména v multi-planety a multi-hvězdných systémů. Magnetické pole a některé druhy hvězdné aktivity může také dát falešné signály. Když hostitel hvězda má několik planet, falešné signály mohou vzniknout z nutnosti dostatek dat, aby více řešení vejde data, jako hvězdy nejsou obecně pozorována nepřetržitě. Některé z falešných signálů mohou být odstraněny tím, že analyzuje stabilitu planetárního systému, vedení fotometrický analýzu na mateřské hvězdy a znát jeho rotace období a hvězd časových období cyklu.

Planety s orbit velmi přiklání k linii pohledu ze Země produkují menší viditelné výkyvy, a jsou tedy mnohem obtížnější odhalit. Jednou z výhod tohoto způsobu je to, že radiální rychlosti výstřednost orbity planety může být měřena přímo. Jednou z hlavních nevýhod způsobu radiální rychlosti je to, že lze pouze odhadovat s planetami minimální hmotnost ( ). Distribuce zadní úhlu sklonu i závisí na skutečném rozložení hmotnosti planety. Nicméně, pokud existuje více planet v systému, které obíhají relativně blízko sebe a mají dostatečnou hmotnost, orbitální analýza stabilita dovoluje omezit maximální hmotnost těchto planet. Způsob radiální rychlosti může být použit k potvrzení závěry, ke kterým metodou tranzitní . Když jsou použity obě metody v kombinaci, potom planety opravdová hmota může být odhadnuta.

I když radiální rychlost hvězdy poskytuje pouze minimální hmotnost s planetami, pokud planety spektrální čáry mohou být odlišeny od spektrálních čar hvězdy pak radiální rychlost planety samotné lze nalézt, a to dává sklon oběžné dráhy planety. To umožňuje měření skutečné hmotnosti planety. To také vylučuje falešných poplachů, a také poskytuje údaje o složení planety. Hlavním problémem je, že taková detekce je možné pouze v případě, že planeta obíhá kolem relativně jasná hvězda a je-li planeta odráží nebo vyzařuje hodně světla.

tranzitní fotometrie

Technika, výhody a nevýhody

Metoda přechodu detekce extrasolárních planet. Níže uvedený graf na obrázku ukazuje úroveň osvětlení přijaté v průběhu času Earth.
Kepler-6b fotometrie
Simulovaný silueta of Jupiter (a 2 jeho měsíců) tranzitem naše Slunce, jak je patrné z jiného hvězdného systému

Zatímco způsob radiální rychlost poskytuje informace o hmotnosti planety se fotometrická metoda může určit poloměr planety. Pokud planeta prochází ( přechodů ) v přední části disku mateřské hvězdy, pak pozorovaná vizuální jasnost hvězdy poklesne o malou hodnotu, v závislosti na relativních velikostech hvězdy a planety. Například v případě HD 209458 , hvězda ztlumí o 1,7%. Nicméně, většina tranzitních signály jsou podstatně menší; například Země velikosti planet projíždějí na Slunci podobná hvězda vytváří stmívání pouhých 80 parts per million (0,008 procenta).

Tento způsob má dvě hlavní nevýhody. Za prvé, planetární přechody jsou pozorovatelné pouze tehdy, když oběžná dráha planety se stane být perfektně sladěny z úhlu pohledu astronomů. Pravděpodobnost planetární oběžné rovině, která je přímo na linii viditelnosti do hvězdy je poměr průměru hvězdy k průměru oběžné dráhy (v malých hvězd, poloměr planety je také důležitým faktorem) , Přibližně 10% z planet s malými drah mají takového srovnání, a frakce klesá planet s většími drahách. Pro planetu obíhající kolem Slunce-velké hvězdy na 1 AU je pravděpodobnost náhodné vyrovnání produkující tranzit je 0,47%. Proto metoda nemůže zaručit, že jakýkoli konkrétní hvězda není hostitelem planet. Avšak tím, že skenování velké oblasti na obloze, který obsahuje tisíce nebo dokonce stovky tisíc hvězd najednou, tranzitní průzkumy najdete více exoplanet než metodou radiálních rychlostí. Několik průzkumů vzali tento přístup, jako je pozemní Mearth projektu , Exoplanety WASP , KELT a HATNet , jakož i vesmírných CoRoT a Kepler mise. Metoda přechodu má také tu výhodu, že detekce planet kolem hvězd, které se nacházejí několik tisíc světelných let daleko. Nejvzdálenější planety objevené Sagittarius Window zákrytových extrasolárních planet hledání se nacházejí v blízkosti galaktického středu. Nicméně, spolehlivé navazující pozorování těchto hvězd je téměř nemožné se současnou technologií.

Druhou nevýhodou této metody je vysoká míra falešných detekcí. Studie 2012 zjištěno, že rychlost falešně pozitivních pro tranzit pozorovaných u mise Kepler může být tak vysoké jako 40% v jedno-planety systémů. Z tohoto důvodu, hvězda s detekcí jednoho tranzitní vyžaduje dodatečné potvrzení, obvykle z metody radiální rychlosti nebo orbitální způsobu jas modulace. Metoda měření radiálních rychlostí je nezbytné zejména pro Jupiter velké nebo větší planety, jako objekty této velikosti zahrnovat nejen planety, ale také hnědé trpaslíky a dokonce i malé hvězdy. Vzhledem k tomu, falešná pozitivita, je ve hvězdách se dvěma nebo více planetových kandidátů velmi nízká, taková detekce často mohou být ověřeny bez rozsáhlých následná pozorování. Některé z nich mohou být rovněž potvrzena metodou tranzitní časování variace.

Mnoho světelné body na obloze mají jasu variace, které se mohou objevit jako tranzitující planety měřením toku. Potíže s falešnými detekce v metodě tranzitní fotometrie vzniknout ve třech běžných forem: blended zákrytové dvojhvězdy, spásání zákrytové dvojhvězdy systémy a přechody od planety o velikosti hvězd. Zákrytová systémy obvykle produkují hluboké tavidel, které je odlišují od exoplanet tranzit, protože planety jsou obvykle menší než asi 2R J, ale toto není případ pro smíšené nebo zrn zákrytové binární systémy.

Míšení zákrytové binární systémy jsou obvykle nejsou fyzicky blízko sebe, ale jsou poměrně daleko od sebe. Jejich prolnutí vyplývá ze skutečnosti, že jsou oba leží podél stejného zorného paprsku z pohledu pozorovatele. Směsi cizorodých hvězd s zákrytová systémů může zředit měřenou zatmění hloubky, s výsledky často připomínající změny v toku měřené pro průjezd exoplanet. V těchto případech se cílová nejčastěji obsahuje velký hlavní primární sekvence s malým hlavní posloupnosti sekundární nebo obra s hlavní posloupnosti sekundární.

Pasoucí zákrytová systémy jsou systémy, v nichž jeden objekt bude jen stěží se pasou na končetinu toho druhého. V těchto případech je maximální tranzitní hloubka světelné křivky nebude úměrná poměru čtverců poloměrů obou hvězd, ale místo toho bude záviset pouze na maximální ploše primární, která je blokována pomocí sekundární. Vzhledem ke sníženému oblasti, která je zakryta, měřená pokles v toku může napodobovat průjezdní exponent. Některé z falešně pozitivních případů této kategorie lze snadno nalézt, pokud je zákrytová systém má kruhovou oběžnou dráhu, se dvěma společníky s rozdílu hmotností. Vzhledem k cyklické povaze dráhy, tam by dvě zákrytových akce, jeden z primárního stmívání sekundární a naopak. Pokud se tyto dvě hvězdy mají značně odlišné hmotnosti, což různé poloměry a zářivý výkon, pak tyto dvě zatmění bude mít různé hloubky. Toto opakování mělké a hluboké tranzitní případě lze snadno detekovat, a tím umožnit, aby byl systém rozpoznán jako pastviny zákrytová systém. Nicméně, pokud se obě hvězdné společníci jsou přibližně stejné hmotnosti, pak tyto dvě zatmění by byly nerozeznatelné, a proto je možné prokázat, že pasoucí zákrytová systém je pozorován pouze pomocí měření na tranzitní fotometricky.

Tento obrázek ukazuje relativní velikosti hnědých trpaslíků a velkých planet.

A konečně, existují dva typy hvězd, které jsou přibližně stejné velikosti jako plyn obřích planet, bílých trpaslíků a hnědé hvězdy. To je způsobeno tím, že plyn obří planety, bílá převyšuje a hnědí trpaslíci, jsou všechny podporované degenerované tlakem elektronů. světlo křivka nerozlišuje mezi objekty, protože závisí pouze na velikosti objektu tranzitující. Pokud je to možné, radiální měření rychlosti se používá pro ověření, že při průjezdu nebo zákrytové tělo planetárního hmoty, což znamená menší než 13M J . Transit Time Variace mohou také určit M P . Dopplerův tomografie se známou oběžné radiální rychlosti lze získat minimální M P a předpokládá zarovnání sing-oběžné dráze.

Červená obří větev hvězdy mají jiný problém detekce planet kolem nich: zatímco planety kolem těchto hvězd jsou mnohem pravděpodobnější, že k tranzitu z důvodu větší velikosti hvězdy, tyto tranzitní signály jsou těžké oddělit od jasu světelné křivky hlavní hvězdou jako červení obři mají časté pulsace v jasnosti se po dobu několika hodin až dní. To je obzvláště pozoruhodné s subgiants . Kromě toho jsou tyto hvězdy jsou mnohem jasnější a tranzitující planety blokovat mnohem menší procento světla přicházejícího z těchto hvězd. Na rozdíl od planety mohou zcela okultní velmi malou hvězdu, jako neutronová hvězda nebo bílého trpaslíka, což je událost, která by byla snadno zjistitelné ze Země. Nicméně, vzhledem k malé velikosti hvězdy, šance na planetě sladění s takovým hvězdného zbytku je extrémně malý.

Vlastnosti (hmotnostní a poloměr) planet objevených pomocí metody tranzitní, ve srovnání s distribucí, n (světle šedý sloupec grafu), minimálních hmot procházejících a non-procházejících přes exoplanet. Super-Zemí jsou černé.

Hlavní výhodou způsobu je, že tranzitní velikost planety se může určit z lightcurve. V kombinaci s metodou radiální-rychlosti (která určuje hmotnost planety), lze stanovit hustotu planety, a tudíž dozvědět něco o fyzické struktury planety. Planety, které byly studovány obě metody jsou zdaleka nejlepší vyznačuje ze všech známých exoplanet.

Metoda přechodu také umožňuje studovat atmosféru tranzitující planety. Když planeta přejde hvězdu, světlo od hvězdy prochází horních vrstvách atmosféry planety. Pečlivým studiem s vysokým rozlišením hvězdné spektrum, lze detekovat prvky přítomné v atmosféře planety. Planetární atmosféra, a planeta u toho, může být také detekována měřením polarizace světla z jejího povrchu, jak prošel skrz, nebo se odráží od atmosféry planety.

Navíc sekundární zatmění (je-li planeta zablokován jeho hvězda) umožňuje přímé měření záření planety a pomáhá omezit okružní výstřednosti planety bez potřeby přítomnost jiných planet. V případě, že hvězdy fotometrické intenzity během sekundárního zatmění se odečte od jeho intenzitu před nebo po, pouze signál způsobený planety zůstává. Potom je možné měřit teplotu planety, a dokonce odhalit případné známky oblačnosti na něm. V březnu roku 2005 dvě skupiny vědců provádí měření pomocí této techniky s Spitzer Space Telescope . Tyto dva týmy, z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , vedené David Charbonneau , a Goddard Space Flight Center , vedené LD Deming, studoval planet TrES-1 a HD 209458b , resp. Měření ukázala, teplotách planet: 1060 K (790 ° C ) pro TrES-1 a asi 1130 K (860 ° C) pro HD 209458b. Kromě toho je za tepla Neptune Gliese 436 b je známo, že vstupuje sekundární zatmění. Nicméně, některé tranzitující planety obíhají tak, že nevstupují sekundární zatmění vzhledem k Zemi; HD 17156 b je vyšší než 90% pravděpodobnost, že se jedna z druhé.

Dějiny

Francouzská kosmická agentura mise CoRoT , začal v roce 2006 hledat přechody planet z oběžné dráhy, kde je absence atmosférické scintilační umožňuje lepší přesnost. Tato mise byla navržena tak, aby bylo možné detekovat planety „několikrát několikrát větší než Země“ a hrál „lepší, než se očekávalo,“ se dvěma exoplanet objevů (oba typu „hot Jupiter“) od počátku roku 2008. V červnu 2013 Corot počet exoplanet bylo 32 s několika ještě bude potvrzeno. Družice nečekaně zastavil přenos dat v listopadu 2012 (po jejím posláním byla dvakrát prodloužena), a byl vysloužilý v červnu 2013.

V březnu 2009, NASA mise Kepler byla zahájena ke skenování velkého počtu hvězd v souhvězdí Labutě s přesností měření očekávané pro detekci a charakterizaci velikosti Země planety. NASA Kepler mise používá metodu tranzitní skenovat sto tisíc hvězd planet. To bylo doufal, že do konce svého poslání 3,5 roku, satelit by se shromáždí dostatek dat k odhalení planety dokonce menší než Země. Skenováním sto tisíc hvězd najednou, bylo to nejen schopen detekovat velikosti Země planety, to se podařilo shromáždit statistické údaje o počtu těchto planet kolem hvězd podobných Slunci.

Dne 2. února 2011, tým Kepler zveřejnil seznam 1235 extrasolárních planet kandidátů, včetně 54, které mohou být v obyvatelné zóně . Dne 5. prosince 2011, tým Kepler oznámili, že objevili 2,326 planetárních kandidátů, z nichž 207 jsou podobné co do velikosti na Zemi, 680 jsou super-Země-size, 1181 jsou Neptune velikosti 203 jsou Jupiter-size a 55 jsou větší než Jupiter. Ve srovnání s údaji z února 2011, se počet Země velikosti a super-Země velikosti planety se zvýšila o 200% a 140% v uvedeném pořadí. Kromě toho 48 planeta kandidáti byly nalezeny v obytných zónách zkoumaných hvězd, značení pokles z obrázku února; toto bylo kvůli přísnějším kritériím uvedeným v použití údajů z prosince. V červnu 2013 se počet planet kandidátů byl zvýšen na 3,278 a některé potvrzených planet byly menší než Země, někteří dokonce Mars velikosti (jako Kepler-62c ) a jeden dokonce menší než Merkur ( Kepler-37b ).

Tranzitující Exoplanet Survey Satellite byla zahájena v dubnu 2018.

Odraz / Emisní Modulace

Krátkoperiodických planet v blízkých oběžných drahách kolem svých hvězd projde odražené světelné varianty, protože stejně jako v měsíci , budou projít fází z plné nových a zase zpátky. Kromě toho, jak tyto planety dostávají spoustu hvězd, ohřívá jim, takže tepelné emise potenciálně zjistitelné. Vzhledem k tomu, dalekohledy nelze vyřešit planety od hvězdy, vidí jen kombinované světlo a jas mateřské hvězdy Zdá se mění v každé oběžné dráze v pravidelném způsobem. I když její účinek je malý - fotometrické přesnost vyžaduje, je zhruba stejná jako pro detekci velikosti Země planety na cestě napříč sluneční typu hvězdy - takové Jupiter-velkých planet s oběžnou dobu několika dní jsou zjistitelné kosmických dalekohledů takových jako Kepler kosmické observatoře . Stejně jako s metodou tranzitní, je snazší odhalit velké planety obíhající blízko své mateřské hvězdy, než jiné planety, protože tyto planety zachytit více světla ze své mateřské hvězdy. Když planeta má vysoký albedo a nachází se kolem poměrně světelným hvězdy, její lehké variace jsou snadněji detekovat ve viditelném světle, zatímco tmavé planety nebo planety kolem nízkoteplotní hvězdy jsou snadno zjistitelné s infračerveným světlem s touto metodou. V dlouhodobém horizontu, může tato metoda najít co nejvíce planet, které budou objeveny tímto posláním, protože odražené světlo varianta s orbitální fázi je do značné míry nezávislé na orbitální sklonu a nevyžaduje planetu projít v přední části disku hvězdy. To ještě není schopen detekovat planety s kruhovými obličeji, na drahách ze zemského pohledu jako množství odraženého světla se nemění v průběhu své dráhy.

Funkce fáze obří planety je také funkcí jeho tepelných vlastností a atmosférou, pokud existují. Proto fáze křivka může omezit jiné planety vlastnosti, jako je rozdělení velikosti atmosférických částic. Je-li zjištěno, planeta při průjezdu a jeho velikost je známo, že fázové rozdíly křivka umožňuje výpočet nebo omezit planety albedo . Je těžší se velmi horkých planet záře planety může rušit, když se snaží vypočítat albedo. Teoreticky albedo lze nalézt také v non-procházejících přes planet při pozorování světelné varianty s několika vlnovými délkami. To umožňuje vědcům zjistit velikost planety iv případě, že planeta není tranzitující hvězdu.

Historicky první přímá detekce spektru viditelného světla odraženého od exoplaneta byla vyrobena v roce 2015 mezinárodní tým astronomů. Astronomové studovali světlo z 51 Pegasi b - první exoplanety objevené obíhající hlavní posloupnosti hvězdu (a Sunlike hvězda ), s použitím vysoké přesnosti měření radiálních rychlostí Planet Searcher (HARPS) nástroj na Evropské jižní observatoře La Silla v Chile.

Oba Corot a Kepler měřili odražené světlo z planet. Nicméně, tyto planety byly již známy, protože tranzitní své mateřské hvězdy. První planet objevených touto metodou Kepler-70b a Kepler-70c , našel Kepler.

relativistická Přenos

Oddělená nový způsob pro detekci exoplanet z lehkých variant používá relativistický zářivým pozorované toku od hvězdy v důsledku jeho pohybu. To je také známý jako Dopplerův vysílání nebo Doppler posílení. Tato metoda byla poprvé navržena Abraham Loeb a Scott Gaudi v roce 2003. Jak se planeta remorkéry hvězdu s jeho gravitace, hustotou fotonů a tedy zjevné jasnosti hvězdy změn z pohledu pozorovatele. Jako metody radiální rychlost, může být použita pro určení okružní výstřednosti a minimální hmotnost planety. Při použití této metody, je snazší odhalit obrovské planety blízko svých mateřských hvězd, protože tyto faktory zvyšují pohyb hvězdy. Na rozdíl od metody měření radiálních rychlostí, že nevyžaduje přesné spektrum hvězdy, a proto mohou být použity snadněji najít planety kolem rychle rotující hvězdy a více vzdálených hvězd.

Jednou z největších nevýhod tohoto způsobu je, že světlo variace efekt je velmi malý. Jovian-hmota planeta obíhající 0,025 AU od Slunci podobné hvězdy je stěží detekovatelné, i když orbita je zboku. To není ideální způsob pro objevování nových planet, jako množství emitovaného a odráží světlo hvězd z planeta je obvykle mnohem větší, než světelné změny v důsledku relativistické ozařováním svazkem. Tato metoda je ještě užitečné, nicméně, jak to umožňuje měření hmoty planety bez potřeby sběru dat navazujícího z radiálních rychlostí pozorování.

První objev planety pomocí této metody ( Kepler-76b ) byla vyhlášena v roce 2013.

elipsoidní variace

Masivní planety může způsobit mírné přílivové deformace na svých hostitelských hvězd. Když hvězda má mírně elipsoidní tvar, jeho zdánlivá jasnost se liší v závislosti v případě, že zploštělá část hvězdy čelí pohledu pozorovatele. Stejně jako u relativistické způsobu vysílání, pomáhá určit minimální hmotnost planety a její citlivost je závislá na orbitální sklonu planety. Míra vlivu na zdánlivou jasnost hvězda může být mnohem větší, než u relativistické způsobu vysílání, ale jas mění cyklus je dvakrát tak rychle. Kromě toho, planeta narušují tvar hvězdy více, pokud má nízkou hlavní poloosy hvězdné poměr poloměru k a hustota hvězdy je nízká. To činí tuto metodu vhodnou pro hledání planet kolem hvězd, které opustily hlavní posloupnost.

Pulsar načasování

Umělcova dojem z pulsaru PSR 1257 + 12 ‚s planetární soustavy

Pulsar je neutronová hvězda: malý, ultradense pozůstatkem hvězdy, která explodovala jako supernova . Pulsary vyzařují radiové vlny extrémně pravidelně, protože otáčet. Protože vnitřní rotace pulsaru je tak pravidelné, mírné odchylky v načasování jeho sledovaných radiových impulzů mohou být použity ke sledování pohybu pulsaru. Jako obyčejná hvězda, bude pulsar pohybovat ve svém vlastním malém oběžné dráze, pokud má planetu. Výpočty založené na pulzní časování pozorování pak může odhalit parametry, které obíhají.

Tento způsob nebyl původně navržen pro detekci planety, ale je tak citlivé, že je schopen detekovat planety mnohem menší než jakýkoli jiný způsob může, na méně než desetinu hmoty zeminy. Je také schopen detekovat vzájemné gravitačním odchylkám mezi jednotlivými členy planetárního systému, a tím odhalit další informace o těchto planet a jejich orbitálních parametrů. Kromě toho lze snadno rozpoznat planety, které jsou poměrně daleko od pulsaru.

Existují dvě hlavní nevýhody způsobu pulsarů časování: pulsars jsou relativně vzácné, a zvláštní podmínky jsou nutné pro planetu za vzniku kolem pulsaru. Proto je nepravděpodobné, že velký počet planet bude nalezen tímto způsobem. Také život , jak ho známe nemohl přežít na planetách obíhajících kolem pulsarů vzhledem k intenzitě tam vysokoenergetického záření.

V roce 1992 Aleksander Wolszczan a Dale Frail používá tuto metodu k objevování planet kolem pulsaru PSR 1257 + 12 . Jejich objev byl rychle potvrdil, dělat to první potvrzení planet mimo naši sluneční soustavu .

Proměnná hvězda načasování

Stejně jako pulsary, některé jiné typy pulzujících proměnných hvězd jsou natolik pravidelné, že radiální rychlost mohla být určena výhradně fotometricky z Dopplerova posunu frekvence pulsů, aniž by bylo nutné spektroskopie . Tento způsob není tak citlivý jako metoda pulsar časování variační, vzhledem k pravidelné činnosti je delší a méně pravidelné. Snadnost detekce planet kolem proměnné hvězdy závislá na době pulsace hvězdy, pravidelnosti pulzací, hmotnosti planety, a jeho vzdálenost od mateřské hvězdy.

První úspěch s touto metodou přišel v roce 2007, kdy V391 Pegasi b bylo objeveno kolem pulsující podtrpaslík hvězdy.

načasování Transit

Animace ukazuje rozdíl mezi planetovým tranzitní časování 1-planety a 2-planet systémy. Kredit: NASA / Kepler Mission.
Kepler Mission , Mise NASA, který je schopen odhalit extrasolárních planet

Metoda přechodu časování variace posuzuje, zda přechody nastávají s přísnou periodicitou, nebo v případě, že je variantou. Jsou-li zjištěny více při průjezdu planety, mohou často být potvrzena metodou tranzitní časování variace. To je užitečné v planetární systémy daleko od Slunce, kde radiální metody rychlosti je nemůže detekovat vzhledem k nízkým poměrem signálu k šumu. Pokud bylo zjištěno planeta metodou tranzitní, pak změny v časování tranzitu poskytují velmi citlivou metodu detekce další non-procházejících přes planet v systému s hmotností srovnatelné s Země. Je snazší detekovat transport načasování variace pokud planety mají relativně úzké oběžné dráhy, a když alespoň jedna z planet má větší hmotnost, což způsobuje oběžnou dobu méně masivní planety, aby se více rozrušený.

Hlavní nevýhodou této metody tranzitní časování je, že obvykle není moc lze naučit o samotné planety. Tranzitní časování variace může pomoci určit maximální hmotnost planety. Ve většině případů, to může potvrdit, pokud má objekt planetární hmotnost, ale neklade úzké vazby na jeho hmotnosti. Tam jsou výjimky ačkoli, jak planety v Kepler-36 a Kepler-88 systémy obíhat dostatečně blízko, aby přesně určit jejich hmotnosti.

První významný detekce non-tranzitující planety s použitím TTV byla provedena s NASA Kepler kosmické lodi. Přecházející planety Kepler-19b znázorňuje TTV s amplitudou pěti minut a po dobu asi 300 dní, což ukazuje na přítomnost druhého planety Kepler-19c , který má periodu, která je u-racionální násobek doby trvání tranzitující planety.

V circumbinary planet , variace tranzitní časování jsou způsobeny především orbitálního pohybu hvězd, namísto gravitačním odchylkám od jiných planet. Tyto variace znesnadňuje detekci těchto planety pomocí automatizovaných metod. Nicméně, to dělá tyto planety snadno potvrdit, jakmile jsou detekovány.

Transit trvání variace

„Trvání varianta“ se odkazuje na změny v tom, jak dlouho trvá tranzit. Variace délka může být způsobena exomoon , apsidal precese pro excentrickými planet v důsledku jiné planety ve stejném systému, nebo obecné relativity .

Je-li circumbinary planeta nalézt prostřednictvím metody tranzitní, to může být snadno potvrzena metodou trvání tranzitní variace. V blízkých binárních systémů, hvězdy významně ovlivnit pohyb společníka, což znamená, že každá tranzitující planeta má výrazné rozdíly v délce trvání tranzitu. První takové potvrzení přišlo z Kepler-16b .

Zákrytová časování minima

Když se dvojhvězda se systém vyrovná tak, aby - od zemského pohledu - hvězdy procházejí před sebe na svých drahách, systém se nazývá „zákrytová“ hvězdný systém. Doba minimální světla, když hvězda s jasnějším plochy je alespoň částečně překryt diskem druhé hvězdy, se nazývá primární zatmění , a přibližně polovina orbita později, sekundární zatmění nastane když jasnější plochy povrchu hvězda zakrývá určitá část druhé hvězdy. Tyto časy minimálního světla, nebo centrální zatmění, představují časové razítko v systému, podobně jako pulzy s pulsar (s výjimkou, že spíše než bleskem, jsou pokles v jasu). Je-li planeta v circumbinary oběžné dráze kolem dvojhvězdy, budou hvězdy být kompenzovány kolem binární planeta těžiště . Jako hvězdy v binárním posouvají sem a tam na planetě, bude doba zatmění minima liší. Periodicita toto přesazení může být nejspolehlivější způsob, jak odhalit extrasolárních planet kolem blízkých binárních systémů. Při použití této metody, planety jsou snadno zjistitelné, pokud jsou masivnější, obíhají relativně těsně kolem systému, a v případě, že hvězdy mají nízké hmotnosti.

Zastiňovat metoda načasování umožňuje detekci planet ve větší vzdálenosti od mateřské hvězdy, než metodou tranzitní. Avšak signály kolem kataklyzmatických proměnlivých hvězd naznačuje planet mají tendenci souhlasit s nestabilní orbity. V roce 2011, Kepler-16b se stala první planeta být jednoznačně určen pomocí zákrytové binární časové variace.

gravitační mikročočky

gravitační mikročočky

Gravitační mikročočky nastane, když gravitační pole hvězdy funguje jako čočka, zvětšovacími světlo vzdálené hvězdy v pozadí. Tento efekt nastane pouze tehdy, když jsou obě hvězdy téměř přesně vyrovnány. Lensing akce jsou krátké, trvat týdny nebo dny, jako dvě hvězdy a Země jsou pohyblivé vůči sobě navzájem. Více než tisíc takové události byly pozorovány v průběhu posledních deseti let.

V případě, že popředí lensing hvězda má planetu, pak vlastní gravitační pole, které planety může mít zjistitelný přispět k fokusujících efektu. Vzhledem k tomu, že vyžaduje vysoce nepravděpodobný vyrovnání, velmi velký počet vzdálených hvězd musí být nepřetržitě sledována s cílem zjistit planetární příspěvky gravitačních mikročoček za rozumnou rychlostí. Tato metoda je velmi plodná pro planety mezi Zemí a středu galaxie, jako galaktické centrum poskytuje velké množství hvězd v pozadí.

V roce 1991, astronomové Shude Mao a Bohdan Paczynski navrhla pomocí gravitačních mikročoček hledat binární společníky do hvězd a jejich návrh byl očištěn Andy Gould a Abraham Loeb v roce 1992 jako způsob pro detekci exoplanet. Úspěchy s datem metodou zpět do roku 2002, kdy skupina polských astronomů ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak a Michał Szymanski od Varšavy , a Bohdan Paczynski ) v průběhu projektu OGLE (dále jen Optical Gravitační Lensing Experiment ) vyvinuté fungující techniku. Po dobu jednoho měsíce, našli několik možných planet, i když omezení ve vyjádřeních zabránit jasné potvrzení. Od té doby, několik potvrzených exoplanet byly detekovány za použití mikročoček. Jednalo se o první metoda schopna detekovat planety zemského typu hmotností kolem obyčejných hlavní posloupnosti hvězd.

Na rozdíl od většiny jiných metod, které mají detekční předpojatost vůči planet s malými (nebo pro vyřešen zobrazování velkých) oběžné dráhy, přičemž tento způsob mikročočky je nejcitlivější na detekci planet kolem 1-10 astronomických jednotek od hvězd podobných Slunci.

Pozoruhodný Nevýhodou této metody je, že se čočka nemůže být opakován, protože zarovnání šance nikdy nastane. Také budou detekované planety mají tendenci být několik kiloparsecs daleko, takže následná pozorování s jinými metodami jsou obvykle nemožné. Kromě toho, pouze fyzikální charakteristika, která může být určena mikročoček je hmotnost planety, v uvolněné omezení. Orbitální vlastnosti také mají tendenci být jasné, jako jediné orbitální charakteristika, která může být přímo určena, je jeho aktuální hlavní poloosa od mateřské hvězdy, což může být zavádějící, v případě, že planeta následuje excentrickou oběžnou dráhu. Když planeta je daleko od své hvězdy, stráví jen malou část své dráhy ve stavu, kde je detekovatelná s touto metodou, takže oběžná doba planety nelze snadno určit. Je také snazší rozpoznat planety kolem hvězdy s nízkou hmotností, jako gravitační mikročočky zvyšuje efekt s poměrem planet-to-star hmoty.

Hlavní výhody způsobu gravitační mikročočky jsou, že se může detekovat s nízkou hmotností planety (v zásadě až Mars hmoty s budoucí kosmické projekty, jako je WFIRST ); to může detekovat planety v širokých drahách srovnatelné s Saturn a Uran, které mají oběžné doby příliš dlouhé pro radiální rychlosti nebo tranzitních metod; a to může detekovat planety kolem velmi vzdálených hvězd. Když dost pozadí hvězd lze pozorovat s dostatečnou přesností, pak metoda by měla nakonec odhalí, jak obyčejný Zemi podobné planety v galaxii.

Pozorování se obvykle provádí za použití sítí robotických dalekohledů . Kromě Evropské rady pro výzkum -funded Ogle, že mikročočky pozorování v astrofyzice skupině (MOA) pracuje na zdokonalení tohoto přístupu.

PLANET ( Snímací čočka Nesrovnalosti Network ) / RoboNet projekt je ještě ambicióznější. To umožňuje téměř nepřetržité kolo-pro-hodinové pokrytí světově klenout dalekohledu sítí, které poskytují možnost vyzvednout příspěvky gravitačních mikročoček z planety s hmotnostmi tak nízkých jako je pozemské. Tato strategie byla úspěšná v detekci první low-masovou planetu na širokém oběžné dráze, určeného OGLE-2005-BLG-390Lb .

Direct imaging

Přímý obraz exoplanet kolem hvězdy HR8799 pomocí Vortex koronograf na 1.5m části Hale dalekohledem
ESO obraz planety poblíž beta Pictoris

Planety jsou velmi slabé světelné zdroje ve srovnání s hvězdami, a to málo, co se rozsvítí z nich má tendenci být ztracen v záři od své mateřské hvězdy. Takže obecně, je velmi obtížné rozpoznat a řešit je přímo z jejich mateřské hvězdy. Planety obíhající dost daleko od hvězdy, které mají být vyřešeny odrážet jen velmi málo hvězd, takže planety jsou detekovány díky své tepelné vyzařování místo. Je snazší získání obrazu, když je hvězda systém je relativně blízko ke Slunci, a když planeta je obzvláště velký (podstatně větší než Jupiter ), daleko od sebe od mateřské hvězdy, a horký tak, že emituje intenzivní infračervené záření; obrazy pak byly provedeny v infračervené oblasti, kde je planeta je jasnější, než je tomu u viditelných vlnových délek. Coronagraphs slouží k blokování světla z hvězdy, při odchodu z planety viditelné. Přímý zobrazování zemského typu exoplanety vyžaduje extrémní stabilitu optothermal . Při narůstajícím fáze formování planet, kontrast hvězda-planeta může být ještě lépe H alfa , než je tomu v infračervené - Průzkum H alfa je v současné době probíhá.

Extra dalekohledy na La Silla pozoruje na infračervených vlnových délkách a dodává spektrální informace k obvyklým fotometrických měřeních.

Direct imaging může poskytnout pouze volné omezení hmotnosti planety, který je odvozen od věku hvězdy a teplotou planety. Hmota se může značně lišit, jak planety mohou tvořit několik milionů let poté, co byl vytvořen hvězda. Chladič je planeta, hmotnost tím menší planety musí být. V některých případech je možné dát přiměřené omezení poloměru planety na základě teploty planety, svou zdánlivou jasnost, a jeho vzdálenost od Země. Spektra emitované z planet nemusí být odděleny od hvězdy, což usnadňuje se stanoví chemické složení planet.

Někdy je potřeba pozorování v různých vlnových délkách, aby bylo vyloučeno planetu bytí hnědý trpaslík . Přímé zobrazování lze použít pro přesné měření orbitu planety kolem hvězdy. Na rozdíl od většiny jiných metod, přímé zobrazování funguje lépe s planetami s lícem na drahách , spíše než na hranu drah, jako planeta v lícem na oběžné dráze je pozorovatelný po celou orbity planety, zatímco planety s zboku orbity jsou nejsnadněji pozorovatelné během svého největšího zjevného oddělení od mateřské hvězdy.

Planety zjištěné prostřednictvím přímé zobrazování v současné době spadají do dvou kategorií. Za prvé, planety se nacházejí kolem hvězdy hmotnější než naše Slunce, které jsou dost mladý na to, aby protoplanetární disk. Druhá kategorie se skládá z možných sub-hnědé trpaslíky nalezeny kolem velmi slabé hvězdy, nebo hnědí trpaslíci, které jsou minimálně 100 AU od svých mateřských hvězd.

Planetary hmotných objektů není gravitačně vázány na hvězdy se nacházejí prostřednictvím přímého zobrazování stejně.

časné objevy

Velký centrální objekt je hvězda CVSO 30 ; malá tečka a na levé straně je exoplaneta CVSO 30c. Tento obraz byl proveden s využitím údajů Astrometry z VLT je NACO a SINFONI nástrojů.

V roce 2004 skupina astronomů využil Evropská jižní observatoř ‚s Very Large Telescope pole v Chile k vytvoření obrazu 2M1207b , společník hnědého trpaslíka 2M1207. V následujícím roce byla potvrzena planetární stav společníka. Planeta se odhaduje na několikrát hmotnější než Jupiter , a mít okružní poloměr větší než 40 AU.

V září 2008, objekt byl zobrazen na oddělení 330 AU od hvězdy 1RXS J160929.1-210524 , ale to nebylo až do roku 2010, aby bylo potvrzeno, že je společníkem planeta hvězdy a ne jen vyrovnání šance.

První multiplanet systém, oznámil dne 13. listopadu 2008, byl zachycen v roce 2007 s využitím dalekohledů na obou Keck Observatory a Gemini Observatory . Tři planety byly pozorovány přímo na oběžné dráze HR 8799 , jehož masy jsou přibližně o deset, deset a sedm krát větší než Jupiter . Ve stejný den, 13. listopadu 2008 bylo oznámeno, že HST přímo pozorovat exoplanety obíhající Fomalhaut , o hmotnosti nejvýše 3  M J . Oba systémy jsou obklopeny disků ne nepodobné Kuiperova pásu .

V roce 2009 bylo oznámeno, že analýza snímků se datuje do roku 2003, se objevila planetu obíhající Beta Pictoris .

V roce 2012 bylo oznámeno, že „ Super-Jupiter “ planety s hmotností asi 12,8  M J obíhající Kappa Andromedae se přímo zobrazí za použití dalekohledu Subaru v Hawaii. Obíhá svou mateřskou hvězdu ve vzdálenosti asi 55 AU, nebo téměř dvojnásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce.

Dodatečný systém, GJ 758 , byl zobrazen v listopadu 2009, týmem pomocí HiCIAO nástroj na dalekohledu Subaru , ale bylo to hnědý trpaslík.

Další možné exoplanet, že byl přímo potištěných patří GQ Lupi B , AB Pictoris b , a SCR 1845 b . Jak března 2006, žádný z nich nebyl potvrzen jako planety; Místo toho by mohly být samy o sobě malé hnědí trpaslíci .

zobrazovací přístroje

ESO VLT obraz exoplaneta HD 95086 b

Některé projekty vybavit dalekohledy s planetou-zobrazovacích-schopný nástrojů zahrnují pozemských teleskopů Gemini Planet Imager , VLT-koule se Subaru Coronagraphic extrémní Adaptivní optika (SCExAO) přístrojů, Palomar Project 1640 a prostor dalekohled WFIRST-Afta . New Worlds Mission navrhuje velký occulter v prostoru navržen tak, aby blokovat světlo okolních hvězd s cílem sledovat jejich obíhající planety. To by mohly být použity s existujícími, již plánované nebo nových účelových, dalekohledy.

V roce 2010 tým z NASAs Jet Propulsion Laboratory demonstroval, že vír Koronograf mohla umožnit malým oborů přímo na disk planety. Udělali to pomocí zobrazovacího dříve zachycen HR 8799 planet, používat jen 1,5 metru širokou část Hale Telescope .

Dalším slibným přístupem je nulling interferometrie .

Bylo také navrženo, že prostorově teleskopy, které se zaměřují světla pomocí zóny desek místo zrcadel poskytne vyšší kontrastem a levnější zahájit do prostoru kvůli schopnosti složit lehké fólie zóny desky.

polarimetrie

Světlo vydávané hvězda je un-polarizované, tedy ve směru kmitání světelné vlny je náhodné. Nicméně, když se světlo odráží od atmosféry planety, světelné vlny interagují s molekulami v atmosféře a stát polarizované.

Tím, že analyzuje polarizaci v kombinovaném světle planety a hvězdy (asi jedné části v miliónu), tato měření mohou být v zásadě vyrobeny s velmi vysokou citlivostí, jak Polarimetrie není omezena stabilitou zemské atmosféry. Další hlavní výhodou je, že Polarimetrie umožňuje stanovení složení atmosféry planety. Hlavní nevýhodou je, že nebude schopna detekovat planety bez atmosféry. Větší planet a planet s vyšší albedo jsou snadněji odhalit skrze polarimetrii, protože odrážejí více světla.

Astronomické přístroje používané pro polarimetricky, tzv polarimetry, jsou schopny detekovat polarizované světlo a odmítnutí nepolarizované nosníky. Skupiny, jako jsou ZIMPOL / Cheops a PlanetPol jsou v současné době používají polarimeters k hledání extrasolárních planet. První úspěšné detekce extrasolární planety pomocí této metody přišel v roce 2008, kdy HD 189733 b , planeta objevil před třemi lety, byla detekována pomocí polarimetrii. Avšak žádné nové planety ještě nebyly objeveny pomocí této metody.

Astrometry

V tomto diagramu je planeta (menší objekt) obíhá hvězdu, které samo o sobě se pohybuje v malém oběžné dráze. centrem systému hmotnosti se zobrazí s červeným znaménkem plus. (V tomto případě se vždy leží uvnitř hvězdy.)

Tato metoda spočívá právě měření polohy hvězda je na obloze a pozoruje, jak tento postoj se mění v průběhu času. Původně to bylo provedeno vizuálně, s ručně psanými záznamy. Do konce 19. století, je tato metoda použita fotografické desky, což výrazně zlepšuje přesnost měření, stejně jako vytváření archivu dat. Pokud hvězda má planetu, pak gravitační vliv planety způsobí hvězda sám pohybovat v malé kruhové nebo eliptické dráze. Účinně, hvězda a planeta každé oběžné dráze kolem jejich vzájemné těžiště ( barycenter ), jak je vysvětleno podle řešení tohoto problému dvě těla . Vzhledem k tomu, hvězda je mnohem masivnější, bude jeho orbita je mnohem menší. Často, vzájemná těžiště bude ležet uvnitř poloměru většího tělesa. V důsledku toho je snadnější najít planety kolem hvězdy s nízkou hmotností, zejména hnědých trpaslíků.

Pohyb těžiště (barycenter) ze solárního systému vzhledem ke Slunci

Astrometry je nejstarší metodu vyhledávání extrasolárních planet , a byl původně populární, protože jeho úspěch v charakterizující astrometrických binární hvězdy systémy. To se datuje přinejmenším k prohlášení William Herschel v pozdní 18. století. Tvrdil, že neviditelná společník byl ovlivňuje pozici hvězdy se s katalogovým označením 70 Ophiuchi . První známý formální astrometric výpočet pro extrasolární planetu byl vyroben William Stephen Jákobovi v roce 1855 na této hvězdě. Podobné výpočty byly opakovány jinými ještě půl století, než se konečně vyvrátil na počátku 20. století. Po dobu dvou staletí nároků rozesílají objevení neviditelných společníků na oběžné dráze kolem nedalekých hvězdných systémů, které všechny byly údajně nalezeny pomocí této metody, které vyvrcholily v prominentní 1996 oznámení, více planet obíhajících kolem nedaleké hvězdy Lalande 21185 od George Gatewood . Žádné z těchto tvrzení přežil zkoumání jiných astronomů, a tato technika se dostala do špatné pověsti. Bohužel, změny hvězdné polohy jsou tak malé, a atmosférické a systematických zkreslení tak velký, že i nejlepší pozemní dalekohledy nemůže produkovat dostatek přesná měření. Všechny nároky na planetární společník menší než 0,1 sluneční hmotnosti, jako hmotnost planety, vyrobené před rokem 1996, za použití této metody, jsou pravděpodobně podvržený. V roce 2002, Hubble Space Telescope se podařilo pomocí Astrometry charakterizovat dříve objevenou planetu kolem hvězdy Gliese 876 .

Observatoř space-based Gaia , která byla zahájena v roce 2013, se očekává, že najít tisíce planet přes astrometry, ale před zahájením Gaia , detekovány astrometry žádná planeta byla potvrzena.

SIM PlanetQuest byl projekt USA (zrušen v roce 2010), který by měl podobné schopnosti exoplanet nález Gaia .

Jedna potenciální výhoda astrometrických metody je, že je nejcitlivější na planetách s velkými drahách. Tím je komplementární s jinými metodami, které jsou nejcitlivější na planetách s malými drahách. Bude však zapotřebí velmi dlouhá doba pozorování - let, a možná i desetiletí, jako planety dost daleko od své hvězdy, aby detekce pomocí astrometry také trvat dlouhou dobu na dokončení orbitu.

Planety obíhající kolem jedné z hvězd v binárních systémech jsou snadno zjistitelné, protože způsobují perturbace v drahách samotných hvězd. Nicméně, s touto metodou, jsou zapotřebí následná pozorování zjistit, které hvězdy planeta obíhá kolem.

V roce 2009, objev VB 10b bylo oznámeno astrometry. Tento planetární objekt, obíhající masové nízkou červeného trpaslíka hvězda VB 10 , byla hlášena mít hmotnost sedmkrát, že z Jupiteru . Pokud se potvrdí, bylo by to první exoplaneta objevená astrometry, z mnoha, které byly nárokovány v průběhu let. Nicméně nedávné radiální rychlosti nezávislé studie vyloučit existenci nárokovaného planety.

V roce 2010, šest dvojhvězdy byly astrometrically měřeny. Jedním z hvězdných systémů, tzv HD 176051 bylo zjištěno, že s „vysokou mírou jistoty“, že má planetu.

V roce 2018, studie porovnávající pozorování z Gaia kosmické lodi k Hipparcos dat pro beta Pictoris systém byl schopen změřit množství beta Pictoris b, sevřením na 11 ± 2 hmotností Jupiteru. To je v dobré shodě s předchozími masových odhadů zhruba 13 hmotností Jupiteru.

Další možné způsoby

Transit imaging

Optická / infračervený interferometr pole neshromažďuje množství světla jako jediný teleskop o ekvivalentní velikosti, ale má rozlišení jednoho teleskopu o velikosti pole. Za jasných hvězd, tento rozlišovací schopnost by mohla být použita k obrazu povrchu hvězda během tranzitní události a vidět stín planety tranzitu. To by mohlo poskytnout přímé měření úhlového poloměru planety a přes paralaxy , skutečný poloměru. To je přesnější než odhady založené na poloměru tranzitní fotometrie , které jsou závislé na hvězdných odhadů poloměru, které jsou závislé na modelech hvězdných charakteristik. Imaging také poskytuje přesnější určení sklonu než fotometrie dělá.

Magnetosférický rádiové emise

Rádiová vyzařování z magnetosféry mohly být detekovány s budoucími radioteleskopů. To by mohlo umožnit stanovení rychlosti otáčení planety, které je obtížné odhalit jinak.

Polární záře rádiové emise

Auroral rádiové emise z obřích planet s plazmových zdrojů, jako jsou Jupiter je sopečný měsíc Io , která se projevila radioteleskopů, jako LOFAR .

modifikovaný interferometrie

Při pohledu na wiggles z k interferogramu pomocí Fourierova transformace-Spectrometer, zvýšená citlivost by mohla být získána s cílem odhalit slabé signály z planetách podobných Zemi.

Detekce extrasolar planetky a disků trosky

Okolohvězdné disky

Umělcova pojetí dvou Pluta -sized trpasličích planet při srážce kolem Vega

Disky kosmického prachu ( disky sutiny ) obklopují mnoho hvězd. Prach může být detekován, protože absorbuje obyčejnou hvězd a re-vyzařuje jako infračervené záření. I v případě, že prachové částice mají celkovou hmotnost i menší než Země, přesto mohou mít dostatečně velký celkový povrch, který by zastínit své mateřské hvězdy v infračervených vlnových délkách.

Hubble Space Telescope je schopen pozorovat prachové disky se svými NICMOS (Near Infrared Camera a Multi-Object Spectrometer) přístrojů. Lepších obrazy byly nyní pořízena sesterské nástroje, na Spitzer Space Telescope , jakož i Evropská kosmická agentura je Herschel Space Observatory , která mohou vidět daleko hlouběji do infračervených vlnových délek než plechovky Hubble. Prachové disky Nyní byly nalezeny kolem více než 15% z blízkých hvězd podobných Slunci.

Prach je myšlenka být generovány při srážkách mezi kometami a asteroidy. Záření tlak od hvězdy bude tlačit prachové částice pryč do mezihvězdného prostoru v poměrně krátkém časovém rámci. Proto je detekce prachu naznačuje neustálé doplňování o nové kolize, a poskytuje silný nepřímý důkaz o přítomnosti malých těles, jako jsou komety a asteroidy , které obíhají kolem mateřské hvězdy. Například prachový disk kolem hvězdy Tau Ceti naznačuje, že hvězda má populaci objektů obdobných naší sluneční soustavě v Kuiperově pásu , ale alespoň desetkrát silnější.

Více spekulativně, funkce prachových disků někdy navrhnou přítomnost plné velikosti planet. Některé disky mají centrální dutinu, což znamená, že jsou opravdu ve tvaru prstence. Centrální dutina může být způsoben planetě „vyklízení“ prach uvnitř jeho oběžné dráze. Další disky obsahují shluky, které mohou být způsobené gravitačním vlivem planety. Oba tyto druhy prvků, jsou přítomny v prachového disku kolem epsilon Eridani , naznačuje v přítomnosti planety s orbitální poloměrem přibližně 40 AU (kromě vnitřní planety detekován pomocí metody radiální rychlosti). Tyto druhy interakcí planet-disk může být modelován numericky pomocí kolizní zastřihování technik.

Kontaminace hvězdných atmosfér

Spektrální analýza bílé převyšuje " prostředí často zjistí kontaminaci těžších prvků, jako je hořčík a vápník . Tyto prvky nemohou pocházet z jádra hvězdy, a je pravděpodobné, že kontaminace pochází z asteroidů , který dostal příliš blízko (v rámci limitu Roche ) na těchto hvězd gravitační interakce s většími planet a byl roztrhán slapovými silami hvězdy. Až do výše 50% mladých bílých trpaslíků mohou být kontaminovány tímto způsobem.

Navíc, prach odpovědný za znečištění ovzduší může být detekována infračerveného záření, pokud existuje v dostatečném množství, podobný detekci disků odpadů kolem hlavní posloupnosti hvězd. Údaje ze Spitzerova kosmického dalekohledu ukazují, že 1-3% z bílé převyšuje mít detekovatelnou Okolohvězdné prach.

V roce 2015 planetek byla objevena projíždějí bílého trpaslíka WD 1145 + 017 . Tento materiál obíhá s periodou asi 4,5 hodiny a tvary transit světelných křivek vyplývá, že větší tělesa jsou rozpadající, což přispívá ke znečištění ovzduší v bílého trpaslíka.

kosmické dalekohledy

Nejvíce potvrzených extrasolárních planet byly nalezeny s využitím kosmických zařízení založené dalekohledy (k 01/2015). Mnohé z těchto detekčních metod lze efektivněji pracovat s teleskopů umístěných ve vesmíru, které se vyhýbají atmosférický opar a turbulence. COROT (2007-2012) a Kepler byl vesmírné mise věnovaná hledali extrasolárních planet s využitím přechody. COROT objevil asi 30 nových exoplanet. Kepler (2009-2013) a K2 (let 2013) objevili více než 2000 ověřených exoplanet. Hubble Space Telescope a MOST také nalezen nebo potvrzeno několik planet. Infračervené Spitzer Space Telescope byl použit k detekci přechody exoplanet, stejně jako zákryt s planet jejich mateřské hvězdy a fázové křivky .

Gaia mise , která byla zahájena v prosinci 2013, bude používat Astrometry k určení skutečné masy 1000 sousedních exoplanet. CHEOPS a TESS , které mají být zahájeny v roce 2018, a PLATO v roce 2024 bude používat metodu tranzitní.

Primární a sekundární detekční

Metoda Hlavní Sekundární
Tranzit Primární zatmění. Planeta přechází před hvězdou. Sekundární zatmění. Hvězda přechází v přední části planety.
radiální rychlost Radiální rychlosti hvězdy Radiální rychlost planety. To bylo provedeno pro Tau Bootis b .
Astrometry Astrometry hvězdy. Postavení hvězdy pohybuje více u velkých planet s velkými oběžné dráhy. Astrometry planety. Barva-rozdíl astrometrie. Postavení planety se pohybuje rychleji na planetách s malými drahách. Je metoda, byly navrženy teoretické pro použití v Spica kosmické lodi .

Ověřovací a padělání metody

  • Ověřování multiplicitou
  • Barva podpisu Transit
  • Doppler tomografie
  • Dynamické testování stability
  • Rozlišování mezi planetami a hvězdné aktivitě
  • Transit offset

způsoby charakterizace

viz též

Reference

externí odkazy