Способы обнаружения экзопланет

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

  Прямая визуализация

  Микролинзирование

  Транзит

  Радиальная скорость

  Время

Любая планета - чрезвычайно слабый источник света по сравнению со своей родительской звездой . Например, такая звезда, как Солнце , примерно в миллиард раз ярче, чем отраженный свет 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 экзопланет, о которых сообщалось на апрель 2014 года ^{[Обновить]}, наблюдались напрямую, и еще меньшее из них было разрешено от их звезды-хозяина.

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

Установленные методы обнаружения [ править ]

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

Радиальная скорость [ править ]

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, то есть к вариациям лучевой скорости звезды относительно Земли. Лучевая скорость может быть определена по смещению спектральных линий родительской звезды из-за эффекта Доплера . Метод лучевых скоростей измеряет эти вариации, чтобы подтвердить присутствие планеты с помощью двойной функции масс .

Скорость звезды вокруг центра масс системы намного меньше скорости 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 спектрометров , таких как спектрометр HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) на 3,6-метровом телескопе ESO в обсерватории Ла-Силла , Чили, или HIRES. спектрометр на телескопах Кека. Особенно простым и недорогим методом измерения радиальной скорости является «внешнедисперсная интерферометрия». ^[1]

Примерно до 2012 года метод лучевых скоростей (также известный как доплеровская спектроскопия ) был самым продуктивным методом, используемым охотниками за планетами. (После 2012 года метод прохождения космического корабля Kepler обогнал его по количеству.) Сигнал лучевой скорости не зависит от расстояния, но требует высоких спектров отношения сигнал / шум для достижения высокой точности, поэтому обычно используется только для относительно близких звезд. , примерно на 160 световых лет от Земли, чтобы найти планеты с меньшей массой. Также невозможно одновременно наблюдать множество звезд-мишеней с помощью одного телескопа. Планеты с массой Юпитера можно обнаружить вокруг звезд на расстоянии до нескольких тысяч световых лет.прочь. Этот метод легко находит массивные планеты, близкие к звездам. Современные спектрографы также могут легко обнаруживать планеты массой Юпитера, вращающиеся на расстоянии 10 астрономических единиц 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 Проксимы b .

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 могут быть устранены путем анализа стабильности планетной системы, проведения фотометрического анализа звезды-хозяина и знания периода ее вращения и периодов цикла активности звезды.

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 оценить только минимальную массу планеты ( ). Апостериорное распределение угла наклона i зависит от истинного распределения масс планет. ^[3]${\ Displaystyle М _ {\ текст {истина}} * {\ грех я} \,}$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, полученных методом транзита . Когда оба метода используются в комбинации, можно оценить истинную массу планеты.

Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, то можно определить радиальную 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 [ править ]

Техника, преимущества и недостатки [ править ]

В то время как метод лучевых скоростей дает информацию о массе планеты, фотометрический метод может определять радиус планеты. Если планета пересекает ( проходит ) 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: глубину транзита (δ), продолжительность транзита (T), длительность 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, в течение которого планета проходит 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 мимо звезды 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] Из 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 1 а.е.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, таких как наземный проект MEarth , SuperWASP , KELT и HATNet , а также космические исследования COROT , Kepler и TESS.миссии. Метод транзита также имеет преимущество обнаружения планет вокруг звезд, находящихся на расстоянии нескольких тысяч световых лет. Самые далекие планеты, обнаруженные программой Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search , 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 миссией Кеплера, может достигать 40% в однопланетных системах. ^[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, чем примерно 2R _Дж ^[14], но это не относится к смешанным или зернистым затменным 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. Смеси посторонних звезд с затменными двойными системами могут 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,и это разные радиусы и светимости, тогда 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 двойную систему, состоящую из скользящих и затмевающих. Однако, если два звездных спутника имеют примерно одинаковую массу, то эти два затмения будут неразличимы, что делает невозможным продемонстрировать, что скользящая затменная двойная система наблюдается, используя только измерения транзитной фотометрии.тогда эти два затмения были бы неотличимы друг от друга, что сделало бы невозможным продемонстрировать, что скользящая затменная двойная система наблюдается, используя только измерения транзитной фотометрии.тогда эти два затмения были бы неотличимы друг от друга, что сделало бы невозможным продемонстрировать, что скользящая затменная двойная система наблюдается, используя только измерения транзитной фотометрии.

Наконец, есть два типа звезд, которые примерно такого же размера, как газовые 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 используются измерения лучевой скорости, чтобы убедиться, что проходящее или затмевающее тело имеет планетарную массу, то есть менее 13M _Дж . Транзитный Время Изменения можно также определить M _P . Доплеровская томография с известной лучевой скоростной орбитой позволяет получить минимальное значение M _P и прогнозируемое выравнивание одиночной орбиты.

Звезды-ветви красных гигантов имеют еще одну проблему для обнаружения планет вокруг них: в то время как 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 часто пульсации яркости с периодом от нескольких часов до суток. Особенно это заметно у субгигантов . 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.

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. Внимательно изучая звездный спектр с высоким разрешением , 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 фотометрическую интенсивность звезды во время вторичного затмения вычесть из ее интенсивности до или после, останется только сигнал, вызванный планетой. Тогда можно измерить температуру планеты и даже обнаружить возможные признаки образования на ней облаков. В марте 2005 года две группы ученых провели измерения с использованием этой техники с помощью космического телескопа Спитцер . Две группы из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики , возглавляемые Дэвидом Шарбонно , иЦентр космических полетов Годдарда , возглавляемый Л.Д. Демингом, изучил планеты TrES-1 и HD 209458b соответственно. Измерения показали температуры планет: 1060 К (790 ° C ) для TrES-1 и около 1130 К (860 ° C) для HD 209458b. ^{[18] [19]} Кроме того, известно, что горячий Neptune Gliese 436 b 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 [ править ]

Французское космическое агентство миссия, CoRoT , началась в 2006 году для поиска планетарных транзитов с орбиты, где отсутствие атмосферных мерцаний 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 была дважды продлена), и был выведен из эксплуатации в июне 2013 года ^[21].

В марте 2009 года была запущена миссия НАСА « Кеплер» для сканирования большого количества звезд в созвездии Лебедя с точностью измерения, которая должна была обнаружить и охарактеризовать планеты размером с Землю. Миссия НАСА « Кеплер» использует метод транзита для сканирования сотен тысяч звезд на предмет поиска 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 года команда Кеплера опубликовала список из 1235 кандидатов на внесолнечную планету, из которых 54 могут находиться в обитаемой зоне.. 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 число кандидатов в планеты было увеличено до 3278, а некоторые подтвержденные планеты были меньше Земли, некоторые даже размером с Марс (например, Kepler-62c ), а одна даже меньше Меркурия ( Kepler-37b ).^[23]

Транзитный Exoplanet Survey Satellite запущен в апреле 2018 года.

Модуляции отражения и излучения [ править ]

Короткопериодические планеты на близких орбитах вокруг своих звезд будут претерпевать изменения отраженного света, потому что, как и Луна , они будут проходить фазы от полной к новой 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 Земле орбитами »s точки зрения, 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 известен ее размер, кривая фазовых изменений помогает вычислить или ограничить альбедо планеты . 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 - первой обнаруженной экзопланеты, вращающейся вокруг звезды главной последовательности (звезды, похожей на Солнце ), с помощью прибора High Accuracy Radial Speed Planet Searcher (HARPS) в обсерватории Ла Силья Европейской южной обсерватории в Чили. ^{[25] [26]}

И CoRoT ^[27], и Kepler ^[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-70b и Кеплер-70c , обнаруженные Кеплером. ^[29]

Релятивистское сияние [ править ]

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. Впервые метод был предложен Авраамом Лебом и Скоттом 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.

О первом открытии планеты этим методом ( Kepler-76b ) было объявлено в 2013 году. ^{[31] [32]}

Эллипсоидальные вариации [ править ]

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]

Время пульсара [ править ]

Пульсар представляет собой нейтронную звезду: маленький, сверхплотная остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая . Пульсары очень регулярно излучают радиоволны во время своего вращения. Поскольку внутреннее вращение пульсара настолько регулярное, небольшие аномалии во времени наблюдаемых им радиоимпульсов могут быть использованы 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 относительно далеки 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, скорее всего, не выжила бы на планетах, вращающихся вокруг пульсаров, из-за высокой интенсивности окружающего излучения.

В 1992 году Александр Вольщан и Дейл Фрейл использовали этот метод для открытия планет вокруг пульсара PSR 1257 + 12 . ^[36] Их открытие было быстро подтверждено, что сделало его первым подтверждением наличия планет за пределами Солнечной системы . ^{[ необходима цитата ]}

Переменное звездное время [ править ]

Подобно пульсарам, некоторые другие типы пульсирующих переменных звезд достаточно регулярны, чтобы их лучевая скорость могла быть определена чисто фотометрически по доплеровскому смещению частоты пульсаций без использования спектроскопии . ^{[37] [38]} Этот метод не так чувствителен, как метод изменения времени пульсара, из-за того, что 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 был достигнут в 2007 году, когда вокруг пульсирующей субкарликовой звезды была обнаружена V391 Pegasi b . ^[39]

Время транзита [ править ]

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 системах Kepler-36 и Kepler-88 вращаются достаточно близко, чтобы точно определить их массы.

Первое существенное обнаружение непереходящей планеты с помощью TTV было выполнено с помощью космического корабля НАСА Кеплер . Транзитная планета Kepler-19b показывает TTV с амплитудой в пять минут и периодом около 300 дней, что указывает на присутствие второй планеты, Kepler-19c , период которой почти рационально кратен периоду планеты. транзитная планета. ^{[43] [44]}

В околопланетных кругах изменения 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. ^{[ необходима цитата ]}

Вариация продолжительности перехода [ править ]

«Изменение продолжительности» относится к изменениям в продолжительности транзита. Вариации продолжительности могут быть вызваны экзолуной , апсидальной прецессией для эксцентричных планет из-за другой планеты в той же системе или общей теорией относительности . ^{[45] [46]}

Когда околомбайная планета обнаруживается с помощью метода транзита, это может быть легко подтверждено 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 вариации в продолжительности прохождения. Первое такое подтверждение пришло с Кеплера-16b . ^[47]

Затменные бинарные минимумы времени [ править ]

Когда двойная звездная система выровнена так, что - с точки зрения Земли - звезды проходят друг перед другом по своим орбитам, система называется «затмевающей двойной» звездной системой. Время минимума света, когда звезда с более яркой поверхностью, по крайней мере, частично заслонена диском другой звезды, называется первичным затмением , и примерно через половину орбиты вторичное затмение происходит, когда более яркая звезда с площадью поверхности затемняется. какая-то часть другой звезды. Эти времена минимума света или центральных затмений составляют отметку времени в системе, во многом как импульсы пульсара.(за исключением того, что они не вспышка, а провал яркости). Если есть планета, вращающаяся по круговой орбите вокруг двойных звезд, звезды будут смещены вокруг центра масс двойной планеты . 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 катастрофических переменных звезд, указывающие на наличие планет, имеют тенденцию совпадать с нестабильными орбитами. ^{[ требуется уточнение ] [51]} В 2011 году Kepler-16b стала первой планетой, которая была определенно охарактеризована с помощью затменных вариаций синхронизации двоичной системы. ^[52]

Гравитационное микролинзирование [ править ]

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 Шуде Мао и Богдан Пачинский предложили использовать гравитационное микролинзирование для поиска двойных спутников звезд, и их предложение было усовершенствовано Энди Гулдом и Абрахамом Лебом в 1992 году как метод обнаружения экзопланет. Успехи этого метода относятся к 2002 году, когда группа польских астрономов ( Анджей Удальский , Марцин Кубяк и Михал Шиманский из Варшавы , и Богдан Пачиньски ) во время проекта OGLE ( Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию)) 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 звезд главной последовательности . ^[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 WFIRST ); 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. ^{[ необходима цитата ]}

Наблюдения обычно проводятся с использованием сетей роботизированных телескопов . Помимо OGLE, финансируемых Европейским исследовательским советом , над усовершенствованием этого подхода работает группа « Наблюдения с помощью микролинзирования в астрофизике» (MOA).

Проект PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork ) / RoboNet еще более амбициозен. Он обеспечивает практически непрерывный круглосуточный охват сети телескопов, охватывающих весь мир, что дает возможность получать данные микролинзирования от планет с массой такой же низкой, как Земля. Эта стратегия оказалась успешной в обнаружении первой маломассивной планеты на широкой орбите, получившей обозначение OGLE-2005-BLG-390Lb . ^[53]

Прямая визуализация [ править ]

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. Легче получать изображения, когда звездная система находится относительно близко к Солнцу, и когда планета особенно велика (значительно больше Юпитера ), широко удалена от своей родительской звезды и горячая, так что она излучает интенсивное инфракрасное излучение; Затем были сделаны изображения в инфракрасном диапазоне, когда планета ярче, чем в видимом диапазоне длин волн. Коронографыиспользуются, чтобы блокировать свет от звезды, оставляя планету видимой. Прямое изображение экзопланеты земного типа требует крайней оптотермической стабильности . ^[54] Во время фазы аккреции формирования планет, контраст звезда-планета может быть даже лучше в H-альфа, чем в инфракрасном - в настоящее время ведется исследование H-альфа. ^[55]

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, основываясь на температуре планеты, ее видимой яркости и расстоянии 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 является коричневым карликом . Прямое отображение можно использовать для точного измерения орбиты планеты вокруг звезды. В отличие от большинства других методов, прямое построение изображений лучше работает с планетами с обращенными лицом к орбите, а не с орбитами с ребра, поскольку планету на прямой орбите можно наблюдать на протяжении всей орбиты планеты, в то время как планеты с прямой видимости Орбиты 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.

Объекты планетарной массы, не связанные гравитацией со звездой , также обнаруживаются с помощью прямых изображений.

Ранние открытия [ править ]

В 2004 году группа астрономов использовала Европейская южная обсерватория «S Very Large Telescope массив в Чили , чтобы произвести изображение 2M1207B , компаньона к коричневого карлика 2M1207. ^[58] В следующем году планетарный статус спутника был подтвержден. ^[59] По оценкам, планета в несколько раз массивнее Юпитера и имеет радиус орбиты более 40 а.е.

В сентябре 2008 года объект был сфотографирован на расстоянии 330 а.е. от звезды 1RXS J160929.1−210524 , но только в 2010 году было подтверждено, что он является планетой-компаньоном звезды, а не просто случайным выравниванием. ^[60]

Первая multiplanet система, объявила 13 ноября 2008 года, была отображена в 2007 году, используя телескопы как обсерватории Кек и обсерватории Gemini . Непосредственно наблюдались три планеты, вращающиеся вокруг HR 8799 , масса которых примерно в десять, десять и семь раз больше массы Юпитера . ^{[61] [62]} В тот же день, 13 ноября 2008 г., не было объявлено , что космический телескоп Хаббла непосредственно наблюдали экзопланету , вращающуюся Фомальгаут , с массой не более 3  M _J . ^[63] Обе системы окружены дисками, мало чем отличающимися от пояса Койпера .

В 2009 году было объявлено, что анализ изображений, относящихся к 2003 году, выявил планету, вращающуюся вокруг Beta Pictoris . ^{[ необходима цитата ]}

В 2012 году было объявлено, что планета « Супер-Юпитер » с массой около 12,8  М _Дж, вращающаяся вокруг Каппы Андромеды, была получена непосредственно с помощью телескопа Субару на Гавайях. ^{[64] [65]} Он вращается вокруг своей родительской звезды на расстоянии около 55 а.е., что почти в два раза превышает расстояние Нептуна от Солнца.

Еще одна система, GJ 758 , была получена в ноябре 2009 года группой, использовавшей инструмент HiCIAO телескопа Subaru , но это был коричневый карлик. ^[66]

Другие возможные экзопланеты, которые могли быть непосредственно отображены, 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 могли быть маленькими коричневыми карликами . ^{[68] [69]}

Инструменты для визуализации [ править ]

Некоторые проекты по оснащению телескопов инструментами, позволяющими получать изображения планет, включают наземные телескопы Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , инструмент Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) , Palomar Project 1640 и космический телескоп WFIRST . Миссия « Новые миры» предлагает большой оккультир в космосе, предназначенный для блокирования света близлежащих звезд, чтобы наблюдать за их планетами, вращающимися вокруг них. Это может быть использовано с существующими, уже запланированными или новыми, специально построенными телескопами.

В 2010 году команда из Лаборатории реактивного движения НАСА продемонстрировала, что вихревой коронограф может позволить маленьким телескопам напрямую получать изображения планет. ^[71] Они сделали это, визуализировав ранее изображения планет HR 8799 , используя только часть телескопа Хейла шириной 1,5 метра .

Другой многообещающий подход - обнуление интерферометрии . ^[72]

Также было предложено, чтобы космические телескопы, фокусирующие свет с использованием зонных пластин вместо зеркал, обеспечивали бы более контрастное изображение и были бы дешевле для запуска в космос из-за возможности складывать легкую пластину зоны из фольги. ^[73]

Поляриметрия [ править ]

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 объединенном 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 PlanetPol ^[76] , в настоящее время используют поляриметры для поиска внесолнечных планет. Первое успешное обнаружение внесолнечной планеты с помощью этого метода произошло в 2008 году, когда HD 189733 b , планета, открытая тремя годами ранее, была обнаружена с помощью поляриметрии. ^[77] Однако с помощью этого метода еще не было обнаружено новых планет.

Астрометрия [ править ]

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 ( барицентра ), что объясняется решениями проблемы 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.

Астрометрия - это старейший метод поиска внесолнечных планет , который изначально был популярен из-за успеха в характеристике астрометрических двойных звездных систем. Это восходит, по крайней мере, к заявлениям Уильяма Гершеля в конце 18 века. Он утверждал, что невидимый спутник влиял на положение звезды, которую он внес в каталог как 70 Змееносцев . Первый известный формальный астрометрический расчет для внесолнечной планеты был сделан Уильямом Стивеном Джейкобом в 1855 году для этой звезды. ^[79] Подобные расчеты повторялись другими в течение еще полувека ^[80], пока окончательно не опровергались в начале 20 века. ^{[81][82] В} течение двух столетийходилизаявления об открытии невидимых спутников на орбите близлежащих звездных систем, которые, как сообщается, были обнаружены с помощью этого метода, ^[80] кульминацией которого стало известное объявление Джорджа 1996 года о множественных планетах, вращающихся вокруг ближайшей звезды Лаланд 21185 . Гейтвуд . ^{[83] [84]} Ни одно из этих утверждений 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 планетарного компаньонаменее 0,1 солнечной массы, как масса планеты, полученные до 1996 года с использованием этого метода, вероятно, являются ложными. В 2002 году космическому телескопу Хаббла удалось с помощью астрометрии охарактеризовать ранее открытую планету вокруг звезды Gliese 876 . ^[86]

Ожидается, что космическая обсерватория Gaia , запущенная в 2013 году, найдет тысячи планет с помощью астрометрии, но до запуска Gaia ни одна планета, обнаруженная астрометрией, не была подтверждена.

SIM PlanetQuest был американским проектом (отменен в 2010 году), который имел бы аналогичные с Gaia возможности поиска экзопланет .

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 долгое 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 было объявлено об открытии астрометрией VB 10b . Сообщалось, что этот планетарный объект, вращающийся вокруг маломассивной звезды красного карлика VB 10 , 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 недавние независимые исследования лучевой скорости исключают существование заявленной планеты. ^{[89] [90]}

В 2010 г. были астрометрически измерены шесть двойных звезд. Одна из звездных систем, получившая название HD 176051 , с «высокой степенью достоверности» была обнаружена как имеющая планету. ^[91]

В 2018 году исследование, сравнивающее наблюдения космического корабля Gaia с данными Hipparcos для системы Beta Pictoris, позволило измерить массу Beta Pictoris b, ограничив ее11 ± 2 массы Юпитера. ^[92] Это хорошо согласуется с предыдущими оценками массы примерно 13 масс Юпитера.

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

Рентгеновское затмение [ править ]

В сентябре 2020 года было объявлено об обнаружении планеты-кандидата, вращающейся вокруг массивной рентгеновской двойной M51-ULS-1 в галактике Водоворот . Планета была обнаружена затмениями от источника рентгеновского излучения, который состоит из звездного остатка ( нейтронной звезды или черной дыры ) и массивной звезды, вероятно, сверхгиганта B-типа . Это единственный метод, способный обнаружить планету в другой галактике. ^[94]

Кинематика диска [ править ]

Планеты можно обнаружить по зазорам, которые они создают в протопланетных дисках . ^{[95] [96]}

Другие возможные методы [ править ]

Обнаружение вспышек и изменчивости эха [ править ]

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] В} последнее время, благодаря достижениям в области приборов и технологий обработки сигналов, предсказывается, что эхо-сигналы от экзопланет можно будет восстановить с помощью высокочастотных фотометрических и спектроскопических измерений активных звездных систем, таких как M карликов. . ^{[101] [102] [103]} Теоретически эти эхо-сигналы наблюдаются при всех наклонах орбиты.

Изображение транспорта [ править ]

Матрица оптического / инфракрасного интерферометра не собирает столько света, сколько один телескоп эквивалентного размера, но имеет разрешение одного телескопа, равного 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 , ее фактического радиуса. Это более точно, чем оценки радиуса, основанные на транзитной фотометрии , которые зависят от оценок радиуса звезды, которые зависят от моделей характеристик звезд. Визуализация также обеспечивает более точное определение наклона, чем фотометрия. ^[104]

Магнитосферное радиоизлучение [ править ]

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 [ править ]

Авроральное радио выбросы из гигантских планет с плазменными источниками, такими как Юпитер вулканических Лун с Ио , могут быть обнаружены с помощью радиотелескопов , таких как LOFAR . ^{[106] [107]}

Оптическая интерферометрия [ править ]

В марте 2019 года, ESO астрономы, применяя GRAVITY инструмент на их Very Large Telescope интерферометр (VLTI), объявил первое прямое обнаружение экзопланет , HR 8799 е , с помощью оптической интерферометрии . ^[108]

Модифицированная интерферометрия [ править ]

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 [ править ]

Околозвездные диски [ править ]

Диски космической пыли ( диски обломков ) окружают многие звезды. Пыль может быть обнаружена, поскольку она поглощает обычный звездный свет и излучает его в виде инфракрасного излучения. 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]

Космический телескоп Хаббла способен наблюдать диски пыли с его NICMOS (ближней инфракрасной камерой и нескольких объектов спектрометром) инструмента. Даже лучшие изображения теперь были приняты его сестра инструментом, на космическом телескопе Spitzer , а самое Европейское космическое агентство «s Космическая обсерватория Herschel , который можно увидеть гораздо глубже в инфракрасные волны , чем могут 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 звезды отталкивает частицы пыли в межзвездное пространство за относительно короткий промежуток времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянное пополнение ее новыми столкновениями и является убедительным косвенным свидетельством присутствия небольших 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 поясу Койпера в нашей Солнечной системе , но по крайней мере 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 Эпсилона Эридана , что указывает на присутствие планеты с радиусом орбиты около 40 а.е. (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной методом лучевых скоростей). ^[112] Эти виды взаимодействий между планетами и дисками могут быть смоделированы численно, используя методы обработки столкновений . ^[113]

Загрязнение звездной атмосферы [ править ]

Спектральный анализ белых карликов " атмосфер часто находит загрязнение более тяжелых элементов , таких как магний и кальций . Эти элементы не могут происходить из ядра звезд, и вполне вероятно, что загрязнение исходит от астероидов, которые подошли слишком близко (в пределах предела Роша ) к этим звездам в результате гравитационного взаимодействия с более крупными планетами и были разорваны звездными приливными силами. 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, подобно обнаружению дисков обломков вокруг звезд главной последовательности. Данные космического телескопа Спитцера показывают, 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 по орбите 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 [ править ]

Большинство подтвержденных внесолнечных планет были обнаружены с помощью космических телескопов (по состоянию на 01/2015). ^[117] Многие из методов обнаружения могут работать более эффективно с космическими телескопами, которые избегают атмосферной дымки и турбулентности. COROT (2007-2012) и Kepler 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 МОСТ также обнаружили или подтвердили несколько планет. Инфракрасный космический телескоп Spitzer использовался для обнаружения прохождений внесолнечных планет, а также затмений.планет по их звездным и фазовым кривым . ^{[18] [19] [119]}

Миссия Gaia , запущенная в декабре 2013 года ^[120], будет использовать астрометрию для определения истинных масс 1000 близлежащих экзопланет. ^{[121] [122]} TESS , запущенный в 2018 году, CHEOPS запущен в 2019 году, а PLATO в 2026 году будет использовать метод транзита.

Первичное и вторичное обнаружение [ править ]

Методы проверки и фальсификации [ править ]

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

Методы характеризации [ править ]

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

См. Также [ править ]

• Список экзопланет
• Exomoon

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• PlanetQuest НАСА
• Лунин, Джонатан I .; Макинтош, Брюс; Пил, Стэнтон (2009). «Обнаружение и характеристика экзопланет». Физика сегодня . 62 (5): 46. Bibcode : 2009PhT .... 62e..46L . DOI : 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 . DOI : 10,4249 / scholarpedia.3991 .