Методы обнаружения экзопланет - Methods of detecting exoplanets


Из Википедии, свободной энциклопедии

Количество экзопланет открытия планеты в год по сентябрю 2014 года, с цветами метода обнаружения с указанием:

Любая планета является чрезвычайно слабым источником света по сравнению с его родительской звезды . Например, звезда , как Солнце находится примерно в миллиард раз ярче , как отраженный свет от любого из планет , вращающихся вокруг его. В дополнение к внутренней сложности обнаружения такой слабый источник света, свет от родительской звезды вызывает блики , что омывает его. По этим причинам, очень немногие из экзопланет сообщили по состоянию на апрель 2014 года были обнаружены непосредственно, с еще меньше решается от принимающей звезды.

Вместо этого, астрономы , как правило , приходится прибегать к косвенным методам для обнаружения экзопланет. По состоянию на 2016 год , несколько различных косвенных методов принесли успеха.

содержание

Установленные методы обнаружения

Следующие методы по крайней мере, один раз оказались успешными для обнаружения новой планеты или обнаружений уже открытой планеты:

Радиальная скорость

Радиальная скорость графики 18 Delphini б .

Звезда с планетой будет двигаться в своей собственной маленькой орбите в ответ на гравитацию планеты. Это приводит к изменениям в скорости , с которой звезда движется в сторону или от Земли, то есть вариации в лучевой скорости звезды относительно Земли. Радиальная скорость может быть выведена из перемещения в родительской звезды спектральных линий вследствие эффекта Доплера . Метод лучевых скоростей измеряет эти изменения для того , чтобы подтвердить наличие планеты , используя функцию бинарной масс .

Скорость звезды вокруг системы центра масс значительно меньше , чем у планеты, поскольку радиус его орбиты вокруг центра масс настолько мал. (Например, Солнце движется примерно 13 м / с из - за Юпитера, но только около 9 см / с из - за Земли). Однако вариации скорости вплоть до 1 м / с или даже несколько менее могут быть обнаружены с современными спектрометров , таких как гусли ( Высокая точность радиальная скорость планеты Searcher ) спектрометра на ESO 3,6 - метрового телескопа в Ла - Силла обсерватории , Чили, или HIRES спектрометр на телескопах Кека . Особенно простой и недорогой метод для измерения радиальной скорости является «извне диспергируют интерферометрии».

До 2012 года вокруг, метод лучевых скоростей (также известный как доплеровской спектроскопии ) был безусловно наиболее производительной техники , используемой охотниками планеты. (После того, как 2012, метод транзитного от космического аппарата Kepler настиг его в числе.) Радиальный сигнал скорости является расстоянием независимого, но требует высоких отношения сигнала к шуму спектров для достижения высокой точности, и так , как правило , используется только для относительно ближайших звезд , из примерно 160 световых лет от Земли, чтобы найти более низкую массовую планету. Он также не представляется возможным одновременно наблюдать множество целевых звезд , в то время с помощью одного телескопа. Планеты Юпитера массы могут быть обнаружены вокруг звезд до нескольких тысяч световых лет от нас . Этот метод легко находит массивные планеты, которые близки к звездам. Современный спектрограф можно также легко обнаружить Юпитер-массовые планеты на орбиту 10 астрономических единиц от родительской звезды, но обнаружение этих планет требует много лет наблюдения. Земные массы планеты в настоящее время можно обнаружить только в очень малых орбитах вокруг малой массы звезд, например Proxima б .

Это легче обнаружить планеты вокруг малой массы звезд, по двум причинам: во-первых, эти звезды более пострадавших от гравитационного буксира из планет. Вторая причина заключается в том, что звезды с малой массой главной последовательности в основном вращаются относительно медленно. Быстрое вращение делает данные спектральных линий менее ясно, что половина звезды быстро поворачивается в сторону от точки зрения наблюдателя, а другая половина подходов. Обнаружение планет вокруг более массивных звезд легче, если звезда оставила главную последовательность, потому оставляя основную последовательность замедляет вращение звезды.

Иногда доплеровское спектрографирование производит ложные сигналы, особенно в мульти-планета и мульти-звездных системах. Магнитные поля и некоторые виды звездной активности также могут давать ложные сигналы. Когда хост звезда имеет несколько планет, ложные сигналы могут возникать также от того , недостаточно данных, так что несколько решений могут соответствовать данным, так как звезды не наблюдается , как правило непрерывно. Некоторые из ложных сигналов могут быть устранены путем анализа стабильности планетарной системы, проведения фотометрии анализа на принимающей звезде и зная его период вращения и звездные периоды цикла активности.

Планеты с орбиты сильно наклонена к лучу зрения от Земли производят меньшие видимые качается, и, таким образом , более трудно обнаружить. Одним из преимуществ метода радиальной скорости является то , что эксцентриситет орбиты планеты может быть измерен непосредственно. Одним из главных недостатков метода лучевых скоростей является то , что он может только оценить планеты минимальную массу ( ). Распределение задних угла наклона я зависит от истинного распределения массы планет. Однако, когда есть несколько планет в системе , что орбита относительно близко друг к другу и имеют достаточную массу, орбитальный анализ устойчивости позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевых скоростей может быть использована для подтверждения выводов , сделанных методом транзита . Когда оба метода используются в комбинации, то истинная масса планеты может быть оценена.

Несмотря на то, радиальная скорость звезды только дает минимальную массу планеты, если планеты спектральные линии можно отличить от спектральных линий звезды , то радиальная скорость самой планеты можно найти, и это дает наклон орбиты планеты. Это позволяет выполнять измерение фактической массы планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также предоставляет данные о составе планеты. Основной проблемой является то , что такое обнаружение возможно только , если планета вращается вокруг относительно яркой звезды , и если планета отражает или излучает много света.

Транзит фотометрии

Техника, преимущества и недостатки

Метод Транзит обнаружения экзопланет. На графике ниже рисунка показывает уровни света, полученных в течение долгого времени Земли.
Kepler-6b фотометрии
Симуляция силуэт из Юпитера (и 2 его спутников) транзит нашего Солнца, как видно из другой звездной системы
Теоретическая Транзитный экзопланета кривая блеска. Это изображение показывает глубину транзита (б), продолжительность транзитной (Т), а также от проникновения / продолжительность выхода (τ) от транзитной экзопланеты по отношению к положению, что экзопланета является к звезде.

В то время как радиальная скорость Метод дает информацию о массе планеты, то фотометрический метод можно определить радиус планеты. Если планета пересекает ( транзиты ) в передней части диска своей родительской звезды, тогда наблюдаемая визуальная яркость звезды падает на небольшую величину, в зависимости от относительных размеров звезды и планеты. Например, в случае HD 209458 , звезда тускнеет на 1,7%. Тем не менее, большинство транзитных сигналов значительно меньше; например, Земли размера планета транзит типа Солнце звезды производит помрачение только 80 частей на миллион (0,008 процента).

Теоретическая модель Транзитный экзопланета кривая блеска предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетарной системы: Глубина транзита (б), продолжительность транзита (Т), входной / выходной длительность (Т), а также период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые величины основаны на нескольких допущениях. Для удобства расчетов, мы предполагаем, что планета и звезда имеют сферическую форму, звездный диск является однородным, и орбита круговая. В зависимости от относительного положения, что наблюдаемое транзитом экзопланета находится при проезде звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска изменится. Глубина транзита (δ) кривой Транзитный свет описывает уменьшение нормализованного потока звезды во время транспортировки. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит солнечную звезду размера радиуса, планета с большим радиусом приведет к увеличению глубины транзита и планет с меньшим радиусом бы уменьшить глубину транзита. Продолжительность транзита (Т) экзопланет является продолжительностью времени, что планета проводит транзит звезды. Этот наблюдаемый параметр изменяется относительно того, как быстро или медленно планета движется по своей орбите, как он проходит звезду. Вход / выход длительность (τ) кривой Транзитный свет описывает отрезок времени планеты требуется, чтобы полностью покрыть звезды (проникновение) и полностью раскрыть звезду (на выходе). Если планета переходит из одного конца диаметра звезды к другому концу, продолжительность входа / выхода короче, поскольку она занимает меньше времени для планеты, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит звезду относительно любой другой точки, отличных от диаметра, длительность входящего / исходящего удлиняется по мере продвижения дальше от диаметра, потому что планета проводит больше времени, частично покрывая звезду во время его транзита. Из этих наблюдаемых параметров, целый ряд различных физических параметров (большой полуоси, масса звезды, радиус звезды, радиус планеты, эксцентриситет и наклон) определяется расчетным путем. Благодаря комбинации радиальных измерений скорости звезды, масса планеты также определяется.

Этот метод имеет два основных недостатка. Во- первых, планетарные транзиты наблюдаются только тогда , когда орбита планеты случается идеально выровнены с точки зрения астрономов. Вероятность планетарной орбитальной плоскости, непосредственно на линию визирования к звезде есть отношение диаметра звезды к диаметру орбиты (в малых звездах, радиус планеты также является важным фактором) , Около 10% планета с малыми орбитами имеют такое выравнивание, и фракция уменьшается для планет с большими орбитами. Для планеты , вращающейся вокруг Солнца с размером звездой на 1 AU , вероятность случайного выравнивания производящего транзит составляет 0,47%. Таким образом, метод не может гарантировать , что какая - либо конкретная звезда не хозяин планету. Однако при сканировании больших областей неба , содержащих тысячи или даже сотни тысяч звезд сразу, транзитные обследования могут найти более экзопланет , чем метод лучевых скоростей. В ряде исследований было принято , что подход, например, наземной MEarth проекта , SuperWASP , Кельт и HATNet , а также космических Коро и Kepler миссий. Метод транзита имеет также преимущество обнаружения планет вокруг звезд, которые расположены несколько тысяч световых лет. Самые дальние планеты , обнаруженные Стрелец Window затмевая экзопланета Поиск расположены вблизи галактического центра. Тем не менее, надежные последующие наблюдения этих звезд практически невозможно с учетом современных технологий.

Второй недостаток этого метода является высокой скоростью ложных обнаружений. 2012 Исследование показало , что уровень ложных срабатываний для транзитов , наблюдавшихся в миссии Kepler может достигать 40% в однопроцессорных системах планеты. По этой причине, звезда с одним обнаружением транзитного требует дополнительного подтверждения, как правило , от метода лучевых скоростей или орбитального способа модуляции яркости. Метод радиальной скорости особенно необходима для Юпитера размера или более крупных планет, как объекты такого размера охватывают не только планеты, но и коричневых карликов и даже маленькие звезды. Поскольку процент ложных срабатываний очень низкий в звездах с двумя или более кандидатами планеты, такие обнаружения часто может быть подтверждены без обширных последующих наблюдений. Некоторые из них также могут быть подтверждены с помощью метода транзитной вариации времени.

Многие точки света в небе имеет яркость изменения , которые могут появиться в качестве транзитных планет с помощью измерения потока. Трудности с ложными обнаружений в методе транзитной фотометрии возникают в трех общих формах: Blended затменных двойных систем, выпас затменных двойных систем, и переходит на планете размером звезды. Затменные бинарные системы обычно производят глубокие потоки , которые отличают их от экзопланетных транзитов , так как планеты , как правило , меньше , чем приблизительно 2R J, но это не так для смешаны или зерна затменного двойных систем.

Смешение затменных двойных систем, как правило, физически не рядом друг с другом, но довольно далеко друг от друга. Их смешение связано с тем, что они оба лежали вдоль одной и той же прямой видимости от точки зрения наблюдателя. Смеси посторонних звезд с затменными двойными системами можно разбавить измеренную глубину затмения, с результатами, часто напоминающими изменениями потока, измеренные для транзита экзопланеты. В этих случаях, цель наиболее часто содержит большую основную первичную последовательность с небольшой основной последовательностью вторичной или гигантской звездой с главной последовательностью вторичной.

Выпас затменные двойные системы представляют собой системы, в которых один объект едва пасутся конечности другого. В этих случаях, максимальная глубина транзита кривой блеска не будет пропорционально отношению квадратов радиусов двух звезд, но вместо этого будет зависеть исключительно от максимальной площади первичных, что блокируется вторичным. Из-за ограниченной площади, что в настоящее время затемнена, измеренное падение в потоке может имитировать, что из транзита показателя. Некоторые из ложных положительных случаев этой категории можно легко найти, если затмевая двоичная система имеет круговую орбиту, с двумя спутниками, имеющими разностные массы. Из-за цикличности орбиты, было бы два затменными события, один из первичных Таинственных вторичных и наоборот. Если две звезды имеют существенно различные массы, а это разные радиусы и светимости, то эти два затмения будут иметь разную глубину. Это повторение неглубокого и глубокого транзитное событие можно легко обнаружить и, таким образом, позволяет системе быть признана в качестве выпас затменные двоичную систему. Тем не менее, если два звездные спутники примерно такие же массы, то эти два затмение будет неразличимо, что делает невозможным, чтобы продемонстрировать, что выпасли затменные двоичную систему наблюдаются с использованием только измерений транзитной фотометрии.

Это изображение показывает относительные размеры коричневых карликов и больших планет.

Наконец, есть два типа звезд, которые примерно такой же размер , как газ гигантских планеты, белые карлики и коричневые звезды. Это связано с тем , что газ гигантские планеты, белые карлики и коричневые карлики, все поддерживается вырожденного электронного давления. кривая блеска не делает различия между объектами , поскольку это зависит только от размера объекта транзита. Когда это возможно, радиальные измерения скорости используются для проверки того, что транзитный или затменная тело планетарной массы, то есть меньше , чем 13М J . Транзитный Время Изменения можно также определить M P . Доплеровской томографии с известной радиальной скорости орбиты можно получить минимальную M P и прогнозируемое выравнивание петь орбиты.

Красные гиганты ветвь звезда имеет еще одну проблемы для обнаружения планет вокруг них: в то время как планеты вокруг этих звезд гораздо больше шансов на транзит из - за больший размер звезды, эти транзитные сигналы трудно отделить от кривой яркости света главной звезды, как красные гиганты имеют частые пульсации яркости с периодом от нескольких часов до суток. Это особенно заметно с субгигантами . Кроме того, эти звезды гораздо более яркие, и пролетные планеты блокируют гораздо меньший процент света , идущий от этих звезд. В отличие от этого , планеты могут полностью оккультных очень маленькую звезду , таких как нейтронные звезды или белого карлика, событие , которое было бы легко обнаружить с Земли. Тем не менее, из - за малые размерами звезды, шанс планеты , выравнивая с таким звездным остатком крайне мал.

Свойства (масса и радиус) планет , обнаруженный с помощью метода транзита, по сравнению с распределением, н (светло - серые гистограммы), минимальной массой пролетных и не пролетным экзопланет. Суперземли черные.

Основное преимущество методы транзита является то, что размер планеты может быть определен из кривого блеска. В сочетании с методом радиальной скорости (который определяет массу планеты), можно определить плотность планеты, и, следовательно, узнать что-то о физической структуре планеты. В том, что были изучены обоими методами планеты на сегодняшний день лучше всего охарактеризовать всех известных экзопланет.

Метод транзита позволяет также изучить атмосферу планеты транзита. Когда планета проходит звезду, свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты. Путем тщательного изучения высокого разрешения звездного спектра, можно обнаружить элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Планетарная атмосфера, и планеты в этом отношении, также могут быть обнаружены путем измерения поляризации звездного света, как он прошел через или отражаются от атмосферы планеты.

Кроме того, вторичное затмение (когда планета блокируются своей звездой) позволяет прямое измерение излучения планеты и помогает ограничить эксцентриситет орбиты планеты без необходимости присутствия других планет. Если звезды фотометрическая интенсивности во вторичном затмении вычитаются из его интенсивности до или после, только сигнал , вызванные планетами остается. Затем можно измерить температуру планеты и даже обнаружить возможные признаки облачных образований на ней. В марте 2005 года две группы ученых проводили измерение с использованием этой техники с помощью космического телескопа Spitzer . Эти две команды, из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики , во главе с Дэвидом Шарбонно , и Flight Center Goddard Space под руководством Л. Д. Деминг, изучал планет TrES-1 и HD 209458b , соответственно. Измерения показали температуры планет: 1,060 K (790 ° C ) для TrES-1 и около 1130 K (860 ° C) для HD 209458b. Кроме того, горячий Нептун Глизе 436 б известен ввести вторичное затмение. Тем не менее, некоторые пролетные орбиты планет таким образом, что они не входят вторичное затмение относительно Земли; HD 17156 б составляет более 90% , вероятно, будет одним из последних.

история

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 быть в состоянии обнаружить планеты «несколько раз в несколько раз больше , чем на Земле» и выполнил «лучше , чем ожидалось», с двумя экзопланет открытия (оба типа «горячий Юпитер») по состоянию на начало 2008 г. В июне 2013, количество экзопланет Коро было 32 с несколькими еще не подтверждена. Спутник неожиданно перестал передавать данные в ноябре 2012 года (после того, как его миссия дважды был продлен), и был отправлен в отставку в июне 2013 года.

В марте 2009 года НАСА миссии Кеплер был запущен для сканирования большого количества звезд в созвездии Лебедя с точностью измерения , как ожидается, выявить и охарактеризовать размером с Землю планет. НАСА Kepler Миссия использует метод транзита для сканирования сотни тысяч звезд для планет. Следует надеяться , что к концу своей миссии на 3,5 года, спутник будет собрано достаточно данных , чтобы выявить планеты , даже меньше , чем Земли. При сканировании сотни тысяч звезд одновременно, это было не только в состоянии обнаружить размером с Землю планет, он был в состоянии собрать статистические данные о количестве таких планет вокруг Солнца, как звезды.

На 2 февраля 2011 года, команда Кеплер опубликовала список 1235 экзопланет кандидатов планеты, в том числе 54 , которые могут быть в обитаемой зоне . На 5 декабря 2011 года, команда Кеплер объявили , что они обнаружили 2326 планетарных кандидатов, из которых 207 являются аналогичными по размеру к Земле, 680 супер-Земля-размер, 1181 являются Нептун размера, 203 Юпитер-размер и 55 больше , чем Юпитер. По сравнению с показателями февраля 2011 года, число Земли размера и супер-Земля размером планета увеличилось на 200% и 140% соответственно. Кроме того, 48 кандидатов планеты были найдены в жилых зонах обследованных звезд, отмечая сокращение по сравнению с фигурой февраля; это было связанно с более строгими критериями использования в данном декабре. К июню 2013 года , число кандидатов планеты была увеличена до 3278 и некоторые подтвержденные планеты были меньше , чем на Земле, некоторые даже размером с Марс (например, Kepler-62c ) и один даже меньше , чем Меркурий ( Kepler-37b ).

Транзитный Exoplanet Survey Satellite запущен в апреле 2018.

Отражение / Модуляция выбросов

Короткопериодный планет , близкие орбиты вокруг своих звезд претерпят отраженный свет вариацию , потому что, как и Луна , они будут проходить через фазу от полного к новому и обратно. Кроме того, как эти планеты получают много звезд, он нагревает их, делая тепловые выбросы потенциально обнаруживаемыми. Поскольку телескопы не могут решить планету от звезды, они видят только комбинированную свет, и яркость звезды хозяина , кажется, изменяется через каждую орбиту на периодической основе. Хотя эффект мал - фотометрический требуемая точность примерно такой же , как обнаружить планету размером с Землю транзитом через солнечного типа звезды - такие Jupiter размера планеты с орбитальным периодом в несколько дней можно обнаружить с помощью космических телескопов таких как Кеплер космической обсерватории . Как и с помощью метода транзита, то легче обнаружить большие планеты на орбите близко к их родительской звезде , чем другие планеты , как эти планеты поймать больше света от их родительской звезды. Когда планета имеет высокую отражательную и расположен вокруг относительно светового звезды, его легкие вариации легче обнаружить в видимом свете в то время как более темные планеты или планеты вокруг низкотемпературных звезд, более легко обнаружить с помощью инфракрасного света с помощью этого метода. В конечном счете, этот метод может найти большинство планета , которые будут обнаружены на этой миссию , потому что отраженный свет вариация с орбитальной фазой в значительной степени зависит от наклонения орбиты и не требует планет , чтобы пройти перед диском звезды. Он по- прежнему не может обнаружить планеты с круглыми вбрасывания на орбитах с точки зрения Земли , как количество отраженного света не меняется во время своей орбиты.

Фазовой функцией гигантской планеты является также функцией его термических свойств и атмосферы, если таковые имеются. Таким образом, фазовые кривые может ограничивать другие свойства планеты, такие как распределение по размерам частиц атмосферы. Когда планета находится транзитом , и его размер , как известно, кривая фазовых вариаций позволяет вычислить или ограничить планеты альбедо . Труднее с очень горячими планетами , как свечение планеты может помешать при попытке вычислить альбедо. В теории, альбедо также можно найти в не пролетных планетах при наблюдении световых вариаций с несколькими длинами волн. Это позволяет ученым определить размер планеты , даже если планета не транзит звезды.

Первый когда-либо прямое обнаружение спектра видимого света , отраженного от экзопланета была сделана в 2015 году международной группой астрономов. Астрономы изучали свет от 51 Пегаса б - первый экзопланеты обнаружен обращающийся вокруг главной последовательности звезда ( солнцеподобных звезда ), используя высокую точность Радиальная скорость инструмента Planet Searcher (HARPS) в Ла - Силла обсерватории Европейской южной обсерватории в Чили.

Оба Коро и Кеплер измерил отраженный свет от планет. Однако, эти планеты были уже известны , так как они транзитные принимающей звезда. Первые планеты , обнаруженные этот метод, Kepler-70b и Kepler-70c , найденный Кеплер.

релятивистское

Отдельный новый способ для обнаружения экзопланет от легких вариаций использует релятивистские сияя наблюдаемый поток от звезды из - за его движение. Он также известен как доплеровский сияя или доплеровский повышения. Этот метод был впервые предложен Abraham Loeb и Скотт Гауди в 2003 году. Когда планета тащит звезду с ее гравитации, плотности фотонов и , следовательно, видимого блеска звезды изменений с точки зрения наблюдателя. Подобно методу радиальной скорости, он может быть использован для определения эксцентриситета орбиты и минимальную массу планеты. С помощью этого метода, он легче обнаружить массивные планеты близко к своим звездам , как эти факторы усиливают движение звезды. В отличие от метода радиальной скорости, оно не требует точного спектра звезды, и , следовательно , могут быть использованы более легко найти планеты вокруг быстро вращающихся звезд и более далеких звезд.

Одним из самых больших недостатков этого метода является то, что свет изменение эффект очень мал. Иовиан массы планета на орбите 0.025 AU от похожих на Солнце звезд едва обнаружит даже тогда, когда орбита ребро. Это не является идеальным методом для открытия новых планет, как количество излучаемого и отраженного звездного света от планеты, как правило, значительно больше, чем легкие вариации в связи с релятивистской сияющим. Этот метод еще полезно, однако, так как она позволяет для измерения массы планеты без необходимости последующего сбора данных из радиальных наблюдений скорости.

Первое открытие планеты с помощью этого метода ( Kepler-76b ) было объявлено в 2013 году.

Эллипсоидальные вариации

Массивные планеты могут вызвать небольшие приливные искажения в их хозяевах звезд. Когда звезда имеет слегка эллипсоидную форму, ее видимая яркость изменяется в зависимости, если сплюснутая часть звезды сталкиваются точки зрения наблюдателя. Как и с релятивистским методом сияющего, он помогает определить минимальную массу планеты, и его чувствительность зависит от наклонения орбиты планеты. Степень влияния на видимой яркости звезды может быть значительно больше, чем с релятивистским методом сияющего, но яркость цикла меняется в два раза быстрее. Кроме того, планета искажает форму звезды больше, если он имеет низкую большую полуось к звездному отношению радиуса и плотность звезды является низкой. Это делает этот метод подходит для обнаружения планет вокруг звезд, которые оставили главную последовательность.

Пульсар времени

Впечатление художника пульсара PSR 1257 + 12 «ю.ш. планетарной системы

Пульсар представляет собой нейтронную звезду: маленький, сверхплотная остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая . Пульсары излучают радиоволны очень регулярно , как они вращаются. Поскольку внутреннее вращение пульсара настолько регулярно, незначительные аномалии в сроках его наблюдаемых радиоимпульсов могут быть использованы для отслеживания движения пульсара. Подобно обычной звезде, пульсар будет двигаться в своей собственной небольшой орбите , если у него есть планеты. Расчеты , основанные на наблюдениях импульсов синхронизации затем могут выявить параметры этой орбиты.

Этот метод не был первоначально разработан для обнаружения планет, но настолько чувствительно, что она способна обнаруживать планеты намного меньше, чем любой другой способ может, вплоть до менее одной десятой массы Земли. Он также способен обнаруживать взаимные гравитационные возмущения между различными членами планетарной системы, тем самым показывая более подробную информацию об этих планетах и ​​их орбитальных параметрах. Кроме того, он может легко обнаружить планеты, которые относительно далеко от пульсара.

Есть два основных недостатков методы синхронизации пульсарной: пульсары относительно редки, и особые обстоятельства , необходимые для планеты , чтобы сформировать вокруг пульсара. Поэтому маловероятно , что большое количество планет можно будет найти этот путь. Кроме того , жизнь , как мы знаем , что это не может выжить на планетах , вращающихся вокруг пульсара из - за интенсивности излучения высокой энергии там.

В 1992 год Александр Вольшчане и Дейл Хрупкий использовали этот метод , чтобы обнаружить планеты вокруг пульсара PSR 1257 + 12 . Их открытие было быстро подтверждено, что делает его первым подтверждением планет за пределами нашей Солнечной системы .

Система изменения фаз звезды

Как пульсары, некоторые другие типы пульсирующих переменных звезд достаточно регулярны , что радиальная скорость может быть определены чисто фотометрический от доплеровского сдвига частоты пульсаций, без необходимости спектроскопии . Этот метод не так чувствительны , как метод вариации Пульсар синхронизации, из - за периодического действия быть длиннее и менее регулярным. Легкость обнаружения планет вокруг переменной звезды зависит от периода пульсации звезды, регулярности пульсаций, массы планеты, и расстояние от принимающей звезды.

Первый успех с этим методом пришел в 2007 году, когда V391 Пегаса б была обнаружена вокруг пульсирующего субкарлика звезды.

время Transit

Анимация показывает разницу между планетами транзитного временем 1-планетой и 2-планетарными системами. Фото: NASA / Kepler Mission.
Kepler Миссия , миссия НАСА , которая способна обнаруживать экзопланеты

Вариационный метод транзитного времени, рассматривает ли происходят транзиты со строгой периодичностью, или, если есть изменение. Когда несколько планет пролетных обнаружены, они часто могут быть подтверждены с помощью метода транзитной вариации времени. Это полезно в планетарных системах, далеких от Солнца, где радиальные скорости методы не могут обнаружить их в связи с низким отношением сигнал-шум. Если планета была обнаружена методом транзитного, то различия в сроках транзита обеспечивают чрезвычайно чувствительный метод обнаружения дополнительных планет, не транзит в системе с массами, сравнимыми с Землей. Это легче обнаружить изменения транзитных синхронизации, если планеты имеют относительно близкие орбиты, и когда, по меньшей мере, одна из планет является более массивной, в результате чего орбитальный период менее массивной планеты, чтобы быть более возмущенной.

Основной недостаток метода транзитной синхронизации является то , что , как правило , не так много можно узнать о самой планете. Транзитное изменение времени может помочь определить максимальную массу планеты. В большинстве случаев, это может подтвердить , если объект имеет планетарную массу, но он не ставит узкие ограничения на его массу. Есть исключения , хотя, как планеты в Kepler-36 и Kepler-88 система на орбиту достаточно близко , чтобы точно определить их массу.

Первое значительное обнаружение не-транзитом планеты с использованием TTV проводили с НАСА Kepler космических аппаратов. Транзитом планета Kepler-19b показывает TTV с амплитудой пять минут и в течение приблизительно 300 дней, что указывает на наличие второй планеты, Kepler-19c , который имеет период , который является почти рациональным кратным периоду транзит планеты.

В Планета с кратной орбитой , вариации транзитного времени в основном вызваны орбитальным движением звезд, вместо гравитационных возмущений со стороны других планет. Эти изменения делают его труднее обнаружить эти планеты с помощью автоматизированных методов. Тем не менее, он делает эти планеты легко подтвердить , как только они будут обнаружены.

Изменение длительности Транзитный

«Изменение Продолжительность» относится к изменениям в том , как долго транзит занимает. Длительность вариация может быть вызвана экзоспутником , апсидальной прецессией для эксцентриковых планет в связи с другой планетой в той же системе, или ОТО .

Когда планета circumbinary найдена через метод транзита, он может быть легко подтвержден с помощью метода вариации длительности транзитной. В тесных двойных системах звезда существенно изменить движение спутника, а это означает , что любая транзитная планета имеет значительные различия в продолжительности транзита. Первое такое подтверждение пришло от Kepler-16b .

Затменный двоичное время минимумов

Когда двойная звезда системы выровнены таким образом, что - с точки Земли зрения - звезды проходят друг перед другом на своих орбитах, система называется «затменной двойной» звездной системы. Время минимального света, когда звезда с яркой поверхностью, по меньшей мере , частично затемняется диском другой звезды, называется первичное затмение , и примерно половина орбиты спустя, вторичное затмение происходит , когда яркие звезды затемняет площади некоторая часть другой звезды. Эти времена минимального света, или центральных затмений, представляют собой метку времени в системе, так же, как импульсы от пульсара ( за исключением , что вместо вспышки, они представляют собой провал в яркости). Если есть планета в circumbinary орбиты вокруг двойных звезд, звезды будут компенсированы вокруг двоичной планета центра масс . Как звезды в двоичном смещены назад и вперед на планете, времена затмения минимумов будут меняться. Периодичность этого смещения может быть самым надежным способом обнаружения экзопланет вокруг тесных двойных систем. С помощью этого метода, планеты более легко обнаружить , если они более массивны, орбита относительно близко вокруг системы, и если звезды имеют низкую массу.

Затменный метод синхронизации позволяет обнаруживать планеты дальше от принимающей звезды , чем метод транзита. Однако сигналы вокруг катаклизмических переменных звезд намекая планет , как правило, совпадают с нестабильными орбитами. В 2011 году Кеплер-16b стала первой планетой , чтобы быть , безусловно , характеризуется с помощью затменных двойных вариаций синхронизации.

Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование

Гравитационное микролинзирование возникает, когда гравитационное поле звезды действует как линза, увеличительного свет далекой звезды фона. Этот эффект возникает только тогда, когда две звезды почти точно выровнены. Lensing события кратки, длящийся в течение нескольких недель или дней, как две звезды и Земля все движущиеся по отношению друг к другу. Более тысячи таких событий наблюдалось в течение последних десяти лет.

Если на первый план линзированием звезда имеет планету, то собственное гравитационное поле этой планеты может сделать выявляемого вклад в эффект линзирования. Поскольку это требует весьма маловероятно, выравнивания, очень большое количество удаленных звезд должно постоянно контролироваться с целью выявления планетарных взносов микролинзирования по разумной ставке. Этот метод является наиболее плодотворным для планет между Землей и центром Галактики, как галактический центр предоставляет большое количество фоновых звезд.

В 1991 году астрономы Shude Мао и Богдан Пакзински предложил использовать гравитационную микролинзирова- искать бинарных компаньонов к звездам, и их предложение было уточнено Энди Гулд и Abraham Loeb в 1992 году в качестве метода для обнаружения экзопланет. Успехи с датой метод обратно в 2002 год, когда группа польских астрономов ( Анджей Удалски , Marcin Kubiak и Михал Шиманский из Варшавы , и Богдан Пакзински ) во время проекта OGLE ( оптическая Гравитационная Lensing эксперимента ) разработала действенную технику. В течение одного месяца, они нашли несколько возможных планет, хотя ограничения в наблюдениях предотвращены ясное подтверждение. С тех пор несколько подтвержденных экзопланет были обнаружены с помощью микролинзирования. Это был первый метод , способный обнаруживать планеты Земли , как массы вокруг обычных главной последовательности звезд.

В отличии от большинства других методов, которые имеют уклон в стороне обнаружения планет с малыми (или для разрешенного изображения, большие) орбитами, методы микролинзирования является наиболее чувствительной к обнаружению планет вокруг 1-10 астрономических единиц от подобных Солнца звезд.

Заметный недостаток метода является то, что линзирование не может повторяться, потому что выравнивание шансов никогда не повторится. Кроме того, обнаруженные планеты будут иметь тенденцию быть несколько килопарсеками, поэтому последующие наблюдениями с другими методами, как правило, невозможно. Кроме того, единственная физическая характеристика, которая может быть определена микролинзированием массы планеты, в пределах свободных ограничений. Орбитальные свойства также, как правило, неясно, как только орбитальная характеристика, которая может быть определена непосредственно является его током большой полуоси от родительской звезды, которые могут ввести в заблуждении, если планета следует эксцентриковой орбите. Когда планета находится далеко от своей звезды, он тратит лишь малую часть своей орбите в состоянии, когда оно может быть обнаружено с помощью этого метода, так что орбитальный период планеты не может быть легко определена. Кроме того, легче обнаружить планеты вокруг малой массы звезд, как гравитационные микролинзирование эффекта возрастает с увеличением отношения масс планеты к звезде.

Основные преимущества метода гравитационного микролинзирования являются то, что он может обнаружить малую массу планета (в принципе до Марса массы с будущими космическими проектами , такие как WFIRST ); он может обнаружить планеты в широких орбитах , сравнимых с Сатурн и Уран, которые имеют орбитальные периоды слишком долго для радиальной скорости или транзита методов; и он может обнаружить планеты вокруг очень далеких звезд. Когда достаточное количество фоновых звезд можно наблюдать с достаточной точностью, то метод должен в конечном итоге выявить , насколько часто похожие на Землю планеты в галактике.

Наблюдения, как правило , осуществляется с использованием сети роботизированных телескопов . В дополнении к Европейскому исследовательскому совету совместно финансируемому Глазеют, в микролинзирования в астрофизике (МОА) группа работает , чтобы усовершенствовать этот подход.

PLANET ( Зондирование Lensing Аномалии NETWORK ) / RoboNet проект еще более амбициозны. Это позволяет почти непрерывное покрытие круглых часов на мировой остовную сеть телескопа, обеспечивая возможность подобрать микролинзирование вкладов от планет с массами , как низко как Земли. Эта стратегия была успешной в обнаружении первой малой массы планеты на широкую орбиту, обозначенную OGLE-2005-BLG-390Lb .

Прямая визуализация

Прямое изображение экзопланет вокруг звезды HR8799 с использованием Vortex коронографа на 1,5 м части телескопа Hale
ESO изображение планеты вблизи Бета Живописца

Планеты чрезвычайно слабые источники света по сравнению со звездами, и то немногое , что свет исходит от них , как правило, теряются в блеске от своей родительской звезды. Таким образом , в общем, очень трудно обнаружить и разрешить их непосредственно с принимающей звезды. Планеты , вращающиеся вокруг достаточно далеко от звезды , чтобы быть решен отражают очень мало звездный свет, поэтому планеты обнаруживаются через их тепловое излучение вместо этого. Это легче получить изображения , когда звезда системы находится относительно близко к Солнцу, и когда планета особенно велика (значительно больше , чем Юпитер ), широко отделено от своей родительской звезды, и горячая , так что он испускает интенсивное инфракрасное излучение; Изображения были затем сделаны в инфракрасной области спектра, где планета ярче , чем на видимых длинах волн. Коронографы используются , чтобы блокировать свет от звезды, оставляя планеты видны. Прямая визуализация наземно-подобной экзопланета требует крайней стабильности оптотермической . Во время фазы аккреционного планетарного формирования, контраст звезда-планета может быть даже лучше в Н - альфа , чем в инфракрасной области - Н альфа обследования в настоящее время.

Лишние телескопы Ла Силья отмечает в инфракрасном диапазоне и добавляет спектральную информацию в обычных фотометрических измерений.

Прямая визуализация может дать только свободные ограничения массы планеты, который является производной от возраста звезды и температуры планеты. Масса может значительно изменяться, так как планеты могут образовывать несколько миллионов лет после того, как звезда сформировалась. Чем холоднее планета, масса меньше планеты должна быть. В некоторых случаях можно дать разумные ограничения к радиусу планеты на основе температуры планеты, ее видимую яркость, и расстоянии от Земли. Спектры, излучаемый из планет не должны быть отделены от звезды, которая облегчает определения химического состава планет.

Иногда наблюдения на нескольких длинах волн , которые необходимы , чтобы исключить планету Будучи коричневым карликом . Прямая визуализация может быть использована для точного измерения орбиты планеты вокруг звезды. В отличии от большинства других методов, прямые изображения лучше работают с планетами с вбрасыванием на орбиты , а не на ребре орбит, как планеты в лицо, на орбите наблюдается во всей полноте орбиты планеты, в то время как планеты с ребром орбиты наиболее легко наблюдать в течение всего периода их наибольшего видимого отделения от родительской звезды.

Планеты обнаружены путем прямого изображения в настоящее время делятся на две категории. Во-первых, планеты встречаются вокруг звезд более массивных, чем Солнце, которые достаточно малы, чтобы иметь протопланетных дисков. Вторая категория состоит из возможных суб-коричневые карлики, найденных вокруг очень тусклые звезды, или коричневые карлики, которые по крайней мере, 100 AU от их родительских звезд.

Планетарный-массовые объекты гравитационно не связанные со звездой найдены путем прямого изображения , а также.

Ранние открытия

Большой центральный объект является звездой CVSO 30 ; маленькая точка вверх и слева экзопланета CVSO 30с. Это изображение было сделано с использованием данных астрометрии от VLT NACO «s и Sinfoni инструментов.

В 2004 году группа астрономов использовала European Southern Observatory «s Very Large Telescope массив в Чили , чтобы произвести изображение 2M1207B , компаньона в коричневый карлик 2M1207. В следующем году, был подтвержден планетарный статус спутника. Планета, по оценкам, в несколько раз больше , чем массивные Юпитера , и иметь орбитальный радиус больше , чем 40 AU.

В сентябре 2008 года объект изображался в отделении 330 а.е. от звезды 1rxs j160929.1-210524 , но это не было до 2010 года, что было подтверждено, что спутник планеты к звезде , а не просто выравнивание шансов.

Первая система multiplanet, объявила 13 ноября 2008 года, была отображена в 2007 году, используя телескопы как обсерватории Кек и обсерватории Gemini . Три планеты непосредственно наблюдала орбитальный HR 8799 , массы которых примерно десять, десять, и семь раз больше , чем Юпитер . В тот же день, 13 ноября 2008 года, было объявлено , что космический телескоп Хаббла непосредственно наблюдали экзопланету , вращающуюся Фомальгаут , с массой не более 3  M J . Обе системы окружены дисками не в отличие от пояса Койпера .

В 2009 году было объявлено , что анализ изображений , начиная с 2003 года, показали планету , вращающуюся Бета Живописца .

В 2012 году было объявлено , что « Супер-Юпитер планета» с массой около 12,8  М J орбитальным Каппа Andromedae непосредственно изображается с помощью телескопа Subaru на Гавайях. Она вращается вокруг своей звезды на расстоянии около 55 а.е., или почти в два раза расстояние Нептуна от Солнца.

Дополнительная система, GJ 758 , изображались в ноябре 2009 года команда , используя HiCIAO инструмент из телескопа Subaru , но это коричневый карлик.

Другие возможные экзопланеты были непосредственно изображаемого включают GQ Lupi б , AB Живописца б и SCR 1845 б . По состоянию на март 2006 года, ни один не был утвержден в качестве планет; вместо этого, они сами могут быть небольшими коричневыми карликами .

обработки изображений инструменты

ESO VLT изображение экзопланеты HD 95086 б

Некоторые проекты для оснащения телескопов с планетой изображений с поддержкой инструментов включают в себя наземные телескопы Gemini Planet Imager , VLT-Sphere , то Subaru Coronagraphic Экстремальной адаптивная оптика (SCExAO) инструмент, Palomar Project 1640 и космический телескоп WFIRST-АФТ . New Worlds Mission предлагает большую заслоняющий в пространстве , предназначенные для блокирования света близлежащих звезд, чтобы наблюдать их движение планет по орбитам. Это может быть использовано с существующими, уже запланированным или новыми, специально построенным, телескопами.

В 2010 году команда из NASAs Лаборатории реактивного движения показали , что вихревые Коронограф может позволить небольшие областей непосредственно изображения планеты. Они сделали это с помощью визуализации ранее распечатанных HR 8799 планет, используя только 1,5 метра шириной часть Hale телескопа .

Другой перспективный подход является обнуление интерферометрии .

Кроме того , было предложено , что космические телескопы , которые фокусируют свет , используя зонные пластинки вместо зеркал обеспечит более контрастную визуализацию, и дешевле для запуска в космос из - за возможности сложить облегченный зоны фольги пластины.

Поляриметрии

Свет, выделяемая звездой является не-поляризованным, то есть направление колебаний световой волны является случайным. Однако, когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и становятся поляризованными.

Путем анализа поляризации в комбинированном свете планеты и звезды (около одной части на миллион), эти измерения в принципе могут быть изготовлены с очень высокой чувствительностью, так как поляриметрия не ограничено стабильностью атмосферы Земли. Еще одним важным преимуществом является то, что позволяет поляриметрия для определения состава атмосферы планеты. Основным недостатком является то, что он не сможет обнаружить планеты без атмосферы. Большие планеты и планеты с более высоким альбедо легче обнаружить с помощью поляриметрии, так как они отражают больше света.

Астрономические устройства , используемые для поляриметрии, называемые поляриметрами, способны обнаруживать поляризованный свет и отклонение лучей неполяризованных. Такие группы, как ZIMPOL / Хеопса и PlanetPol в настоящее время используют поляриметры для поиска экзопланет. Первое успешное обнаружение экзопланеты с помощью этого метода пришло в 2008 году, когда HD 189733 б , планета обнаружила три года назад, было обнаружено с помощью поляриметрии. Однако никаких новых планет до сих пор не обнаружены с помощью этого метода.

астрометрия

На этой диаграмме планета (меньший объект) вращается вокруг звезды, которая сама движется в малой орбите. центр системы массы показан с красным знаком плюса. (В этом случае, она всегда лежит внутри звезды.)

Этот метод состоит из точного измерения положения А звезды в небе, и наблюдая , как это положение изменяется с течением времени. Первоначально это было сделано визуально, с рукописными записями. К концу 19 - го века, этот метод используется фотопластинки, что значительно повышает точность измерений, а также создание архива данных. Если звезда имеет планету, то гравитационное воздействие планеты заставит сама звезда двигаться в маленькой круглой или эллиптической орбите. Эффективно, звезда и планета на каждой орбите вокруг их взаимного центра масс ( барицентра ), как объяснено с помощью решений этой задачи двух тел . Так как звезда гораздо более массивным, его орбита будет гораздо меньше. Часто, взаимный центр масс будет лежать в пределах радиуса большего тела. Следовательно, легче найти планеты вокруг малой массы звезд, особенно коричневых карликов.

Движение центра масс (барицентра) солнечной системы по отношению к Солнцу

Астрометрия самый старый метод поиска для экзопланет , и первоначально была популярен из - за его успех в характеризующем астрометрические двойные звездные системы. Она восходит по крайней мере, заявлений , сделанных Уильямом Гершелем в конце 18 -го века. Он утверждал , что невидимый спутник влияла на положение звезды , он каталогизированы в 70 Змееносца . Первый известная формальная астрометрическая расчет для экзопланеты выступили Уильям Стивен Иаков в 1855 году для этой звезды. Аналогичные расчеты были повторены другими еще полвека , пока , наконец , не опровергнуты в начале 20 - го века. В течение двух столетий претензий циркулировали об открытии невидимых компаньонов на орбите вокруг ближайших звездных систем , которые все , как сообщается , найдены с помощью этого метода, что привело к видным 1996 объявления из нескольких планет , вращающихся вокруг близлежащей звезды Лаланд 21185 на Джорджа Gatewood . Ни одно из этих требований не выжила контроля со стороны других астрономов, и техника дурную славу. К сожалению, изменения в звездной позиции настолько малы, и атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже самые лучшие наземные телескопы не могут произвести достаточно точные измерения. Все требования к планетарному компаньону менее 0,1 солнечной массы, как массы планеты, сделанные до 1996 года , используя этот метод, вероятно , поддельные. В 2002 год космический телескоп Хаббл сделал успех в использовании астрометрии охарактеризовать ранее обнаруженную планету вокруг звезды Gliese 876 .

Космической обсерватории Gaia , запущенная в 2013 году, как ожидается, найти тысячи планет с помощью астрометрии, но до запуска Gaia , не обнаружено астрометрии планета не была подтверждена.

SIM PlanetQuest был проект США (отмененный в 2010 году) , что имели бы такие же возможности , экзопланета находке Gaia .

Одним из потенциальных преимуществ астрометрической метода заключается в том, что он является наиболее чувствительным к планетам с большими орбитами. Это делает его хорошим дополнением к другим методам, которые наиболее чувствительны к планетам с маленькими орбитами. Тем не менее, очень длительное время наблюдения потребуется - года, и, возможно, десятилетие, как планеты достаточно далеко от своей звезды, чтобы позволить обнаружению с помощью астрометрии занять много времени, чтобы завершить орбиту.

Планеты, вращающиеся вокруг вокруг одной из звезд в двойных системах более легко обнаружить, так как они вызывают возмущения в орбитах самих звезд. Однако с помощью этого метода, последующие наблюдения необходимы, чтобы определить, какая звезда планета вращается вокруг.

В 2009 году открытие VB 10b было объявлено астрометрии. Этот планетарный объект, находящийся на орбите массы низкой красной карликовой звезды VB 10 , как сообщается , имеет массу семь раз больше , чем Юпитер . Если подтвердится, это будет первым экзопланеты обнаружен астрометрии, из многих , которые были востребованы на протяжении многих лет. Однако в последнее время радиальной скорости независимые исследования исключают существование заявляемой планеты.

В 2010 году шесть двойных звезд были измерены astrometrically. Один из звездных систем, называется HD 176051 , было найдено с «высокой степенью уверенности» , чтобы иметь планеты.

В 2018 году, исследование , сравнивая наблюдения от космического аппарата Gaia к Hipparcos данных для Бета Живописца системы был в состоянии измерить массу Бета Живописца б, сдерживая его 11 ± 2 масс Юпитера. Это находится в хорошем согласии с предыдущими оценками массовых примерно 13 масс Юпитера.

Другие возможные методы

Flare и вариабельность определение эха

Непериодическая изменчивость события, такие как вспышки, могут производить очень слабые эхо-сигналы в кривом блеске, если они отражаются от экзопланету или другой рассеивающей среды в звездной системе. Совсем недавно, мотивировано достижениями в области приборостроения и технологиях обработки сигналов, эхо от экзопланеты, по прогнозам, будет извлечены из высоких фотометрических измерений частоты вращения педалей и спектроскопических активных звездных систем, такие как М карликов. Эти отголоски теоретически можно наблюдать во всех наклонения орбиты.

изображения Transit

Оптический инфракрасный / интерферометр массив не собрать как можно больше света , как единый телескоп эквивалентного размера, но имеет разрешение одного телескопа размера массива. Для ярких звезд, эта разрешающая способность может быть использована для изображения поверхности звездочки во время транзитного события и увидеть тень планеты транзита. Это могло бы обеспечить прямое измерение углового радиуса планеты и, с помощью параллакса , его фактического радиуса. Это является более точным , чем оценки радиуса на основе транзитной фотометрии , которые зависят от звездных оценок радиуса , которые зависят от моделей звездных характеристик. Изображения также обеспечивает более точное определение наклона , чем фотометрия делает.

Магнитосферные радиоизлучение

радиоизлучения от магнитосферы может быть обнаружено с будущими радиотелескопами. Это могло бы дать определение скорости вращения планеты, который трудно обнаружить в противном случае.

Авроральное радиоизлучение

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 .

Модифицированный интерферометрии

Глядя на изгибов из интерферограммы с использованием Фурье-спектрометра, повышение чувствительности может быть получено для того, чтобы обнаружить слабые сигналы от Земли как планеты.

Обнаружение внесолнечных астероидов и обломков дисков

околозвездных диски

Концепция художника о двух Плутона -sized карликовых планет в столкновении вокруг Vega

Диски космической пыли ( мусор дисков ) окружает множество звезд. Пыль может быть обнаружена , поскольку он поглощает обычный звездный свет и повторно излучает его как инфракрасное излучение. Даже если частицы пыли имеет полную массу хорошо меньше , чем у Земли, они могут иметь достаточно большую площадь общей поверхности , что они затмить свою родительскую звезду в инфракрасном диапазоне.

Космический телескоп Хаббла способен наблюдать диски пыли с его NICMOS (ближней инфракрасной камеры и мульти-объект - спектрометр) прибора. 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 длины волн , чем банки Хаббли. Диски Пыль теперь были обнаружены вокруг более чем на 15% близлежащих солнцеподобных звезд.

Пыль , как полагают, генерируется в результате столкновений между кометами и астероидами. Радиационное давление от звезды будет толкать частицы пыли далеко в межзвездном пространстве за относительно короткий промежуток времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянное пополнение с помощью новых столкновений, а также обеспечивает сильное косвенное доказательство наличия малых тел , таких как кометы и астероиды , которые вращаются вокруг родительской звезды. Например, пыль диск вокруг звезды Тау Кита показывает , что эта звезда имеет население объектов , аналогичных нашей собственной Солнечной системы Койпера , но по крайней мере в десять раз толще.

Более спекулятивно, особенности в дисках пыли иногда предполагают наличие полноразмерных планет. Некоторые диски имеют центральную полость, а это означает , что они действительно кольцеобразные. Центральная полость может быть вызвана планетой «очистка» пыли внутри своей орбиты. Другие диски содержат сгустки , которые могут быть вызваны гравитационным воздействием планеты. Оба эти виды функций , которые присутствуют в пылевом диске вокруг эпсилон Эридана , намекают на наличие планеты с орбитальным радиусом около 40 а.е. (в дополнение к внутренней планеты обнаружены с помощью метода лучевых скоростей). Эти виды планеты диска взаимодействий можно моделировать численно с использованием столкновительные Груминга методов.

Заражение звездных атмосфер

Спектральный анализ белых карликов " атмосфер часто находит загрязнение более тяжелых элементов , таких как магний и кальций . Эти элементы не могут исходить от ядра звездами, и существует вероятность того, что загрязнение происходит от астероидов , которые получили слишком близко ( в пределах предела Роша ) этих звезд гравитационным взаимодействием с большими планетами и были разорваны приливными силами звезды. До 50% молодых белых карликов может быть заражена таким образом.

Кроме того, пыль отвечает за загрязнение атмосферы может быть обнаружена с помощью инфракрасного излучения , если она существует в достаточном количестве, аналогично обнаружение мусора дисков вокруг звезд главной последовательности. Данные из космического телескопа Spitzer показывает , что 1-3% белых карликов обладают обнаруживаемой околозвездной пылью.

В 2015 году малые планеты были обнаружены транзитом белого карлика WD 1145 + 017 . Этот материал орбита с периодом около 4,5 часов, а также формы кривых транзитной легких позволяют предположить , что более крупные тела распадаются, способствуя загрязнению в атмосфере белого карлика.

Космические телескопы

Большинство подтвержденных экзопланет были обнаружены с помощью космических телескопов (по состоянию на 01/2015). Многие из методов обнаружения могут работать более эффективны с космическими телескопами , которые позволяют избежать атмосферной дымки и турбулентности. COROT (2007-2012) и Kepler были космические миссии , посвященные поиску экзопланет с помощью транзитов. COROT обнаружил около 30 новых экзопланет. Кеплер (2009-2013) и К2 (2013-) обнаружили более 2000 проверенных экзопланет. Космический телескоп Хаббла и MOST также нашли или подтвердили несколько планет. Инфракрасного Спитцер космического телескопа был использован для обнаружения транзиты экзопланет, а также затенение с планет от принимающей звезды и фазовых кривых .

Миссии Gaia , запущенные в декабре 2013 года , будут использовать астрометрию , чтобы определить истинные массы 1000 ближайших экзопланет. CHEOPS и TESS , который будет запущен в 2018 году, и PLATO в 2024 году будет использовать метод транзита.

Первичное и вторичное определение

метод первичный второстепенный
транзит Первичное затмение. Планета проходит перед звездой. Вторичное затмение. Звезда проходит перед планетой.
Радиальная скорость Радиальная скорость звезды Радиальная скорость планеты. Это было сделано для Тау Волопаса б .
астрометрия Астрометрия звезды. Положение звезды движется на больших планет с большими орбитами. Астрометрия планеты. Цвет-дифференциальные астрометрии. Положение планеты движется быстрее для планет с маленькими орбитами. Теоретический метод, было предложено использовать для SPICA космических аппаратов .

Верификация и фальсификация методы

  • Проверка по кратности
  • Транзитный цвет подписи
  • доплеровской томографии
  • Динамическое тестирование стабильности
  • Различение между планетами и звездной активности
  • Транзитный смещение

методы характеризации

Смотрите также

Рекомендации

внешняя ссылка