Metody detekce exoplanet - Methods of detecting exoplanets
Každá planeta je ve srovnání se svou mateřskou hvězdou extrémně slabým zdrojem světla . Například hvězda jako Slunce je asi miliardkrát jasnější než odražené světlo z kterékoli z planet, které ji obíhají. Kromě vnitřní obtížnosti detekce tak slabého světelného zdroje způsobuje světlo z mateřské hvězdy oslnění, které jej vymývá. Z těchto důvodů bylo přímo pozorováno jen velmi málo exoplanet hlášených k dubnu 2014, přičemž ještě méně bylo vyřešeno jejich hostitelskou hvězdou.
Místo toho se astronomové obecně museli uchýlit k nepřímým metodám detekce extrasolárních planet. Od roku 2016 přineslo úspěch několik různých nepřímých metod.
Zavedené metody detekce
Následující metody se alespoň jednou osvědčily při objevování nové planety nebo při detekci již objevené planety:
Radiální rychlost
Hvězda s planetou se bude pohybovat po vlastní malé oběžné dráze v reakci na gravitaci planety. To vede ke změnám rychlosti, s jakou se hvězda pohybuje směrem k Zemi nebo od ní, tj. Změny jsou v radiální rychlosti hvězdy vzhledem k Zemi. Radiální rychlost lze odvodit z posunutí ve spektrálních čarách mateřské hvězdy v důsledku Dopplerova jevu . Metoda radiální rychlosti měří tyto variace, aby potvrdila přítomnost planety pomocí funkce binární hmotnosti .
Rychlost hvězdy kolem těžiště soustavy je mnohem menší než u planety, protože poloměr její oběžné dráhy kolem těžiště je tak malý. (Například Slunce se pohybuje asi o 13 m/s díky Jupiteru, ale jen asi 9 cm/s kvůli Zemi). U moderních spektrometrů , jako je spektrometr HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) na dalekohledu ESO 3,6 na observatoři La Silla , Chile nebo HIRES , lze však detekovat změny rychlosti až do 3 m/s nebo dokonce o něco méně spektrometr u Keckových teleskopů . Obzvláště jednoduchá a levná metoda pro měření radiální rychlosti je „externě rozptýlená interferometrie“.
Asi do roku 2012 byla metoda radiální rychlosti (známá také jako Dopplerova spektroskopie ) zdaleka nejproduktivnější technikou používanou lovci planet. (Po roce 2012 jej početně předběhla metoda tranzitu z kosmické lodi Kepler .) Signál radiální rychlosti je nezávislý na vzdálenosti, ale k dosažení vysoké přesnosti vyžaduje spektra poměru signálu k šumu , a proto se obecně používá pouze pro relativně blízké hvězdy , asi 160 světelných let od Země, abychom našli planety s nižší hmotností. Rovněž není možné současně pozorovat mnoho cílových hvězd najednou jediným dalekohledem. Planety s hmotností Jovian lze detekovat kolem hvězd vzdálených až několik tisíc světelných let . Tato metoda snadno najde masivní planety, které jsou blízko hvězd. Moderní spektrografy mohou také snadno detekovat planety o hmotnosti Jupitera obíhající 10 astronomických jednotek od mateřské hvězdy, ale detekce těchto planet vyžaduje mnoho let pozorování. Planety o hmotnosti Země jsou v současné době detekovatelné pouze na velmi malých oběžných drahách kolem hvězd s nízkou hmotností, např. Proxima b .
Je snazší detekovat planety kolem hvězd s nízkou hmotností, a to ze dvou důvodů: Za prvé, tyto hvězdy jsou více ovlivněny gravitačním tahem z planet. Druhým důvodem je, že hvězdy hlavní sekvence s nízkou hmotností rotují obecně relativně pomalu. Rychlá rotace činí data spektrální čáry méně jasnými, protože polovina hvězdy se rychle otáčí pryč z pohledu pozorovatele, zatímco se druhá polovina přibližuje. Detekce planet kolem hmotnějších hvězd je snazší, pokud hvězda opustila hlavní sekvenci, protože opuštění hlavní sekvence zpomaluje rotaci hvězdy.
Dopplerova spektrografie někdy produkuje falešné signály, zejména v systémech s více planetami a více hvězdami. Magnetická pole a určité typy hvězdné aktivity mohou také dávat falešné signály. Když má hostitelská hvězda více planet, mohou také vzniknout falešné signály z nedostatku dat, takže se do dat vejde více řešení, protože hvězdy nejsou obecně pozorovány nepřetržitě. Některé z falešných signálů lze odstranit analýzou stability planetárního systému, provedením fotometrické analýzy na hostitelské hvězdě a znalostí jejího období rotace a period cyklu hvězdné aktivity.
Planety s oběžnými dráhami velmi nakloněnými k zornému poli ze Země produkují menší viditelné kolísání, a jsou proto obtížněji detekovatelné. Jednou z výhod metody radiální rychlosti je, že lze excentricitu oběžné dráhy planety měřit přímo. Jednou z hlavních nevýhod metody radiální rychlosti je, že dokáže odhadnout pouze minimální hmotnost planety ( ). Zadní rozdělení úhlu sklonu i závisí na skutečném rozložení hmotnosti planet. Když je však v systému více planet, které obíhají relativně blízko sebe a mají dostatečnou hmotnost, analýza orbitální stability umožňuje omezit maximální hmotnost těchto planet. Metodu radiální rychlosti lze použít k potvrzení nálezů provedených tranzitní metodou . Pokud jsou obě metody použity v kombinaci, lze odhadnout skutečnou hmotnost planety.
Přestože radiální rychlost hvězdy udává pouze minimální hmotnost planety, lze -li spektrální čáry planety odlišit od spektrálních čar hvězdy, pak lze nalézt radiální rychlost samotné planety, a to dává sklon oběžné dráhy planety. To umožňuje měření skutečné hmotnosti planety. To také vylučuje falešná pozitiva a také poskytuje data o složení planety. Hlavním problémem je, že taková detekce je možná pouze v případě, že planeta obíhá kolem relativně jasné hvězdy a planeta odráží nebo vydává hodně světla.
Tranzitní fotometrie
Technika, výhody a nevýhody
Zatímco metoda radiální rychlosti poskytuje informace o hmotnosti planety, fotometrická metoda může určit poloměr planety. Pokud planeta přechází ( tranzituje ) před diskem své mateřské hvězdy, pak pozorovaný vizuální jas hvězdy klesá o malé množství v závislosti na relativních velikostech hvězdy a planety. Například v případě HD 209458 hvězda ztmavne o 1,7%. Většina tranzitních signálů je však podstatně menší; například planeta velikosti Země procházející hvězdou podobnou Slunci vytváří stmívání pouze 80 dílů na milion (0,008 procenta).
Teoretický model světelné křivky tranzitní exoplanety předpovídá následující charakteristiky pozorovaného planetárního systému: hloubka tranzitu (δ), doba tranzitu (T), doba vstupu/výstupu (τ) a perioda exoplanety (P). Tato pozorovaná množství jsou však založena na několika předpokladech. Pro pohodlí při výpočtech předpokládáme, že planeta a hvězda jsou sférické, hvězdný disk je rovnoměrný a oběžná dráha je kruhová. V závislosti na relativní poloze, kterou pozorovaná tranzitní exoplaneta zaujímá při tranzitu hvězdou, se pozorované fyzikální parametry světelné křivky změní. Hloubka přechodu (δ) tranzitní světelné křivky popisuje pokles normalizovaného toku hvězdy během tranzitu. Toto podrobně popisuje poloměr exoplanety ve srovnání s poloměrem hvězdy. Pokud například exoplaneta prochází hvězdou velikosti slunečního poloměru, planeta s větším poloměrem by zvětšila tranzitní hloubku a planeta s menším poloměrem by snížila tranzitní hloubku. Trvání tranzitu (T) exoplanety je doba, kterou planeta stráví přechodem hvězdy. Tento pozorovaný parametr se mění v závislosti na tom, jak rychle nebo pomalu se planeta pohybuje po své oběžné dráze při průchodu hvězdou. Doba vniknutí/odlivu (τ) přechodové světelné křivky popisuje dobu, kterou planeta potřebuje k úplnému zakrytí hvězdy (vniknutí) a úplnému odkrytí hvězdy (výstup). Pokud planeta přechází z jednoho konce průměru hvězdy na druhý konec, doba vstupu/výstupu je kratší, protože planetě trvá kratší dobu, než hvězdu zcela zakryje. Pokud planeta tranzituje hvězdu vzhledem k jakémukoli jinému bodu kromě průměru, doba vstupu/výstupu se prodlouží, když se vzdálíte od průměru, protože planeta stráví delší dobu částečným zakrytím hvězdy během jejího tranzitu. Z těchto pozorovatelných parametrů je pomocí výpočtů stanovena řada různých fyzikálních parametrů (polovysoká osa, hmotnost hvězdy, poloměr hvězdy, poloměr planety, excentricita a sklon). Kombinací měření radiální rychlosti hvězdy se určuje i hmotnost planety.
Tato metoda má dvě hlavní nevýhody. Zaprvé, planetární tranzity jsou pozorovatelné pouze tehdy, když je oběžná dráha planety shodná s pozorovacím bodem astronomů. Pravděpodobnost, že planetární orbitální rovina bude přímo na přímce viditelnosti hvězdy, je poměrem průměru hvězdy k průměru oběžné dráhy (u malých hvězd je také důležitý faktor poloměr planety) . Asi 10% planet s malými oběžnými dráhami má takové zarovnání a u planet s většími oběžnými dráhami se zlomek zmenšuje. U planety obíhající kolem hvězdy Slunce o velikosti 1 AU je pravděpodobnost náhodného zarovnání produkujícího tranzit 0,47%. Metoda proto nemůže zaručit, že žádná konkrétní hvězda není hostitelem planet. Skenováním velkých oblastí oblohy, které obsahují tisíce nebo dokonce stovky tisíc hvězd najednou, však tranzitní průzkumy mohou najít více extrasolárních planet než metoda radiální rychlosti. Několik průzkumů zvolilo tento přístup, například pozemní projekt MEarth , SuperWASP , KELT a HATNet , stejně jako vesmírné mise COROT , Kepler a TESS . Metoda tranzitu má také tu výhodu, že detekuje planety kolem hvězd, které se nacházejí několik tisíc světelných let daleko. Nejvzdálenější planety detekované pomocí Extrasolar Planet Search Eclipsing Window Eclipsing se nacházejí poblíž centra galaxie. Spolehlivá následná pozorování těchto hvězd jsou však se současnou technologií téměř nemožná.
Druhou nevýhodou této metody je vysoká míra falešných detekcí. Studie z roku 2012 zjistila, že míra falešně pozitivních výsledků tranzitů pozorovaných misí Kepler by v systémech s jednou planetou mohla být až 40%. Z tohoto důvodu hvězda s jedinou detekcí průchodu vyžaduje dodatečné potvrzení, obvykle metodou radiální rychlosti nebo metodou orbitální jasové modulace. Metoda radiální rychlosti je zvláště nezbytná pro planety velikosti Jupiter nebo větší, protože objekty této velikosti zahrnují nejen planety, ale také hnědé trpaslíky a dokonce i malé hvězdy. Protože míra falešně pozitivních výsledků je u hvězd se dvěma nebo více kandidáty na planety velmi nízká, lze tyto detekce často ověřit bez rozsáhlých následných pozorování. Některé lze také potvrdit pomocí metody změny časování tranzitu.
Mnoho světelných bodů na obloze má variace jasu, které se mohou při měření toku jevit jako tranzitní planety. Falešně pozitiva v metodě tranzitní fotometrie vznikají ve třech běžných formách: smíšené zatmění binárních systémů, pasoucí se zatmění binárních systémů a tranzity hvězd velikosti planety. Zatmění binárních systémů obvykle vytvářejí hluboká zatmění, která je odlišují od tranzitů exoplanet, protože planety jsou obvykle menší než asi 2R J, ale zatmění je pro smíšené nebo pasoucí se zatmění binárních systémů mělčí.
Smíšené zákrytové binární systémy se skládají z normální zákrytové dvojhvězdy smíšené s třetí (obvykle jasnější) hvězdou podél stejné linie pohledu, obvykle v jiné vzdálenosti. Konstantní světlo třetí hvězdy zředí naměřenou hloubku zatmění, takže světelná křivka se může podobat křivce tranzitní exoplanety. V těchto případech cíl nejčastěji obsahuje primární primární sekvenci velké hlavní s malou sekundární hlavní sekvencí nebo obří hvězdu se sekundární hlavní sekvencí.
Pasoucí se zatmění binárních systémů jsou systémy, ve kterých jeden objekt jen stěží pasou údy druhého. V těchto případech nebude maximální tranzitní hloubka světelné křivky úměrná poměru čtverců poloměrů dvou hvězd, ale bude místo toho záviset pouze na malém zlomku primárního, který je blokován sekundárním. Malý naměřený pokles toku může napodobovat tranzit exoplanety. Některé falešně pozitivní případy této kategorie lze snadno nalézt, pokud má zákrytová binární soustava kruhovou oběžnou dráhu, přičemž oba společníci mají různé hmotnosti. Vzhledem k cyklické povaze oběžné dráhy by došlo ke dvěma zatměním, přičemž jedna z hlavních by zakryla sekundární a naopak. Pokud mají tyto dvě hvězdy výrazně odlišné hmotnosti a tyto různé poloměry a svítivosti, pak by tato dvě zatmění měla různou hloubku. Toto opakování mělké a hluboké tranzitní události lze snadno detekovat a umožnit tak systému být rozpoznán jako pasoucí se zákrytový binární systém. Pokud jsou však oba hvězdní společníci přibližně stejně hmotní, pak by tato dvě zatmění byla nerozeznatelná, což by znemožnilo prokázat, že pasoucí se zákrytový binární systém je pozorován pouze pomocí měření tranzitní fotometrie.
Nakonec existují dva typy hvězd, které mají přibližně stejnou velikost jako plynné obří planety, bílí trpaslíci a hnědí trpaslíci. To je způsobeno skutečností, že plynné obří planety, bílí trpaslíci a hnědí trpaslíci jsou podporováni degenerovaným tlakem elektronů. Světelná křivka nerozlišuje mezi hmotami, protože závisí pouze na velikosti tranzitujícího objektu. Pokud je to možné, radiální měření rychlosti se používá pro ověření, že při průjezdu nebo zákrytové tělo planetárního hmoty, což znamená menší než 13M J . Transit Time Variace mohou také určit M P . Dopplerova tomografie se známou oběžnou dráhou s radiální rychlostí může získat minimální M P a předpokládané zarovnání na jedné oběžné dráze.
Hvězdy rudých obřích větví mají další problém s detekcí planet kolem nich: zatímco planety kolem těchto hvězd mají mnohem větší pravděpodobnost tranzitu kvůli větší velikosti hvězd, tyto tranzitní signály je obtížné oddělit od světelné křivky jasnosti hlavní hvězdy, protože rudí obři mají časté pulzace jasu s periodou několika hodin až dnů. To je zvláště pozoruhodné u subgiantů . Tyto hvězdy jsou navíc mnohem zářivější a tranzitující planety blokují mnohem menší procento světla vycházejícího z těchto hvězd. Naproti tomu planety mohou zcela zakrýt velmi malou hvězdu, jako je neutronová hvězda nebo bílý trpaslík, což je událost, kterou lze ze Země snadno zjistit. Vzhledem k malým velikostem hvězd je však šance, že se planeta vyrovná s takovým hvězdným zbytkem, extrémně malá.
Hlavní výhodou tranzitní metody je, že velikost planety lze určit ze světelné křivky. V kombinaci s metodou radiální rychlosti (která určuje hmotnost planety) lze určit hustotu planety, a tím se dozvědět něco o její fyzické struktuře. Planety, které byly studovány oběma metodami, jsou zdaleka nejlépe charakterizovány ze všech známých exoplanet.
Metoda tranzitu také umožňuje studovat atmosféru tranzitní planety. Když planeta prochází hvězdou, světlo z hvězdy prochází horní atmosférou planety. Pečlivým studiem hvězdného spektra s vysokým rozlišením lze detekovat prvky přítomné v atmosféře planety. Planetární atmosféra, a planeta na to přijde, může být také detekována měřením polarizace hvězdného světla při jeho průchodu nebo odrazu od atmosféry planety.
Sekundární zatmění (když je planeta zablokována svou hvězdou) navíc umožňuje přímé měření radiace planety a pomáhá omezit orbitální excentricitu planety, aniž by bylo nutné přítomnost jiných planet. Pokud je fotometrická intenzita hvězdy během sekundárního zatmění odečtena od její intenzity před nebo po, zůstane pouze signál způsobený planetou. Poté je možné měřit teplotu planety a dokonce na ní detekovat možné známky mrakových útvarů. V březnu 2005 provedly dvě skupiny vědců měření pomocí této techniky pomocí Spitzerova vesmírného teleskopu . Dva týmy z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , vedeného Davidem Charbonneau , a Goddard Space Flight Center , vedené LD Demingem, studovaly planety TrES-1 a HD 209458b . Měření odhalila teploty planet: 1 060 K (790 ° C ) pro TrES-1 a asi 1 130 K (860 ° C) pro HD 209458b. Kromě toho je známo , že horké Neptun Gliese 436 b vstupuje do sekundárního zatmění. Některé tranzitující planety však obíhají tak, že nevstoupí do sekundárního zatmění vzhledem k Zemi; HD 17156 b je více než 90% pravděpodobné, že bude jedním z nich.
Dějiny
Francouzská kosmická agentura mise CoRoT , začal v roce 2006 hledat přechody planet z oběžné dráhy, kde je absence atmosférické scintilační umožňuje lepší přesnost. Tato mise byla navržena tak, aby dokázala detekovat planety „několikrát až několikrát větší než Země“ a fungovala „lépe, než se očekávalo“, přičemž na začátku roku 2008 byly objeveny dva exoplanety (oba typu „horký Jupiter“). 2013, počet exoplanet CoRoT byl 32 a několik ještě musí být potvrzeno. Družice neočekávaně přestala vysílat data v listopadu 2012 (poté, co byla její mise dvakrát prodloužena) a v červnu 2013 byla vyřazena.
V březnu 2009 byla zahájena mise NASA Kepler ke skenování velkého počtu hvězd v souhvězdí Labutě s přesností měření, která by měla detekovat a charakterizovat planety velikosti Země. Mise NASA Kepler používá tranzitní metodu ke skenování stovek tisíc hvězd na planety. Doufalo se, že do konce své 3,5leté mise satelit shromáždí dostatek dat k odhalení planet ještě menších než Země. Současným skenováním sta tisíc hvězd dokázala nejen detekovat planety velikosti Země, ale dokázala sbírat statistiky o počtech takových planet kolem hvězd podobných Slunci.
Dne 2. února 2011 tým Kepler zveřejnil seznam 1235 kandidátů na extrasolární planetu, včetně 54, které mohou být v obyvatelné zóně . Dne 5. prosince 2011 tým Kepler oznámil, že objevil 2 326 planetárních kandidátů, z nichž 207 má podobnou velikost jako Země, 680 má velikost super Zemi, 1 181 velikost Neptuna, 203 velikost Jupitera a 55 je větší než Jupiter. Ve srovnání s údaji z února 2011 vzrostl počet planet velikosti Země a super velikosti Země o 200%, respektive o 140%. Kromě toho bylo v obyvatelných zónách zkoumaných hvězd nalezeno 48 kandidátů na planetu, což znamená pokles oproti únorovému číslu; to bylo způsobeno přísnějšími kritérii používanými v prosincových datech. Do června 2013 byl počet kandidátů na planety zvýšen na 3 278 a některé potvrzené planety byly menší než Země, některé dokonce velikosti Marsu (například Kepler-62c ) a jedna ještě menší než Merkur ( Kepler-37b ).
Tranzitující Exoplanet Survey Satellite byla zahájena v dubnu 2018.
Reflexní a emisní modulace
Krátkodobé planety na blízkých oběžných drahách kolem svých hvězd budou procházet odraženými světelnými variacemi, protože stejně jako Měsíc budou procházet fázemi od úplného k novému a zpět. Navíc, protože tyto planety přijímají hodně světla hvězd, ohřívá je, což činí tepelné emise potenciálně detekovatelnými. Protože teleskopy nedokážou vyřešit planetu z hvězdy, vidí pouze kombinované světlo a jas hostitelské hvězdy se zdá, že se periodicky mění na každé oběžné dráze. Ačkoli je účinek malý-požadovaná fotometrická přesnost je přibližně stejná jako pro detekci planety velikosti Země při transitu přes hvězdu slunečního typu-takové planety velikosti Jupitera s oběžnou dobou několika dní jsou detekovatelné vesmírnými teleskopy, jako je jako vesmírná observatoř Kepler . Stejně jako u metody tranzitu je snadnější detekovat velké planety obíhající blízko jejich mateřské hvězdy než jiné planety, protože tyto planety zachytí více světla od své mateřské hvězdy. Když má planeta vysoké albedo a nachází se kolem relativně zářící hvězdy, její světelné variace lze snáze detekovat ve viditelném světle, zatímco tmavší planety nebo planety kolem nízkoteplotních hvězd jsou snadněji detekovatelné pomocí infračerveného světla touto metodou. V dlouhodobém horizontu může tato metoda najít nejvíce planet, které budou touto misí objeveny, protože variace odraženého světla s orbitální fází je do značné míry nezávislá na orbitálním sklonu a nevyžaduje, aby planeta procházela před diskem hvězdy. Stále nedokáže detekovat planety s kruhovými oběžnými drahami z pohledu Země, protože množství odraženého světla se během své oběžné dráhy nemění.
Fázová funkce obří planety je také funkcí jejích tepelných vlastností a atmosféry, pokud existuje. Fázová křivka proto může omezovat další vlastnosti planety, například distribuci velikosti atmosférických částic. Když je planeta nalezena jako tranzitní a je známa její velikost, křivka fázových variací pomáhá vypočítat nebo omezit albedo planety . S velmi horkými planetami je to obtížnější, protože záře planety může při pokusu o výpočet albedo zasahovat. Albedo lze teoreticky nalézt také na netranzitujících planetách při pozorování světelných variací s více vlnovými délkami. To umožňuje vědcům zjistit velikost planety, i když planeta neprochází hvězdou.
Vůbec první přímou detekci spektra viditelného světla odraženého od exoplanety provedl v roce 2015 mezinárodní tým astronomů. Astronomové studovali světlo 51 Pegasi b -první exoplanety objevené na oběžné dráze kolem hvězdy s hlavní sekvencí (hvězda podobná Slunci ) pomocí nástroje HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) na observatoři La Silla Evropské jižní observatoře v Chile.
CoRoT i Kepler změřily odražené světlo z planet. Tyto planety však již byly známy, protože prošly svou hostitelskou hvězdou. První planety objevené touto metodou jsou Kepler-70b a Kepler-70c , nalezené Keplerem.
Relativistické vyzařování
Samostatná nová metoda detekce exoplanet ze světelných variací využívá relativistické vyzařování pozorovaného toku z hvězdy v důsledku jejího pohybu. Je také známý jako Dopplerův paprsek nebo Dopplerův zesilovač. Metodu poprvé navrhli Abraham Loeb a Scott Gaudi v roce 2003. Jak planeta tahá hvězdu svou gravitací, mění se z pohledu pozorovatele hustota fotonů a tedy i zjevná jasnost hvězdy. Stejně jako metodu radiální rychlosti ji lze použít k určení orbitální excentricity a minimální hmotnosti planety. Pomocí této metody je snazší detekovat masivní planety poblíž jejich hvězd, protože tyto faktory zvyšují pohyb hvězdy. Na rozdíl od metody radiální rychlosti nevyžaduje přesné spektrum hvězdy, a proto jej lze snáze použít k nalezení planet kolem rychle rotujících hvězd a vzdálenějších hvězd.
Jednou z největších nevýhod této metody je, že účinek změny světla je velmi malý. Planeta o hmotnosti Jovian obíhající 0,025 AU od hvězdy podobné Slunci je sotva detekovatelná, i když je oběžná dráha na okraji. Toto není ideální metoda pro objevování nových planet, protože množství vyzařovaného a odraženého světla hvězdy z planety je obvykle mnohem větší než světelné variace způsobené relativistickým paprskem. Tato metoda je však stále užitečná, protože umožňuje měření hmotnosti planety bez nutnosti následného sběru dat z pozorování radiální rychlosti.
První objev planety pomocí této metody ( Kepler-76b ) byl oznámen v roce 2013.
Elipsoidní variace
Mohutné planety mohou svým hostitelským hvězdám způsobit mírné přílivové zkreslení. Když má hvězda mírně elipsoidní tvar, její zdánlivá jasnost se mění v závislosti na tom, zda zploštělá část hvězdy směřuje k pohledu pozorovatele. Stejně jako u metody relativistického paprsku pomáhá určit minimální hmotnost planety a její citlivost závisí na orbitálním sklonu planety. Rozsah účinku na zjevnou jasnost hvězdy může být mnohem větší než u metody relativistického svazování, ale cyklus změny jasu je dvakrát rychlejší. Planeta navíc více deformuje tvar hvězdy, pokud má nízký poměr polořadovky k poloměru hvězdy a hustota hvězdy je nízká. Díky tomu je tato metoda vhodná pro hledání planet kolem hvězd, které opustily hlavní sekvenci.
Pulsarové načasování
Pulsar je neutronová hvězda: malý, ultradense pozůstatkem hvězdy, která explodovala jako supernova . Pulsary při otáčení vysílají rádiové vlny extrémně pravidelně. Vzhledem k tomu, že vnitřní rotace pulsaru je tak pravidelná, lze ke sledování pohybu pulsaru použít mírné anomálie v načasování pozorovaných radiových pulzů. Jako obyčejná hvězda se pulsar bude pohybovat po vlastní malé oběžné dráze, pokud má planetu. Výpočty založené na pozorováních časování pulzů pak mohou odhalit parametry dané oběžné dráhy.
Tato metoda nebyla původně navržena pro detekci planet, ale je tak citlivá, že je schopna detekovat planety mnohem menší než jakákoli jiná metoda, až na méně než desetinu hmotnosti Země. Je také schopen detekovat vzájemné gravitační poruchy mezi různými členy planetárního systému, čímž odhalí další informace o těchto planetách a jejich orbitálních parametrech. Kromě toho může snadno detekovat planety, které jsou relativně daleko od pulsaru.
Metoda časování pulsarů má dvě hlavní nevýhody: pulzary jsou relativně vzácné a pro vytvoření planety kolem pulsaru jsou zapotřebí zvláštní okolnosti. Proto je nepravděpodobné, že by tímto způsobem bylo nalezeno velké množství planet. Navíc by život pravděpodobně nepřežil na planetách obíhajících kolem pulsarů kvůli vysoké intenzitě okolního záření.
V roce 1992 Aleksander Wolszczan a Dale Frail použili tuto metodu k objevení planet kolem pulsaru PSR 1257+12 . Jejich objev byl rychle potvrzen, což z něj činí první potvrzení planet mimo sluneční soustavu .
Variabilní načasování hvězd
Stejně jako pulzary jsou některé další typy pulzujících proměnných hvězd dostatečně pravidelné, že radiální rychlost lze určit čistě fotometricky z Dopplerova posunu pulzační frekvence, aniž by bylo zapotřebí spektroskopie . Tato metoda není tak citlivá jako metoda variace pulsarového časování, protože periodická aktivita je delší a méně pravidelná. Snadnost detekce planet kolem proměnné hvězdy závisí na periodě pulzace hvězdy, pravidelnosti pulzací, hmotnosti planety a její vzdálenosti od hostitelské hvězdy.
První úspěch s touto metodou přišel v roce 2007, kdy byl kolem pulzující subdwarfové hvězdy objeven V391 Pegasi b .
Načasování tranzitu
Metoda variace načasování tranzitu zvažuje, zda k tranzitům dochází se striktní periodicitou, nebo zda existuje variace. Když je detekováno více tranzitujících planet, mohou být často potvrzeny metodou variace načasování tranzitu. To je užitečné v planetárních systémech daleko od Slunce, kde je metody radiální rychlosti nemohou detekovat kvůli nízkému poměru signálu k šumu. Pokud byla planeta detekována tranzitní metodou, pak variace v načasování tranzitu poskytují extrémně citlivý způsob detekce dalších netranzitujících planet v systému s hmotností srovnatelnou s Zemí. Je snadnější detekovat variace načasování tranzitu, pokud mají planety relativně blízké oběžné dráhy a když je alespoň jedna z planet hmotnější, což způsobí, že bude oběžná doba méně hmotné planety narušena.
Hlavní nevýhodou metody načasování tranzitu je, že se o samotné planetě obvykle nelze mnoho dozvědět. Variace časování tranzitu mohou pomoci určit maximální hmotnost planety. Ve většině případů dokáže potvrdit, zda má předmět planetární hmotnost, ale na jeho hmotnost neklade úzká omezení. Existují však výjimky, protože planety v systémech Kepler-36 a Kepler-88 obíhají dostatečně blízko, aby přesně určily jejich hmotnosti.
První významná detekce netranzitní planety pomocí TTV byla provedena pomocí kosmické lodi NASA Kepler . Tranzitující planeta Kepler-19b ukazuje TTV s amplitudou pěti minut a obdobím asi 300 dní, což naznačuje přítomnost druhé planety, Kepler-19c , která má periodu, která je téměř racionálním násobkem periody tranzitující planeta.
U cirkumbinárních planet jsou variace načasování tranzitu způsobeny především orbitálním pohybem hvězd místo gravitačních poruch jiných planet. Tyto variace znesnadňují detekci těchto planet pomocí automatizovaných metod. Tyto planety však lze snadno potvrdit, jakmile jsou detekovány.
Variace doby trvání tranzitu
„Variace trvání“ označuje změny v tom, jak dlouho trvá tranzit. Kolísání doby trvání může být způsobeno exoměsící , apsidální precesí excentrických planet v důsledku jiné planety ve stejném systému nebo obecnou relativitou .
Když je tranzitní metodou nalezena okolní planeta, lze to snadno potvrdit pomocí variační metody trvání tranzitu. V blízkých binárních systémech hvězdy významně mění pohyb společníka, což znamená, že jakákoli tranzitující planeta má významné rozdíly v délce přepravy. První takové potvrzení přišlo od Kepler-16b .
Zatmění binárního minima načasování
Když je binární hvězdná soustava zarovnána tak, že - z pohledu Země - hvězdy procházejí na svých drahách před sebou, nazývá se tato soustava „zákrytová binární“ hvězdná soustava. Doba minimálního světla, kdy je hvězda s jasnějším povrchem alespoň částečně zakryta diskem druhé hvězdy, se nazývá primární zatmění a přibližně o půl oběžné dráhy později dojde k sekundárnímu zatmění, když hvězda světlejšího povrchu zakryje nějaká část druhé hvězdy. Tyto doby minimálního světla nebo centrální zatmění představují v systému časové razítko, podobně jako pulsy z pulsaru (kromě toho, že spíše než blesk jsou poklesem jasu). Pokud se kolem binárních hvězd nachází planeta na oběžné dráze, hvězdy budou odsazeny kolem těžiště binárních planet . Vzhledem k tomu, že hvězdy v dvojhvězdách jsou planetou přemisťovány sem a tam, časy minim zatmění se budou lišit. Periodicita tohoto offsetu může být nejspolehlivějším způsobem detekce extrasolárních planet v blízkosti blízkých binárních systémů. Díky této metodě jsou planety snáze detekovatelné, pokud jsou hmotnější, obíhají relativně blízko kolem systému a pokud mají hvězdy nízké hmotnosti.
Metoda časování zatmění umožňuje detekci planet dále od hostitelské hvězdy než metoda tranzitu. Signály kolem kataklyzmatických proměnných hvězd naznačujících planety však mají tendenci odpovídat nestabilním oběžným drahám. V roce 2011 se Kepler-16b stala první planetou, která byla definitivně charakterizována zatměním binárních časových variací.
Gravitační mikročočka
Gravitační mikročočkování nastává, když gravitační pole hvězdy funguje jako čočka a zvětšuje světlo vzdálené hvězdy na pozadí. K tomuto efektu dochází pouze tehdy, když jsou obě hvězdy téměř přesně zarovnány. Čočkové události jsou krátké, trvají týdny nebo dny, protože obě hvězdy a Země se pohybují vůči sobě navzájem. Za posledních deset let bylo pozorováno více než tisíc takových událostí.
Pokud má hvězda s čočkami v popředí planetu, pak vlastní gravitační pole této planety může detekovatelně přispět k efektu čočkování. Protože to vyžaduje vysoce nepravděpodobné zarovnání, musí být nepřetržitě monitorován velmi velký počet vzdálených hvězd, aby se rozumnou rychlostí detekovaly příspěvky planetárních mikročoček. Tato metoda je nejplodnější pro planety mezi Zemí a středem galaxie, protože galaktické centrum poskytuje velké množství hvězd v pozadí.
V roce 1991 astronomové Shude Mao a Bohdan Paczyński navrhli použít gravitační mikročočky k hledání binárních společníků ke hvězdám a jejich návrh vylepšili Andy Gould a Abraham Loeb v roce 1992 jako metodu detekce exoplanet. Úspěchy této metody sahají až do roku 2002, kdy skupina polských astronomů ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak a Michał Szymański z Varšavy a Bohdan Paczyński ) během projektu OGLE (the Optical Gravitational Lensing Experiment ) vyvinula fungující techniku. Během jednoho měsíce našli několik možných planet, ačkoli omezení pozorování zabránila jasnému potvrzení. Od té doby bylo pomocí mikročoček detekováno několik potvrzených extrasolárních planet. Jednalo se o první metodu, která dokázala detekovat planety o hmotě podobné Zemi kolem obyčejných hvězd hlavní posloupnosti .
Na rozdíl od většiny ostatních metod, které mají detekční předpojatost vůči planetám s malými (nebo pro vyřešené zobrazovací, velké) oběžné dráhy, je mikročočková metoda nejcitlivější na detekci planet kolem 1-10 astronomických jednotek daleko od hvězd podobných Slunci.
Významnou nevýhodou metody je, že čočky nelze opakovat, protože k vyrovnání šancí již nikdy nedojde. Detekované planety budou také obvykle vzdáleny několik kiloparseků, takže následná pozorování jinými metodami jsou obvykle nemožná. Kromě toho je jedinou fyzickou charakteristikou, kterou lze určit mikročočkou, hmotnost planety v rámci volných omezení. Orbitální vlastnosti také bývají nejasné, protože jedinou orbitální charakteristikou, kterou lze přímo určit, je její aktuální polovysoká osa od mateřské hvězdy, což může být zavádějící, pokud planeta sleduje excentrickou oběžnou dráhu. Když je planeta daleko od své hvězdy, stráví jen malou část své oběžné dráhy ve stavu, kdy je touto metodou zjistitelná, takže oběžnou dobu planety nelze snadno určit. Je také snazší detekovat planety kolem hvězd s nízkou hmotností, protože gravitační mikročočkový efekt roste s poměrem hmotnosti planety a hvězdy.
Hlavní výhody metody gravitační mikročočky spočívají v tom, že dokáže detekovat planety s nízkou hmotností (v zásadě až na hmotnost Marsu s budoucími vesmírnými projekty, jako je WFIRST ); dokáže detekovat planety na širokých oběžných drahách srovnatelných se Saturnem a Uranem, které mají oběžné doby příliš dlouhé na metody radiální rychlosti nebo tranzitu; a dokáže detekovat planety kolem velmi vzdálených hvězd. Když lze s dostatečnou přesností pozorovat dostatek hvězd na pozadí, pak by metoda měla nakonec odhalit, jak jsou v galaxii běžné planety podobné Zemi.
Pozorování se obvykle provádí pomocí sítí robotických teleskopů . Na zdokonalení tohoto přístupu pracuje kromě skupiny OGLE financované Evropskou radou pro výzkum také skupina Microlensing Observations in Astrophysics (MOA).
Projekt PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet je ještě ambicióznější. Umožňuje téměř nepřetržité nepřetržité pokrytí celosvětovou sítí teleskopů a poskytuje příležitost zachytit mikročočkové příspěvky z planet s hmotností tak nízkou, jako je Země. Tato strategie byla úspěšná při detekci první planety s nízkou hmotností na široké oběžné dráze s označením OGLE-2005-BLG-390Lb .
Přímé zobrazování
Planety jsou ve srovnání s hvězdami extrémně slabé světelné zdroje a to málo světla, které z nich pochází, se obvykle ztrácí v záři jejich mateřské hvězdy. Obecně je tedy velmi obtížné je detekovat a vyřešit přímo z jejich hostitelské hvězdy. Planety obíhající dostatečně daleko od hvězd, aby mohly být vyřešeny, odrážejí velmi málo světla hvězd, takže planety jsou místo toho detekovány prostřednictvím jejich tepelné emise. Je snazší získat obrazy, když je hvězdný systém relativně blízko Slunce a když je planeta obzvláště velká (podstatně větší než Jupiter ), široce oddělená od své mateřské hvězdy a horká, takže vyzařuje intenzivní infračervené záření; snímky pak byly pořízeny v infračerveném spektru, kde je planeta jasnější než na viditelných vlnových délkách. Koronografy se používají k blokování světla z hvězdy a ponechání planety viditelné. Přímé zobrazování exoplanety podobné Zemi vyžaduje extrémní optotermální stabilitu . Během akreční fáze vzniku planet může být kontrast hvězda-planeta v H alfa ještě lepší než v infračerveném záření-v současné době probíhá průzkum H alfa.
Přímé zobrazování může poskytnout pouze volná omezení hmotnosti planety, která je odvozena od stáří hvězdy a teploty planety. Hmotnost se může značně lišit, protože planety se mohou tvořit několik milionů let po vzniku hvězdy. Čím je planeta chladnější, tím menší musí být její hmotnost. V některých případech je možné přiměřeně omezit poloměr planety na základě teploty planety, jejího zjevného jasu a vzdálenosti od Země. Spektra emitovaná z planet nemusí být oddělena od hvězdy, což usnadňuje stanovení chemického složení planet.
Někdy je třeba pozorování na více vlnových délkách, aby se vyloučilo, že planeta je hnědý trpaslík . Přímé zobrazování lze použít k přesnému měření oběžné dráhy planety kolem hvězdy. Na rozdíl od většiny ostatních metod funguje přímé zobrazování lépe u planet s oběžnými drahami tváří v tvář, než u oběžných drah typu edge-on, protože planeta na oběžné dráze typu face-on orbit je pozorovatelná během celé oběžné dráhy planety, zatímco planety s edge-on oběžné dráhy jsou nejsnáze pozorovatelné během období největšího zjevného oddělení od mateřské hvězdy.
Planety detekované přímým zobrazováním v současné době spadají do dvou kategorií. Za prvé, planety se nacházejí kolem hvězd hmotnějších než Slunce, které jsou dostatečně mladé na to, aby měly protoplanetární disky. Druhá kategorie se skládá z možných subhnědých trpaslíků nacházejících se kolem velmi slabých hvězd, nebo hnědých trpaslíků, kteří jsou vzdáleni nejméně 100 AU od svých mateřských hvězd.
Objekty s hmotností planet, které nejsou gravitačně vázány na hvězdu, se nacházejí také pomocí přímého zobrazování.
Rané objevy
V roce 2004 skupina astronomů využil Evropská jižní observatoř to VLT pole v Chile k vytvoření obrazu 2M1207b , společník hnědého trpaslíka 2M1207. V následujícím roce byl planetární stav společníka potvrzen. Odhaduje se, že planeta je několikrát hmotnější než Jupiter a má poloměr oběžné dráhy větší než 40 AU.
V září 2008 byl zobrazen objekt při oddělení 330 AU od hvězdy 1RXS J160929.1−210524 , ale až v roce 2010 bylo potvrzeno, že je to společná planeta hvězdy, a ne jen náhodné zarovnání.
První multiplanetový systém, oznámený 13. listopadu 2008, byl zobrazen v roce 2007 pomocí dalekohledů na observatoři Keck a Gemini . Přímo byly pozorovány tři planety obíhající kolem HR 8799 , jejichž hmotnosti jsou přibližně deset, deset a sedmkrát větší než u Jupiteru . Ve stejný den, 13. listopadu 2008 bylo oznámeno, že HST přímo pozorovat exoplanety obíhající Fomalhaut , s hmotností více než 3 M J . Oba systémy jsou obklopeny disky ne nepodobnými Kuiperovu pásu .
V roce 2009 bylo oznámeno, že analýza snímků z roku 2003 odhalila planetu obíhající kolem Beta Pictoris .
V roce 2012 bylo oznámeno, že planeta „ Super-Jupiter “ s hmotností asi 12,8 M J obíhající kolem Kappa Andromedae byla přímo zobrazena pomocí dalekohledu Subaru na Havaji. Kolem své mateřské hvězdy obíhá ve vzdálenosti asi 55 AU, což je téměř dvojnásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce.
Další systém, GJ 758 , byl zobrazen v listopadu 2009 týmem používajícím přístroj HiCIAO z dalekohledu Subaru , ale byl to hnědý trpaslík.
Mezi další možné exoplanety, které byly přímo zobrazeny, patří GQ Lupi b , AB Pictoris b a SCR 1845 b . V březnu 2006 nebyla žádná z nich potvrzena jako planety; místo toho mohou být sami malými hnědými trpaslíky .
Zobrazovací nástroje
Mezi některé projekty vybavení dalekohledů nástroji schopnými zobrazování planet patří pozemské teleskopy Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , nástroj Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) , Palomar Project 1640 a vesmírný teleskop WFIRST . New Worlds Mission navrhuje velký occulter v prostoru navržen tak, aby blokovat světlo okolních hvězd s cílem sledovat jejich obíhající planety. Toho by bylo možné použít u stávajících, již plánovaných nebo nových účelových dalekohledů.
V roce 2010 tým z Jet Jet Propulsion Laboratory NASA prokázal, že vortexový koronograf by mohl malým rozsahům umožnit přímý obraz planet. Udělali to zobrazením dříve zobrazených planet HR 8799 pomocí pouhé 1,5 metru široké části dalekohledu Hale .
Dalším slibným přístupem je rušení interferometrie .
Bylo také navrženo, aby vesmírné teleskopy, které zaostřují světlo pomocí zónových desek místo zrcadel, poskytovaly zobrazování s vyšším kontrastem a bylo by levnější vypustit do vesmíru díky tomu, že by bylo možné složit zónovou desku s lehkou fólií.
Polarimetrie
Světlo vydávané hvězdou je nepolarizované, tj. Směr oscilace světelné vlny je náhodný. Když se však světlo odráží od atmosféry planety, světelné vlny interagují s molekulami v atmosféře a stanou se polarizovanými.
Analýzou polarizace v kombinovaném světle planety a hvězdy (asi jedna část z milionu) lze tato měření v zásadě provádět s velmi vysokou citlivostí, protože polarimetrie není omezena stabilitou zemské atmosféry. Další hlavní výhodou je, že polarimetrie umožňuje stanovení složení atmosféry planety. Hlavní nevýhodou je, že nebude schopen detekovat planety bez atmosféry. Větší planety a planety s vyšším albem lze snadněji detekovat pomocí polarimetrie, protože odrážejí více světla.
Astronomická zařízení používaná pro polarimetrii, nazývaná polarimetry, jsou schopna detekovat polarizované světlo a odmítat nepolarizované paprsky. Skupiny jako ZIMPOL/CHEOPS a PlanetPol v současné době používají k hledání extrasolárních planet polarimetry. První úspěšná detekce extrasolární planety pomocí této metody přišla v roce 2008, kdy byla pomocí polarimetrie detekována HD 189733 b , planeta objevená o tři roky dříve. Pomocí této metody však dosud nebyly objeveny žádné nové planety.
Astrometrie
Tato metoda spočívá v přesném měření polohy hvězdy na obloze a pozorování, jak se tato pozice v čase mění. Původně to bylo provedeno vizuálně, ručně psanými záznamy. Do konce 19. století tato metoda používala fotografické desky, což výrazně zlepšovalo přesnost měření a také vytvářelo datový archiv. Pokud má hvězda planetu, pak gravitační vliv planety způsobí pohyb samotné hvězdy na malé kruhové nebo eliptické dráze. Účinně hvězda a planeta obíhají kolem svého vzájemného těžiště ( barycentra ), jak je vysvětleno řešením problému dvou těl . Protože je hvězda mnohem hmotnější, bude její oběžná dráha mnohem menší. Vzájemné těžiště často leží v poloměru většího těla. V důsledku toho je snazší najít planety kolem hvězd s nízkou hmotností, zejména hnědých trpaslíků.
Astrometrie je nejstarší vyhledávací metodou pro extrasolární planety a byla původně populární díky svému úspěchu při charakterizaci astrometrických binárních hvězdných systémů. Pochází přinejmenším z prohlášení Williama Herschela z konce 18. století. Tvrdil, že neviditelný společník ovlivňuje pozici hvězdy, kterou katalogizoval jako 70 Ophiuchi . První známý formální astrometrický výpočet pro extrasolární planetu provedl William Stephen Jacob v roce 1855 pro tuto hvězdu. Podobné výpočty opakovali ostatní ještě další půlstoletí, než byly nakonec na počátku 20. století vyvráceny. Po dvě století nároky obíhal objevení neviditelných společníků na oběžné dráze kolem blízké hvězdy systémy, které všechny byly údajně nalezeny pomocí této metody, které vyvrcholily v prominentní 1996 oznámení, více planet obíhajících kolem nedaleké hvězdy Lalande 21185 od George Gatewood . Žádné z těchto tvrzení nepřežilo zkoumání jinými astronomy a technika se dostala do pověsti. Změny ve hvězdné poloze jsou bohužel tak malé-a atmosférické a systematické zkreslení tak velké-, že ani nejlepší pozemské teleskopy nedokážou vyrobit dostatečně přesná měření. Všechna tvrzení o planetárním společníkovi s hmotností menší než 0,1 sluneční hmotnosti, jako je hmotnost planety, učiněná před rokem 1996 pomocí této metody, jsou pravděpodobně falešná. V roce 2002 se Hubbleovu kosmickému teleskopu podařilo pomocí astrometrie charakterizovat dříve objevenou planetu kolem hvězdy Gliese 876 .
Očekává se, že vesmírná observatoř Gaia , spuštěná v roce 2013, najde tisíce planet pomocí astrometrie, ale před vypuštěním Gaie nebyla potvrzena žádná planeta detekovaná astrometrií.
SIM PlanetQuest byl americký projekt (zrušen v roce 2010), který by měl podobné schopnosti hledání exoplanet jako Gaia .
Jednou potenciální výhodou astrometrické metody je, že je nejcitlivější na planety s velkými oběžnými dráhami. Díky tomu je komplementární k jiným metodám, které jsou nejcitlivější na planety s malými oběžnými dráhami. Budou však vyžadovány velmi dlouhé doby pozorování - roky a možná i desetiletí, protože planety dost daleko od své hvězdy, aby umožnily detekci pomocí astrometrie, také trvá dlouho, než dokončí oběžnou dráhu.
Planety obíhající kolem jedné z hvězd v binárních systémech jsou snadněji detekovatelné, protože způsobují poruchy na oběžných drahách samotných. U této metody jsou však nutná následná pozorování, která určí, kolem které hvězdy planeta obíhá.
V roce 2009 byl oznámen objev VB 10b astrometrií. Tento planetární objekt, obíhající malou hmotnost červený trpaslík hvězda VB 10 , byla hlášena mít hmotnost sedmkrát, že na Jupiteru . Pokud by se to potvrdilo, byla by to první exoplaneta objevená astrometrií, z mnoha, které byly během let prohlášeny. Nedávné studie nezávislé na radiální rychlosti však existenci nárokované planety vylučují.
V roce 2010 bylo astrometricky změřeno šest binárních hvězd. U jednoho z hvězdných systémů s názvem HD 176051 bylo s „vysokou jistotou“ zjištěno, že má planetu.
V roce 2018 byla studie porovnávající pozorování z kosmické lodi Gaia s údaji Hipparcos pro systém Beta Pictoris schopna změřit hmotnost Beta Pictoris b, což ji omezilo na11 ± 2 hmotnosti Jupiteru. To je v dobré shodě s předchozími odhady hmotnosti zhruba 13 hmotností Jupitera.
Kombinace radiální rychlosti a astrometrie byla použita k detekci a charakterizaci několika planet s krátkým obdobím, i když předtím nebyli podobným způsobem detekováni žádní chladní Jupiterové. V roce 2019 byla data z kosmické lodi Gaia a jejího předchůdce Hipparcos doplněna o data HARPS, což umožňuje lepší popis ε Indi Ab jako nejbližší exoplanety podobné Jupiteru s hmotností 3 Jupiterů na mírně excentrické oběžné dráze s oběžnou periodou 45 let .
Zatmění rentgenu
V září 2020 byla oznámena detekce kandidátské planety obíhající kolem vysokohmotného rentgenového binárního snímku M51-ULS-1 ve galaxii Whirlpool . Planeta byla detekována zatmění na zdroj rentgenového záření, který se skládá z hvězdné zbytků (buď neutronové hvězdy nebo černé díry ) a masivní hvězdy, je pravděpodobnější, že B-typu supergiant . Toto je jediná metoda schopná detekovat planetu v jiné galaxii.
Kinematika disku
Planety mohou být detekovány mezerami, které produkují v protoplanetárních discích .
Další možné metody
Detekce odlesků a odlesků
Neperiodické proměnlivé události, jako jsou světlice, mohou ve světelné křivce vytvářet extrémně slabé ozvěny, pokud se odrážejí od exoplanety nebo jiného rozptylového média ve hvězdném systému. Nověji, motivované pokroky v přístrojové technice a technologiích zpracování signálu, se předpokládá, že ozvěny z exoplanet lze získat z fotometrických a spektroskopických měření aktivních hvězdných systémů, jako jsou M trpaslíci, s vysokou kadencí. Tyto ozvěny jsou teoreticky pozorovatelné ve všech orbitálních náklonech.
Tranzitní zobrazování
Pole optického/infračerveného interferometru nesbírá tolik světla jako jeden dalekohled stejné velikosti, ale má rozlišení jediného dalekohledu o velikosti pole. U jasných hvězd by tato rozlišovací schopnost mohla být použita k zobrazení povrchu hvězdy během tranzitní události a k pozorování přechodu stínu planety. To by mohlo poskytnout přímé měření úhlového poloměru planety a prostřednictvím paralaxy jejího skutečného poloměru. To je přesnější než odhady poloměru založené na tranzitní fotometrii , které jsou závislé na odhadech hvězdného poloměru, které závisí na modelech charakteristik hvězd. Imaging také poskytuje přesnější určení sklonu než fotometrie.
Magnetosférické rádiové emise
Rádiové emise z magnetosfér by bylo možné detekovat pomocí budoucích radioteleskopů. To by mohlo umožnit stanovení rychlosti rotace planety, kterou je jinak obtížné zjistit.
Rádiové emise Auroralu
Rádiové emise aurorálu z obřích planet se plazmovými zdroji, jako je Jupiterův sopečný měsíc Io , bylo možné detekovat pomocí radioteleskopů, jako je LOFAR .
Optická interferometrie
V březnu 2019, ESO astronomové, zaměstnávat GRAVITY nástroj na jejich VLTI (VLTI), oznámila, že první přímý detekci exoplanety , HR 8799 e , s použitím optické interferometrie .
Upravená interferometrie
Podíváme-li se na kmitání interferogramu pomocí Fourierova transformačního spektrometru, lze dosáhnout zvýšené citlivosti za účelem detekce slabých signálů z planet podobných Zemi.
Detekce extrasolárních asteroidů a disků
Cirkumstellar disky
Disky vesmírného prachu ( úlomky ) obklopují mnoho hvězd. Prach lze detekovat, protože pohlcuje běžné světlo hvězd a znovu jej vyzařuje jako infračervené záření. I když mají částice prachu celkovou hmotnost mnohem nižší než hmotnost Země, stále mohou mít dostatečně velký celkový povrch, který zazáří jejich mateřskou hvězdu v infračervených vlnových délkách.
Hubble Space Telescope je schopen pozorovat prachové disky se svými NICMOS (Near Infrared Camera a Multi-Object Spectrometer) nástroje. Lepších obrazy byly nyní pořízena sesterské nástroje, na Spitzer Space Telescope , jakož i Evropská kosmická agentura je Herschel Space Observatory , která mohou vidět daleko hlouběji do infračervených vlnových délek než plechovku HST. Prachové disky byly nyní nalezeny kolem více než 15% blízkých hvězd podobných slunci.
Předpokládá se, že prach vzniká při srážkách mezi kometami a asteroidy. Radiační tlak z hvězdy bude tlačit prachové částice pryč do mezihvězdného prostoru v relativně krátkém časovém období. Detekce prachu proto naznačuje neustálé doplňování novými kolizemi a poskytuje silný nepřímý důkaz o přítomnosti malých těles, jako jsou komety a asteroidy, které obíhají kolem mateřské hvězdy. Například prachový disk kolem hvězdy Tau Ceti naznačuje, že tato hvězda má populaci objektů analogických s Kuiperovým pásem naší sluneční soustavy , ale nejméně desetkrát silnější.
Spekulativněji, funkce v prachových discích někdy naznačují přítomnost planet plné velikosti. Některé disky mají centrální dutinu, což znamená, že jsou skutečně prstencové. Centrální dutinu může způsobit planeta, která „vyčistí“ prach uvnitř své oběžné dráhy. Jiné disky obsahují shluky, které mohou být způsobeny gravitačním vlivem planety. Oba tyto druhy funkcí jsou přítomny na prachovém disku kolem Epsilon Eridani , což naznačuje přítomnost planety s poloměrem oběžné dráhy kolem 40 AU (navíc k vnitřní planetě detekované metodou radiální rychlosti). Tyto druhy interakcí planety a disku lze modelovat numericky pomocí technik kolizní péče .
Kontaminace hvězdné atmosféry
Spektrální analýza bílé převyšuje " prostředí často zjistí kontaminaci těžších prvků, jako je hořčík a vápník . Tyto prvky nemohou pocházet z jádra hvězd a je pravděpodobné, že kontaminace pochází z asteroidů, které se k těmto hvězdám dostaly příliš blízko (v rámci Rocheho limitu ) gravitační interakcí s většími planetami a byly roztrženy slapovými silami hvězdy. Tímto způsobem může být kontaminováno až 50% mladých bílých trpaslíků.
Kromě toho může být prach odpovědný za znečištění atmosféry detekován infračerveným zářením, pokud existuje v dostatečném množství, podobně jako detekce diskových disků kolem hvězd hlavní posloupnosti. Data ze Spitzerova vesmírného teleskopu naznačují, že 1-3% bílých trpaslíků má detekovatelný okolní hvězdný prach.
V roce 2015 byly objeveny menší planety, které procházely bílým trpaslíkem WD 1145+017 . Tento materiál obíhá po dobu přibližně 4,5 hodiny a tvary tranzitních světelných křivek naznačují, že se větší tělesa rozpadají, což přispívá ke kontaminaci v atmosféře bílého trpaslíka.
Vesmírné dalekohledy
Většina potvrzených extrasolárních planet byla nalezena pomocí vesmírných teleskopů (k 01/2015). Mnoho detekčních metod může pracovat efektivněji s vesmírnými teleskopy, které se vyhýbají atmosférickému oparu a turbulencím. COROT (2007-2012) a Kepler byly vesmírné mise věnované hledání extrasolárních planet pomocí tranzitů. COROT objevil asi 30 nových exoplanet. Kepler (2009-2013) a K2 (2013-) objevili přes 2000 ověřených exoplanet. Hubble Space Telescope a MOST také našli nebo potvrdili několik planet. Infračervený kosmický dalekohled Spitzer byl použit k detekci tranzitů extrasolárních planet a také zákrytů planet jejich hostitelskými hvězdnými a fázovými křivkami .
Gaia mise , která byla zahájena v prosinci 2013, bude používat Astrometry k určení skutečné masy 1000 sousedních exoplanet. TESS , spuštěný v roce 2018, CHEOPS spuštěný v roce 2019 a PLATO v roce 2026 budou používat tranzitní metodu.
Primární a sekundární detekce
| Metoda | Hlavní | Sekundární |
|---|---|---|
| Tranzit | Primární zatmění. Planeta prochází před hvězdou. | Sekundární zatmění. Hvězda prochází před planetou. |
| Radiální rychlost | Radiální rychlost hvězdy | Radiální rychlost planety. To bylo provedeno pro Tau Boötis b . |
| Astrometrie | Astrometrie hvězdy. Poloha hvězd se pohybuje více u velkých planet s velkými oběžnými dráhami. | Astrometrie planety. Barevně diferenciální astrometrie. Poloha planety se u planet s malými oběžnými dráhami pohybuje rychleji. Teoretická metoda - byla navržena pro použití pro kosmickou loď SPICA . |
Metody ověřování a falšování
- Ověření multiplicitou
- Barevný podpis tranzitu
- Dopplerova tomografie
- Testování dynamické stability
- Rozlišování mezi planetami a hvězdnou aktivitou
- Offset tranzitu
Charakterizační metody
- Transmisní spektroskopie
- Emisní spektroskopie, fázově rozlišená
- Speckle imaging / Lucky imaging to determine doprovodných hvězd, které planety by mohly obíhat místo primární hvězdy, což by změnilo parametry planety, které jsou odvozeny z hvězdných parametrů.
- Fotoeccentrický efekt
- Rossiter – McLaughlinův efekt
Viz také
Reference
externí odkazy
- PlanetQuest NASA
- Lunine, Jonathan I .; MacIntosh, Bruce; Peale, Stanton (2009). „Detekce a charakterizace exoplanet“. Fyzika dnes . 62 (5): 46. Bibcode : 2009PhT .... 62e..46L . doi : 10,1063/1,3141941 . S2CID 12379824 .
- Tranzitující světelné křivky exoplanety
- Hardy, Liame. „Exoplanet Transit“ . Videa z hlubokého vesmíru . Brady Haran .
- Rovnice radiální rychlosti při hledání exoplanet (Dopplerova spektroskopie nebo Wobbleova metoda)
- Sackett, Penny (2010). „Mikročočkové exoplanety“ . Scholarpedia . 5 (1): 3991. Bibcode : 2010SchpJ ... 5.3991S . doi : 10,4249/scholarpedia.3991 .