Поймать планету непросто, поймать планету можно разными способами. Здесь показано количество открытий внесолнечных планет за год до 2020 года, с цветами, указывающими метод обнаружения:
Синий – Прямая визуализация
Oранжевый цвет – Микролинзирование
Зеленый – Транзит
Kрасный – Радиальная скорость
Фиолетовый – Сроки
Прямая визуализация
Прямое изображение экзопланет вокруг звезды HR8799 с помощью коронографа Vortex на 1,5-метровой части телескопа Хейла.
Изображение планеты рядом с Beta Pictoris, полученное от ESO.
Планеты – чрезвычайно слабые источники света по сравнению со звездами, и то немногое, что исходит от них, обычно теряется в ярком свете их родительской звезды. В общем, очень сложно обнаружить и разрешить их прямо с их звезды-хозяина. Планеты, вращающиеся достаточно далеко от звезд, чтобы их можно было разрешить, отражают очень мало звездного света, поэтому планеты вместо этого обнаруживаются по их тепловому излучению. Легче получать изображения, когда звездная система находится относительно близко к Солнцу, и когда планета особенно велика (значительно больше Юпитера), широко удалена от своей родительской звезды и горячая, так что она излучает интенсивное инфракрасное излучение; Затем были сделаны изображения в инфракрасном диапазоне, когда планета ярче, чем в видимом диапазоне длин волн. Коронографы используются, чтобы блокировать свет от звезды, оставляя планету видимой. Прямое изображение экзопланеты, похожей на Землю, требует крайней оптотермической стабильности. Во время фазы аккреции формирования планет, контраст звезда-планета может быть даже лучше в H альфа, чем в инфракрасном – в настоящее время ведется обзор H альфа.
Микролинзирование
Гравитационное микролинзирование – астрономическое явление из-за эффекта гравитационной линзы. Его можно использовать для обнаружения объектов, масса которых варьируется от массы планеты до массы звезды, независимо от излучаемого ими света. Обычно астрономы могут обнаруживать только яркие объекты, излучающие много света (звезды), или большие объекты, которые блокируют фоновый свет (облака газа и пыли). Эти объекты составляют лишь небольшую часть массы галактики. Микролинзирование позволяет изучать объекты, которые излучают мало света или вообще не излучают его.
Когда далекая звезда или квазар оказывается достаточно выровненным с массивным компактным объектом на переднем плане, искривление света из-за его гравитационного поля, как обсуждалось Альбертом Эйнштейном в 1915 году, приводит к двум искаженным неразрешенным изображениям, приводящим к наблюдаемому увеличению. Временной масштаб кратковременного повышения яркости зависит от массы объекта переднего плана, а также от относительного собственного движения между фоновым «источником» и объектом «линза» переднего плана.
действительно, совмещенное микролинзирование создает чистый буфер между излучением линзы и объектами-источниками. Он увеличивает удаленный источник, раскрывая его или увеличивая его размер и / или яркость. Он позволяет изучать популяцию слабых или темных объектов, таких как коричневые карлики, красные карлики, планеты, белые карлики, нейтронные звезды, черные дыры и массивные компактные гало-объекты. Такое линзирование работает на всех длинах волн, увеличивая и создавая широкий диапазон возможных искажений для удаленных источников, которые испускают любой вид электромагнитного излучения.
Микролинзирование изолированным объектом было впервые обнаружено в 1989 году. С тех пор микролинзирование использовалось для ограничения природы темной материи, обнаружения экзопланет, изучения потемнения к краям далеких звезд, ограничения популяции двойных звезд и ограничения структуры Млечного. Диск пути. Микролинзирование также было предложено как средство для поиска темных объектов, таких как коричневые карлики и черные дыры, изучения звездных пятен, измерения вращения звезд и исследования квазаров, включая их аккреционные диски. Микролинзирование использовалось в 2018 году для обнаружения Икара, самой далекой из когда-либо наблюдавшихся звезд.
Транзит
В то время как метод лучевой скорости дает информацию о массе планеты, фотометрический метод позволяет определить радиус планеты. Если планета пересекает (проходит) перед диском своей родительской звезды, то 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%. Однако большинство транзитных сигналов значительно меньше; например, планета размером с Землю, проходящая мимо звезды, похожей на Солнце, дает затемнение только 80 частей на миллион (0,008 процента)
Транзит Kepler 6b
Теоретическая модель транзитной кривой блеска экзопланеты предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетной системы: глубину транзита (δ), продолжительность транзита (T), продолжительность входа / выхода (τ) и период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые количества основаны на нескольких предположениях. Для удобства расчетов мы предполагаем, что планета и звезда сферические, звездный диск однородный, а орбита круговая. В зависимости от относительного положения, в котором находится наблюдаемая транзитная экзопланета во время транзита звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска будут изменяться. Глубина пролета (δ) переходной кривой блеска описывает уменьшение нормированного потока звезды во время пролета. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит звезду размером с солнечный радиус, планета с большим радиусом увеличит глубину прохождения, а планета с меньшим радиусом уменьшит глубину прохождения. Продолжительность транзита (T) экзопланеты – это время, в течение которого планета проходит мимо звезды. Этот наблюдаемый параметр изменяется в зависимости от того, насколько быстро или медленно планета движется по своей орбите, когда она проходит мимо звезды. Продолжительность входа / выхода (τ) транзитной кривой блеска описывает продолжительность времени, которое требуется планете, чтобы полностью покрыть звезду (вход) и полностью открыть звезду (выход). Если планета проходит от одного конца диаметра звезды к другому, продолжительность входа / выхода короче, поскольку планете требуется меньше времени, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит мимо звезды относительно любой другой точки, кроме диаметра, продолжительность входа / выхода увеличивается по мере удаления от диаметра, потому что планета проводит больше времени, частично покрывая звезду во время своего прохождения. [8] На основе этих наблюдаемых параметров путем расчетов определяется количество различных физических параметров (большая полуось, масса звезды, радиус звезды, радиус планеты, эксцентриситет и наклон). С помощью комбинации измерений лучевой скорости звезды также определяется масса планеты. В то время как метод лучевой скорости дает информацию о массе планеты, фотометрический метод позволяет определить радиус планеты. Если планета пересекает (проходит) перед диском своей родительской звезды, то 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%. Однако большинство транзитных сигналов значительно меньше; например, планета размером с Землю, проходящая мимо звезды, похожей на Солнце, дает затемнение только 80 частей на миллион (0,008 процента).
Теоретическая модель транзитной кривой блеска экзопланеты предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетной системы: глубину транзита (δ), продолжительность транзита (T), продолжительность входа / выхода (τ) и период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые количества основаны на нескольких предположениях. Для удобства расчетов мы предполагаем, что планета и звезда сферические, звездный диск однородный, а орбита круговая. В зависимости от относительного положения, в котором находится наблюдаемая транзитная экзопланета во время транзита звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска будут изменяться. Глубина пролета (δ) переходной кривой блеска описывает уменьшение нормированного потока звезды во время пролета. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит звезду размером с солнечный радиус, планета с большим радиусом увеличит глубину прохождения, а планета с меньшим радиусом уменьшит глубину прохождения. Продолжительность транзита (T) экзопланеты – это время, в течение которого планета проходит мимо звезды. Этот наблюдаемый параметр изменяется в зависимости от того, насколько быстро или медленно планета движется по своей орбите, когда она проходит мимо звезды. Продолжительность входа / выхода (τ) транзитной кривой блеска описывает продолжительность времени, которое требуется планете, чтобы полностью покрыть звезду (вход) и полностью открыть звезду (выход). Если планета проходит от одного конца диаметра звезды к другому, продолжительность входа / выхода короче, поскольку планете требуется меньше времени, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит мимо звезды относительно любой другой точки, кроме диаметра,
Радиальная скорость
Доплеровская спектроскопия (также известная как метод лучевых скоростей или, в просторечии, метод колебания) – это косвенный метод обнаружения внесолнечных планет и коричневых карликов на основе измерений лучевых скоростей путем наблюдения доплеровских сдвигов в спектре родительской звезды планеты.
По состоянию на февраль 2020 года с помощью доплеровской спектроскопии было обнаружено 880 внесолнечных планет (около 21,0% от общего числа).
Сроки
Изменение времени прохождения – это метод обнаружения экзопланет путем наблюдения за изменениями времени прохождения. Это обеспечивает чрезвычайно чувствительный метод, способный обнаруживать в системе дополнительные планеты с массой потенциально такой же малой, как масса Земли. В плотно упакованных планетных системах гравитационное притяжение планет между собой заставляет одну планету ускоряться, а другую – замедляться по своей орбите. Ускорение вызывает изменение орбитального периода каждой планеты. Обнаружение этого эффекта путем измерения изменения известно как вариации времени прохождения. «Временные вариации» – спрашивают, происходит ли транзит со строгой периодичностью или есть вариации.
Первое существенное обнаружение непереходящей планеты с использованием вариаций времени прохождения было выполнено с помощью телескопа НАСА Кеплер. Транзитная планета Kepler-19b показывает изменение времени прохождения с амплитудой 5 минут и периодом около 300 дней, что указывает на присутствие второй планеты, Kepler-19c, период которой почти рационально кратен период транзитной планеты.