Методы поиска экзопланет реферат
Обновлено: 02.07.2024
Что представляют собой экзопланеты и чем планеты отличаются от коричневых карликов
Экзопланета (“экзо” по гречески означает “вне”) – планета, находящаяся за пределами Солнечной системы. Иначе экзопланеты называют “внесолнечными планетами” (extra solar planet), но такое название встречается намного реже.
К середине 2001 планетные системы были открыты у 58 близких к Солнцу звезд и двух радиопульсаров, причем в некоторых случаях обнаружены системы из нескольких планет, однако из-за малых (по сравнению со звездами) размеров, пока ни одну из них не удалось непосредственно наблюдать и исследовать.
Поскольку наиболее легко обнаруживаются самые массивные экзопланеты, сильно “раскачивающие” звезду, вокруг которой они обращаются, большинство из открытых до сих пор экзопланет оказались гигантами, даже более массивными, чем Юпитер. Впрочем, точность современных средств наблюдения позволяет вычислять и планеты по размеру близкие нашей Земле.
Поскольку почти одновременно с открытием экзопланет астрономы обнаружили звездообразные объекты сверхмалой массы – коричневые карлики, – возникла необходимость провести четкую границу между звездами и планетами.
Сейчас считается общепринятым, что планета – это объект, в котором за всю его историю реакции ядерного синтеза не происходят ни в каком виде. Как показывают расчеты, при формировании космических объектов нормального (солнечного) химического состава с массой более 13 масс Юпитера (Мю) в конце этапа их гравитационного сжатия температура в центре достигает нескольких миллионов кельвинов, что приводит к развитию термоядерной реакции с участием дейтерия – тяжелого изотопа водорода, наиболее легко вступающего в реакцию ядерного синтеза.
Методы поиска экзопланет
Планеты, в отличие от звезд – “холодные” тела, сами по себе не излучают свет, а лишь отражающие лучи своего солнца. Поэтому планету, расположенную вдали от звезды (и тем более одиночную планету без звезды), практически невозможно обнаружить. Если же она движется вблизи звезды и хорошо освещена ее лучами, то для удаленного наблюдателя такая планета неразличима из-за гораздо более яркого блеска самой звезды.
Метод прямого экзопланет путем прямого наблюдения
Вообще говоря, крупнейшие современные телескопы могли бы заметить такие слабые объекты, если бы на небе рядом с ними не было ярких звезд.
Но для далекого наблюдателя Солнце всегда расположено рядом с планетами: для астронома с Альфы Центавра угловое расстояние Юпитера от Солнца не превосходит 4 угловых секунд, а между Венерой и Солнцем всего 0,5 угловых секунд. Для современных телескопов заметить предельно слабое светило так близко от яркой звезды – задача непосильная, нужны специальные приборы.
Экзопланета 2M1207b нарисованная по данным космического телескопа Хаббл. Экзопланета в 4 раза массивнее Юпитера находится от нас на расстоянии в 170 световых лет
Поскольку звезда и расположенная рядом с ней планета наблюдаются в чуть разных направлениях, с помощью звездного интерферометра (изменяя расстояние между телескопами или правильно выбирая момент наблюдения) можно добиться почти полного гашения света звезды и, одновременно, усиления света планеты.
Правда, оба описанных прибора (коронограф и интерферометр) лишком чувствительны к влиянию земной атмосферы (а наш гипотетический наблюдатель, полагаю, будет также обитать на планете располагающей атмосферой), поэтому для успешной работы приборов, по-видимому, их придется сперва доставить на околоземную орбиту.
Метод поиска экзопланет через измерение яркости звезды
Существуют косвенные методы обнаружения экзопланет, основанные на наблюдении звезды, на фоне которой перемещается экзопланета.
Например, если Земля лежит в плоскости орбиты экзопланеты, то время от времени экзопланета должна затмевать свою звезду. Если это звезда типа нашего Солнца, а экзопланета – типа нашего Юпитера, диаметр которого в 10 раз меньше солнечного, то в результате такого затмения яркость звезды понизится на 1%, а это можно заметить с помощью телескопа.
Своим гравитационным полем планета искажает ход световых лучей, идущих от звезды к Земле. Подобно обычной линзе, она концентрирует свет и увеличивает яркость звезды для земного наблюдателя. Это очень трудоемкий методов описка экзопланет, требующий длительного наблюдения за яркостью тысяч и даже миллионов звезд. Но автоматизация астрономических наблюдений уже позволяет его использовать.
Метод поиска экзопланет через измерение положения звезды
Более перспективными считаются методы поиска экзопланет, в которых измеряется движение звезды, вызванное обращением вокруг нее планеты.
В качестве примера вновь рассмотрим Солнечную систему. Сильнее всех на Солнце влияет массивный Юпитер, и в первом “грубом” приближении можно рассматривать всю нашу солнечную систему, как двойную систему крупнейших центров масс Солнце – Юпитер.
Они разделены расстоянием 5,2 а.е. и обращаются с периодом около 12 лет вокруг общего центра масс. Поскольку Солнце примерно в 1000 массивнее Юпитера, оно во столько же раз ближе к центру масс. Значит, Солнце с периодом около 12 лет обращается по окружности радиусом 5,2 а.е./1000 = 0,0052 а.е. (это чуть больше радиуса самого Солнца).
Метод поиска экзопланет через измерение скорости звезды
Заметить периодические колебания звезды можно не только по изменению ее видимого положения на небе, но и по изменению расстояния до нее.
Вновь рассмотрим систему Юпитер – Солнце, имеющую отношение масс 1:1000. Поскольку Юпитер движется по орбите со скоростью 13 км/с, скорость движения Солнца по его собственной небольшой орбите вокруг центра масс этой системы составляет V = 13 м/с. Для постороннего наблюдателя, расположенного в плоскости орбиты Юпитера, Солнце с периодом около 12 лет то приближается с такой скоростью, то удаляется.
Если луч зрения наблюдателя и перпендикуляр к орбитальной плоскости планеты составляют угол i, то наблюдаемая амплитуда скорости будет меньше (V sin i). Можно ли заметить перемещение звезды с такой скоростью? Обычно для измерения скоростей звезд астрономы используют эффект Доплера.
Он проявляется в том, что в спектре звезды, движущейся относительно земного наблюдателя, изменяются длины волны всех линий: если звезда приближается к Земле, линии смещаются к синему концу спектра, а если удаляется – к красному. До конца 1980-х годов точность измерения скорости оптической звезды этим методом была не более 500 м/с.
Но затем были разработаны принципиально новые спектральные приборы, позволившие повысить точность до 10 м/с. Тогда и стало возможным открытие экзопланет, определение их орбитальных параметров и масс (с точностью до фактора sin i, поскольку наклон орбитальной плоскости экзопланеты в большинстве случаев найти невозможно).
По-существу, этот же метод используют и радиоастрономы, с высокой точностью фиксирующие моменты прихода импульсов от радиопульсаров и тем самым определяющие периодические смещения нейтронной звезды относительно Солнца. Это позволяет обнаруживать невидимые объекты, обращающиеся вокруг радиопульсаров.
Метод поиска экзопланет через астрометрический поиск
Первые попытки обнаружить экзопланеты связаны с наблюдениями за положением близких звезд. В 1916 американский астроном Эдуард Барнард (1857–1923) обнаружил, что слабенькая красная звездочка в созвездии Змееносца быстро перемещается по небу относительно других звезд – на 10 угловых секунд в год.
Астрономы за такую немыслимую для звезд скорость назвали ее Летящей звездой Барнарда.
Масса звезды Барнарда почти в 7 раз меньше массы Солнца, поэтому влияние на нее соседей-планет (если они есть) должно быть весьма заметным. Более полувека, начиная с 1938, изучал движение этой звезды американский астроном Питер ван де Камп (1901–1995).
Смещение Летящей звезды Барнарда за 16 лет – просто немыслимая скорость для звезды!
Продолжая наблюдения и увеличивая точность измерений, Дж.Гейтвуд (G.Gatewood) и его коллеги к 1973 выяснили, что звезда Барнарда движется ровно, без колебаний, а значит массивных планет в качестве спутников не имеет.
Однако эти же работы принесли и новую находку: были замечены зигзаги в движении пятой от Солнца звезды Лаланд-21185. Сейчас получены веские доводы, что вокруг этой звезды обращаются две планеты: одна с периодом 30 лет (масса 1,6 Мю, радиус орбиты 10 а.е.) и вторая с периодом 6 лет (0,9 Мю, 2,5 а.е.). Для подтверждения этого открытия ведутся наблюдения.
Экзопланеты – это планеты, которые находятся вне нашей Солнечной системы. Они вращаются не вокруг нашего Солнца, а около других звезд. На данный момент исследователями космоса открыто более 3000 экзопланет в различных созвездиях. В одной только нашей галактике их может быть примерно сто миллиардов. Примерно пятая часть из них может оказаться похожей на Землю.
Как их ищут и находят
Проще всего Кеплер находит массивные объекты, так как они сильнее меняют блеск звезды, вокруг которой вращаются. Именно это и отслеживает спутник. Поэтому не удивительно, что большая часть обнаруженных экзопланет весят больше, чем Юпитер, и лишь небольшое количество по размерам и массе напоминают Землю. Также важно расстояние от планеты до звезды. Если она находится слишком далеко, то исследовать ее, скорее всего, не получится.
Экзопланеты
Методы поиска экзопланет
Непосредственное наблюдение. Данный метод пока даже не используется. Так как ни один даже самый инновационный телескоп пока не позволяет рассмотреть экзопланеты, находящиеся рядом со своими звездами. Так как свечение звезды попросту затмевает их. Однако уже сейчас на стадии проектирования и разработки находятся так называемые звездные коронографы, которые будут этот свет слегка приглушать.
Измерение яркости звёзд. Понять, вращаются ли вокруг небесного светила планеты, нам помогает измерение яркости их свечения. Но это не совсем точный метод, так как он даст результаты только в том случае, если плоскость данной планеты будет ориентирована на нас.
Фиксация положения звезды. Наверное, ни для кого не секрет, что планеты также притягивают звезды, а не только наоборот. Естественно, гравитационное влияние их на столь массивные объекты очень мало, но все же оно есть и звезда немного смещается. И наши астрономы уже смогли вычислить даже такие ничтожные величины.
Определение скорости звёзд. Исходя из предыдущего пункта, звезда, притягиваемая собственным спутником, начинает двигаться по очень малой орбите. Увидеть этот процесс можно с помощью метода спектрального анализа.
Гравитационное микролинзирование. Это также не очень эффективный метод, так как он сработает только тогда, когда между нами и наблюдаемым объектом будет находится другая звезда. Таким образом она отклонит свет, исходящий от того небесного светила, что мы исследуем, и создаст эффект линзы. Далее останется дело за малым – измерить яркость свечения нужной нам звезды.
Пульсары. Во время радиоисследования данных космических объектов можно выявить, есть ли вокруг него планеты с помощью характерного изменения сигнала.
Гравитационное микролинзирование
Есть ли там жизнь?
Главной загвоздкой в исследовании нашей Солнечной системы всегда было то, что ее планеты попросту не с чем было сравнивать. Сейчас же различных экзопланет открыли очень много.
Большое количество новых объектов раскололо научное сообщество на два лагеря. Первые говорят о том, что мы единственная во всей Вселенной разумная форма жизни. Вторые отвечают, что такого просто не может быть, и, хотя бы на некоторых из тех планет должна существовать жизнь.
Сейчас нельзя подтвердить ни ту, ни другую теорию. Мы не можем ни доказать, ни опровергнуть существование жизни на экзопланетах.
Заключение
Само по себе открытие всех этих экзопланет уже является одним из самых важных за всю историю исследования космоса. Ведь оно доказало, что во Вселенной есть еще планеты, и что наша Солнечная система не единственная, а лишь одна из многих. Это дало некоторым людям надежду на то, что мы не одни во Вселенной. Пусть этого пока не доказать научными методами, но надежда есть, и она вполне обоснована. Как бы там ни было, открытие экзопланет – первый большой шаг в изучении космоса.
Экзопланета – это вне солнечная планета вращающаяся вокруг своей звезды. С момента первого обнаружения их в конце 1980-х г. таких планет на сегодня было обнаружено более 4000, но многие из них являются не подтвержденными. Согласно официальным данным на 21 марта 2016 года было достоверно подтверждено присутствие в 1341 солнечных системах 2097 различных планет данного типа.
Вступление
Долгое время было затруднительно обнаружить такие планеты, т.к. они слишком малы и невидны на таком огромном межзвездном расстоянии. К примеру, до ближайшей звезды нужно лететь четыре с половиной года со скоростью света. Все такие планеты были обнаружены только в Млечном пути на различных расстояниях. Самая ближайшая из них является Альфа Центавра B b, примерное удаление от нас 4,36 световых года. Большинство обнаруженных экзопланет похожи на газовые гиганты Юпитер и Нептун.
История открытия экзопланет
В 1989 году сверхмассивная планета (или коричневый карлик) была найдена Д. Латамом около звезды HD 114762 A. Однако её планетный статус был подтверждён только в 1999 году.
Авторское представление о транзите планеты GJ 1214b перед своей звездой
Первые потонциальные к жизни планеты — Драугр и Полтергейст — были обнаружены у нейтронной звезды Лич (PSR 1257+12), их открыл астроном Александр Вольшчан в 1991 году. Эти планеты были признаны вторичными, возникшими уже после взрыва сверхновой.
В дальнейшем путём измерения лучевой скорости звёзд и поиска их периодического доплеровского изменения (метод Доплера) было обнаружено несколько сотен экзопланет.
В августе 2004 года в системе звезды Сервантес (μ Жертвенника) была обнаружена первая планета — горячий нептун Кихот. Она обращается вокруг светила за 9,55 суток, на расстоянии 0,09 а. е., температура на поверхности ~ 900 K (+626 °C), масса ~ 14 масс Земли.
Первая сверхземля, обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли.
В 2004 году было получено первое изображение (в инфракрасных лучах) кандидата в экзопланеты у коричневого карлика 2M1207.
13 ноября 2008 года впервые удалось получить изображение сразу целой планетной системы — снимок трёх планет, обращающихся вокруг звезды HR 8799 в созвездии Пегаса. Это первая планетная система, открытая у горячей белой звезды раннего спектрального класса (А5). Все открытые ранее планетные системы (за исключением планет у пульсаров) были обнаружены вокруг звёзд более поздних классов (F-M).
13 ноября 2008 года также впервые удалось обнаружить планету Дагон вокруг звезды Фомальгаут путём прямых наблюдений.
5 декабря 2011 года телескопом Кеплер была обнаружена первая сверхземля в обитаемой зоне — Kepler-22 b.
20 декабря 2011 года телескопом Кеплер у звезды Кеплер-20 были обнаружены первые экзопланеты размером с Землю и меньше — Kepler-20 e (радиусом 0,87 земного и массой от 0,39 до 1,67 масс Земли) и Kepler-20 f (0,045 массы Юпитера и 1,03 радиуса Земли).
22 февраля 2012 года учёные из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики на расстоянии 40 световых лет от Земли открыли первую суперземлю, предположительно являющуюся планетой-океаном — GJ 1214 b. Последние данные транзитных проходов позволяют судить о наличии у GJ 1214 b протяжённой водородно-гелиевой атмосферы, низком уровне метана и слое облаков на уровне давления 0,5 бар, что не соответствует свойствам атмосферы с устойчивым доминированием водяных паров. Период обращения планеты вокруг звезды — красного карлика — 38 часов, расстояние составляет около 2 миллионов километров. Температура на поверхности планеты составляет примерно 230 °C. В 2015 году была обнаружена новая планета, похожая на молодой Юпитер.
Современные методы обнаружения экзопланет в других звездных системах
1. Метод Доплера — спектрометрический, стал самым распространенным методом для обнаружения потенциальных экзопланет оп массе в несколько масс Земли находящихся радом от звезды и планеты газовые-гиганты, с периодом обращения до 10 лет. Метод заключается в вычислении радиальной скорости звезды. Планета, когда вращается вокруг своей звезды, как бы раскачивает ее, смещая ее спектр (Доплеровское смещение спектра звезды). Данным методом удалось обнаружить на 2011 год 647 планет.
2. Метод транзитного прохождения — этот метод заключается в наблюдении за изменением яркости звезды в момент прохождения на ее фоне планеты. Данный метод требует долгого наблюдения за звездой и если транзит был зафиксирован, то требуется неоднократное его подтверждение. Плюсом такого метода является определение размеров планеты, состав и наличие атмосферы (с применением спектрографа). Минусом данного метода является возможность увидеть планету только если она находится в одной плоскости при наблюдении. На 2011 год было обнаружено 185 потенциальных планет.
3. Метод гравитационного микролинзирования. При вычислении подобных объектов требуется, что бы между предполагаемой планетой и наблюдателем на Земле находилась другая звезда (играющая роль линзы). В том случае, если у звезды-линзы есть спутники планеты, то наблюдается асимметричная кривая блеска. Этот метод применяется крайне редко, но при его помощи можно вычислить планеты с Земной массой.
На 2011 год данным методом вычислили 13 планет.
4. Астрометрический метод предполагает изменение пространственного движения звезды под воздействием гравитационного потенциала планеты. В основном этим методом производится уточнение массы и размер ранее обнаруженной экзопланеты, в частности были уточнены размеры Эпсилона Эридана b.
5. Радионаблюдение пульсаров. Крайне сложный метод обнаружения планет Земной группы, он заключается в измерении направленных пучков энергии излучаемых от пульсара. Если вокруг пульсара вращается некая планета, то излучаемый сигнал, имеет особенный осциллирующий характер. На 2010 год обнаружили 5 планет у двух пульсаров.
Типы экзопланет обнаруженных астрономами
Горячий Юпитер
Благодаря огромным размерам, такие газовые гиганты проще обнаружить у далеких звезд современными методами.
Пульсарная планета
Первую планету, вращающуюся вокруг пульсара PRS B1257+12, обнаружили в 1994 году с помощью радиотелескопа с расстояния в 800 световых лет от Земли. Пульсар это не простая звезда, а быстровращающийся стробоскоп, образовавшийся после взрыва сверхновой. Предполагается, что зарождение жизни на таких планетах крайне мала т.к. экзопланеты находятся в зоне крайне высоких энергий излучаемых пульсаром.
Суперземля
Данные типы планет имею массу до 10 масс Земли. Первой такой обнаруженной планетой, стала пара планет возле звезды PSR B1257+12.
Предполагается, что планета Суперземля имеет чрезвычайно тектоническую активность. Астрономы из Гарвард-Смитсонсково университета разрабатывают теорию, что на таких планетах тонкие тектонические плиты.
Эксцентрические планеты
Солнечная система довольно четко сбалансирована. Планеты в ней вращаются по ровным орбитам. Обнаруженные эксцентрические странные планеты не вращаются по ровному кругу вокруг звезды. Их орбита то приближается к звезде, то удаляется.
Горячие Нептуны
Планета Океан
Такие планеты могут быть двух типов. Планета с жидкой водой покрытая полностью или почти полностью.
Хтоническая планета
Такие планеты очень близко расположены к своим звездам, покрыты они раскаленным камнем и лавой. На их поверхностях происходит настоящий Ад. К примеру, обнаруженная планета Corot-7b ближе на 23 раза к звезде, чем наш Меркурий.
Планета-сирота.
В основном планеты привязаны гравитацией к звездам, но есть теория, что под действием неких процессов или столкновений, планета может оторваться от своей звезды, и пустится в свободное плавание.
Настоящим кладом для астрономов стал поиск обитаемых планет. Благодаря современной аппаратуре, ученые обнаружили ряд звездных систем с планетами похожими на Солнечную систему. К примеру звезда 55 Рака имеет 5 подтвержденных экзопланет, а удалена от нас на расстояние всего в 41 световой год.
Какие инструменты применяются для обнаружения подобных планет
Кеплер – космический телескоп, диаметр зеркала 0,95 м. Задача одновременно отслеживать 100 звезд;
COROT – специализированный космический телескоп с зеркалом 0,3 м. Задача следить за отблесками звезд Метод Доплера;
Gaia – космическая обсерватория. Введена в эксплуатацию в 2013 году для построения 3-х мерной карты галактики Млечный путь, предполагается работа по поиску обитаемых планет;
Планеты, обращающиеся около других звёзд, являются источниками очень слабого света в сравнении с родительской звездой, поэтому прямое наблюдение и обнаружение экзопланет является довольно сложной задачей. Помимо значительной сложности обнаружения такого слабого источника света возникает дополнительная проблема, связанная с тем, что яркость родительской звезды на много порядков превышает звёздную величину планеты, светящуюся отражённым от родительской звезды светом, и, тем самым, делает оптические наблюдения экзопланет сверхсложными для наблюдений. Из-за этого, только около 5% от всех экзопланет, обнаруженных к ноябрю 2011 года, наблюдались таким методом. Все остальные планеты найдены косвенными методами, заключающимися в обнаружении влияния планеты на окружающие тела.
1. Метод Доплера - метод радиальных скоростей
Метод Доплера (радиальных скоростей, лучевых скоростей) -- метод обнаружения экзопланет, заключающийся в спектрометрическом измерении радиальной скорости звезды. Звезда, обладающая планетной системой, будет двигаться по своей собственной небольшой орбите в ответ на притяжение планеты. Это в свою очередь приведёт к изменению скорости, с которой звезда движется по направлению к Земле и от неё (то есть к изменению в радиальной скорости звезды по отношению к Земле). Такая радиальная скорость звезды может быть вычислена из смещения в спектральных линиях, вызванных эффектом Доплера.
Скорость звезды вокруг общего центра масс гораздо меньше, чем у планеты, поскольку радиус её орбиты очень мал. Тем не менее, скорость звезды от 1 м/с и выше может определяться современными спектрометрами: HARPS (англ. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), установленном на телескопе ESO в обсерватории Ла-Силья или спектрометром HIRES на телескопе обсерватории Кека.
Для достижения приемлемой точности измерений необходимо высокое отношение сигнал/шум, и поэтому метод лучевых скоростей, как правило, используется только для относительно близких звёзд (до 160 световых лет и 11 звездной величины). Метод Доплера позволяет легко находить массивные планеты вблизи своих звёзд. Один из основных недостатков метода лучевых скоростей -- это возможность определения только минимальной массы планеты. Метод радиальных скоростей может использоваться как дополнительный способ проверки наличия планет при подтверждении открытий, сделанных при помощи транзитного метода.
2. Метод периодических пульсаций
Метод периодических пульсаций -- метод обнаружения экзопланет около пульсаров, основанный на выявлении изменений в регулярности импульсов. Пульсар -- космический источник радио - (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский пульсар) и/или гамма - (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Особенностью радиопульсаров является очень точное и регулярное излучение импульсов, зависящих от скорости вращения звезды. Собственное вращение пульсара изменяется чрезвычайно медленно, поэтому его можно считать постоянной величиной, и небольшие аномалии в периодичности его радиоимпульсов могут использоваться для отслеживания собственного движения пульсара. Поскольку у пульсара, обладающего планетной системой, будет наблюдаться небольшое движение по своей собственной орбите (аналогично обычной звезде), то расчёты, основанные на наблюдении периодичности импульсов, могут выявить параметры орбиты пульсара.
К примеру, метод позволяет обнаруживать планеты гораздо меньшей массы, чем любой другой способ -- вплоть до 1/10 массы Земли. Он также способен обнаружить взаимные гравитационные возмущения между различными объектами планетной системы и тем самым получить дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбиты. Основным недостатком метода является низкая распространённость пульсаров в Млечном Пути (на 2008 год известно около 1790 радиопульсаров) и поэтому маловероятно, что данным способом можно найти большое количество планет. Кроме того, жизнь, которую мы знаем, не смогла бы выжить на планете, вращающейся вокруг пульсара из-за очень интенсивного излучения.
3. Транзитный метод
Транзитный метод (метод транзитов) -- метод поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения светимости звезды во время прохождения планеты перед её диском. Этот фотометрический метод позволяет определить радиус планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию о массе планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая светимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты. К примеру, при транзите планеты HD 209458, звезда тускнеет на 1,7 %.
Основное же преимущество транзитного метода заключается в возможности определения размера планеты исходя из кривой блеска звезды. Таким образом, в сочетании с методом радиальных скоростей (позволяющим определить массу планеты) появляется возможность получения информации о физической структуре планеты и её плотности. К примеру, наиболее исследованными экзопланетами из всех известных являются те планеты, которые были изучены обоими методами.
Дополнительная возможность в исследовании транзитных планет -- это изучение атмосферы планеты. Во время транзита свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты, поэтому изучая спектр этого света, можно обнаружить химические элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера также может быть обнаружена путём измерения поляризации света звезды при прохождении его через атмосферу или при отражении от атмосферы планеты.
4. Изменения орбитальной фазы отражённого света
У планет-гигантов, вращающихся вокруг своих звёзд, будут наблюдаться изменения фазы отражённого света (как у Луны), то есть они будут проходить через все фазы: от полного освещения до затмения и обратно. Поскольку современные телескопы не могут отделить планету от звезды, то они наблюдают их совместный свет, и, таким образом, яркость звезды, вероятно, будет периодически меняться. Хотя этот эффект и невелик, однако фотометрическая точность, требуемая для обнаружения, примерно такая же, как для обнаружения планет размером с Землю при транзите у звезды солнечного типа. Таким способом можно обнаружить планеты размером с Юпитер используя космические телескопы (например, Кеплер). Этим методом можно найти множество планет, поскольку изменение орбитальной фазы отражённого света не зависит от наклонения орбиты планеты, и, таким образом, не требуется прохождение планеты перед диском звезды. Кроме того, функция фазы планеты-гиганта является также функцией её тепловых характеристик и атмосферы, если таковая имеется. Таким образом, кривая фазы может определять другие характеристики планеты.
5. Гравитационное микролинзирование
Гравитационное микролинзирование возникает в том случае, когда гравитационное поле более близкой звезды увеличивает свет от далёкой звезды, действуя при этом как линза. Если при этом звезда переднего плана имеет планету, то собственное гравитационное поле планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования. Недостаток данного метода заключается в том, что эффект появляется только в том случае, когда две звезды точно выровнены вдоль прямой. Также проблемой является тот факт, что события линзирования коротки и длятся всего несколько дней или недель, поскольку две звезды и Земля непрерывно движутся относительно друг друга. Однако, несмотря на это, учёные зафиксировали более тысячи таких событий в течение последних десяти лет. Этот метод является наиболее продуктивным для поиска планет, находящихся между Землёй и центром галактики, так как в галактическом центре находится большое количество фоновых звёзд.
Существенным недостатком данного метода является тот факт, что событие линзирования не может повториться, поскольку вероятность повторного выравнивания Земли и 2-х звёзд практически равна нулю. Кроме того, найденные планеты зачастую находятся на расстоянии нескольких тысяч световых лет, так что последующие наблюдения с использованием других методов, как правило, невозможны. Однако если непрерывно наблюдать достаточно большое количество фоновых звёзд, то метод, в конечном счёте, может помочь в определении распространённости в галактике планет, похожих на Землю.
6. Прямое наблюдение
Планеты являются крайне слабыми источниками света в сравнении со звёздами, и незначительный свет, исходящий от них, очень сложно различить из-за высокой яркости родительской звезды. Поэтому, прямое обнаружение экзопланет очень трудная задача.
Самый простой способ поиска экзопланет - прямое наблюдение. Именно так в свое время искали околосолнечные планеты, лежащие за Сатурном: достаточно просто смотреть в телескоп (точнее, анализировать оцифрованные звездные снимки). Однако шансы на успех невелики. Скажем, для звезды солнечного типа на расстоянии 15 световых лет от нас, вокруг которой на расстоянии приблизительно 5 астрономических единиц обращается газовый гигант размером с Юпитер. На земном небе угловое расхождение между такой звездой и ее спутником составит приблизительно одну угловую секунду, что вполне доступно современным телескопам. Но вот беда - контраст маловат. В оптическом спектре мощность звездного излучения превышает отраженный планетарный отблеск в миллиард раз, а в ИК-диапазоне - в миллион. Поэтому подобные открытия пока что возможны лишь в исключительных случаях.
Астрометрический метод заключается в точном измерении положения звезды на небе и определении, как это положение меняется со временем. Если вокруг звезды вращается планета, то её гравитационное воздействие на звезду приведёт к тому, что сама звезда будет двигаться по маленькой круговой или эллиптической орбите. По сути, звезда и планета будут вращаться вокруг их взаимного центра масс (барицентра) и их движение будет описываться решением задачи двух тел, а поскольку звёзды гораздо массивнее планет, то радиус их орбиты очень мал и очень часто взаимный центр масс находится внутри большего тела. Сложность при обнаружении планет астрометрическим методом связана с тем, что изменения положения звёзд настолько малы, а атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже самые лучшие наземные телескопы не могут выполнить достаточно точные измерения и все заявления о наличии планетарного компаньона, меньшего чем 1/10 массы Солнца, сделанные до 1996 года и обнаруженные с помощью этого метода, скорее всего, являются ложными.
Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является наибольшая чувствительность к обнаружению планет с большими орбитами, однако для этого требуется очень длительное время наблюдения -- годы и, возможно, даже десятилетия, поскольку у планет, достаточно удалённых от своей звезды для обнаружения с помощью астрометрии, орбитальный период также занимает длительное время.
8. Периодичность затмения двойных звезд
Свет, испускаемый звёздами, является неполяризованным, то есть направление колебаний световой волны случайно. Однако когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и поляризуются.
Анализ поляризации комбинированного света от планеты и звезды (примерно одна часть на миллион) может быть выполнен с очень высокой точностью, так как на поляриметрию не оказывает существенного воздействия нестабильность атмосферы Земли.
Астрономические приборы, используемые для поляриметрии (поляриметры), способны обнаруживать поляризованный свет и изолировать неполяризованное излучение. Группы ZIMPOL/CHEOPS и PlanetPol в настоящее время используют поляриметры для поиска экзопланет, но к текущему моменту с помощью этого метода планет не обнаружено.
10. Полярные сияния
Полярное сияние возникает при взаимодействии заряженных частиц с магнитосферой планеты и представляет собой свечение в верхних слоях атмосферы. Расчеты астрономов показывают, что многие экзопланеты испускают при этом достаточно мощные радиоволны, которые можно обнаружить наземными радиотелескопами с расстояния 150 св. лет. При этом экзопланеты могут быть достаточно удалены от своей звезды (как например Плутон в Солнечной системе).
Читайте также: