Methoden zum Nachweis von Exoplaneten

Nachrichten über die Entdeckung von Planeten in der Nähe anderer Sterne in unserer Galaxie tauchen immer mehr auf, und viele interessieren sich möglicherweise für zwei Fragen: Warum erfolgte bei aller Entwicklung der Astronomie die erste bestätigte Entdeckung eines Exoplaneten erst 1991? Und warum gibt es trotz der Tatsache, dass die Anzahl der offenen Planeten tausend überschritten hat - Exoplaneten, die unseren ähnlich sind - nur wenige unter ihnen?
Trotz der Anzahl offener Exoplaneten kann die überwiegende Mehrheit von ihnen selbst mit dem derzeit besten Teleskop nicht gesehen werden. Der Grund ist, dass die Planeten unglaublich dunkle Objekte sind - das Licht, das sie aussenden, kann millionen- und milliardenfach kleiner sein als das Licht, das von ihrem Stern kommt. Und wenn die Planeten riesig sind und sich in der Nähe ihrer Sterne befinden (die sogenannten „heißen Jupiter“), ist die Strahlung von ihnen immer noch tausendmal kleiner. Gleichzeitig sind sie fast unmöglich zu sehen, da eine unglaubliche Winkelauflösung erforderlich ist - bei modernen Teleskopen verschmelzen sie einfach mit ihren Sternen.
Aber irgendwie werden sie gefunden? In der Tat gibt es mehrere indirekte Methoden, mit denen Exoplaneten entdeckt werden können. Die meisten davon basieren auf der Aufzeichnung des Einflusses des Planeten auf ihren Stern.


Zeitplan für die Entdeckung des Planeten nach Jahr (Farben geben das Verhältnis offener Planeten nach Methoden an). Der Sprung im Jahr 2014 ist der Effekt der Verarbeitung von Daten aus dem Kepler-Weltraumteleskop (der grüne Teil ist die von ihm verwendete Transitmethode).

Ein Artikel mit der ersten bestätigten Entdeckung eines Exoplaneten wurde 1991 veröffentlicht, obwohl drei Entdeckungen, die zu diesem Zeitpunkt nicht bestätigt wurden, drei Jahre zuvor gemacht wurden. Es wurde von einem Pulsar (einem Neutronenstern mit einem Magnetfeld) entdeckt und es gab Gründe dafür:

Funkbeobachtung von Pulsaren (periodische Pulsationsmethode)


Das Konzept des Planetensystems eines Pulsars PSR B1257 + 12

Die Entdeckung der Pulsare selbst ist eine sehr interessante Geschichte, aber in diesem Fall sind wir daran interessiert, sie zu beobachten. Sie haben eine äußerst genaue Signalfrequenz, die aufgrund der mit ihrer Rotation verbundenen Strahlung sehr langsam abnimmt. Ein Planet, der einen Stern umkreist, verursacht unweigerlich geringfügige Verschiebungen seines Sterns, und dies ist wiederum eine periodische Änderung der Frequenz des Pulsars, die aus keinem anderen Grund erklärt werden kann. Darüber hinaus sind grundsätzlich auch Richtantennen nicht erforderlich - es reicht aus, die Frequenz und Stärke des Signals von diesem Neutronenstern genau zu erfassen. Das Funksignal geht gut durch die Atmosphäre, und bodengestützte Radioteleskope reichen für solche Untersuchungen aus.
Vorteile: Es kommt nicht auf die Entfernung zum Beobachter an, sondern auf eine einfache Ausrüstung (nach astronomischen Maßstäben).
Nachteile: Es können nur die Planeten erkannt werden, die sich in Umlaufbahnen parallel zur Beobachtung (oder in deren Nähe) drehen. Neutronensterne in ihrer Gesamtzahl sind wenige, es gibt noch weniger Pulsare unter ihnen, so dass die Gesamtzahl der durch diese Methode entdeckten Sterne gering ist.

Doppler-Methode


Das Absorptionsspektrum von Wasserstoff (der Hauptteil der meisten Sterne)

Die Hauptmethode zur Untersuchung von Sternen ist eine Spektralanalyse ihres Lichts, die von Typ zu Typ des Sterns variiert, aber auch gemeinsame Parameter aufweist - zum Beispiel die Absorptionszonen von Wasserstoff und Helium, die in jedem Stern die Mehrheit bilden. Diese schmalen schwarzen Linien im Emissionsspektrum eines Sterns sind unabhängig von seinen Eigenschaften und für das gesamte Universum konstant. Und wenn sich herausstellt, dass sie von ihren ursprünglichen Positionen versetzt sind, bedeutet dies, dass sich der Stern auf uns zubewegt (Verschiebung in den violetten Bereich des Spektrums) oder von uns (Verschiebung in den roten Bereich des Spektrums). Der Effekt, der dieser Methode zugrunde liegt, ist in Wikipedia gut beschrieben .
Wenn der Stern ein eigenes Planetensystem hat, dreht er sich in der Nähe des gemeinsamen Massenschwerpunkts an Ort und Stelle mit den Planeten, und der Planet „schwingt“ den Stern. Daher sinken die Einschränkungen - zu leichte Planeten beeinflussen praktisch nicht die Bewegung ihrer Sterne und bei großen Umdrehungsradien - der Effekt der Rotation eines schweren Planeten im Rauschen des Sterns selbst **.
Vorteile *: Dies hängt nicht von der Entfernung zur Beobachtung ab. Eine ausreichende Bedingung ist die Fähigkeit, Licht für die Spektralanalyse in angemessener Zeit zu akkumulieren.
Nachteile: Es können nur die Planeten erkannt werden, die sich in Umlaufbahnen parallel zur Beobachtung (oder in deren Nähe) drehen. hat eine Einschränkung des Verhältnisses von Sternmasse zu Planetenmasse **.

Transitmethode


Die Änderung der Leuchtkraft des Kepler-6-Sterns durch die Scheibe des Exoplaneten Kepler-6 b (gegeben durch das Kepler-Teleskop)

basiert auf der Tatsache, dass der rotierende Planet ihn teilweise vor seinem Stern schließt. Die Größe des Planeten ist viel kleiner als seine Sterne - für die Erde beträgt diese Zahl etwa 10.000, für Exoplaneten kann sie sich um eine Größenordnung nach oben (für Planeten der Größe des Jupiter) und nach unten (große Planeten der weißen Zwerge) unterscheiden.
Im Moment ist es das „fruchtbarste“ in der Anzahl der offenen Planeten, hauptsächlich aufgrund des Kepler-Weltraumteleskops, das mit dieser Methode arbeitete.
Vorteile: hängt nur von der scheinbaren Größe ab - denn helle Sterne haben einen großen Erfassungsbereich; Ermöglicht die Erkennung von Planeten mit Rotationsperioden von mehreren Jahren (das Prinzip wird nur durch den Beobachtungszeitraum begrenzt - um die Entdeckung des Planeten zu bestätigen, muss der Durchgang des Planeten durch die Sternscheibe mindestens zweimal aufgezeichnet werden).
Nachteile: Es ermöglicht die Erkennung von Planeten, die sich parallel zum Betrachter drehen und die Sternscheibe ihres Sterns passieren (der Winkel ist viel kleiner als bei der Doppler-Methode). hat eine Einschränkung des Verhältnisses von Sterndurchmesser / Planetendurchmesser **.

Astrometrische Methode


Einfluss eines sich drehenden Planeten auf seinen Stern

Wie die Doppler-Methode basiert sie auf der Bewegung eines Sterns unter der Wirkung eines Planeten, der sich in seiner Nähe dreht. Es übertrifft die vorherigen in seiner Komplexität, da wir unbedeutende Verschiebungen des Sterns am Himmel bestimmen müssen (der Schwerpunkt des Planetensystems befindet sich häufig „innerhalb“ des Sterns selbst), obwohl selbst die Verschiebungen der Erdrotation um die Sonne, die zur Messung von Sternparallaxen verwendet werden, nur Entfernungen messen bis zu den Sternen in unserer Galaxie.
Vorteile: Ermöglicht die Erkennung von Planeten, die weit von ihren Sternen entfernt sind (je weiter sich der Planet vom Massenmittelpunkt entfernt - desto weiter ist der Stern von diesem Zentrum entfernt, wodurch er mit einer größeren Amplitude „schwingt“, obwohl er viel langsamer ist). Zusammen mit der direkten Beobachtung können Sie Planeten erkennen, deren Rotationsbahnen senkrecht zum Beobachter sind. ***
Nachteile: Ermöglicht die Erkennung von Planeten, die sich in Bahnen senkrecht zum Beobachter (oder in deren Nähe) drehen. Die Reichweite wird durch die Fähigkeit begrenzt, die Winkeldrehung eines Sterns zu erfassen.

Schwerkraft-Mikrolinsenmethode



Die Methode basiert auf der Tatsache, dass Licht durch die Schwerkraft abgelenkt wird. Wenn ein anderer Stern mit einem Planetensystem auf dem Weg zwischen uns und einem Stern erscheint, sammelt er das Licht eines entfernten Sterns wie eine riesige Linse. Ursprünglich wurde diese Methode vorgeschlagen, um nach Schwarzen Löchern zu suchen - die durch direkte Beobachtungen nicht erkannt werden können, wenn keine signifikanten Mengen an Materie auf das Schwarze Loch fallen oder wenn sich das Schwarze Loch nicht im letzten Stadium der Verdunstung befindet (was zu lang ist für Schwarze Löcher, die infolge des Sternenkollapses entstanden sind). Die Rechnung geht an mehrere zehn Milliarden Jahre. Jetzt wird diese Methode hauptsächlich verwendet, um nach Spuren dunkler Materie zu suchen, aber Sie können auch gleichzeitig die Planeten entdecken.
Mit dieser Methode wurde der derzeit am weitesten bekannte Exoplanet entdeckt - OGLE-2005-BLG-390L, wobei OGLE "ein optisches Experiment zur Gravitationslinse" bedeutet.
Vorteile: Ermöglicht das Öffnen von Planeten in sehr schwachen Sternen bis hin zu einzelnen Planeten, die weit von den Sternen entfernt sind.
Nachteile: Wie bei der Transitmethode ist die genaue Ausrichtung von drei Körpern in einer Linie erforderlich - einem entfernten Stern - einem Stern mit einem Planetensystem - der Erde. Aus diesem Grund kann keine signifikante Anzahl von Planeten entdeckt werden.

Direkte Beobachtung


Direkte Aufnahme des Exoplaneten HD95086 b, aufgenommen mit einem bodengestützten Teleskop mit adaptiver Optik VLT


Foto des Planetensystems HR 8799, aufgenommen mit dem 5,1-Meter-Hale-Teleskop des Palomar-Observatoriums, obwohl es derzeit nicht eines der größten ist, aber es ermöglicht Ihnen, die Probleme der direkten Planetenerkundung gut einzuschätzen - sie sind vor dem Hintergrund des Lärms von Materie kaum sichtbar Füllen des Sternensystems und des Lärms der Erdatmosphäre.

Die Methode selbst spricht für sich. Für seine Implementierung wird eine kleine Scheibe in den Fokus des Teleskops gelegt, die den Stern selbst verdeckt, während die Planeten, die diesen Stern umgeben, sichtbar werden. Wenn es sich als gut genug herausstellt, um das vom Planeten selbst kommende Licht zu isolieren, kann man anhand dieses Wissens über das vom Stern selbst kommende Licht (das auf die Oberfläche dieses Planeten fällt) die Substanz beurteilen, aus der dieser Planet besteht. Andere Methoden ermöglichen es, die Zusammensetzung des Planeten nur indirekt anhand seiner Dichte zu beurteilen und weisen einen hohen Vorhersagefehler auf.
Vorteile: Durch Glanz ist es möglich, das Verhältnis von Albedo / Fläche der beleuchteten Oberfläche durch Spektralanalyse zu bestimmen - die Zusammensetzung der Atmosphäre und der Oberfläche (andere Methoden erlauben keine Messung dieser Parameter).
Nachteile: Es sind Teleskope erforderlich, die größer sind als andere Methoden (zur Beobachtung ist das Teleskop, das die Sterne „sieht“, einige Sterngrößen kleiner). Für Planeten in der Nähe ihrer Leuchten wird die Auflösung (die durch Verwendung von im Weltraum beabstandeten Teleskopen gelöst wird) zu einer Einschränkung. Für terrestrische Teleskope ist die direkte Suche nach Planeten ein noch größeres Problem als für Weltraumteleskope (teilweise durch adaptive Optik gelöst).

Wie aus dieser Beschreibung hervorgeht, können mit keiner einzigen Methode Planeten in beliebigen Umlaufbahnen erfasst werden (mit Ausnahme der direkten Beobachtungsmethode, wenn Sie ein Teleskop von nahezu unendlicher Größe haben). Darüber hinaus ergänzt jede Methode die andere - normalerweise können wir durch ihre gemeinsame Verwendung solche Parameter bestimmen, dass eine Methode nicht bestimmt werden konnte. Angenommen, die Transit- und Doppler-Methode ermöglichen es uns, die Fläche bzw. Masse des Planeten zu messen und anhand dieser Parameter - der Dichte und der Schwerkraft für diesen Planeten.


Liste potenziell bewohnter Planeten der Universität von Puerto Rico in Arecibo (Universität von Puerto Rico in Arecibo)

Im Moment ist bereits bekannt, dass sich der 31. Planet in der bewohnbaren Zone befindet. Alle haben eine Masse in der Nähe der Erde oder mehr. Dies liegt nur an der Unvollkommenheit unserer Technologie - ein schweres Objekt kann aus größerer Entfernung gesehen werden als ein leichtes. Mit der Verbesserung unserer Technologie wird die Entdeckung von Planeten beginnen, deren Größe der Erde ähnlich ist oder weniger in bestehenden Planetensystemen und in nahe gelegenen Sternen, die ihre Planeten noch nicht gefunden haben. Gleichzeitig werden schwere Planeten nicht aufhören zu entdecken - nur die Zone ihrer Entdeckung wird sich weiter bewegen.

Jetzt werden viele der größten Teleskope zur Suche nach Exoplaneten verwendet (natürlich zusammen mit anderen wissenschaftlichen Studien). Aufgrund der stetig wachsenden Komplexität der astronomischen Forschung werden jetzt viele Teleskope zusammen verwendet, wodurch Sie von Interferenzen profitieren können - dies ist das Keck-Observatorium in Hawaii, sehr groß Teleskop (VLT) des Paranal Observatory in Chile und des Large Binocular Telescope (LBT) in Arizona.
Das Kepler-Weltraumteleskop war das erste, das für diesen Zweck spezialisiert wurde, und seine Spezialisierung hat Früchte getragen - in den drei Jahren seiner Arbeit konnten mehr als tausend Planeten entdeckt werden, und seine Daten werden weiterhin verwendet, um Planeten seit mehr als zwei Jahren zu öffnen. Jetzt kann es zu einer gewissen "Pause" kommen, wenn alle Kepler-Daten verarbeitet werden und sein Nachfolger "Tess" erst 2017 gestartet wird und nicht viele Exoplaneten von vorhandenen Teleskopen geöffnet werden.
Mit dem Start des James Webb-Weltraumteleskops, der für Ende 2018 geplant ist, ist ein bedeutender Durchbruch in diesem und vielen anderen Bereichen der Astronomie geplant. Es ist nicht nur für die Suche nach Exoplaneten gedacht, sondern wird als Ersatz für Hubble eingeführt. Seine Fähigkeiten werden jedoch für bedeutende Fortschritte bei der Suche nach Exoplaneten im Allgemeinen und Planeten wie der Erde im Besonderen ausreichen.
Die künftig größten Teleskope - das Giant Magellan Telescope (GMT), das 30-Meter-Teleskop (TMT) und das European Extremely Large Telescope (E-ELT) - werden über Fähigkeiten verfügen, die James Webb entsprechen, und das E-ELT wird sie in fast allen Bereichen übertreffen. Die letzten beiden Teleskope werden in der Nähe der Keck- bzw. VLT-Observatorien gebaut. Dies ist auf günstige Bedingungen für Beobachtungen zurückzuführen, die anderswo schwer zu bekommen sind. Mit diesen Teleskopen können Sie viele neue Exoplaneten entdecken. Noch wichtiger ist jedoch, dass sich der untere Balken ihrer Erkennung erweitert, sodass Sie viel mehr terrestrische Planeten finden können und die Planeten viel kleiner sind als unsere, bis Monde in Exoplaneten entdeckt werden.

* Die Bewertung der Vor- und Nachteile von Methoden basiert auf der Gesamtkomplexität der Methode. Hochspezialisierte Teleskope können für eine bestimmte Methode „geschärft“ werden und können überhaupt keine anderen Methoden verwenden.

** Technische Schwierigkeiten in dieser Richtung wurden bereits praktisch gelöst, und wir sind auf die „theoretische Obergrenze“ dieser Methoden gestoßen - die Probleme hängen mit der Tatsache zusammen, dass Sterne keine statischen Objekte sind, sie „atmen“, zum Beispiel hat unsere Sonne eine ausgeprägte 11- Sommerzyklus und mehrere Perioden mehr und weniger, die keine solche Konstanz haben. Es sind diese Schwankungen, die die Messungen stören - irgendwann wird der Signal- / Rauschpegel so gering, dass der Effekt der Rotation des Planeten mit einem beliebig guten Teleskop nicht mehr isoliert werden kann.

*** Parallele und senkrechte Umlaufbahnen der Planeten sind in den Mängeln angegeben, da sie die Anzahl der möglichen Umlaufbahnen, auf denen Planeten erfasst werden können, grundlegend auf Werte von weniger als 50% begrenzen. Der Vorteil beruht auf der Tatsache, dass Planeten in Bahnen senkrecht zum Beobachter nur zwei der Methoden erfassen können.

Der Artikel verwendete Fotos von wikipedia.org und einen Unterabschnitt der JPL NASA-Website , der diesem Thema gewidmet ist. Und auch eine Liste potenziell bewohnter Planeten der Universität von Puerto Rico in der Stadt Arecibo.

Source: https://habr.com/ru/post/de384559/