Métodos para detectar exoplanetas

Las noticias sobre el descubrimiento de planetas cerca de otras estrellas en nuestra galaxia aparecen cada vez más, y muchos pueden estar interesados ​​en dos preguntas: ¿por qué, con todo el desarrollo de la astronomía, el primer descubrimiento confirmado de un exoplaneta ocurrió solo en 1991? ¿Y por qué, a pesar de que el número de planetas abiertos ha excedido los mil exoplanetas similares a los nuestros, solo hay unos pocos entre ellos?
A pesar de la cantidad de exoplanetas abiertos, la gran mayoría de ellos no se puede ver incluso con el mejor telescopio que existe actualmente. La razón es que los planetas son objetos increíblemente tenues: la luz que emiten puede ser millones y miles de millones de veces más pequeña que la luz que proviene de su estrella. Y si los planetas son enormes y están cerca de sus estrellas (los llamados "Júpiter calientes"), entonces la radiación de ellos es miles de veces más pequeña. Pero al mismo tiempo, son casi imposibles de ver, debido al hecho de que se requiere una resolución angular increíble: en los telescopios modernos simplemente se fusionan con sus estrellas.
Pero de alguna manera se encuentran? De hecho, hay varios métodos indirectos que permiten detectar exoplanetas, la mayoría de ellos basados ​​en el registro de la influencia del planeta en su estrella.


Calendario de descubrimiento de planetas por año (los colores indican la proporción de planetas abiertos por métodos). El salto en 2014 es el efecto del procesamiento de datos del telescopio espacial Kepler (la parte verde es el método de tránsito que utilizó).

En 1991 se publicó un artículo con el primer descubrimiento confirmado de un exoplaneta, aunque tres descubrimientos no confirmados en ese momento se hicieron tres años antes. Fue descubierto por un púlsar (una estrella de neutrones con un campo magnético) y había razones para esto:

observación por radio de púlsares (método de pulsación periódica)


El concepto del sistema planetario de un púlsar PSR B1257 + 12

El descubrimiento de los propios púlsares es una historia muy interesante, pero en este caso estamos interesados ​​en observarlos. Tienen una frecuencia de señal extremadamente precisa, que disminuye muy lentamente debido a la radiación asociada con su rotación. Un planeta que orbita una estrella inevitablemente causa cambios menores de su estrella, y esto, a su vez, es un cambio periódico en la frecuencia del púlsar, que no puede explicarse por ninguna otra razón. Además, fundamentalmente ni siquiera se requieren antenas direccionales: es suficiente capturar con precisión la frecuencia y la fuerza de la señal de esta estrella de neutrones. La señal de radio pasa bien a través de la atmósfera, y los radiotelescopios terrestres son suficientes para tales estudios.
Ventajas: no depende de la distancia al observador, sino de un equipo simple (según los estándares de la astronomía)
Desventajas: permite detectar solo aquellos planetas que giran en órbitas paralelas a la observación (o cerca de ellas); Las estrellas de neutrones en su número total son pocas, hay incluso menos púlsares entre ellas, por lo que el número total de estrellas descubiertas por este método es pequeño.

Método Doppler


El espectro de absorción de hidrógeno (la parte principal de la mayoría de las estrellas)

La principal forma de estudiar las estrellas es un análisis espectral de su luz, que varía de un tipo a otro, pero también tiene parámetros comunes, por ejemplo, las zonas de absorción de hidrógeno y helio, que son la mayoría en cualquier estrella. Estas estrechas líneas negras en el espectro de emisión de una estrella son independientes de sus propiedades y son constantes para todo el Universo. Y si resultan estar desplazados de sus posiciones originales, esto significa que la estrella se está moviendo hacia nosotros (cambio a la región violeta del espectro) o desde nosotros (cambio a la región roja del espectro). El efecto que subyace a este método está bien descrito en Wikipedia .
Si la estrella tiene su propio sistema planetario, entonces gira cerca del centro de masa común en su lugar con el planeta (s), y el planeta (s) "balancea" la estrella. Por lo tanto, las limitaciones (los planetas demasiado ligeros prácticamente no afectan el movimiento de sus estrellas, y con grandes radios de revolución) el efecto de la rotación de un planeta pesado se hunde en el ruido de la estrella **.
Ventajas *: no depende de la distancia a la observación, una condición suficiente es la capacidad de acumular luz para el análisis espectral en un tiempo razonable.
Desventajas: permite detectar solo aquellos planetas que giran en órbitas paralelas a la observación (o cerca de ellas); tiene una restricción en la relación de masa estelar / masa planetaria **.

Método de tránsito


El cambio en la luminosidad de la estrella Kepler-6 al pasar a través del disco del exoplaneta Kepler-6 b (dado por el telescopio Kepler) se

basa en el hecho de que el planeta, girando, pasa cerrándolo parcialmente frente a su estrella. El tamaño del planeta es mucho más pequeño que sus estrellas: para la Tierra, esta cifra es de aproximadamente 10,000, para los exoplanetas puede diferir en un orden de magnitud hacia arriba (para planetas del tamaño de Júpiter) y hacia abajo (grandes planetas de enanas blancas).
Por el momento, es el más "fructífero" en el número de planetas abiertos, principalmente debido al telescopio espacial Kepler, que funcionó utilizando este método.
Ventajas: depende solo de la magnitud aparente: para las estrellas brillantes tiene un amplio rango de detección; le permite detectar planetas con períodos de revolución de varios años (el principal está limitado solo por el período de observación; para confirmar el descubrimiento del planeta, es necesario registrar el paso del planeta a través del disco estelar al menos dos veces).
Desventajas: permite detectar planetas que giran paralelos al observador y pasan a través del disco estelar de su estrella (el ángulo es mucho más pequeño que el método Doppler); tiene una restricción en la relación del diámetro de la estrella / diámetro del planeta **. Influencia del

método astrométrico


de un planeta giratorio sobre su estrella

Al igual que el método Doppler, se basa en el movimiento de una estrella bajo la acción de un planeta que gira cerca de él. Supera a los anteriores en complejidad, porque tenemos que determinar desplazamientos insignificantes de la estrella en el cielo (el centro de masa del sistema planetario a menudo se encuentra "dentro" de la estrella misma), aunque incluso los desplazamientos de la rotación de la Tierra alrededor del Sol, utilizados para medir paralaje estelar, permiten solo mediciones precisas de distancias hasta las estrellas dentro de nuestra galaxia.
Ventajas: le permite detectar planetas que están lejos de sus estrellas (cuanto más se aleje el planeta del centro de masa, más lejos estará la estrella de este centro, por lo tanto "oscilará" con una amplitud mayor, aunque mucho más lenta); junto con la observación directa, le permite detectar planetas cuyas órbitas de rotación son perpendiculares al observador. ***
Desventajas: le permite detectar planetas que giran en órbitas perpendiculares al observador (o cerca de ellos); El alcance está limitado por la capacidad de detectar la rotación angular de una estrella.

Método de microlente de gravedad



El método se basa en el hecho de que la luz es desviada por la gravedad, y si aparece otra estrella con un sistema planetario en el camino entre nosotros y alguna estrella, recogerá la luz de una estrella distante como una lente enorme. Inicialmente, este método se propuso para buscar agujeros negros, que no pueden detectarse mediante observaciones directas, si no caen volúmenes significativos de materia en el agujero negro, o si el agujero negro no está en la última etapa de evaporación (que es demasiado largo para los agujeros negros formados como resultado del colapso de la estrella) la cuenta va a decenas de miles de millones de años). Ahora este método se utiliza principalmente para buscar rastros de materia oscura, pero también le permite descubrir simultáneamente los planetas.
Fue con este método que se descubrió el exoplaneta más alejado conocido en este momento: OGLE-2005-BLG-390L, donde OGLE significa "un experimento óptico en lentes gravitacionales".
Ventajas: le permite abrir planetas en estrellas muy tenues, hasta planetas individuales que están lejos de las estrellas.
Desventajas: al igual que el método de tránsito, requiere la alineación precisa de tres cuerpos en una línea - una estrella distante - una estrella con un sistema planetario - Tierra, y por esta razón no permite descubrir un número significativo de planetas.

Observación


directa Fotografía directa del exoplaneta HD95086 b, tomada con un telescopio terrestre con óptica adaptativa VLT


Foto del sistema planetario HR 8799, tomada por el telescopio Hale de 5,1 metros del Observatorio Palomar, aunque no es uno de los más grandes en este momento, pero le permite evaluar bien los problemas asociados con la exploración planetaria directa: apenas son visibles en el fondo del ruido de la materia llenando el sistema estelar y el ruido hecho por la atmósfera de la Tierra.

El método en sí mismo habla por sí mismo. Para su implementación, se coloca un pequeño disco en el foco del telescopio, oscureciendo la estrella misma, mientras los planetas que la rodean se vuelven visibles. Si resulta ser lo suficientemente bueno como para aislar la luz proveniente del planeta mismo, aplicando este conocimiento de la luz proveniente de la estrella misma (la que cae en la superficie de este planeta), se puede juzgar la sustancia en la que consiste este planeta. Otros métodos permiten juzgar la composición del planeta solo indirectamente, por su densidad, y tienen un alto error de predicción.
Ventajas: por brillo es posible determinar la relación de albedo / área de la superficie iluminada, mediante análisis espectral: la composición de la atmósfera y la superficie (otros métodos no permiten medir estos parámetros).
Desventajas: requiere telescopios de mayor tamaño que otros métodos (para la observación, el telescopio que "ve" las estrellas es unas magnitudes estelares más pequeñas); Para los planetas cercanos a sus luminarias, la resolución (que se resuelve mediante el uso de telescopios espaciados en el espacio) se convierte en una limitación; para los telescopios terrestres, la búsqueda directa de planetas es un problema aún mayor que para los espaciales (parcialmente resuelto por la óptica adaptativa).

Como se puede ver en esta descripción, ningún método permite detectar planetas en ninguna órbita (con la excepción del método de observación directa, por supuesto, si tiene un telescopio de tamaño casi infinito). Además, cada método complementa al otro; por lo general, su uso conjunto nos permite determinar los parámetros que un método no podría determinarse. Digamos que los métodos de tránsito y Doppler nos permiten medir el área y la masa del planeta, respectivamente, y de acuerdo con estos parámetros: la densidad y la gravedad de este planeta.


Lista de planetas potencialmente habitados de la Universidad de Puerto Rico en Arecibo (Universidad de Puerto Rico en Arecibo)

Por el momento, ya se sabe sobre el 31er planeta ubicado en la zona habitable, todos ellos tienen una masa cercana a la Tierra, o más. Esto solo se debe a la imperfección de nuestra tecnología: se puede ver un objeto pesado desde distancias mayores que uno ligero. Con la mejora de nuestra tecnología, comenzará el descubrimiento de planetas que son similares en tamaño a la Tierra, o menos en los sistemas planetarios existentes y en las estrellas cercanas, que aún no han encontrado sus planetas. Al mismo tiempo, los planetas pesados ​​no dejarán de descubrir, solo la zona de su detección se moverá más.

Ahora, muchos de los telescopios más grandes se usan para buscar exoplanetas (junto con otros estudios científicos, por supuesto), debido al crecimiento constante en la complejidad de la investigación astronómica, ahora muchos telescopios se usan juntos, lo que le permite beneficiarse de la interferencia: estos son el Observatorio Keck en Hawai, muy grande Telescopio (VLT) del Observatorio Paranal en Chile y el Gran Telescopio Binocular (LBT) en Arizona.
El telescopio espacial Kepler se convirtió en el primer especialista para este propósito, y su especialización ha dado sus frutos: durante los tres años de su trabajo, ha permitido descubrir más de mil planetas, y sus datos se siguen utilizando para abrir planetas durante más de dos años. Ahora puede formarse un cierto "descanso", cuando se procesen todos los datos de Kepler, y su sucesor: "Tess" se lanzará solo en 2017 y no se abrirá una gran cantidad de exoplanetas con los telescopios existentes.
Se planea un avance significativo en esto y en muchas otras áreas de la astronomía con el lanzamiento del telescopio espacial James Webb, programado para fines de 2018. No está destinado únicamente a la búsqueda de exoplanetas, sino que se lanzará para reemplazar al Hubble; sin embargo, sus capacidades serán suficientes para avances significativos en la búsqueda de exoplanetas en general, y planetas como la Tierra en particular.
Los futuros telescopios más grandes: el Telescopio gigante de Magallanes (GMT), el Telescopio de treinta metros (TMT) y el Telescopio extremadamente grande europeo (E-ELT) tendrán capacidades proporcionales a James Webb, y el E-ELT lo superará en casi todo. Los dos últimos telescopios se construirán cerca de los observatorios Keck y VLT, respectivamente, esto se debe a las condiciones favorables para las observaciones, que son difíciles de obtener en otros lugares. Estos telescopios le permitirán descubrir muchos exoplanetas nuevos, pero lo más importante, la barra inferior de su detección se expandirá, lo que le permitirá encontrar muchos más planetas terrestres, y los planetas son mucho más pequeños que los nuestros, hasta el descubrimiento de lunas en exoplanetas.

* La evaluación de las ventajas y desventajas de los métodos se basa en la complejidad total del método, los telescopios altamente especializados se pueden "afilar" para un método específico y no pueden utilizar ningún otro método.

** Las dificultades técnicas en esta dirección ya se han resuelto prácticamente, y nos encontramos con el "techo teórico" de estos métodos: los problemas están relacionados con el hecho de que las estrellas no son objetos estáticos, sino que "respiran", por ejemplo, nuestro Sol tiene un pronunciado 11- ciclo de verano, y varios períodos más y menos que esto, que no tienen tanta constancia. Son estas fluctuaciones las que interfieren con las mediciones: en algún momento, el nivel de señal / ruido se vuelve tan pequeño que el efecto de la rotación del planeta se vuelve imposible de aislar con un telescopio arbitrariamente bueno.

*** Las órbitas paralelas y perpendiculares de los planetas se indican en las deficiencias porque limitan fundamentalmente el número de órbitas posibles en las que los planetas pueden detectarse a valores inferiores al 50%. La ventaja se debe al hecho de que los planetas en órbitas perpendiculares al observador permiten detectar solo dos de los métodos.

El artículo utilizó fotografías de wikipedia.org y una subsección del sitio web JPL NASA dedicada a este tema. Y también una lista de planetas potencialmente habitados de la Universidad de Puerto Rico en la ciudad de Arecibo.

Source: https://habr.com/ru/post/es384559/