एक्सोप्लैनेट्स का पता लगाने के लिए तरीके

हमारी आकाशगंगा में अन्य सितारों के पास ग्रहों की खोज के बारे में समाचार अधिक से अधिक दिखाई देते हैं, और कई को दो सवालों में दिलचस्पी हो सकती है: क्यों, खगोल विज्ञान के सभी विकास के साथ, एक एक्सोप्लैनेट की पहली पुष्टि की खोज केवल 1991 में हुई? और क्यों, इस तथ्य के बावजूद कि खुले ग्रहों की संख्या एक हजार से अधिक हो गई है - हमारे जैसे एक्सोप्लैनेट, उनमें से कुछ ही हैं?
खुले एक्सोप्लैनेट की संख्या के बावजूद, उनमें से अधिकांश को वर्तमान में मौजूद सबसे अच्छे टेलीस्कोप के साथ भी नहीं देखा जा सकता है। इसका कारण यह है कि ग्रह अविश्वसनीय रूप से मंद वस्तुएं हैं - जो प्रकाश वे उत्सर्जित करते हैं वह उनके तारे से आने वाले प्रकाश की तुलना में लाखों और अरबों गुना छोटा हो सकता है। और अगर ग्रह विशाल हैं और उनके सितारों (तथाकथित "गर्म ज्यूपिटर") के करीब हैं, तो उनसे विकिरण अभी भी हजारों गुना छोटा है। लेकिन एक ही समय में, वे देखने में लगभग असंभव हैं, इस तथ्य के कारण कि एक अविश्वसनीय कोणीय संकल्प की आवश्यकता है - आधुनिक दूरबीनों पर वे बस अपने सितारों के साथ विलय कर देते हैं।
लेकिन किसी तरह वे पाए जाते हैं? वास्तव में, कई अप्रत्यक्ष तरीके हैं जो एक्सोप्लैनेट्स का पता लगाना संभव बनाते हैं, उनमें से ज्यादातर अपने तारे के ग्रह के प्रभाव को रिकॉर्ड करने पर आधारित हैं।


वर्ष तक ग्रह खोज की अनुसूची (रंग तरीकों से खुले ग्रहों के अनुपात को इंगित करते हैं)। 2014 में छलांग केप्लर स्पेस टेलीस्कोप से डेटा के प्रसंस्करण का प्रभाव है (हरे रंग का हिस्सा पारगमन विधि है जिसे उन्होंने इस्तेमाल किया था)।

एक एक्सोप्लेनेट की पहली पुष्टि की खोज वाला एक लेख 1991 में प्रकाशित हुआ था, हालांकि उस समय पुष्टि नहीं की गई कई खोजों को तीन साल पहले बनाया गया था। यह एक पल्सर (एक चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक न्यूट्रॉन स्टार) द्वारा खोजा गया था और इसके कारण थे:

पल्सर के रेडियो अवलोकन (आवधिक पल्सेशन विधि)


एक पल्सर पीएसआर बी 1257 की ग्रह प्रणाली की अवधारणा - 12

पल्सर की खोज एक बहुत ही दिलचस्प कहानी है, लेकिन इस मामले में हम उन्हें देखने में रुचि रखते हैं। उनके पास एक अत्यंत सटीक संकेत आवृत्ति है, जो उनके रोटेशन से जुड़े विकिरण के कारण बहुत धीरे-धीरे कम हो जाती है। अनिवार्य रूप से किसी तारे की परिक्रमा करने वाला ग्रह अपने तारे की छोटी-छोटी पारियों का कारण बनता है, और यह बदले में, पल्सर की आवृत्ति में एक आवधिक परिवर्तन है, जिसे किसी अन्य कारणों से नहीं समझाया जा सकता है। इसके अलावा, मौलिक रूप से भी दिशात्मक एंटेना की आवश्यकता नहीं है - यह न्यूट्रॉन स्टार से सिग्नल की आवृत्ति और ताकत को सटीक रूप से पकड़ने के लिए पर्याप्त है। रेडियो सिग्नल वायुमंडल से अच्छी तरह से गुजरता है, और इस तरह के अध्ययन के लिए जमीन आधारित रेडियो दूरबीन पर्याप्त हैं।
लाभ: यह पर्यवेक्षक की दूरी पर निर्भर नहीं करता है, बल्कि सरल उपकरण (खगोल विज्ञान के मानकों द्वारा)
नुकसान: यह केवल उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है जो अवलोकन के समानांतर कक्षाओं में घूमते हैं (या उनके करीब); उनकी कुल संख्या में न्यूट्रॉन तारे कम हैं, उनमें से भी कम पल्सर हैं, इसलिए इस विधि से खोजे गए सितारों की कुल संख्या कम है।

डॉपलर विधि


हाइड्रोजन का अवशोषण स्पेक्ट्रम (अधिकांश तारों का मुख्य भाग)

तारों का अध्ययन करने का मुख्य तरीका इसके प्रकाश का वर्णक्रमीय विश्लेषण है, जो प्रकार से स्टार के प्रकार में भिन्न होता है, लेकिन इसके सामान्य पैरामीटर भी हैं - उदाहरण के लिए, हाइड्रोजन और हीलियम के अवशोषण क्षेत्र, जो किसी भी स्टार में बहुमत हैं। किसी तारे के उत्सर्जन स्पेक्ट्रम में ये संकीर्ण काली रेखाएं इसके गुणों से स्वतंत्र होती हैं, और पूरे ब्रह्मांड के लिए स्थिर होती हैं। और अगर वे अपने मूल पदों से हटते हैं - इसका मतलब है कि तारा हमारी ओर बढ़ रहा है (स्पेक्ट्रम के वायलेट क्षेत्र में) या हम से (स्पेक्ट्रम के लाल क्षेत्र में शिफ्ट)। इस पद्धति को रेखांकित करने वाला प्रभाव विकिपीडिया पर अच्छी तरह वर्णित है ।
यदि तारे की अपनी ग्रह प्रणाली है, तो यह ग्रह (नों) के साथ द्रव्यमान के सामान्य केंद्र के पास घूमता है, और ग्रह इस प्रकार तारे को "घुमाता है"। इसलिए सीमाएं - बहुत हल्के ग्रह व्यावहारिक रूप से अपने तारों की गति को प्रभावित नहीं करते हैं, और क्रांति के बड़े रेडी के साथ - एक भारी ग्रह के घूमने का प्रभाव स्टार के शोर में ही होता है **।
लाभ *: यह अवलोकन करने के लिए दूरी पर निर्भर नहीं करता है, एक पर्याप्त स्थिति उचित समय में वर्णक्रमीय विश्लेषण के लिए प्रकाश संचित करने की क्षमता है।
नुकसान: यह केवल उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है जो अवलोकन के समानांतर कक्षाओं में घूमते हैं (या उनके करीब); स्टार मास / ग्रह द्रव्यमान ** के अनुपात पर प्रतिबंध है।

पारगमन विधि


केप्लेर -6 स्टार के लूपोसिटी में परिवर्तन एक्सोप्लेनेट केपलर -6 बी (केपलर टेलिस्कोप द्वारा दिया गया) के डिस्क से गुजरने से होता है। यह

इस तथ्य पर आधारित है कि ग्रह, घूर्णन, इसे अपने तारे के सामने आंशिक रूप से बंद करता है। ग्रह का आकार उसके सितारों की तुलना में बहुत छोटा है - पृथ्वी के लिए यह आंकड़ा लगभग 10,000 है, एक्सोप्लैनेट के लिए यह परिमाण के एक क्रम से ऊपर (ग्रहों के आकार के लिए) और नीचे (सफेद ग्रह के बड़े ग्रह) से भिन्न हो सकता है।
फिलहाल, यह खुले ग्रहों की संख्या में सबसे "फलदायी" है, मुख्य रूप से केपलर स्पेस टेलीस्कोप के कारण, जिसने इस पद्धति का उपयोग करके काम किया।
लाभ: केवल स्पष्ट परिमाण पर निर्भर करता है - उज्ज्वल सितारों के लिए एक बड़ी पहचान सीमा होती है; आपको कई वर्षों की क्रांति की अवधि वाले ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है (मूल केवल अवलोकन अवधि तक सीमित है - ग्रह की खोज की पुष्टि करने के लिए, तारकीय डिस्क के माध्यम से ग्रह के पारित होने को कम से कम दो बार रिकॉर्ड करना आवश्यक है)।
नुकसान: यह उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है जो पर्यवेक्षक के समानांतर घूमते हैं और अपने तारे की तारकीय डिस्क से गुजरते हैं (कोण डॉपलर विधि की तुलना में बहुत छोटा है); स्टार व्यास / ग्रह व्यास ** के अनुपात पर प्रतिबंध है।

एस्ट्रोमेट्रिक विधि


अपने तारे पर एक कताई ग्रह का प्रभाव

डॉपलर विधि की तरह, यह एक तारे की गति पर आधारित है, जो उसके पास घूम रहे किसी ग्रह की कार्रवाई के तहत है। यह जटिलता में पिछले वाले से अधिक है, क्योंकि हमें आकाश में तारे के महत्वहीन विस्थापन को निर्धारित करना है (ग्रह प्रणाली के द्रव्यमान का केंद्र अक्सर "स्टार" के अंदर ही स्थित होता है), हालांकि सूर्य के चारों ओर पृथ्वी के घूमने से विस्थापन भी, तारकीय लंबन को मापने के लिए उपयोग किया जाता है, जिससे केवल दूरी के सटीक मापन की अनुमति मिलती है। हमारी आकाशगंगा के भीतर सितारों तक।
लाभ: आपको उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है जो उनके तारों से दूर हैं (ग्रह बड़े पैमाने पर केंद्र से घूमता है - तारा इस केंद्र से दूर होगा, जिससे यह बड़े आयाम के साथ "दोलन करेगा", हालांकि बहुत धीमा); प्रत्यक्ष अवलोकन के साथ, यह आपको उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है, जिनकी परिक्रमा की कक्षा पर्यवेक्षक के लिए लंबवत होती है। ***
नुकसान: आपको उन ग्रहों का पता लगाने की अनुमति देता है, जो पर्यवेक्षक की कक्षाओं में घूमते हैं (या उनके करीब); सीमा एक तारे के कोणीय रोटेशन का पता लगाने की क्षमता से सीमित है।

ग्रेविटी माइक्रोलेंसिंग विधि



विधि इस तथ्य पर आधारित है कि गुरुत्वाकर्षण द्वारा प्रकाश को विक्षेपित किया जाता है, और अगर ग्रह प्रणाली के साथ एक और तारा हमारे और कुछ तारे के बीच के मार्ग पर दिखाई देता है, तो यह एक विशाल लेंस की तरह दूर के तारे के प्रकाश को एकत्रित करेगा। प्रारंभ में, इस विधि को ब्लैक होल की खोज के लिए प्रस्तावित किया गया था - जिसे प्रत्यक्ष अवलोकनों द्वारा पता नहीं लगाया जा सकता है, अगर ब्लैक होल पर महत्वपूर्ण मात्रा में पदार्थ नहीं गिरते हैं, या यदि ब्लैक होल वाष्पीकरण के अंतिम चरण में नहीं है (जो कि स्टार के ढहने के परिणामस्वरूप ब्लैक होल से बहुत लंबा है - बिल दसियों साल तक जाता है)। अब इस पद्धति का उपयोग मुख्य रूप से अंधेरे पदार्थ के निशान की खोज के लिए किया जाता है, लेकिन साथ ही साथ आपको ग्रहों की खोज करने की भी अनुमति देता है।
यह इस विधि के साथ था कि इस समय ज्ञात सबसे दूर के एक्सोप्लेनेट की खोज की गई थी - OGLE-2005-BLG-390L, जहां OGLE का अर्थ है "गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग पर एक ऑप्टिकल प्रयोग।"
लाभ: आपको बहुत से तारों में ग्रहों को खोलने की अनुमति देता है, व्यक्तिगत ग्रहों तक जो तारों से बहुत दूर हैं।
नुकसान: पारगमन विधि की तरह, इसके लिए एक पंक्ति में तीन निकायों के सटीक संरेखण की आवश्यकता होती है - एक दूर का तारा - ग्रह प्रणाली वाला एक तारा - पृथ्वी और इस कारण से यह ग्रहों की एक महत्वपूर्ण संख्या की खोज करने की अनुमति नहीं देता है।

प्रत्यक्ष अवलोकन


एक्सोप्लेनेट की प्रत्यक्ष तस्वीर HD95086 b, अनुकूली प्रकाशिकी टीएलटी के साथ जमीन-आधारित दूरबीन के साथ लिया गया


पालोमर वेधशाला के 5.1-मीटर हेल टेलीस्कोप द्वारा ली गई एचआर 8799 ग्रह प्रणाली की तस्वीर, हालांकि यह इस समय सबसे बड़ी नहीं है, लेकिन यह आपको प्रत्यक्ष ग्रहों के हस्तक्षेप से जुड़ी समस्याओं का अच्छी तरह से आकलन करने की अनुमति देती है - वे मामले से शोर की पृष्ठभूमि के खिलाफ मुश्किल से दिखाई देते हैं तारकीय प्रणाली और पृथ्वी के वातावरण द्वारा किए गए शोर को भरना।

विधि स्वयं बोलती है। इसके कार्यान्वयन के लिए, टेलीस्कोप के फोकस में एक छोटी सी डिस्क रखी जाती है, जो कि तारे को अस्पष्ट करती है, जबकि इस तारे के आसपास के ग्रह दृश्यमान हो जाते हैं। यदि यह ग्रह से आने वाले प्रकाश को अलग करने के लिए पर्याप्त रूप से अच्छा हो जाता है, तो प्रकाश के इस ज्ञान को स्वयं तारा (इस ग्रह की सतह पर गिरने वाला) के लिए लागू करने से, जो इस ग्रह के पदार्थ का न्याय कर सकता है। अन्य विधियां केवल ग्रह की संरचना को अप्रत्यक्ष रूप से, उसके घनत्व द्वारा, और उच्च पूर्वानुमान त्रुटि के साथ न्याय करना संभव बनाती हैं।
लाभ: चमक द्वारा वर्णक्रमीय विश्लेषण के द्वारा प्रबुद्ध सतह के एल्बिडो / क्षेत्र के अनुपात को निर्धारित करना संभव है - वातावरण और सतह की संरचना (अन्य तरीके इन मापदंडों को मापने की अनुमति नहीं देते हैं)।
नुकसान: इसके लिए अन्य तरीकों की तुलना में बड़े आकार के दूरबीनों की आवश्यकता होती है (अवलोकन के लिए, दूरबीन "देखने" सितारों कुछ छोटे तारकीय परिमाण है); ग्रहों के पास उनके प्रकाशकों के लिए, रिज़ॉल्यूशन (जो दूर अंतरिक्ष में दूरबीनों का उपयोग करके हल किया जाता है) एक सीमा है, स्थलीय दूरबीनों के लिए, ग्रहों की प्रत्यक्ष खोज अंतरिक्ष वालों की तुलना में एक बड़ी समस्या है (अनुकूली प्रकाशिकी द्वारा हल की गई)।

जैसा कि इस विवरण से देखा जा सकता है, एक भी विधि किसी भी कक्षा में किसी भी ग्रह का पता लगाना संभव नहीं बनाती (प्रत्यक्ष अवलोकन विधि के अपवाद के साथ, यदि आपके पास लगभग अनंत आकार का दूरबीन है, तो निश्चित रूप से)। प्रत्येक विधि दूसरे को पूरक करती है, इसके अलावा - आमतौर पर उनका संयुक्त उपयोग हमें ऐसे मापदंडों को निर्धारित करने की अनुमति देता है कि एक विधि निर्धारित नहीं की जा सकती। पारगमन और डॉपलर विधियों का कहना है कि हमें इस ग्रह के क्षेत्र और द्रव्यमान को मापने की अनुमति है, और इन मापदंडों के अनुसार - इस ग्रह के लिए घनत्व और गुरुत्वाकर्षण।


Arecibo में प्यूर्टो रिको विश्वविद्यालय (Arecibo पर प्यूर्टो रिको विश्वविद्यालय) से संभावित बसे हुए ग्रहों की सूची

फिलहाल, यह पहले से ही रहने योग्य क्षेत्र में स्थित 31 वें ग्रह के बारे में जाना जाता है, उन सभी में पृथ्वी के करीब एक द्रव्यमान है, या अधिक। यह केवल हमारी तकनीक की अपूर्णता के कारण है - एक भारी वस्तु को प्रकाश की तुलना में अधिक दूरी से देखा जा सकता है। हमारी तकनीक में सुधार के साथ, ग्रहों की खोज जो पृथ्वी के आकार के समान है, या मौजूदा ग्रहों प्रणालियों में और पास के सितारों में कम है, जो अभी तक अपने ग्रहों को नहीं खोज पाए हैं, शुरू हो जाएंगे। उसी समय, भारी ग्रह खोज करना बंद नहीं करेंगे - बस उनकी पहचान का क्षेत्र आगे बढ़ जाएगा।

खगोलीय अनुसंधान की जटिलता में निरंतर वृद्धि के कारण अब कई सबसे बड़ी दूरबीनों को एक्सोप्लेनेट्स (अन्य वैज्ञानिक अध्ययनों के साथ) की खोज के लिए उपयोग किया जाता है, अब कई टेलीस्कोपों ​​का एक साथ उपयोग किया जाता है, जो आपको हस्तक्षेप से लाभान्वित करने की अनुमति देता है - ये हवाई में कीक वेधशाला हैं, बहुत बड़ी हैं। चिली में पैरानल वेधशाला के टेलीस्कोप (वीएलटी) और एरिज़ोना में बड़े दूरबीन टेलीस्कोप (एलबीटी)।
केपलर स्पेस टेलीस्कोप इस उद्देश्य के लिए पहला विशेष बन गया, और इसकी विशेषज्ञता ने फल पैदा किया है - अपने काम के तीन वर्षों में, इसने एक हजार से अधिक ग्रहों की खोज करने की अनुमति दी है, और इसका डेटा दो से अधिक वर्षों के लिए ग्रहों को खोलने के लिए उपयोग किया जाता है। अब एक निश्चित "ब्रेक" बन सकता है, जब सभी केपलर के डेटा को संसाधित किया जाएगा, और उसके उत्तराधिकारी - "टेस" को केवल 2017 में लॉन्च किया जाएगा और मौजूदा टेलिस्कोपों ​​द्वारा बड़ी संख्या में एक्सोप्लैनेट नहीं खोले जाएंगे।
इसमें एक महत्वपूर्ण सफलता, और खगोल विज्ञान के कई अन्य क्षेत्रों को जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप के लॉन्च के साथ 2018 के अंत में निर्धारित करने की योजना है। यह केवल एक्सोप्लेनेट्स की खोज के लिए अभिप्रेत नहीं है, लेकिन हबल को बदलने के लिए लॉन्च किया जाएगा - हालांकि, इसकी क्षमताएं सामान्य रूप से एक्सोप्लैनेट्स और विशेष रूप से पृथ्वी जैसे ग्रहों की खोज में महत्वपूर्ण प्रगति के लिए पर्याप्त होंगी।
भविष्य के सबसे बड़े टेलिस्कोप - विशालकाय मैगलन टेलीस्कोप (जीएमटी), थर्टी-मीटर टेलिस्कोप (टीएमटी) और यूरोपियन एक्सट्रीमली लार्ज टेलीस्कोप (ई-ईएलटी) में जेम्स वेब की क्षमता होगी, और ई-ईएलटी लगभग हर चीज में इसे पार कर जाएगा। अंतिम दो टेलिस्कोप क्रमशः केके और वीएलटी वेधशालाओं के पास बनाए जाएंगे, यह टिप्पणियों के लिए अनुकूल परिस्थितियों के कारण है, जो अन्यत्र प्राप्त करना मुश्किल है। ये टेलिस्कोप आपको कई नए एक्सोप्लैनेट्स की खोज करने की अनुमति देंगे, लेकिन इससे भी महत्वपूर्ण बात यह है कि उनकी पहचान के निचले बार का विस्तार होगा, जो आपको बहुत अधिक स्थलीय ग्रहों को खोजने की अनुमति देगा, और एक्सोप्लैनेट्स में चंद्रमा की खोज तक ग्रह हमारे से बहुत छोटे हैं।

* तरीकों के फायदे और नुकसान का मूल्यांकन विधि की कुल जटिलता पर आधारित है, अत्यधिक विशिष्ट टेलीस्कोप एक विशिष्ट विधि के लिए "तेज" किया जा सकता है, और किसी भी अन्य तरीकों का उपयोग करने में सक्षम नहीं है।

** इस दिशा में तकनीकी कठिनाइयाँ पहले ही व्यावहारिक रूप से हल हो चुकी हैं, और हम इन तरीकों के "सैद्धांतिक छत" में चले गए - समस्याएँ इस तथ्य से संबंधित हैं कि तारे स्थिर वस्तु नहीं हैं, वे "साँस" लेते हैं, उदाहरण के लिए, हमारे सूर्य का उच्चारण 11- है गर्मियों का चक्र, और कई बार इससे कम और अधिक समय तक, जिसमें ऐसी कब्ज नहीं होती है। यह इन उतार-चढ़ाव है जो मापों में हस्तक्षेप करते हैं - कुछ बिंदु पर संकेत / शोर स्तर इतना छोटा हो जाता है कि ग्रह के रोटेशन का प्रभाव एक मनमाने ढंग से अच्छी दूरबीन के साथ अलग करना असंभव हो जाता है।

*** ग्रहों की समानांतर और लंबित कक्षाओं को कमियों में इंगित किया जाता है क्योंकि वे मौलिक रूप से उन संभावित कक्षाओं की संख्या को सीमित करते हैं जिन पर ग्रहों का पता 50% से कम मूल्यों पर लगाया जा सकता है। लाभ इस तथ्य के कारण है कि पर्यवेक्षक के लिए कक्षाओं में ग्रह केवल दो तरीकों का पता लगाने की अनुमति देते हैं।

लेख में wikipedia.org की तस्वीरों और इस विषय को समर्पित JPL नासा वेबसाइट के एक उप-भाग का उपयोग किया गया है । और Arecibo शहर में प्यूर्टो रिको विश्वविद्यालय से संभावित संभावित ग्रहों की एक सूची भी है ।

Source: https://habr.com/ru/post/hi384559/