Metode untuk mendeteksi exoplanet

Berita tentang penemuan planet di dekat bintang lain di galaksi kita muncul semakin banyak, dan banyak yang mungkin tertarik pada dua pertanyaan: mengapa, dengan semua perkembangan astronomi, penemuan pertama yang dikonfirmasi tentang sebuah planet ekstrasurya hanya terjadi pada tahun 1991? Dan mengapa, terlepas dari kenyataan bahwa jumlah planet terbuka telah melebihi seribu - planet ekstrasurya yang serupa dengan planet kita, hanya ada beberapa di antaranya?
Meskipun jumlah exoplanet terbuka, sebagian besar dari mereka tidak dapat dilihat bahkan dengan teleskop terbaik yang ada saat ini. Alasannya adalah bahwa planet-planet itu adalah objek yang sangat redup - cahaya yang dipancarkannya bisa jutaan dan milyaran kali lebih kecil daripada cahaya yang datang dari bintang mereka. Dan jika planet-planet itu besar dan dekat dengan bintang-bintang mereka (yang disebut "Jupiters panas"), maka radiasi dari mereka masih ribuan kali lebih kecil. Tetapi pada saat yang sama, mereka hampir tidak mungkin dilihat, karena fakta bahwa diperlukan resolusi sudut yang luar biasa - pada teleskop modern mereka hanya bergabung dengan bintang-bintang mereka.
Tetapi entah bagaimana mereka ditemukan? Memang, ada beberapa metode tidak langsung yang memungkinkan untuk mendeteksi exoplanet, kebanyakan dari mereka didasarkan pada rekaman pengaruh planet pada bintang mereka.


Jadwal penemuan planet berdasarkan tahun (warna menunjukkan rasio planet terbuka dengan metode). Lompatan pada tahun 2014 adalah efek dari pemrosesan data dari teleskop luar angkasa Kepler (bagian hijau adalah metode transit yang ia gunakan).

Artikel dengan penemuan pertama yang dikonfirmasi tentang sebuah planet ekstrasurya diterbitkan pada tahun 1991, meskipun beberapa penemuan yang tidak dikonfirmasi pada waktu itu dibuat tiga tahun sebelumnya. Itu ditemukan oleh pulsar (bintang neutron dengan medan magnet) dan ada alasan untuk ini:

Pengamatan radio pulsar (metode pulsasi periodik)


Konsep sistem planet pulsar PSR B1257 + 12

Penemuan pulsar sendiri adalah kisah yang sangat menarik, tetapi dalam hal ini kami tertarik untuk mengamati mereka. Mereka memiliki frekuensi sinyal yang sangat akurat, yang berkurang sangat lambat karena radiasi yang terkait dengan rotasi mereka. Sebuah planet yang mengorbit bintang pasti menyebabkan pergeseran minor bintangnya, dan ini, pada gilirannya, adalah perubahan berkala dalam frekuensi pulsar, yang tidak dapat dijelaskan dengan alasan lain. Selain itu, bahkan antena directional tidak diperlukan - cukup untuk secara akurat menangkap frekuensi dan kekuatan sinyal dari bintang neutron ini. Sinyal radio melewati baik melalui atmosfer, dan teleskop radio darat cukup untuk studi tersebut.
Keuntungan: tidak tergantung pada jarak ke pengamat, melainkan peralatan sederhana (berdasarkan standar astronomi)
Kerugian: memungkinkan untuk mendeteksi hanya planet-planet yang berputar dalam orbit yang sejajar dengan pengamatan (atau dekat dengan mereka); bintang neutron dalam jumlah totalnya sedikit, bahkan ada lebih sedikit pulsar di antara mereka, sehingga jumlah total bintang yang ditemukan dengan metode ini kecil.

Metode Doppler


Spektrum penyerapan hidrogen (bagian utama dari sebagian besar bintang)

Cara utama untuk mempelajari bintang adalah analisis spektral cahayanya, yang bervariasi dari satu jenis ke jenis lainnya, tetapi juga memiliki parameter umum - misalnya, zona serapan hidrogen dan helium, yang merupakan mayoritas di bintang mana pun. Garis-garis hitam sempit dalam spektrum emisi bintang ini tidak tergantung pada sifat-sifatnya, dan konstan untuk seluruh Alam Semesta. Dan jika mereka ternyata diimbangi dari posisi semula - ini berarti bahwa bintang bergerak ke arah kita (bergeser ke wilayah violet spektrum) atau dari kita (bergeser ke wilayah merah spektrum). Efek yang mendasari metode ini dijelaskan dengan baik di Wikipedia .
Jika bintang memiliki sistem planetnya sendiri, maka ia berputar di dekat pusat massa bersama di tempat dengan planet (s), dan planet (s) sehingga "mengayunkan" bintang. Oleh karena itu keterbatasan - planet yang terlalu ringan secara praktis tidak mempengaruhi pergerakan bintang-bintang mereka, dan dengan jari-jari revolusi yang besar - efek rotasi planet yang berat tenggelam dalam kebisingan bintang itu sendiri **.
Keuntungan *: tidak tergantung pada jarak pengamatan, kondisi yang memadai adalah kemampuan mengumpulkan cahaya untuk analisis spektral dalam waktu yang wajar.
Kerugian: memungkinkan untuk mendeteksi hanya planet-planet yang berputar dalam orbit yang sejajar dengan pengamatan (atau dekat dengan mereka); memiliki batasan pada rasio massa bintang / massa planet **.

Metode transit


Perubahan luminositas bintang Kepler-6 dari melewati cakram planet ekstrasurya Kepler-6 b (diberikan oleh teleskop Kepler) Hal ini

didasarkan pada fakta bahwa planet, yang berputar, melewati sebagian yang menutupi planet itu di depan bintangnya. Ukuran planet ini jauh lebih kecil daripada bintang-bintangnya - untuk Bumi, angka ini sekitar 10.000, untuk planet ekstrasurya dapat berbeda dengan urutan besarnya (untuk planet seukuran Jupiter) dan ke bawah (planet besar katai putih).
Pada saat ini, itu adalah yang paling "berbuah" dalam jumlah planet terbuka, terutama karena teleskop ruang angkasa Kepler, yang bekerja menggunakan metode ini.
Keuntungan: hanya bergantung pada besaran semu - karena bintang terang memiliki jangkauan deteksi yang besar; memungkinkan Anda untuk mendeteksi planet-planet dengan periode revolusi beberapa tahun (kepala sekolah hanya dibatasi oleh periode pengamatan - untuk mengkonfirmasi penemuan planet ini, perlu untuk mencatat perjalanan planet ini melalui cakram bintang setidaknya dua kali).
Kekurangan: memungkinkan mendeteksi planet yang berputar paralel dengan pengamat dan melewati piringan bintang bintang mereka (sudutnya jauh lebih kecil daripada metode Doppler); memiliki batasan pada rasio diameter bintang / diameter planet **.

Metode Astrometri


Pengaruh planet berputar pada bintangnya

Seperti metode Doppler, ini didasarkan pada gerakan bintang di bawah aksi planet yang berputar di dekatnya. Ini melebihi yang sebelumnya dalam kompleksitas, karena kita harus menentukan perpindahan yang tidak signifikan dari bintang di langit (pusat massa sistem planet sering terletak "di dalam" bintang itu sendiri), meskipun perpindahan dari rotasi Bumi mengelilingi Matahari, yang digunakan untuk mengukur paralaks bintang, memungkinkan pengukuran jarak yang akurat, hanya memungkinkan jarak pengukuran yang akurat. hingga bintang-bintang di dalam galaksi kita.
Keuntungan: memungkinkan Anda mendeteksi planet-planet yang jauh dari bintang-bintangnya (semakin jauh planet ini berotasi dari pusat massa - semakin jauh bintang itu akan berasal dari pusat ini, dengan demikian ia akan “terombang-ambing” dengan amplitudo yang lebih besar, meskipun jauh lebih lambat); bersama dengan pengamatan langsung, ini memungkinkan Anda untuk mendeteksi planet yang orbit rotasinya tegak lurus terhadap pengamat. ***
Kekurangan: memungkinkan Anda mendeteksi planet yang berputar di orbit yang tegak lurus terhadap pengamat (atau dekat dengan mereka); Kisaran dibatasi oleh kemampuan untuk mendeteksi rotasi sudut bintang.

Metode microlensing gravitasi



Metode ini didasarkan pada fakta bahwa cahaya dibelokkan oleh gravitasi, dan jika bintang lain dengan sistem planet muncul di jalur antara kita dan beberapa bintang, ia akan mengumpulkan cahaya bintang yang jauh seperti lensa besar. Awalnya, metode ini diusulkan untuk mencari lubang hitam - yang tidak dapat dideteksi dengan pengamatan langsung, jika volume materi yang signifikan tidak jatuh di lubang hitam, atau jika lubang hitam tidak pada tahap terakhir penguapan (yang terlalu panjang untuk lubang hitam yang terbentuk akibat keruntuhan bintang - tagihannya mencapai puluhan miliar tahun). Sekarang metode ini terutama digunakan untuk mencari jejak materi gelap, tetapi juga memungkinkan Anda untuk secara bersamaan menemukan planet-planet.
Dengan metode inilah eksoplanet terjauh yang diketahui saat ini ditemukan - OGLE-2005-BLG-390L, di mana OGLE berarti "percobaan optik pada pelensaan gravitasi."
Keuntungan: memungkinkan Anda untuk membuka planet di bintang yang sangat redup, hingga planet individual yang jauh dari bintang.
Kekurangan: seperti metode transit, ia membutuhkan penyelarasan akurat dari tiga benda dalam satu garis - bintang jauh - bintang dengan sistem planet - Bumi, dan untuk alasan ini tidak memungkinkan untuk menemukan sejumlah besar planet.

Pengamatan


langsung Foto langsung dari exoplanet HD95086 b, diambil dengan teleskop berbasis darat dengan optik adaptif VLT


Foto sistem planetary HR 8799, yang diambil oleh teleskop Hale 5,1 meter dari Palomar Observatory, meskipun ini bukan yang terbesar saat ini, tetapi memungkinkan Anda untuk menilai dengan baik masalah yang terkait dengan eksplorasi planet langsung - mereka hampir tidak terlihat dengan latar belakang kebisingan dari materi. mengisi sistem bintang dan kebisingan yang dibuat oleh atmosfer Bumi.

Metode itu sendiri berbicara sendiri. Untuk implementasinya, sebuah piringan kecil ditempatkan di fokus teleskop, mengaburkan bintang itu sendiri, sementara planet-planet yang mengelilingi bintang ini menjadi terlihat. Jika ternyata cukup baik untuk mengisolasi cahaya yang datang dari planet itu sendiri, maka menerapkan pengetahuan ini tentang cahaya yang datang dari bintang itu sendiri (yang jatuh di permukaan planet ini), seseorang dapat menilai substansi dari mana planet ini terdiri. Metode lain memungkinkan untuk menilai komposisi planet ini secara tidak langsung, berdasarkan kepadatannya, dan memiliki kesalahan prediksi yang tinggi.
Keuntungan: dengan mengkilap dimungkinkan untuk menentukan rasio albedo / luas permukaan yang diterangi, dengan analisis spektral - komposisi atmosfer dan permukaan (metode lain tidak memungkinkan untuk mengukur parameter-parameter ini).
Kekurangan: itu membutuhkan teleskop ukuran lebih besar dari metode lain (untuk pengamatan, teleskop "melihat" bintang-bintang beberapa magnitudo bintang lebih kecil); untuk planet yang dekat dengan tokoh-tokoh mereka, resolusi menjadi batasan (yang diselesaikan dengan menggunakan teleskop yang ditempatkan di ruang angkasa), untuk teleskop terestrial, pencarian langsung untuk planet adalah masalah yang lebih besar daripada yang di luar angkasa (sebagian diselesaikan oleh optik adaptif).

Seperti yang dapat dilihat dari uraian ini, tidak ada satu metode pun yang memungkinkan untuk mendeteksi planet mana pun di orbit mana pun (kecuali metode pengamatan langsung, jika Anda memiliki teleskop dengan ukuran yang hampir tak terbatas, tentu saja). Setiap metode melengkapi yang lain, apalagi - biasanya penggunaan bersama mereka memungkinkan kita untuk menentukan parameter sedemikian sehingga satu metode tidak dapat ditentukan. Katakanlah metode transit dan Doppler memungkinkan kita untuk mengukur luas dan massa planet, secara berurutan, dan sesuai dengan parameter ini - kepadatan dan gravitasi untuk planet ini.


Daftar planet yang berpotensi dihuni dari Universitas Puerto Riko di Arecibo (Universitas Puerto Riko di Arecibo)

Saat ini, sudah diketahui tentang planet ke-31 yang terletak di zona layak huni, semuanya memiliki massa yang dekat dengan Bumi, atau lebih. Ini hanya karena ketidaksempurnaan teknologi kami - sebuah benda berat dapat dilihat dari jarak yang lebih jauh dari yang ringan. Dengan peningkatan teknologi kami, penemuan planet-planet yang ukurannya hampir sama dengan Bumi, atau kurang dalam sistem planet yang ada dan pada bintang-bintang terdekat, yang belum menemukan planetnya, akan dimulai. Pada saat yang sama, planet-planet berat tidak akan berhenti menemukan - hanya zona deteksi mereka akan bergerak lebih jauh.

Sekarang banyak teleskop terbesar digunakan untuk mencari exoplanet (bersama dengan studi ilmiah lainnya, tentu saja), karena peningkatan konstan dalam kompleksitas penelitian astronomi, sekarang banyak teleskop digunakan bersama, yang memungkinkan Anda mengambil manfaat dari gangguan - seperti Keck Observatory di Hawaii, sangat besar Teleskop (VLT) dari Observatorium Paranal di Chili dan Teleskop Binokular Besar (LBT) di Arizona.
Teleskop ruang angkasa Kepler menjadi spesialisasi pertama untuk tujuan ini, dan spesialisasi telah membuahkan hasil - selama tiga tahun kerjanya, telah memungkinkan untuk menemukan lebih dari seribu planet, dan datanya terus digunakan untuk membuka planet selama lebih dari dua tahun. Sekarang "istirahat" tertentu dapat terbentuk, ketika semua data Kepler akan diproses, dan penggantinya - "Tess" akan diluncurkan hanya pada 2017 dan tidak banyak eksoplanet akan dibuka oleh teleskop yang ada.
Sebuah terobosan penting dalam hal ini, dan banyak bidang astronomi lainnya direncanakan dengan peluncuran Teleskop Luar Angkasa James Webb, yang dijadwalkan untuk akhir 2018. Ini tidak dimaksudkan hanya untuk mencari planet ekstrasurya, tetapi akan diluncurkan untuk menggantikan Hubble - namun, kemampuannya akan cukup memadai untuk kemajuan yang signifikan dalam pencarian planet ekstrasurya secara umum, dan planet seperti Bumi pada khususnya.
Teleskop terbesar masa depan - Teleskop Magellan Raksasa (GMT), Teleskop Tiga Puluh Meter (TMT) dan Teleskop Eropa Sangat Besar (E-ELT) akan memiliki kemampuan yang sepadan dengan James Webb, dan E-ELT akan mengungguli itu di hampir semua hal. Dua teleskop terakhir akan dibangun di dekat observatorium Keck dan VLT, masing-masing, ini karena kondisi yang menguntungkan untuk pengamatan, yang sulit diperoleh di tempat lain. Teleskop ini akan memungkinkan Anda untuk menemukan banyak exoplanet baru, tetapi yang lebih penting, batang bawah dari pendeteksiannya akan meluas, yang akan memungkinkan Anda untuk menemukan lebih banyak planet terestrial, dan planet-planet itu jauh lebih kecil dari kita, sampai penemuan bulan di planet ekstrasurya.

* Evaluasi kelebihan dan kekurangan metode didasarkan pada kompleksitas total metode, teleskop yang sangat khusus dapat "dipertajam" untuk metode tertentu, dan tidak dapat menggunakan metode lain sama sekali.

** Kesulitan teknis dalam arah ini telah secara praktis diselesaikan, dan kami berlari ke "langit-langit teoretis" dari metode ini - masalahnya terkait dengan fakta bahwa bintang-bintang bukanlah objek statis, mereka semacam "bernapas", misalnya, Matahari kita telah diucapkan 11- siklus musim panas, dan beberapa periode lebih dan kurang dari ini, yang tidak memiliki keteguhan seperti itu. Fluktuasi inilah yang mengganggu pengukuran - di beberapa titik tingkat sinyal / kebisingan menjadi sangat kecil sehingga efek rotasi planet menjadi tidak mungkin untuk diisolasi dengan teleskop yang baik dan sewenang-wenang.

*** Orbit paralel dan tegak lurus dari planet-planet ditunjukkan dalam kekurangan karena mereka secara mendasar membatasi jumlah kemungkinan orbit di mana planet dapat dideteksi dengan nilai kurang dari 50%. Keuntungannya adalah karena fakta bahwa planet-planet dalam orbit yang tegak lurus terhadap pengamat memungkinkan hanya dua metode yang dapat dideteksi.

Artikel tersebut menggunakan foto-foto dari wikipedia.org dan subbagian dari situs web JPL NASA yang didedikasikan untuk topik ini. Dan juga daftar planet yang berpotensi dihuni dari Universitas Puerto Riko di kota Arecibo.

Source: https://habr.com/ru/post/id384559/