Métodos para detectar exoplanetas

As notícias sobre a descoberta de planetas perto de outras estrelas em nossa galáxia aparecem cada vez mais, e muitas podem estar interessadas em duas perguntas: por que, com todo o desenvolvimento da astronomia, a primeira descoberta confirmada de um exoplaneta ocorreu apenas em 1991? E por que, apesar do número de planetas abertos exceder mil - exoplanetas semelhantes aos nossos, existem apenas alguns deles?
Apesar do número de exoplanetas abertos, a grande maioria deles não pode ser vista, mesmo com o melhor telescópio atualmente existente. A razão é que os planetas são objetos incrivelmente escuros - a luz que emitem pode ser milhões e bilhões de vezes menor que a luz proveniente de sua estrela. E se os planetas são enormes e estão próximos de suas estrelas (os chamados "Júpiteres quentes"), então a radiação deles ainda é milhares de vezes menor. Mas, ao mesmo tempo, são quase impossíveis de ver, devido ao fato de que é necessária uma incrível resolução angular - nos telescópios modernos eles simplesmente se fundem com suas estrelas.
Mas de alguma forma eles são encontrados? De fato, existem vários métodos indiretos que permitem detectar exoplanetas, a maioria dos quais se baseia no registro da influência do planeta em sua estrela.


Programação da descoberta do planeta por ano (as cores indicam a proporção de planetas abertos por métodos). O salto em 2014 é o efeito do processamento de dados do telescópio espacial Kepler (a parte verde é o método de trânsito que ele usou).

Um artigo com a primeira descoberta confirmada de um exoplaneta foi publicado em 1991, embora várias descobertas não confirmadas na época tenham sido feitas três anos antes. Foi descoberta por um pulsar (uma estrela de nêutrons com um campo magnético) e havia razões para isso:

Observação por rádio de pulsares (método de pulsação periódica)


O conceito de sistema planetário de um pulsar PSR B1257 + 12

A descoberta dos próprios pulsares é uma história muito interessante, mas, neste caso, estamos interessados ​​em observá-los. Eles têm uma frequência de sinal extremamente precisa, que diminui muito lentamente devido à radiação associada à sua rotação. Um planeta que orbita uma estrela inevitavelmente causa pequenas mudanças em sua estrela, e isso, por sua vez, é uma mudança periódica na frequência do pulsar, que não pode ser explicada por nenhuma outra razão. Além disso, não são necessárias antenas direcionais fundamentalmente uniformes - é suficiente capturar com precisão a frequência e a força do sinal dessa estrela de nêutrons. O sinal de rádio passa bem pela atmosfera e os radiotelescópios terrestres são suficientes para esses estudos.
Vantagens: não depende da distância para o observador, é um equipamento bastante simples (pelos padrões da astronomia)
Desvantagens: permite detectar apenas os planetas que giram em órbitas paralelas à observação (ou próximas a elas); estrelas de nêutrons em seu número total são poucas, existem ainda menos pulsares entre elas; portanto, o número total de estrelas descobertas por esse método é pequeno.

Método Doppler


O espectro de absorção de hidrogênio (a parte principal da maioria das estrelas)

A principal maneira de estudar estrelas é uma análise espectral de sua luz, que varia de tipo para tipo de estrela, mas também possui parâmetros comuns - por exemplo, as zonas de absorção de hidrogênio e hélio, que são a maioria em qualquer estrela. Essas linhas negras estreitas no espectro de emissão de uma estrela são independentes de suas propriedades e são constantes para todo o Universo. E se eles acabarem sendo deslocados de suas posições originais - isso significa que a estrela está se movendo em nossa direção (mude para a região violeta do espectro) ou de nós (mude para a região vermelha do espectro). O efeito subjacente a esse método está bem descrito na Wikipedia .
Se a estrela tem seu próprio sistema planetário, gira em torno do centro comum de massa no lugar do (s) planeta (s), e o (s) planeta (s) assim “balança” a estrela. Daí as limitações - planetas muito leves praticamente não afetam o movimento de suas estrelas, e com grandes raios de revolução - o efeito da rotação de um planeta pesado se afoga no barulho da própria estrela **.
Vantagens *: não depende da distância da observação; uma condição suficiente é a capacidade de acumular luz para análise espectral em um tempo razoável.
Desvantagens: permite detectar apenas os planetas que giram em órbitas paralelas à observação (ou próximas a elas); tem uma restrição na proporção de massa estelar / massa planetária **.

Método de trânsito


A mudança na luminosidade da estrela Kepler-6 de passar pelo disco do exoplaneta Kepler-6b (dado pelo telescópio Kepler) É

baseada no fato de que o planeta, em rotação, passa fechando-o parcialmente na frente de sua estrela. O tamanho do planeta é muito menor que suas estrelas - para a Terra esse número é de cerca de 10.000; para exoplanetas, pode diferir em uma ordem de magnitude acima (para planetas do tamanho de Júpiter) e abaixo (grandes planetas de anãs brancas).
No momento, é o mais "frutífero" no número de planetas abertos, principalmente devido ao telescópio espacial Kepler, que trabalhou com esse método.
Vantagens: depende apenas da magnitude aparente - pois estrelas brilhantes têm um amplo alcance de detecção; permite detectar planetas com períodos de revolução de vários anos (o principal é limitado apenas pelo período de observação - para confirmar a descoberta do planeta, é necessário registrar a passagem do planeta pelo disco estelar pelo menos duas vezes).
Desvantagens: permite detectar planetas que giram paralelamente ao observador e passam pelo disco estelar de sua estrela (o ângulo é muito menor que o método Doppler); tem uma restrição na relação diâmetro da estrela / diâmetro do planeta **.

Método Astrométrico


Influência de um planeta girando em sua estrela

Como o método Doppler, ele se baseia no movimento de uma estrela sob a ação de um planeta girando próximo a ela. Excede em complexidade os anteriores, porque temos que determinar deslocamentos insignificantes da estrela no céu (o centro de massa do sistema planetário costuma estar localizado "dentro" da própria estrela), embora mesmo os deslocamentos da rotação da Terra ao redor do Sol, usados ​​para medir paralaxes estelares, permitam apenas medições precisas de distâncias até as estrelas dentro da nossa galáxia.
Vantagens: permite detectar planetas que estão longe de suas estrelas (quanto mais o planeta gira a partir do centro de massa - mais longe a estrela estará deste centro, assim “oscilará” com uma amplitude maior, embora muito mais lenta); juntamente com a observação direta, permite detectar planetas cujas órbitas de rotação são perpendiculares ao observador. ***
Desvantagens: permite detectar planetas que giram em órbitas perpendiculares ao observador (ou próximas a eles); O alcance é limitado pela capacidade de detectar a rotação angular de uma estrela.

Método de microlente por gravidade



O método baseia-se no fato de que a luz é desviada pela gravidade e, se outra estrela com um sistema planetário aparecer no caminho entre nós e alguma estrela, ela coletará a luz de uma estrela distante como uma lente enorme. Inicialmente, esse método foi proposto para procurar buracos negros - que não podem ser detectados por observações diretas, se volumes significativos de matéria não caírem no buraco negro, ou se o buraco negro não estiver no último estágio de evaporação (o que é muito longo para os buracos negros formados como resultado do colapso de estrelas - a conta vai para dezenas de bilhões de anos). Agora, esse método é usado principalmente para procurar vestígios de matéria escura, mas também permite descobrir simultaneamente os planetas.
Foi com esse método que o exoplaneta mais distante conhecido no momento foi descoberto - OGLE-2005-BLG-390L, onde OGLE significa "um experimento óptico em lentes gravitacionais".
Vantagens: permite abrir planetas em estrelas muito fracas, até planetas individuais que estão longe das estrelas.
Desvantagens: como o método de trânsito, requer o alinhamento preciso de três corpos em uma linha - uma estrela distante - uma estrela com um sistema planetário - Terra, e por esse motivo, não permite descobrir um número significativo de planetas.

Observação


direta Fotografia direta do exoplaneta HD95086 b, tirada com um telescópio terrestre com óptica adaptativa VLT


Foto do sistema planetário HR 8799, tirada pelo telescópio Hale de 5,1 metros do Observatório Palomar, embora não seja um dos maiores no momento, mas permite avaliar bem os problemas associados à exploração planetária direta - eles mal são visíveis contra o ruído da matéria preenchendo o sistema estelar e o ruído produzido pela atmosfera da Terra.

O método em si fala por si. Para sua implementação, um pequeno disco é colocado no foco do telescópio, obscurecendo a própria estrela, enquanto os planetas que cercam essa estrela se tornam visíveis. Se for bom o suficiente para isolar a luz vinda do próprio planeta, aplicando-se a esse conhecimento da luz vinda da própria estrela (aquela que cai na superfície deste planeta), podemos julgar a substância da qual este planeta consiste. Outros métodos possibilitam julgar a composição do planeta apenas indiretamente, por sua densidade, e apresentam um alto erro de previsão.
Vantagens: pelo brilho, permite determinar a razão albedo / área da superfície iluminada, por análise espectral - a composição da atmosfera e da superfície (outros métodos não permitem medir esses parâmetros).
Desvantagens: requer telescópios de tamanhos maiores que outros métodos (para observação, o telescópio “vendo” as estrelas é várias menos magnitudes menor); para planetas próximos a suas luminárias, a resolução se torna uma limitação (que é resolvida usando telescópios espaçados no espaço); para telescópios terrestres, a pesquisa direta de planetas é um problema ainda maior do que para os espaciais (parcialmente resolvidos pela óptica adaptativa).

Como pode ser visto nesta descrição, nenhum método permite detectar planetas em qualquer órbita (com exceção do método de observação direta, se você tem um telescópio de tamanho quase infinito, é claro). Além disso, cada método complementa o outro - geralmente seu uso conjunto permite determinar parâmetros que um método não pode ser determinado. Digamos que os métodos de trânsito e Doppler nos permitam medir a área e a massa do planeta, respectivamente, e de acordo com esses parâmetros - a densidade e a gravidade deste planeta.


Lista de planetas potencialmente habitados da Universidade de Porto Rico em Arecibo (Universidade de Porto Rico em Arecibo)

No momento, já se sabe sobre o 31º planeta localizado na zona habitável, todos com massa próxima à Terra ou mais. Isso ocorre apenas devido à imperfeição de nossa tecnologia - um objeto pesado pode ser visto a distâncias maiores que um objeto leve. Com o aprimoramento de nossa tecnologia, começará a descoberta de planetas de tamanho semelhante ao da Terra, ou menos, nos sistemas planetários existentes e nas estrelas próximas, que ainda não encontraram seus planetas. Ao mesmo tempo, planetas pesados ​​não param de descobrir - apenas a zona de sua detecção se moverá mais.

Agora, muitos dos maiores telescópios são usados ​​para procurar exoplanetas (junto com outros estudos científicos, é claro), devido ao constante aumento na complexidade da pesquisa astronômica, agora muitos telescópios são usados ​​juntos, o que permite que você se beneficie da interferência - como o Observatório Keck, no Havaí. Telescópio (VLT) do Observatório Paranal no Chile e o Grande Telescópio Binocular (LBT) no Arizona.
O telescópio espacial Kepler se tornou o primeiro especialista para esse fim, e sua especialização deu frutos - ao longo dos três anos de seu trabalho, ele permitiu descobrir mais de mil planetas, e seus dados continuam sendo usados ​​para abrir planetas por mais de dois anos. Agora, uma certa "pausa" pode se formar, quando todos os dados de Kepler serão processados ​​e seu sucessor - "Tess" será lançado apenas em 2017 e não um grande número de exoplanetas será aberto pelos telescópios existentes.
Um avanço significativo nisso e em muitas outras áreas da astronomia está planejado com o lançamento do Telescópio Espacial James Webb, programado para o final de 2018. Ele não se destina apenas à busca de exoplanetas, mas será lançado para substituir o Hubble - no entanto, suas capacidades serão suficientes para avanços significativos na busca de exoplanetas em geral, e planetas como a Terra em particular.
Os futuros maiores telescópios - o Telescópio Gigante de Magalhães (GMT), o Telescópio de Trinta Metros (TMT) e o Telescópio Extremamente Grande da Europa (E-ELT) terão recursos compatíveis com James Webb, e o E-ELT o superará em quase tudo. Os dois últimos telescópios serão construídos perto dos observatórios Keck e VLT, respectivamente, devido a condições favoráveis ​​para as observações, difíceis de obter em outros lugares. Esses telescópios permitirão descobrir muitos novos exoplanetas, mas, mais importante, a barra inferior de sua detecção se expandirá, o que permitirá encontrar muito mais planetas terrestres, e os planetas são muito menores que os nossos, até a descoberta de luas nos exoplanetas.

* A avaliação das vantagens e desvantagens dos métodos é baseada na complexidade total do método, telescópios altamente especializados podem ser "afiados" para um método específico e não podem usar nenhum outro método.

** Dificuldades técnicas nessa direção já foram praticamente resolvidas e nos deparamos com o "teto teórico" desses métodos - os problemas estão relacionados ao fato de as estrelas não serem objetos estáticos, elas meio que "respiram", por exemplo, nosso Sol tem um pronunciado 11- ciclo de verão e vários períodos mais ou menos que isso, que não têm essa constância. São essas flutuações que interferem nas medições - em algum momento o nível de sinal / ruído se torna tão pequeno que o efeito da rotação do planeta se torna impossível de isolar com um telescópio arbitrariamente bom.

*** Órbitas paralelas e perpendiculares dos planetas são indicadas nas deficiências, porque limitam fundamentalmente o número de órbitas possíveis nas quais os planetas podem ser detectados com valores inferiores a 50%. A vantagem se deve ao fato de os planetas em órbitas perpendiculares ao observador permitirem que apenas dois dos métodos sejam detectados.

O artigo utilizou fotografias do site wikipedia.org e uma subseção do site da JPL NASA dedicada a este tópico. E também uma lista de planetas potencialmente habitados da Universidade de Porto Rico, na cidade de Arecibo.

Source: https://habr.com/ru/post/pt384559/