Astronomiya

Bir ekzoplanetin orbital parametrlərinin birbaşa görüntülə aşkarlanması

Bir ekzoplanetin orbital parametrlərinin birbaşa görüntülə aşkarlanması

Görəsən ekzoplanetin hansı orbital elementlərinə rast gəlmək olar? yalnız birbaşa görüntüləmə tətbiq olunur. Paralaksla birləşən açısal ayrılmanın bizə yarı əsas ox verə biləcəyini bilirəm, bəs digər elementlər necə? Bu mümkündür? Bəs planetin kütləsi və ya radiusu (ulduzun bilinən kütləsi və radiusu nəzərə alınmaqla) nədir?


Orbital elementlərin hamısı, orbitin ədalətli bir hissəsini görmək üçün kifayət qədər uzun müddət müşahidə etdiyiniz təqdirdə, birbaşa görüntüləmə yolu ilə əldə edilə bilər.

Bundan sonra Keplerin üçüncü qanunu sistemin ümumi kütləsini verir və nisbi orbitlər kütlə nisbətini və dolayısı ilə ayrı-ayrı kütlələri verə bilər (baxmayaraq ki, kütlə nisbəti böyük olsaydı bu olduqca qeyri-müəyyən olardı).

Mütləq kütlələr dinamik ölçmələrdən də (yəni sürətlərdən) gələ bilər, ancaq sistem bilinən bir məsafədədirsə, bunları əldə edə bilərsiniz. Yenə də, ulduz çox hərəkət etməyəcəyi üçün, ehtimal ki, olduqca qeyri-müəyyən bir planet kütləsinə səbəb olardı.

Planet kütləsi bunun əvəzinə parlaqlığından, yaşının təxminindən və soyutma modelindən hesablana bilər. Radius onun temperaturu və parlaqlığına görə qiymətləndirilə bilər.


Alimlər Ekzoplanetin İlk Doğrudan Təsvirini Yalnız 63 İşıq İldə Uzaqdan Aşkarladılar

Bu günə qədər təsdiqlədiyimiz ekzoplanetlərin əksəriyyəti heç vaxt doğrudan görünməyib. Varlığını aparıcı ulduzu üzərində təsiri kimi dolayı yollarla təsdiqləyirik. Ancaq indi astronomlar dolayı yolla tapılan ekzoplanet görüntülərini ortaya qoydular.

Bu, sadəcə təsir edici bir bacarıq və texnologiya bacarığı deyil. Metodların birləşməsi bizə ekzoplanetin ölçülməsi üçün əla bir alət dəsti verdi. Astronomlar ilk dəfə ekzoplanetin həm parlaqlığını, həm də kütləsini ölçdülər - bu bizə planetlərin necə meydana gəldiyini araşdıran yeni bir araşdırma verdi.

Ekzoplanet Beta Pictoris c (β Pic c), ulduzun ətrafında dövr edən bir qaz nəhəngi - bunu təxmin etdiniz - Beta Pictoris, yalnız 63 işıq ili uzaqlıqdadır. 23 milyon yaşında olduğu kimi çox gənc, çox parlaq bir ulduzdur, hələ də bir çox tozlu dağıntı ilə əhatə olunmuşdur və ekzoplanetləri - bu günə qədər ikisini təsdiqlədik - yalnız 18,5 milyon yaşında olan körpələr.

ic Pic c bu planetlərin ikincisidir və radial sürət metodu ilə kəşf edilmişdir. Ulduzlar, gördüyünüz kimi, planetlərin ətrafında fırlanarkən hərəkətsiz oturmayın, iki cisim bir-birinə cazibə qüvvəsi çəkir və orbit qarşılıqlı bir cazibə mərkəzinin ətrafında olur.

Beləliklə, bir ulduza baxırsınızsa və bir az yerindəcə tərpəndiyini görə bilsəniz - işıq daha qırmızı dalğa uzunluğuna uzanır və ya uzaqlaşdıqca qırmızıya doğru uzanır və daha yaxınlaşdıqda mavi dalğa uzunluğuna qısalır və ya mavi rəng alır. onun bir ekzoplanet tərəfindən dartılması deməkdir. Ekzoplanet nə qədər böyükdürsə, ulduz üzərində o qədər böyük cazibə qüvvəsi çəkir.

Yupiterin kütləsinin 13 qatına qədər bir qaz nəhəngi olan Beta Pictoris b (β Pic b), 2008-ci ildə birbaşa görüntüləmə yolu ilə aşkar edilmişdir. Beləliklə, ulduzun titrəyəcəyi gözlənilirdi.

Lakin əvvəlki 16 ildə götürülmüş müşahidə məlumatlarını araşdırarkən, Fransadakı Grenoble Rəsədxanasından astronom Anne-Marie Lagrange və həmkarları tərəfindən fərqlənən bir dalğalanma β Pic b. Bunun əvəzinə əvvəlcədən aşkarlanmayan ikinci bir ekzoplanet kimi görünürdü.

ExoGRAVITY işbirliyinə daxil olun, ekzoplanetləri birbaşa görüntüləmək üçün Çox Böyük Teleskop İnterferometrindəki GRAVITY alətindən istifadə edin. ExoGRAVITY komandası ic Pic c-nin birbaşa görüntüləmə üçün əla namizəd olacağını düşünürdü.

Yaxşı bir radyal sürət məlumatları dəsti olan bir ekzoplanet axtarırdılar və β Pic c-in qardaşı artıq birbaşa görüntüləndiyindən yaxşı bir bahis kimi görünürdü.

Mövcud texnologiyamızla çox az ekzoplanet birbaşa görüntülənə bilər. Onların ulduzlarından kifayət qədər uzaq olmaları lazımdır, əks halda parıltıda yox olurlar. Ən etibarlı ekzoplanet aşkarlama metodlarımız çox yaxın ulduzlarda daha yaxşı işləyir. Ekzoplanet kifayət qədər cavandırsa, faydalıdır, çünki bu cür planetlər hələ istilik şüası yayacaq qədər isti olur.

Məlum olduğu kimi, β Pic c mükəmməl idi. Bu illərdəki dalğalanma məlumatları, İngiltərədəki Cambridge Universitetindən astronom Mathias Nowakın rəhbərlik etdiyi ExoGRAVITY komandasının ekzoplanet hərəkətinin əla bir profilini təmin etdi və yerləşdiyi yerə yaxınlaşaraq birbaşa görüntülər əldə edə bildi. Bu iş artıq əvvəllər heç vaxt olmadığı ekzoplanet məlumat dəstinə gətirib çıxardı.

Radial sürət məlumatları ekzoplanetin kütləsini hesablamaq və Yupiterin kütləsindən təxminən 8,2 dəfə çoxluq içində dövr etdiyi və orbital dövrü 3,4 il olan ulduzun 2,7 astronomik vahidində dövr etməsi üçün istifadə edilmişdir. İndiyə qədər çox normaldır.

Ancaq birbaşa şəkillər bir sürpriz ortaya qoydu - ic Pic c, təəccüblü dərəcədə zəifdir, qardaşından altı qat daha zəifdir, baxmayaraq ki, iki ekzoplanet eyni ölçüdə olsa da, daha soyuqdur. β Pic c-nin parlaqlığı onun temperaturunun 50 Pic b üçün 1724 Kelvin ilə müqayisədə 1250 Kelvin olduğunu göstərir.

Bu, ekzoplanetin necə meydana gəldiyinə dair bir ipucu ola bilər: Modellərdə bir körpə ekzoplanetasının temperaturu onun əmələ gəlməsi üsulu ilə əlaqədardır.

Diskin qeyri-sabitlik əmələ gəlməsi modelində, yeni doğulmuş ulduzun ətrafında fırlanan toz və qaz protoplanetar diskinin bir hissəsi birbaşa bir qaz nəhənginə çökür. Bu modeldə ekzoplanetin möhkəm bir nüvəsi yoxdur və daha isti və parlaq olur.

Nüvə yığılma modelində, protoplanetar diskdəki qaya parçaları əvvəlcə elektrostatik qüvvələr, daha sonra cazibə qüvvəsi ilə bir-birinə yapışaraq daha böyük və daha böyük bir cisim əmələ gətirərək aşağıdan yuxarıya bir planet qurur. Yaranan ekzoplanet möhkəm bir nüvəyə malikdir və daha soyuq və qaranlıq olur.

Β Pic c gözlənildiyindən daha kiçik və daha qaranlıq olduğu üçün və diskin qeyri-sabitlik modeli ekzoplanetin β Pic c-dən daha çox uzaqlaşmasını tələb edir və ekzoplanetin əsas artma yolu ilə əmələ gəldiyinə inanır.

Bu cazibədar bir nəticədir, amma hələ görüləsi işlər var. Β Pic b üçün etibarlı bir kütlə təxminimiz yoxdur - Yupiterin kütləsinin 9 ilə 13 qat arasında ola bilər. Ulduz c Pic c-dən daha böyük bir məsafədə dövr edir, yəni kütləsini çıxarmaq üçün kifayət qədər sarsıntı məlumatımız yoxdur. Bunu daraltana qədər necə meydana gəldiyini ölçmək daha çətin olacaq.

Və daha çox iş var on Pic c. Növbəti addım ekzoplanet tərəfindən yayılan işığın detallı spektrlərini götürmək olacaq. Buradan alimlər planetin atmosfer tərkibini - qalaktikanın başqa yerlərində həyat əlamətlərini axtarmağın əsas üsulunu işləyə bilərlər.

Tədqiqat iki məqalədə dərc edilmişdir Astronomiya və amp Astrofizika, burada və burada.


Mündəricat

Aşağıdakı üsullar ən azı bir dəfə yeni bir planet kəşf etmək və ya əvvəlcədən kəşf edilmiş bir planet aşkarlamaq üçün uğurlu oldu:

Radial sürət redaktə edin

Planeti olan bir ulduz planetin cazibə qüvvəsinə cavab olaraq öz kiçik orbitində hərəkət edəcəkdir. Bu, ulduzun Yerə doğru və ya ondan uzaqlaşma sürətində dəyişikliklərə səbəb olur, yəni dəyişmələr Ulduzun Yerə nisbətən radial sürətindədir. Doppler effekti sayəsində ana ulduzun spektral xətlərindəki yerdəyişmədən radial sürət çıxarıla bilər. [1] Radial sürət metodu bu ikili kütlə funksiyasından istifadə edərək planetin mövcudluğunu təsdiqləmək üçün bu dəyişiklikləri ölçür.

Sistemin kütlə mərkəzi ətrafında olan ulduzun sürəti planetinkindən xeyli azdır, çünki kütlə mərkəzi ətrafında orbitinin radiusu çox azdır. (Məsələn, Günəş Yupiter səbəbiylə təxminən 13 m / s, ancaq Yer üzünə görə yalnız 9 sm / s hərəkət edir). Bununla birlikdə, 3 m / s-ə qədər və ya bir qədər az olan sürət dəyişikliyi, La Silla Rəsədxanasında, Çilidə və ya HIRES-də ESO 3.6 metrlik teleskopdakı HARPS (Yüksək Dəqiqlik Radial Sürət Planet Axtarıcısı) spektrometri kimi müasir spektrometrlərlə aşkar edilə bilər. Keck teleskoplarında spektrometr. Radial sürəti ölçmək üçün xüsusilə sadə və ucuz bir metod "xaricdən dağılmış interferometridir". [2]

2012-ci ilə qədər radyal-sürət metodu (Doppler spektroskopiyası kimi də bilinir) planet ovçularının istifadə etdiyi ən məhsuldar texnika idi. (2012-ci ildən sonra Kepler kosmik gəmisindən keçən tranzit metodu sayca onu keçdi.) Radial sürət siqnalı məsafədən asılı deyil, lakin yüksək dəqiqliyə nail olmaq üçün yüksək siqnal-səs nisbətləri spektrləri tələb olunur və ümumiyyətlə yalnız nisbətən yaxınlıqdakı ulduzlar üçün istifadə olunur , daha kütləvi planetləri tapmaq üçün Yerdən təxminən 160 işıq ili uzaqlıqda. Tək bir teleskopla eyni anda bir çox hədəf ulduzunu eyni vaxtda müşahidə etmək də mümkün deyil. Jovian kütləsindəki planetlər bir neçə min işıq ili uzaqlıqdakı ulduzlar ətrafında aşkar edilə bilər. Bu üsul asanlıqla ulduzlara yaxın olan kütləvi planetləri tapır. Müasir spektroqraflar ana ulduzdan 10 astronomik vahidin ətrafında dövr edən Yupiter kütləsi planetlərini də asanlıqla aşkar edə bilər, lakin bu planetlərin aşkarlanması uzun illərin müşahidəsini tələb edir. Yer kütləsi planetlər hazırda yalnız kiçik kütləli ulduzlar ətrafında çox kiçik orbitlərdə aşkar edilə bilər, məs. Proksima b.

Kiçik kütləli ulduzların ətrafında planetləri aşkarlamaq iki səbəbə görə daha asandır: Birincisi, bu ulduzlara planetlərdən gələn cazibə qüvvəsi daha çox təsir göstərir. İkinci səbəb, aşağı kütləli əsas ardıcıllıq ulduzlarının ümumiyyətlə nisbətən yavaş dönməsidir. Sürətli fırlanma spektral xətt məlumatlarını daha az aydınlaşdırır, çünki digər yarısı yaxınlaşarkən ulduzun yarısı müşahidəçinin nəzərindən uzaqlaşır. Ulduz əsas ardıcıllığı tərk etmişsə, daha kütləvi ulduzların ətrafında planetlərin aşkarlanması daha asandır, çünki əsas ardıcıllığı tərk etmək ulduzun fırlanmasını ləngidir.

Bəzən Doppler spektrografiyası, xüsusilə çox planetli və çox ulduzlu sistemlərdə yalan siqnallar yaradır. Maqnetik sahələr və müəyyən ulduz fəaliyyəti də yalnış siqnallar verə bilər. Ev sahibi ulduzun bir çox planeti olduqda, yalnış siqnallar da yetərli məlumatların olmamasından yarana bilər, belə ki, ulduzlar ümumiyyətlə davamlı müşahidə olunmadığı üçün birdən çox həll verilənlərə sığa bilər. [3] Bəzi yalan siqnallar planet sisteminin dayanıqlığını analiz edərək, ev sahibi ulduzda fotometriya analizi apararaq onun fırlanma müddətini və ulduz aktivlik dövrlərini bilməklə aradan qaldırıla bilər.

Dünyadan görmə xəttinə çox meylli olan orbitləri olan planetlər daha kiçik görünən dalğalar meydana gətirir və beləliklə onları aşkar etmək daha çətindir. Radial sürət metodunun üstünlüklərindən biri də planetin orbitinin ekssentrikliyinin birbaşa ölçülməsidir. Radial-sürət metodunun əsas çatışmazlıqlarından biri, onun yalnız bir planetin minimum kütləsini qiymətləndirə bilməsi (M true ∗ sin ⁡ i < displaystyle M _ < text> * < sin i> ,>). Meyl bucağının arxa bölgüsü mən planetlərin həqiqi kütlə bölgüsündən asılıdır. [4] Bununla birlikdə sistemdə nisbətən yaxın orbitə çıxan və kifayət qədər kütləyə sahib olan bir çox planet olduqda, orbital sabitlik analizi bu planetlərin maksimum kütləsini məhdudlaşdırmağa imkan verir. Radial sürət metodu tranzit metodu ilə əldə edilmiş nəticələri təsdiqləmək üçün istifadə edilə bilər. Hər iki üsul da birlikdə istifadə edildikdə, planetin həqiqi kütləsi təxmin edilə bilər.

Ulduzun radial sürəti bir planetin minimum kütləsini versə də, planetin spektral xətləri ulduzun spektral xətlərindən fərqlənə bilsə, o zaman planetin özünün radial sürəti tapıla bilər və bu, planetin orbitinin meylini verir. Bu, planetin həqiqi kütləsinin ölçülməsini təmin edir. Bu, yalan pozitivləri də istisna edir və planetin tərkibi haqqında məlumat verir. Əsas məsələ budur ki, bu cür aşkaretmə yalnız planetin nisbətən parlaq bir ulduz ətrafında dövr etməsi və planetin çox işıq yansıtması və ya yayması halında mümkündür. [5]

Tranzit fotometri Redaktə edin

Texnika, üstünlüklər və mənfi cəhətlər Düzəliş edin

Radial sürət metodu bir planetin kütləsi haqqında məlumat verirsə, fotometrik metod planetin radiusunu təyin edə bilər. Bir planet öz ana ulduzunun diskinin qarşısından keçərsə (keçid edirsə), onda ulduzun və planetin nisbi ölçülərindən asılı olaraq ulduzun müşahidə olunan görmə parlaqlığı az miqdarda azalır. [8] Məsələn, HD 209458 vəziyyətində ulduz% 1.7 azalır. Bununla birlikdə, tranzit siqnalların əksəriyyəti xeyli kiçikdir, məsələn, Günəşə bənzər bir ulduzdan keçən Yer boyu bir planet milyonda yalnız 80 hissə (yüzdə 0,008) qaralma yaradır.

Nəzəri bir tranzit ekzoplanet işıq əyrisi modeli müşahidə olunan planet sisteminin aşağıdakı xüsusiyyətlərini proqnozlaşdırır: tranzit dərinliyi (δ), tranzit müddəti (T), giriş / çıxma müddəti (τ) və ekzoplanetin dövrü (P). Lakin bu müşahidə olunan miqdar bir neçə fərziyyəyə əsaslanır. Hesablamalarda rahatlıq üçün planetin və ulduzun sferik, ulduz diskinin vahid və orbitin dairəvi olduğunu düşünürük. Müşahidə olunan tranzit ekzoplanetin bir ulduzdan keçərkən olduğu nisbi vəziyyətdən asılı olaraq, işıq əyrisinin müşahidə olunan fiziki parametrləri dəyişəcəkdir. Tranzit işıq əyrisinin keçid dərinliyi (δ) tranzit zamanı ulduzun normallaşmış axınının azalmasını təsvir edir. Bu, ekzoplanetin radiusunu ulduzun radiusuna nisbətən ətraflı göstərir. Məsələn, ekzoplanet günəş radiusu böyüklüyündə bir ulduzdan keçərsə, daha böyük radiusu olan bir planet tranzit dərinliyini artırar və kiçik radiusu olan bir planet tranzit dərinliyini azaldar. Ekzoplanetin keçid müddəti (T) bir planetin bir ulduzun keçməsinə sərf etdiyi müddətdir. Bu müşahidə olunan parametr, planetin ulduzdan keçərkən orbitində nə qədər sürətli və ya yavaş hərəkət etdiyinə görə dəyişir. Keçid edən bir işıq əyrisinin giriş / çıxış müddəti (τ), planetin ulduzu tam örtməsi (girməsi) və ulduzu (çıxışı) tam açması üçün çəkdiyi vaxtı təsvir edir. Bir planet ulduzun diametrinin bir ucundan digər ucuna keçərsə, giriş / çıxma müddəti daha qısadır, çünki bir planetin ulduzu tam örtməsi üçün daha az vaxt lazımdır. Bir planet bir ulduzu diametrdən başqa hər hansı bir nöqtəyə nisbətən keçərsə, planetin keçidi zamanı ulduzu qismən örtmək üçün daha uzun bir vaxt sərf etdiyi üçün diametrdən uzaqlaşdıqda giriş / çıxış müddəti uzanır. [9] Bu müşahidə olunan parametrlərdən hesablamalar yolu ilə bir sıra fərqli fiziki parametrlər (yarı əsas ox, ulduz kütləsi, ulduz radiusu, planet radiusu, ekssentriklik və meyl) müəyyən edilir. Ulduzun radial sürət ölçmələrinin birləşməsi ilə planetin kütləsi də müəyyən edilir.

Bu metodun iki böyük mənfi cəhəti var. Birincisi, planetar keçidlər yalnız planetin orbitinin astronomların baxış nöqtəsinə mükəmməl şəkildə uyğunlaşdığı zaman müşahidə olunur. Planet orbital təyyarənin birbaşa görmə xəttində bir ulduza düşmə ehtimalı, ulduzun diametrinin orbitin diametrinə nisbətidir (kiçik ulduzlarda planetin radiusu da vacib amildir) . Kiçik orbitli planetlərin təxminən 10% -i belə bir düzəldilməyə malikdir və daha böyük orbitli planetlərə nisbətən azalır. Günəş ölçüsündə bir ulduzun ətrafında 1 AU-da dövr edən bir planet üçün təsadüfi bir hizalanmanın tranzit meydana gətirmə ehtimalı% 0.47-dir. Bu səbəbdən, metod hər hansı bir ulduzun planetlərə ev sahibliyi etməməsinə zəmanət verə bilməz. Bununla birlikdə, bir anda minlərlə, hətta yüz minlərlə ulduz olan səmanın geniş ərazilərini tarayaraq, tranzit anketlər radial sürət metodundan daha çox ekstraolar planetləri tapa bilər. [10] Yerdəki MEarth Layihəsi, SuperWASP, KELT və HATNet və kosmosda yerləşən COROT, Kepler və TESS missiyaları kimi bir neçə araşdırma bu yanaşmanı aldı. Tranzit metodu, bir neçə min işıq ili uzaqlıqdakı ulduzların ətrafındakı planetləri aşkar etmək üstünlüyünə də malikdir. Oxatan Bürcünün Pəncərə Tutulmasına Ekstrasolar Planet Axtarışı ilə aşkarlanan ən uzaq planetlər qalaktik mərkəzin yaxınlığında yerləşir. Ancaq bu ulduzların etibarlı təqib müşahidələri mövcud texnologiya ilə demək olar ki, mümkün deyil.

Bu metodun ikinci dezavantajı yüksək dərəcədə saxta aşkarlamadır. 2012-ci ildə aparılan bir araşdırma, Kepler missiyası tərəfindən müşahidə edilən tranzitlər üçün yanlış pozitivlik nisbətinin tək planet sistemlərində% 40-a qədər ola biləcəyini tapdı. [11] Bu səbəbdən, tək bir keçid algılayıcısı olan bir ulduz, tipik olaraq radial sürət metodundan və ya orbital parlaqlığın modulyasiya metodundan əlavə təsdiq tələb edir. Radial sürət metodu, Yupiter ölçüsündə və ya daha böyük planetlərdə xüsusilə vacibdir, çünki bu ölçülü obyektlər yalnız planetləri deyil, qəhvəyi cırtdanları və hətta kiçik ulduzları əhatə edir. İki və ya daha çox planet namizədi olan ulduzlarda saxta müsbət nisbət çox aşağı olduğundan, bu cür aşkarlamalar çox vaxt geniş izləmə olmadan təsdiqlənə bilər. Bəziləri tranzit vaxtı dəyişmə metodu ilə də təsdiqlənə bilər. [12] [13] [14]

Göydəki bir çox işıq nöqtəsi, axın ölçmələri ilə keçid planetləri kimi görünə bilən parlaqlıq dəyişikliyinə malikdir. Tranzit fotometriya metodundakı yanlış pozitivlər üç ümumi formada yaranır: qarışıq tutulma ikili sistemlər, otlaq tutma ikili sistemlər və planet ölçülü ulduzlarla keçid. Tutulan ikili sistemlər ümumiyyətlə planetləri ekzoplanet keçidlərindən fərqləndirən dərin tutulmalar yaradır, çünki planetlər ümumiyyətlə təxminən 2R-dən kiçikdir.J, [15] lakin tutulmalar qarışıq və ya otlayan tutulma ikili sistemlər üçün daha sığdır.

Qarışıq tutulma ikili sistemlər, eyni mənzərə xətti boyunca, ümumiyyətlə fərqli bir məsafədə üçüncü (ümumiyyətlə daha parlaq) bir ulduzla qarışdırılan normal tutulma ikili sistemdən ibarətdir. Üçüncü ulduzun daimi işığı ölçülən tutulma dərinliyini azaldır, buna görə işıq əyrisi keçid ekzoplanetinə bənzəyir. Bu hallarda hədəf ən çox kiçik bir əsas ardıcıllıqla və ya əsas ardıcıllıqla ikincil olan bir nəhəng ulduzla böyük bir əsas ardıcıllığı ehtiva edir. [16]

Tutulan otlayan ikili sistemlər, bir obyektin digərinin əzasını çətinliklə otaracağı sistemlərdir. Bu hallarda işıq əyrisinin maksimum keçid dərinliyi iki ulduzun radiuslarının kvadratlarının nisbətinə nisbətli olmayacaq, əksinə yalnız ikincil tərəfindən bloklanan birincilin kiçik hissəsindən asılı olacaqdır. Kiçik ölçülü daldırma ekzoplanet tranzitini təqlid edə bilər. Tutulan ikili sistemin dairəvi bir orbitə sahib olması və bu iki yoldaşın fərqli kütlələrə sahib olması halında bu kateqoriyadakı bəzi yanlış pozitiv halları asanlıqla tapmaq mümkündür. Yörüngənin dövri təbiətinə görə, tutulma hadisəsi baş verərdi, ikincil gizli və əksinə. İki ulduzun kütlələri və bu fərqli radiusları və parlaqlıqları əhəmiyyətli dərəcədə fərqli olsaydı, bu iki tutulma müxtəlif dərinliklərə sahib olardı.Dayaz və dərin bir tranzit hadisəsinin bu təkrarı asanlıqla aşkar edilə bilər və beləliklə sistemin otlayan tutulma ikili sistem kimi tanınmasına imkan verir. Bununla birlikdə, əgər iki ulduz yoldaşı təxminən eyni kütlədirsə, bu iki tutulma fərqlənməz olardı, beləliklə yalnız keçid fotometri ölçmələrindən istifadə edərək otlayan bir tutulma ikili sistemin müşahidə olunduğunu nümayiş etdirmək mümkün olmazdı.

Nəhayət, qaz nəhəng planetləri, ağ cırtdanlar və qəhvəyi cırtdanlarla təxminən eyni ölçüdə olan iki növ ulduz var. Bunun səbəbi qaz nəhəng planetlərin, ağ cırtdanların və qəhvəyi cırtdanların hamısının degenerasiya edilmiş elektron təzyiqi ilə dəstəklənməsidir. İşıq əyrisi kütlələr arasında fərq qoymur, çünki yalnız keçid obyektinin ölçüsündən asılıdır. Mümkün olduqda, keçid edən və ya tutulan cismin planet kütləsi olduğunu yoxlamaq üçün radial sürət ölçmələrindən istifadə olunur, yəni 13M-dən azdır.J. Tranzit vaxtı dəyişiklikləri də M-i təyin edə bilərP. Doppler Tomoqrafiyası bilinən bir radial sürət orbitində minimum M əldə edə bilərP və proqnozlaşdırılan ox-orbit hizalaması.

Qırmızı nəhəng budaqlı ulduzların ətrafındakı planetləri aşkarlamaq üçün başqa bir problemi var: bu ulduzların ətrafındakı planetlərin daha böyük ulduz ölçüsünə görə tranzit keçmə ehtimalı daha yüksək olduğu halda, qırmızı nəhənglərin tez-tez olduğu üçün bu keçid siqnallarını əsas ulduzun parlaqlıq əyrisi ilə ayırmaq çətindir. bir neçə saatdan bir günə qədər olan müddətdə parlaqlıqda pulsasiya. Bu, xüsusən subqantlarla diqqət çəkir. Bundan əlavə, bu ulduzlar daha parlaqdır və keçid planetlər bu ulduzlardan gələn işığın daha kiçik bir faizini maneə törədirlər. Bunun əksinə olaraq, planetlər bir neytron ulduzu və ya ağ cırtdan kimi çox kiçik bir ulduzu tamamilə gizlədə bilər. Ancaq kiçik ulduz ölçüləri səbəbiylə bir planetin belə bir ulduz qalığı ilə uyğunlaşma ehtimalı son dərəcə azdır.

Tranzit metodunun əsas üstünlüyü ondadır ki, planetin ölçüsü işıq əyrisindən təyin oluna bilər. Radial sürət metodu ilə (planetin kütləsini təyin edən) birləşdirildikdə, planetin sıxlığını təyin etmək və bu sayədə planetin fiziki quruluşu haqqında bir şey öyrənmək olar. Hər iki üsulla öyrənilən planetlər, bilinən bütün ekzoplanetlərin ən yaxşısıdır. [17]

Tranzit metodu həm də tranzit planetin atmosferini öyrənməyə imkan verir. Planet ulduzdan keçəndə ulduzdan gələn işıq planetin üst atmosferindən keçir. Yüksək qətnamə ulduz spektrini diqqətlə öyrənərək planetin atmosferində mövcud olan elementləri aşkar etmək olar. Planet atmosferi və bunun üçün bir planet, eyni zamanda planetin atmosferindən keçərkən və ya əks olunduqda ulduz işığının qütbləşməsini ölçərək aşkar edilə bilər. [18]

Əlavə olaraq, ikincil tutulma (planetin ulduzu tərəfindən bloklandığı zaman) planetin radiasiyasının birbaşa ölçülməsinə imkan verir və digər planetlərin varlığına ehtiyac olmadan planetin orbital eksantrikliyini məhdudlaşdırmağa kömək edir. İkincili tutulma zamanı ulduzun fotometrik intensivliyi əvvəl və ya sonra intensivliyindən çıxarılarsa, yalnız planetin yaratdığı siqnal qalır. Bundan sonra planetin istiliyini ölçmək və hətta üzərində bulud əmələ gəlməsinin mümkün əlamətlərini aşkar etmək mümkündür. Mart 2005-ci ildə iki qrup alim Spitzer Kosmik Teleskopu ilə bu texnikanı istifadə edərək ölçmə apardı. David Charbonneau rəhbərlik etdiyi Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzindən və L. D. Demingin rəhbərlik etdiyi Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzindən olan iki komanda, müvafiq olaraq TrES-1 və HD 209458b planetlərini araşdırdı. Ölçmələr planetlərin istiliyini aşkar etdi: TrES-1 üçün 1.060 K (790 ° C) və HD 209458b üçün təxminən 1130 K (860 ° C). [19] [20] Bundan əlavə, isti Neptun Gliese 436 b-nin ikincil tutulmaya girdiyi məlumdur. Bununla birlikdə, bəzi keçid planetləri Earth HD 17156 b-yə nisbətən ikincil tutulmaya girməyəcək şəkildə orbitdə olurlar, ehtimal ki, sonunculardan biridir.

Tarix Redaktə edin

Fransız Kosmik Agentliyinin bir missiyası olan CoRoT, 2006-cı ildə atmosfer sintilyasiyasının olmamasının inkişaf etmiş dəqiqliyə imkan verdiyi orbitdən planetar tranzitləri axtarmağa başladı. Bu missiya, 2008-ci ilin əvvəlindən etibarən iki ekzoplanet kəşfi ilə [21] (hər ikisi "isti Yupiter" tipi) "Yerdən bir neçə dəfə bir neçə dəfə böyük" planetləri aşkar edə və "gözləniləndən daha yaxşı" fəaliyyət göstərə bilmək üçün hazırlanmışdır. 2013-cü ilin iyun ayında CoRoT-un ekzoplanet sayı 32 idi, bir neçəsi təsdiqlənmədi. Peyk gözlənilmədən məlumatların ötürülməsini 2012-ci ilin noyabrında dayandırdı (missiyası iki dəfə genişləndirildikdən sonra) və 2013-cü ilin iyununda istefaya göndərildi. [22]

Mart 2009-cu ildə, NASA missiyası Kepler, Yer ölçüsündə planetlərin aşkarlanması və səciyyələndirilməsi üçün dəqiq bir ölçü ilə Cygnus bürcündəki çox sayda ulduzu taramaq üçün başladıldı. NASA Kepler Missiyası planetlərə yüz min ulduzu taramaq üçün tranzit metodundan istifadə edir. Ümid edilirdi ki, 3,5 illik missiyasının sonunda peyk Yer kürəsindən daha kiçik planetləri aşkarlayacaq qədər məlumat toplayacaqdı. Eyni zamanda yüz min ulduzu skan edərək yalnız Yer boyu planetləri aşkar edə bilmədi, Günəşə bənzər ulduzların ətrafında bu cür planetlərin sayına dair statistik məlumatlar toplaya bildi. [23]

2 Fevral 2011-ci ildə Kepler komandası, yaşana bilən bölgədə ola biləcək 54-ü də daxil olmaqla, 1235 planet xaricindəki planet namizədinin siyahısını açıqladı. 5 dekabr 2011-ci il tarixində Kepler komandası, 207-si yer üzünə, 680-i super-yer ölçüsü, 1.181-i Neptun, 203-ü Yupiter və 55-i daha böyük olan 2.326 planet namizədini kəşf etdiklərini açıqladı. Yupiterdən daha çox. 2011-ci ilin Fevral göstəriciləri ilə müqayisədə Yer kürəsi və super Yer ölçüsündə planetlərin sayı müvafiq olaraq 200% və 140% artdı. Üstəlik, araşdırılan ulduzların yaşana bilən zonalarında 48 planet namizədi tapıldı və bu, Fevral göstəricisindən bir azalma olduğunu qeyd etdi, bunun səbəbi dekabr məlumatlarında istifadənin daha sərt meyarları ilə əlaqəli idi. 2013-cü ilin iyun ayına qədər planet namizədlərinin sayı 3.278-ə qədər artırıldı və bəzi təsdiqlənmiş planetlər Yerdən daha kiçik, bəziləri hətta Mars böyüklüyündə (Kepler-62c kimi) və Merkuridən (Kepler-37b) daha kiçik idi. [24]

Yansıma və emissiya modulyasiyalarını redaktə edin

Ulduzlarının ətrafındakı yaxın orbitlərdə olan qısa müddətli planetlər əks olunan işıq dəyişikliyinə məruz qalacaqlar, çünki Ay kimi, yenidən təzə və geri mərhələləri keçəcəklər. Əlavə olaraq, bu planetlərin çox sayda ulduz işığı aldığına görə onları qızdırır və istilik emissiyalarını potensial olaraq aşkar edilə bilər. Teleskoplar planeti ulduzdan həll edə bilmədiyi üçün yalnız birləşmiş işığı görür və ana ulduzun parlaqlığı hər bir orbitdə dövri olaraq dəyişir. Təsiri kiçik olsa da - tələb olunan fotometrik dəqiqlik, günəş tipli bir ulduzdan keçərkən Yer ölçüsündə bir planet aşkar etməklə eynidir - orbital dövrü bir neçə gün olan bu cür Yupiter ölçülü planetlər kosmik teleskoplar tərəfindən aşkar olunur. Kepler Kosmik Rəsədxanası olaraq. Tranzit metodu ilə olduğu kimi, digər planetlərə nisbətən ana ulduzuna yaxın dövr edən böyük planetlərin aşkarlanması daha asandır, çünki bu planetlər ana ulduzlarından daha çox işıq tuturlar. Bir planet yüksək bir albedoya sahib olduqda və nisbətən parlaq bir ulduzun ətrafında olduqda, onun işıq dəyişmələrini görünən işıqda aşkar etmək daha asandır, aşağı temperaturlu ulduzların ətrafındakı qaranlıq planetlər və ya planetlər bu metodla infraqırmızı işıqla daha asan aşkarlanır. Uzunmüddətli perspektivdə, bu metod, orbital faza əks olunan işıq dəyişməsinin böyük dərəcədə orbital meyldən asılı olmadığından və planetin ulduzun diskinin qarşısından keçməsini tələb etmədiyi üçün bu missiya ilə aşkar ediləcək ən çox planet tapa bilər. Hələ də dünyagörüşü ilə dairəvi üzbəüz orbitləri olan planetləri təsbit edə bilmir, çünki orbit zamanı əks olunan işığın miqdarı dəyişmir.

Nəhəng planetin faz funksiyası eyni zamanda istilik xüsusiyyətləri və mövcud olduğu atmosferin bir funksiyasıdır. Buna görə faza əyrisi atmosfer hissəciklərinin ölçü paylanması kimi digər planet xüsusiyyətlərini məhdudlaşdıra bilər. Bir planetin keçid tapıldığı və ölçüsü məlum olduqda, faz dəyişmələri əyrisi planetin albedosunu hesablamağa və ya məhdudlaşdırmağa kömək edir. Albedo hesablamağa çalışarkən planetin parıltısı müdaxilə edə biləcəyi üçün çox isti planetlərlə daha çətindir. Nəzəri olaraq, albedo çoxsaylı dalğa uzunluğundakı işıq dəyişikliyini müşahidə edərkən keçməyən planetlərdə də tapıla bilər. Bu, elm adamlarına planetin ulduzdan keçməməsinə baxmayaraq planetin ölçüsünü tapmaq imkanı verir. [25]

Ekzoplanetdən əks olunan görünən işıq spektrinin ilk dəfə birbaşa aşkarlanması 2015-ci ildə beynəlxalq astronomlar qrupu tərəfindən həyata keçirilmişdir. Astronomlar, Çilidəki Avropa Cənubi Rəsədxanasının La Silla Rəsədxanasında Yüksək Dəqiqlik Radial sürət Planet Axtarıcısı (HARPS) alətindən istifadə edərək əsas Pegasi bəndini (Günəşə bənzər bir ulduz) kəşf edən 51 Pegasi b-dən işığı araşdırdılar. [26] [27]

Həm CoRoT [28] həm də Kepler [29] planetlərdən yansıyan işığı ölçdülər. Ancaq bu planetlər ev sahibi ulduzlarını keçdikləri üçün onsuz da bilinirdi. Bu metodla kəşf edilən ilk planetlər Kepler tərəfindən tapılan Kepler-70b və Kepler-70c'dir. [30]

Nisbi şüa redaktə edin

Ekzoplanetlərin işıq dəyişmələrindən aşkarlanması üçün ayrıca bir yeni metod, hərəkətinə görə ulduzdan müşahidə olunan axınının nisbi şüalanmasından istifadə edir. Doppler parıldamaq və ya Doppler artırma olaraq da bilinir. Metod ilk dəfə 2003-cü ildə İbrahim Loeb və Scott Gaudi tərəfindən təklif edilmişdir. [31] Planet cazibə qüvvəsi ilə ulduzu dartdıqca fotonların sıxlığı və bu səbəblə ulduzun görünən parlaqlığı müşahidəçi baxımından dəyişir. Radial sürət metodu kimi, orbital eksantrikliyi və planetin minimum kütləsini təyin etmək üçün istifadə edilə bilər. Bu metodla ulduzlara yaxın kütləvi planetləri aşkarlamaq daha asandır, çünki bu amillər ulduzun hərəkətini artırır. Radial sürət metodundan fərqli olaraq, bir ulduzun dəqiq bir spektri tələb etmir və bu səbəbdən sürətli fırlanan ulduzlar və daha uzaq ulduzlar ətrafında planetləri tapmaq üçün daha asan istifadə edilə bilər.

Bu metodun ən böyük dezavantajlarından biri, işıq dəyişmə effektinin çox az olmasıdır. Günəşə bənzər bir ulduzdan 0,025 AU ətrafında dövr edən Jovian kütləsi bir planet, orbit kənarda olsa da, çətinliklə aşkarlanır. Bu yeni planetlərin kəşfi üçün ideal bir metod deyil, çünki planetdən çıxan və əks olunan ulduz işığının miqdarı, ümumiyyətlə, nisbi şüalara görə işıq dəyişmələrindən çoxdur. Bununla birlikdə, bu metod, radial sürət müşahidələrindən sonrakı məlumatların toplanmasına ehtiyac olmadan planetin kütləsinin ölçülməsinə imkan verdiyi üçün hələ də faydalıdır.

Bu metoddan istifadə edən bir planetin ilk kəşfi (Kepler-76b) 2013-cü ildə elan edildi. [32] [33]

Ellipsoidal dəyişikliklər Düzəliş edin

Kütləvi planetlər ev sahibi ulduzlarda kiçik bir gelgit təhrifinə səbəb ola bilər. Bir ulduz bir az elipsoidal bir forma sahib olduqda, aydın parlaqlığı, ulduzun tünd hissəsinin müşahidəçinin baxış bucağına baxmasından asılı olaraq dəyişir. Relyativistik şüa metodu kimi, planetin minimum kütləsini təyin etməyə kömək edir və həssaslığı planetin orbital meylindən asılıdır. Bir ulduzun aydın parlaqlığına təsir dərəcəsi, nisbi işıqlandırma metodundan daha çox ola bilər, lakin parlaqlığın dəyişmə dövrü iki qat daha sürətli olur. Bundan əlavə, planet ulduzun radius nisbətinə nisbətən aşağı və yarı əsas oxa sahib olduğu və ulduzun sıxlığını az olduğu təqdirdə ulduzun şəklini daha çox pozur. Bu, bu metodu əsas ardıcıllığı tərk etmiş ulduzlar ətrafında planetlərin tapılması üçün əlverişlidir. [34]

Pulsar vaxtı Redaktə edin

Pulsar neytron uldur: fövqəlnova kimi partlayan bir ulduzun kiçik, ultradens qalığı. Pulsarlar döndükcə son dərəcə nizamlı olaraq radio dalğaları yayırlar. Bir pulsarın daxili rotasiyası bu qədər nizamlı olduğundan, müşahidə olunan radio impulslarının vaxtında yüngül anomaliyalar pulsarın hərəkətini izləmək üçün istifadə edilə bilər. Adi bir ulduz kimi, bir pulsar bir planeti varsa öz kiçik orbitində hərəkət edəcəkdir. Nəbz vaxtı müşahidələrinə əsaslanan hesablamalar daha sonra həmin orbitin parametrlərini aşkar edə bilər. [35]

Bu metod əvvəlcə planetlərin aşkarlanması üçün nəzərdə tutulmamışdır, lakin o qədər həssasdır ki, digər metodlardan daha kiçik, Yer kütləsinin onda bir hissəsindən az planetləri aşkar edə bilir. Həm də bir planet sisteminin müxtəlif üzvləri arasındakı qarşılıqlı cazibə narahatlıqlarını müəyyənləşdirə və bununla da bu planetlər və orbital parametrləri haqqında əlavə məlumatları ortaya qoya bilər. Bundan əlavə, pulsardan nisbətən uzaq olan planetləri asanlıqla aşkar edə bilər.

Pulsar zamanlama metodunun iki əsas çatışmazlığı var: pulsarlar nisbətən nadirdir və bir planetin pulsar ətrafında əmələ gəlməsi üçün xüsusi şərtlər tələb olunur. Buna görə çox sayda planetin bu şəkildə tapılması ehtimalı azdır. [36] Əlavə olaraq, ətraf radiasiyasının yüksək intensivliyinə görə pulsarların ətrafında dövr edən planetlərdə həyat çox güman ki, yaşamayacaq.

1992-ci ildə Aleksandr Wolszczan və Dale Frail pulsar PSR 1257 + 12 ətrafındakı planetləri kəşf etmək üçün bu üsuldan istifadə etdilər. [37] Kəşfləri sürətlə təsdiqləndi və Günəş Sistemindən kənarda olan planetlərin ilk təsdiqi oldu. [ alıntıya ehtiyac var ]

Dəyişən ulduz vaxtı Redaktə edin

Pulsarlar kimi, digər bəzi digər pulsasiyaedici dəyişən ulduzlar da kifayət qədər nizamlıdır ki, radial sürət spektroskopiyaya ehtiyac olmadan pulsasiya tezliyinin Doppler sürüşməsindən tamamilə fotometrik olaraq təyin oluna bilər. [38] [39] Bu metod, dövri fəaliyyətin daha uzun və daha az nizamlı olması səbəbindən pulsar vaxtı dəyişmə metodu qədər həssas deyil. Dəyişən bir ulduz ətrafında planetlərin aşkarlanmasının asanlığı ulduzun pulsasiya müddətindən, pulsasiyaların qanunauyğunluğundan, planetin kütləsindən və ana ulduzdan uzaqlığından asılıdır.

Bu metodla ilk müvəffəqiyyət 2007-ci ildə V391 Pegasi b-nin pulsasiya edən bir cırtdan ulduz ətrafında kəşf edildiyi zaman gəldi. [40]

Tranzit vaxtı Redaktə edin

Tranzit vaxtı dəyişmə metodu tranzitlərin ciddi dövriyyə ilə baş verdiyini və ya bir dəyişiklik olub-olmadığını nəzərə alır. Birdən çox keçid planeti aşkar edildikdə, onlar tez-tez tranzit vaxtı dəyişmə metodu ilə təsdiqlənə bilər. Bu radial sürət metodlarının aşağı siqnal-səs nisbətinə görə onları aşkar edə bilmədiyi Günəşdən uzaq olan planet sistemlərində faydalıdır. Tranzit metodu ilə bir planet aşkarlanmışdırsa, tranzitin vaxtındakı dəyişikliklər sistemdə Yerlə müqayisə edilə bilən kütlələri olan əlavə keçməyən planetlərin aşkarlanmasında son dərəcə həssas bir metod təmin edir. Planetlər nisbətən yaxın orbitlərə sahib olduqda və planetlərdən ən azı biri daha kütləvi olduqda, daha az kütləvi bir planetin orbital dövrünün daha çox narahat olmasına səbəb olduqda tranzit zamanlama dəyişikliklərini aşkar etmək daha asandır. [41] [42] [43]

Tranzit vaxtı metodunun əsas çatışmazlığı ondan ibarətdir ki, ümumiyyətlə planetin özü haqqında çox şey öyrənilə bilməz. Tranzit vaxtının dəyişməsi bir planetin maksimum kütləsini təyin etməyə kömək edə bilər. Əksər hallarda, bir cismin planet kütləsi olub olmadığını təsdiqləyə bilər, ancaq kütləsinə dar məhdudiyyətlər qoymur. İstisnalar da var, çünki Kepler-36 və Kepler-88 sistemlərindəki planetlər öz kütlələrini dəqiq təyin etmək üçün kifayət qədər yaxın orbitdədirlər.

TTV istifadə edərək tranzit olmayan bir planetin ilk əhəmiyyətli aşkarlanması NASA-nın Kepler kosmik gəmisi ilə həyata keçirildi. Keçən planet Kepler-19b, TTV-ni beş dəqiqəlik bir amplituda və təqribən 300 gün müddətində göstərir ki, bu da dövrünün çox rasional çoxluğuna sahib olan ikinci bir planet olan Kepler-19c olduğunu göstərir. keçid planet. [44] [45]

Dairəvi planetlərdə tranzit vaxtının dəyişməsi əsasən digər planetlərin qravitasiya pozğunluğu əvəzinə ulduzların orbital hərəkəti nəticəsində yaranır. Bu dəyişikliklər bu planetlərin avtomatlaşdırılmış üsullarla aşkarlanmasını çətinləşdirir. Bununla birlikdə, bu planetlərin aşkar edildikdən sonra təsdiqlənməsini asanlaşdırır. [ alıntıya ehtiyac var ]

Tranzit müddəti dəyişikliyi Redaktə edin

"Müddət dəyişikliyi" tranzitin nə qədər vaxt aparacağına dair dəyişikliklərə aiddir. Müddət dəyişikliyinə ekzomun, ekssentrik planetlər üçün eyni sistemdəki başqa bir planet səbəbiylə apsidal presessiya və ya ümumi nisbilik səbəb ola bilər. [46] [47]

Tranzit metodu ilə bir planet tapıldıqda, tranzit müddəti dəyişmə metodu ilə asanlıqla təsdiq edilə bilər. [48] ​​Yaxın ikili sistemlərdə ulduzlar yoldaşının hərəkətini əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdirir, yəni hər hansı bir keçid edən planetin tranzit müddətində əhəmiyyətli bir dəyişikliyə sahibdir. İlk belə təsdiq Kepler-16b-dən gəldi. [48]

Tutulma ikili minimum vaxtı Redaktə edin

İkili bir ulduz sistemi - Yerin nöqteyi-nəzərindən - ulduzlar öz orbitlərində bir-birlərinin qarşısından keçəcək şəkildə düzəldildikdə, sistemə "tutulan ikili" bir ulduz sistemi deyilir. Daha parlaq səthə malik ulduzun digər ulduzun diski tərəfindən ən azından qismən gizlədildiyi minimum işıq vaxtı, birincil tutulma adlanır və təxminən yarım orbit sonra, ikincil tutulma daha parlaq səth sahəsi ulduz qaranlıq olduqda meydana gəlir. digər ulduzun bir hissəsi. Bu minimum işığın vaxtları və ya mərkəzi tutulmalar, sistemdə bir pulsardan gələn nəbzlər kimi bir zaman damgası meydana gətirir (parıltıdan daha çox, parlaqlıq içərisindədirlər). İkili ulduzların ətrafında dairəvi orbitdə bir planet varsa, ulduzlar bir ikili planet kütlə mərkəzi ətrafında ofset ediləcəkdir. İkilikdəki ulduzlar planet tərəfindən irəli və irəli yer dəyişdirildikcə, tutulma minimumlarının vaxtları dəyişəcəkdir. Bu ofsetin periyodikliyi yaxın ikili sistemlər ətrafında ekstrasular planetlərin aşkarlanmasının ən etibarlı yolu ola bilər. [49] [50] [51] Bu metodla planetlər daha kütləvi olduqları, sistemin ətrafında nisbətən yaxından fırlandıqları və ulduzların kütlələri az olduqda daha asan aşkarlanır.

Tutulma vaxtı metodu tranzit metodundan daha çox ulduzdan uzaq olan planetlərin aşkarlanmasına imkan verir. Bununla birlikdə, kataklizmik dəyişən ulduzların ətrafındakı planetlərə işarə edən siqnallar qeyri-sabit orbitlərlə uyğunlaşma meyli göstərir. [ aydınlığa ehtiyac var ] [52] 2011-ci ildə Kepler-16b tutulma ikili zamanlama dəyişiklikləri ilə mütləq xarakterizə olunan ilk planet oldu. [53]

Qravitasiya mikrolensinqi Redaktə edin

Qravitasiya mikrolensinqi, bir ulduzun cazibə sahəsi uzaq bir fon ulduzunun işığını böyüdərək lens kimi hərəkət etdikdə baş verir. Bu təsir yalnız iki ulduzun demək olar ki, tam hizalanması ilə baş verir. İki ulduzun və Yerin hamısı bir-birinə nisbətən hərəkət etdiyindən, obyektiv halları qısadır, həftələr və ya günlər davam edir. Son on ildə mindən çox belə hadisə müşahidə edilmişdir.

Ön plandakı ulduz bir planetə sahibdirsə, o planetin öz cazibə sahəsi, obyektiv təsirinə aşkar bir töhfə verə bilər. Bunun üçün son dərəcə qeyri-mümkün bir uyğunlaşma tələb olunduğundan, planetar mikrolensiya töhfələrini məqbul dərəcədə aşkar etmək üçün çox sayda uzaq ulduzun davamlı izlənməsi lazımdır. Bu metod, Yer və qalaktikanın mərkəzi arasındakı planetlər üçün ən məhsuldardır, çünki qalaktik mərkəz çox sayda arxa plan ulduzu təmin edir.

1991-ci ildə astronomlar Shude Mao və Bohdan Paczyński ulduzlara ikili yol yoldaşlarını axtarmaq üçün cazibə qüvvəsi mikrolensiyalaşdırma üsulundan istifadə etməyi təklif etdilər və təklifləri ekzoplanetləri aşkarlamaq üçün bir üsul olaraq 1992-ci ildə Andy Gould və Abraham Loeb tərəfindən dəqiqləşdirildi. Metoddakı müvəffəqiyyətlər 2002-ci ildə OGLE (Optik Qravitasiya Lensinq Təcrübəsi) layihəsi zamanı bir qrup Polşa astronomunun (Varşavalı Andrzej Udalski, Marcin Kubiak və Michał Szymański və Bohdan Paczyński) işləyə bilən bir texnika hazırladığı dövrlərə təsadüf edir. Bir ay ərzində bir neçə mümkün planet tapdılar, baxmayaraq ki müşahidələrdəki məhdudiyyətlər dəqiq təsdiqin qarşısını aldı. O vaxtdan bəri, mikrolensinqdən istifadə edərək bir neçə təsdiqlənmiş ekstraolar planetlər aşkar edilmişdir. Bu, adi ana ardıcıllıq ulduzları ətrafında Yerə bənzər kütlə planetlərini aşkar edə bilən ilk metod idi. [54]

Kiçik (və ya həll edilmiş görüntüləmə üçün) yörüngələri olan planetlərə qarşı aşkarlama qərəzi olan digər metodların əksəriyyətindən fərqli olaraq, mikrolensiya metodu Günəşə bənzər ulduzlardan uzaq 1-10 astronomik vahid ətrafında planetlərin aşkarlanmasına ən həssasdır.

Metodun nəzərəçarpan bir dezavantajı, lensin təkrarlanmamasıdır, çünki şans hizalaması bir daha baş vermir. Bundan əlavə, aşkar edilən planetlərin bir neçə kiloparsek məsafədə olma ehtimalı var, buna görə digər metodlarla izləmə ümumiyyətlə qeyri-mümkündür. Bundan əlavə, mikrolensləşdirmə ilə müəyyən edilə bilən yeganə fiziki xüsusiyyət, məhdud məhdudiyyətlər daxilində planetin kütləsidir. Orbital xüsusiyyətlər də qeyri-müəyyən olur, çünki birbaşa müəyyən edilə bilən yeganə orbital xüsusiyyət, ana ulduzdan cari yarı-böyük ox olduğundan planetin eksantrik bir orbitlə getməsi halında yanıltıcı ola bilər. Planet ulduzundan uzaq olduqda, orbitinin yalnız kiçik bir hissəsini bu üsulla aşkar ediləcəyi bir vəziyyətdə keçirir, buna görə planetin orbital dövrü asanlıqla müəyyən edilə bilməz. Planetlərdən ulduza kütlə nisbəti ilə cazibə qüvvəsi mikrolenslaşdırma effekti artdığından, aşağı kütləli ulduzlar ətrafında planetlərin aşkarlanması daha asandır.

Qravitasiya mikrolenslaşdırma metodunun əsas üstünlükləri aşağı kütləli planetləri (prinsipcə, WFIRST kimi gələcək kosmik layihələrlə Mars kütləsinə qədər) aşkar edə bilməsi, orbital dövrləri də olan Saturn və Uran ilə müqayisə edilə bilən geniş orbitlərdə planetləri aşkar edə bilməsidir. radial sürət və ya tranzit metodlarına həssasdır və çox uzaq ulduzların ətrafındakı planetləri aşkar edə bilər. Kifayət qədər arxa plan ulduzlarını kifayət qədər dəqiqliklə müşahidə etmək mümkün olduqda, metod nəticədə Yerə bənzər planetlərin qalaktikada nə qədər yaygın olduğunu ortaya qoymalıdır. [ alıntıya ehtiyac var ]

Müşahidələr ümumiyyətlə robotik teleskoplar şəbəkələrindən istifadə edərək aparılır. Avropa Tədqiqat Şurası tərəfindən maliyyələşdirilən OGLE-yə əlavə, Astrofizikada Mikrolensinq Müşahidələri (MOA) qrupu da bu yanaşmanı mükəmməlləşdirmək üçün çalışır.

PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) / RoboNet layihəsi daha iddialıdır. Dünyanı əhatə edən bir teleskop şəbəkəsi ilə demək olar ki, fasiləsiz gecə-gündüz əhatə olunmasına imkan verir və kütlələri Yer kürəsi qədər aşağı olan planetlərdən mikrolensinq töhfələrini götürməyə imkan yaradır. Bu strategiya OGLE-2005-BLG-390Lb olaraq təyin edilmiş geniş bir orbitdə ilk kiçik kütləli planetin aşkarlanmasında uğurlu oldu. [54]

Birbaşa görüntü Düzenle

Planetlər ulduzlarla müqayisədə son dərəcə zəif işıq mənbəyidir və onlardan gələn kiçik işıq ana ulduzunun parıltısında itirilməyə meyllidir. Ümumiyyətlə, onları birbaşa aparıcı ulduzlarından aşkarlamaq və həll etmək çox çətindir. Həll oluna bilən ulduzlardan kifayət qədər uzaq dövr edən planetlər çox az ulduz işığını əks etdirir, buna görə də planetlər əvəzinə istilik emissiyası ilə aşkar olunurlar. Ulduz sistem Günəşə nisbətən yaxın olduqda və planet xüsusilə böyük olduqda (Yupiterdən xeyli böyük), ana ulduzundan geniş şəkildə ayrılmış və güclü infraqırmızı radiasiya şəkilləri yaydığı üçün isti olduqda görüntülər əldə etmək daha asandır. planetin görünən dalğa uzunluğundan daha parlaq olduğu infraqırmızıda hazırlanmışdır. Koronaqraflar ulduzun işığının qarşısını almaq üçün, planetin görünməsini təmin etmək üçün istifadə olunur. Yerə bənzər bir ekzoplanetin birbaşa görüntüsü həddindən artıq optotermik sabitlik tələb edir. [55] Planetar formasiyanın toplanma mərhələsində Ulduz planetinin kontrastı H alfada infraqırmızıda olduğundan daha yaxşı ola bilər - hazırda H alfa tədqiqatı aparılır. [56]

Birbaşa görüntü planetin kütləsinin yalnız ulduz yaşından və planetin istiliyindən irəli gələn məhdud məhdudiyyətlər verə bilər. Kütlə əhəmiyyətli dərəcədə dəyişə bilər, çünki ulduz meydana gəldikdən bir neçə milyon il sonra planetlər meydana gələ bilər. Planet nə qədər sərin olsa, planetin kütləsi o qədər az olmalıdır. Bəzi hallarda planetin temperaturu, görünən parlaqlığı və Yerdən məsafəsi əsasında bir planetin radiusuna ağlabatan məhdudiyyətlər qoymaq mümkündür. Planetlərdən yayılan spektrlərin ulduzdan ayrılması lazım deyil, bu da planetlərin kimyəvi tərkibini təyin etməyi asanlaşdırır.

Bəzən planetin qəhvəyi bir cırtdan olduğunu istisna etmək üçün çoxsaylı dalğa uzunluğunda müşahidələrə ehtiyac var. Birbaşa görüntü planetin ulduz ətrafında olan orbitini dəqiq ölçmək üçün istifadə edilə bilər. Digər metodların əksəriyyətindən fərqli olaraq, birbaşa görüntüləmə, kənar orbitlərdə deyil, üzbəüz orbitlərdə olan planetlərlə daha yaxşı işləyir, çünki üzbəüz bir orbitdə olan bir planet planetin bütün orbitində müşahidə edilə bilər, kənarda olan planetlər isə. orbitlər ana ulduzdan ən böyük aydın ayrılma dövründə ən asanlıqla müşahidə olunur.

Doğrudan görüntüləmə yolu ilə aşkarlanan planetlər hazırda iki kateqoriyaya bölünür. Birincisi, planetlərdə protoplanet disklərə sahib olacaq qədər gənc olan Günəşdən daha böyük ulduzların ətrafında tapılır. İkinci kateqoriya, çox zəif ulduzların ətrafında olan mümkün qəhvəyi cırtdanlardan və ya ana ulduzlarından ən az 100 AU məsafədə olan qəhvəyi cırtdanlardan ibarətdir.

Bir ulduza cazibə qüvvəsi ilə bağlı olmayan planet kütləli cisimlər birbaşa görüntüləmə yolu ilə də tapılır.

Erkən kəşflər

2004-cü ildə bir qrup astronom, Avropa Cənubi Rəsədxanasının Çilidəki Çox Böyük Teleskop massivindən istifadə edərək qəhvəyi cırtdan 2M1207-nin yoldaşı olan 2M1207b təsvirini hazırladı. [59] Növbəti ildə yoldaşın planet statusu təsdiqləndi. [60] Planetin Yupiterdən bir neçə dəfə daha böyük olduğu və orbital radiusunun 40 AU-dan çox olduğu təxmin edilir.

2008-ci ilin sentyabr ayında 1RXS J160929.1−210524 ulduzundan 330 AU ayrılmasında bir cisim görüntüləndi, ancaq 2010-cu ilə qədər ulduzun yoldaşı bir planet olduğu və yalnız bir şans hizalaması olmadığı təsdiqləndi. [61]

13 Noyabr 2008-ci ildə elan edilən ilk multiplanet sistemi 2007-ci ildə həm Keck Rəsədxanasında, həm də İkizlər Rəsədxanasında teleskoplardan istifadə edilərək görüntüləndi. Kütlələri Yupiterin on, on və yeddi qatına bərabər olan HR 8799 ətrafında üç planet birbaşa müşahidə edildi. [62] [63] Elə həmin gün, 13 Noyabr 2008-ci ildə Hubble Kosmik Teleskopunun birbaşa Fomalhaut ətrafında fırlanan bir ekzoplaneti müşahidə etdiyi, kütləsi 3 M-dən çox olmadığı elan edildi. J. [64] Hər iki sistem Kuiper kəmərindən fərqli olaraq disklərlə əhatə olunmuşdur.

2009-cu ildə 2003-cü ilə aid görüntülərin analizində Beta Pictoris ətrafında fırlanan bir planet aşkarlandığı elan edildi. [ alıntıya ehtiyac var ]

2012-ci ildə, 12.8 M kütləsi olan bir "Super-Yupiter" planetinin olduğu açıqlandı J Kappa Andromedae orbitində birbaşa Havayda Subaru Teleskopu ilə çəkilmişdir. [65] [66] Ana ulduzunun ətrafında 55 AU məsafədə və ya Neptunun günəşdən təxminən iki qat məsafədə dövr edir.

Əlavə bir sistem olan GJ 758, 2009-cu ilin Noyabr ayında Subaru Teleskopunun HiCIAO alətini istifadə edən bir qrup tərəfindən çəkildi, ancaq qəhvəyi bir cırtdan idi. [67]

Birbaşa görüntülənmiş digər mümkün ekzoplanetlərə GQ Lupi b, AB Pictoris b və SCR 1845 b daxildir. [68] 2006-cı ilin mart ayından etibarən heç biri planet olaraq təsdiqlənməmişdir, özləri kiçik qəhvəyi cırtdanlar ola bilər. [69] [70]

Görüntü alətləri Düzenle

Teleskopları planet görüntüləmə qabiliyyətli alətlərlə təchiz etmək üçün bəzi layihələrə yerüstü teleskoplar daxildir Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE, Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) aləti, Palomar Project 1640 və WFIRST kosmik teleskopu. Yeni Dünyalar Missiyası, ətrafdakı planetləri müşahidə etmək üçün yaxınlıqdakı ulduzların işığını bağlamaq üçün dizayn edilmiş kosmosda böyük bir ov təklif edir. Bu, mövcud, əvvəlcədən planlaşdırılan və ya yeni təyinatlı teleskoplarla istifadə edilə bilər.

2010-cu ildə NASA-nın Jet Propulsion Laboratoriyasından bir qrup, burulğan tacqrafının kiçik sahələrin planetləri birbaşa təsvir etməsini təmin edə biləcəyini nümayiş etdirdi. [72] Bunu, Hale Teleskopunun yalnız 1,5 metr enində bir hissəsini istifadə edərək əvvəllər görüntülənmiş HR 8799 planetlərini görüntüləməklə etdilər.

Güzgülər əvəzinə zona lövhələrindən istifadə edərək işığı fokuslayan kosmik teleskopların daha yüksək kontrastlı görüntü təmin edəcəyi və yüngül folqa zona lövhəsini qatlaya bildiyimiz üçün kosmosa atılmasının daha ucuz olacağı da təklif edilmişdir. [74]

Polarimetriya Düzəliş et

Bir ulduz tərəfindən verilən işıq qütblənməmişdir, yəni işıq dalğasının rəqs istiqaməti təsadüfi olur. Bununla birlikdə, işıq bir planetin atmosferindən əks olunduqda, işıq dalğaları atmosferdəki molekullarla qarşılıqlı təsir göstərir və qütbləşir. [75]

Planetin və ulduzun birləşmiş işığında polarizasiyanı analiz edərək (milyonda bir hissə), bu ölçmələr prinsipcə çox yüksək həssaslıqla edilə bilər, çünki polarimetriya Yer atmosferinin sabitliyi ilə məhdudlaşmır. Digər bir əsas üstünlüyü ondan ibarətdir ki, polarimetriya planetin atmosferinin tərkibini təyin etməyə imkan verir. Əsas dezavantaj, atmosferi olmayan planetləri aşkar edə bilməməsidir. Daha böyük albedoya sahib olan daha böyük planetlərin və planetlərin polarimetriya yolu ilə aşkarlanması daha asandır, çünki daha çox işığı əks etdirirlər.

Polarimetriya üçün istifadə olunan, polarimetr adlanan astronomik cihazlar, qütbləşən işığı aşkar etmək və polarizasiyalı şüaları rədd etmək qabiliyyətinə malikdir. ZIMPOL / CHEOPS [76] və PlanetPol [77] kimi qruplar hal-hazırda qütbdən kənar planetləri axtarmaq üçün polarimetrlərdən istifadə edirlər. Bu metoddan istifadə edərək ilk xarici uğurlu planet 2008-ci ildə, üç il əvvəl kəşf edilmiş bir planet olan HD 189733 b polarimetri ilə aşkar edildikdə baş verdi. [78] Bununla birlikdə, bu üsuldan istifadə edərək hələ heç bir yeni planet tapılmadı.

Astrometriya Düzəliş edin

Bu metod bir ulduzun səmadakı yerini dəqiq ölçmək və bu mövqenin zamanla necə dəyişdiyini müşahidə etməkdir. Əvvəlcə bu, əllə yazılmış qeydlərlə görməli şəkildə edildi. 19-cu əsrin sonlarına qədər bu metod fotoqrafiya lövhələrindən istifadə edərək ölçmələrin dəqiqliyini xeyli artırdı və eyni zamanda bir məlumat arxivi yaratdı. Bir ulduzun bir planeti varsa, planetin cazibə təsiri ulduzun kiçik bir dairəvi və ya eliptik orbitdə hərəkət etməsinə səbəb olacaqdır. İki bədən probleminin həlli ilə izah edildiyi kimi təsirli şəkildə ulduz və planet hər biri qarşılıqlı kütlə mərkəzi (baryenter) ətrafında dövr edir. Ulduz daha kütləvi olduğundan orbit çox kiçik olacaq. [79] Çox vaxt qarşılıqlı kütlə mərkəzi daha böyük cismin radiusunda yerləşəcəkdir. Nəticə olaraq, aşağı kütləli ulduzlar ətrafında planetləri, xüsusilə də qəhvəyi cırtdanları tapmaq daha asandır.

Astrometriya, ekstrasular planetlərin ən qədim axtarış metodudur və əvvəlcə astrometrik ikili ulduz sistemlərini xarakterizə etməkdə müvəffəq olduğu üçün məşhur olmuşdur. Ən azından 18-ci əsrin sonunda William Herschel-in verdiyi açıqlamalara dayanır. Bir olduğunu iddia etdi qeybi yoldaş Kataloqladığı ulduzun mövqeyini təsir edirdi 70 Ophiuchi. Xaricdən gələn bir planet üçün bilinən ilk rəsmi astrometrik hesablama bu ulduz üçün 1855-ci ildə William Stephen Jacob tərəfindən edilmişdir. [80] Bənzər hesablamalar başqaları tərəfindən başqa yarım əsr ərzində təkrarlandı [81] nəhayət 20-ci əsrin əvvəllərində təkzib olunana qədər. [82] [83] İki əsrdir kəşf iddiaları dolaşır qeybi yoldaşlar Hamısının bu metoddan istifadə edildiyi bildirilən yaxınlıqdakı ulduz sistemləri ətrafındakı orbitdə, [81], ən məşhur 1996 elanı ilə George Gatewood tərəfindən yaxınlıqdakı ulduz Lalande 21185-in ətrafında dövr edən bir çox planetin elanı ilə sona çatdı. [84] [85] Bu iddiaların heç biri digər astronomlar tərəfindən araşdırılmadan xilas oldu və texnika nüfuzuna çevrildi. [86] Təəssüf ki, ulduz mövqeyindəki dəyişikliklər o qədər kiçikdir ki, atmosfer və sistematik təhriflər o qədər böyükdür ki, ən yaxşı yerüstü teleskoplar belə kifayət qədər dəqiq ölçmə apara bilmir. Bütün iddialar a planet yoldaşı Bu metoddan istifadə edərək 1996-cı ilədək hazırlanan planetin kütləsi olaraq 0,1-dən az günəş kütləsi, ehtimal ki, saxtadır. 2002-ci ildə Hubble Kosmik Teleskopu Gliese 876 ulduzu ətrafında əvvəllər kəşf edilmiş bir planeti xarakterizə etmək üçün astrometriyadan istifadə etməyi bacardı. [87]

Kosmik əsaslı rəsədxana Gaia2013-cü ildə başladılan, astrometriya yolu ilə minlərlə planet tapması gözlənilir, amma başlamazdan əvvəl Gaia, astrometriya ilə aşkarlanan heç bir planet təsdiqlənməyib.

SIM PlanetQuest, ABŞ-ın (2010-cu ildə ləğv edilmiş) bir layihəsi idi və Gaia ilə oxşar ekzoplanet tapmaq qabiliyyətinə sahib olardı.

Astrometrik metodun potensial bir üstünlüyü böyük orbitli planetlərə ən həssas olmasıdır. Bu, onu kiçik orbitli planetlərə ən həssas olan digər metodlarla tamamlayır. Bununla birlikdə, astrometriya yolu ilə aşkarlanmasına imkan verəcək ulduzlarından kifayət qədər uzaq olan planetlərin də bir orbiti tamamlamaq üçün çox vaxt apardıqları üçün çox uzun müşahidə müddətləri - illər və bəlkə də on illər tələb olunacaqdır.

İkili sistemlərdəki ulduzlardan birinin ətrafında dövr edən planetlər, ulduzların öz orbitlərində narahatlıq yaratdıqları üçün daha asanlıqla aşkar olunur. Ancaq bu metodla planetin hansı ulduzun ətrafında döndüyünü təyin etmək üçün təqib müşahidələrinə ehtiyac var.

2009-cu ildə astrometriya ilə VB 10b-nin kəşfi elan edildi. Kiçik kütləli qırmızı cırtdan ulduz VB 10-un ətrafında dövr edən bu planet cisminin, Yupiterdən yeddi qat çox olduğu bildirildi. Təsdiqlənərsə, bu, illərdir iddia edilən bir çoxunun astrometriya ilə kəşf etdiyi ilk ekzoplanet olacaqdır. [88] [89] Lakin son radial sürətdən asılı olmayan tədqiqatlar iddia edilən planetin mövcudluğunu istisna edir. [90] [91]

2010-cu ildə altı ikili ulduz astrometrik ölçüldü. HD 176051 adlanan ulduz sistemlərindən birinin bir planetə sahib olduğuna "yüksək inam" tapıldı. [92]

2018-ci ildə Beta Pictoris sistemi üçün Gaia kosmik gəmisindən Hipparcos məlumatlarına qədər müşahidələri müqayisə edən bir iş, Beta Pictoris b kütləsini 11 ± 2 Yupiter kütləsi ilə məhdudlaşdıraraq ölçməyi bacardı. [93] Bu, təqribən 13 Yupiter kütləsinin əvvəlki kütləvi qiymətləndirmələri ilə yaxşı uyğun gəlir.

Radial sürət və astrometriyanın birləşməsi bir neçə qısa dövr planeti aşkarlamaq və səciyyələndirmək üçün istifadə edilmişdi, buna baxmayaraq əvvəllər oxşar bir şəkildə soyuq Jupiters aşkar edilməmişdi. 2019-cu ildə Gaia kosmik gəmisindən və sələfi Hipparcos'dan alınan məlumatlar, HARPS məlumatları ilə tamamlandı və 45 il orbital dövrü olan biraz eksantrik bir orbitdə 3 Yupiter kütləsi olan Yupiter bənzər bir ekzoplanet olaraq Ab Indi Ab-in daha yaxşı təsvirini təmin etdi. . [94]

X-ray tutulması Redaktə edin

2020-ci ilin sentyabr ayında, Whirlpool Galaxy-də yüksək kütləli X-ray ikili M51-ULS-1-in ətrafında dövr edən bir namizəd planetinin aşkarlanması elan edildi. Planet, bir ulduz qalığından (ya neytron ulduzu ya da qara dəlikdən) və böyük bir ulduzdan, ehtimal ki B tipli bir superqigendən ibarət olan rentgen mənbəyinin tutulması ilə təsbit edildi. Bu başqa bir qalaktikadakı bir planet aşkar edə bilən yeganə metoddur. [95]

Disk kinematikası Düzenle

Planetlər protoplanet disklərindəki boşluqlarla aşkar edilə bilər. [96] [97]

Alov və dəyişkənliyin əks-səda tapması Düzəliş edin

Alovlar kimi dövri olmayan dəyişkənlik hadisələri, ekzoplanetə və ya ulduz sistemindəki digər səpələnmə mühitinə əks olduqda, işıq əyrisində son dərəcə zəif əks-səda yarada bilər. [98] [99] [100] [101] Bu yaxınlarda cihaz və siqnal işləmə texnologiyalarındakı inkişafdan irəli gələn ekzoplanetlərin əks-sədalarının M cırtdanlar kimi aktiv ulduz sistemlərinin yüksək kadanslı fotometrik və spektroskopik ölçmələrindən bərpa ediləcəyi proqnozlaşdırılır. . [102] [103] [104] Bu əks-sədalar bütün orbital meyllərdə nəzəri olaraq müşahidə olunur.

Tranzit görüntüləmə düzəlişi

Optik / infraqırmızı interferometr massivi ekvivalent ölçülü bir teleskop qədər işıq toplamır, lakin serialın ölçüsündə tək teleskopun qətnaməsinə malikdir. Parlaq ulduzlar üçün bu həll gücü tranzit hadisəsi zamanı bir ulduzun səthini təsvir etmək və planetin kölgəsini keçmək üçün istifadə edilə bilər. Bu, planetin bucaq radiusunun və paralaks vasitəsilə onun həqiqi radiusunun birbaşa ölçülməsini təmin edə bilər. Bu, ulduz xüsusiyyətləri modellərindən asılı olan ulduz radius qiymətləndirmələrindən asılı olan tranzit fotometriyaya əsaslanan radius təxminlərindən daha dəqiqdir. Görüntüləmə meylin fotometriyadan daha dəqiq təyin edilməsini təmin edir. [105]

Maqnetosfer radio yayımları Düzenle

Maqnetosferlərdən gələn radio emissiyaları gələcək radio teleskopları ilə aşkar edilə bilər. Bu, başqa bir şəkildə aşkarlanması çətin olan bir planetin fırlanma sürətini təyin etməyə imkan verə bilər. [106]

Auroral radio emissiyalarını düzəldin

Jüpiterin vulkanik ayı Io kimi plazma mənbələri olan nəhəng planetlərdən auroral radio emissiyaları, LOFAR kimi radio teleskopları ilə aşkar edilə bilər. [107] [108]

Optik interferometriya Düzəliş edin

2019-cu ilin mart ayında, Çox Böyük Teleskop Interferometrində (VLTI) GRAVITY alətindən istifadə edən ESO astronomları, optik interferometriyadan istifadə edərək HR 8799 e ekzoplanetinin ilk birbaşa aşkarlanmasını elan etdilər. [109]

Dəyişdirilmiş interferometriya Düzəliş edildi

Furye-Transform-Spektrometrdən istifadə edərək bir interferoqramın parıldamalarına baxaraq Yerə bənzər planetlərdən zəif siqnalları aşkar etmək üçün inkişaf etmiş həssaslıq əldə edilə bilər. [110]

Circumstellar diskləri redaktə edin

Kosmik toz diskləri (dağıntı diskləri) bir çox ulduzu əhatə edir. Toz adi ulduz işığını udduğu və yenidən infraqırmızı şüa kimi yaydığı üçün aşkar edilə bilər. Toz hissəciklərinin ümumi kütləsi Yerdəkindən daha az olsa da, ana ulduzlarını infraqırmızı dalğa uzunluğunda parladıqları qədər böyük bir səth sahəsinə sahib ola bilərlər. [111]

Hubble Kosmik Teleskopu NICMOS (İnfraqırmızı Kamera və Çox Nöqtəli Spektrometr) cihazı ilə toz disklərini müşahidə edə bilir.İndi onun bacısı aləti olan Spitzer Kosmik Teleskopu və Hubble-dan daha çox infraqırmızı dalğa uzunluğuna baxan Avropa Kosmik Agentliyinin Herschel Space Rəsədxanası tərəfindən daha yaxşı şəkillər çəkilmişdir. İndi toz diskləri yaxınlıqdakı günəşə bənzər ulduzların% 15-dən çoxunda aşkar edilmişdir. [112]

Tozun kometalar və asteroidlər arasında toqquşması nəticəsində əmələ gəldiyi düşünülür. Ulduzdan gələn radiasiya təzyiqi, toz hissəciklərini nisbətən qısa bir zaman ölçüsü boyunca ulduzlararası boşluğa itələyəcəkdir. Bu səbəbdən tozun aşkarlanması yeni toqquşmalarla davamlı bir şəkildə bərpa olunduğunu göstərir və ana ulduzun ətrafında dövr edən kometalar və asteroidlər kimi kiçik cisimlərin mövcudluğuna dair dolayı dəlillər təqdim edir. [112] Məsələn, Tau Ceti ulduzunun ətrafındakı toz diski, bu ulduzun öz Günəş Sistemimizdəki Kuiper Kəmərinə bənzəyən, lakin ən azı on qat daha qalın bir obyektə sahib olduğunu göstərir. [111]

Daha spekulyativ olaraq toz disklərindəki xüsusiyyətlər bəzən tam ölçülü planetlərin mövcudluğunu göstərir. Bəzi disklərin mərkəzi bir boşluğu var, yəni həqiqətən üzük şəklindədir. Mərkəzi boşluğa bir planetin öz orbitindəki tozları "təmizləməsi" səbəb ola bilər. Digər disklərdə bir planetin cazibə qüvvəsinin təsirindən yarana biləcək yığınlar var. Hər iki bu tip xüsusiyyət Epsilon Eridani ətrafındakı toz diskində mövcuddur və orbital radiusu 40 AU civarında olan bir planetin varlığına işarə edir (radyal-sürət metodu ilə aşkarlanan daxili planetə əlavə olaraq). [113] Bu tip planet-disk qarşılıqlı təsirləri toqquşma tərtib üsullarından istifadə edərək ədədi şəkildə modelləşdirilə bilər. [114]

Ulduz atmosferlərin çirklənməsi Düzenle

Ağ cırtdanların atmosferinin spektral analizi tez-tez maqnezium və kalsium kimi daha ağır elementlərin çirklənməsini tapır. Bu elementlər ulduzların nüvəsindən yarana bilməz və çirklənmə daha böyük planetlərlə cazibə qüvvəsi ilə bu ulduzlara çox yaxın olan (Roche hüdudları daxilində) və ulduzun gelgit qüvvələri ilə parçalanmış asteroidlərdən qaynaqlanır. Gənc ağ cırtdanların 50% -ə qədəri bu şəkildə çirklənə bilər. [115]

Əlavə olaraq, atmosfer çirklənməsindən məsul olan toz, əsas ardıcıllıq ulduzları ətrafındakı dağıntı disklərinin aşkarlanmasına bənzər miqdarda olduqda, infraqırmızı radiasiya ilə aşkar edilə bilər. Spitzer Kosmik Teleskopundan alınan məlumatlar ağ cırtdanların 1-3% -nin təsbit edilə bilən ulduz tozuna sahib olduğunu göstərir. [116]

2015-ci ildə ağ cırtdan WD 1145 + 017-dən keçən kiçik planetlərin kəşf olundu. [117] Bu material 4,5 saatlıq dövrlə dövr edir və keçid işığının əyriləri, daha böyük cisimlərin parçalanaraq ağ cırtdanın atmosferindəki çirklənməyə kömək etdiyini göstərir.

Təsdiqlənmiş əksər planetlərin kosmik teleskoplardan istifadə edildiyi aşkar edilmişdir (01/2015 etibarilə). [118] Algılama metodlarının çoxu atmosfer dumanından və turbulentliyindən yayınan kosmik teleskoplarla daha təsirli işləyə bilər. COROT (2007-2012) və Kepler tranzitlərdən istifadə edərək ekstraser planetlərini axtarmağa həsr olunmuş kosmik missiyalar idi. COROT 30-a yaxın yeni ekzoplanet kəşf etdi. Kepler (2009-2013) və K2 (2013-) 2000-dən çox təsdiqlənmiş ekzoplanet kəşf etdilər. [119] Hubble Kosmik Teleskopu və ƏN ÇOXU bir neçə planet tapdı və ya təsdiqlədi. İnfraqırmızı Spitzer Kosmik Teleskopu, ekstrasular planetlərin keçidlərini, eyni zamanda planetlərin ana ulduzları və faz əyriləri tərəfindən okkultasiyalarını təyin etmək üçün istifadə edilmişdir. [19] [20] [120]

2013-cü ilin dekabrında başladılan Gaia missiyası [121] astrometriyadan istifadə edərək yaxınlıqdakı 1000 ekzoplanetin həqiqi kütlələrini təyin edəcəkdir. [122] [123] 2018-ci ildə başlayan TESS, 2019-cu ildə başlayan CHEOPS və 2026-cı ildə PLATO tranzit metodundan istifadə edəcəkdir.


Bir ekzoplanetin orbital parametrlərinin birbaşa görüntüləmə yolu ilə aşkarlanması - Astronomiya

Son 20 ildə ekzoplanetlərin qalaktikamızda hər yerdə olduğunu və müxtəlif demoqrafik göstəricilər nümayiş etdirdiyini öyrəndik, lakin bu müxtəlifliyi başa düşmək üçün çox iş görülməli idi. Ekzoplanetlərin təməl xüsusiyyətlərinin paylanmasını təyin etmək, onların meydana gəlməsi və təkamülü ilə əlaqədar həyati ipucları təmin edəcəkdir. Ekzoplanet tədqiqatları planet parametrləri məkanının hamısına eyni dərəcədə həssas olmadığından, bu çətin bir işdir. Fərqli kəşf texnikalarının hər birinə xas olan müxtəlif müşahidə meylləri və seçim effektləri həssas olduqları planetlərin növlərini məhdudlaşdırır. Burada, parametrlər məkanının geniş bir bölgəsini nümunə götürən M cırtdanlara planetar yoldaşlarının statistik olaraq tamamlanmış siyahıyaalmasını qurmaq üçün çoxsaylı aşkarlama texnikalarından alınan nəticələrin sintez metodikasını inkişaf etdirmək və tətbiq etmək üçün ilk tədqiqatların toplusunu qeyd edirəm. Böyüklük dərəcəsindən çox fərqlənən və birbaşa qarşıdurmada prima facie olan nəhəng planet tezliklərini çıxartan M cırtdanların mikrolensləşdirmə və radial sürət (RV) tədqiqatlarından ekzoplanet kəşflərinin güclü bir müqayisəsini təqdim edirəm. İndiki, ən müasir RV tədqiqatlarının nəhəng planet tezliyində böyük və aydın bir fərq yarataraq, mikrolensinq tədqiqatları ilə nəticələnən buz xəttinin kənarındakı planetlərin populyasiyasının yalnız yüksək kütləli quyruğunu aşkar edə biləcəyini nümayiş etdirirəm. Bu müqayisə daha sonra bu növ anketlərin nəticələrinin, həssaslıqlarının üst-üstə düşdüyü parametr məkanı bölgəsi ilə tutarlı olduğunu müəyyənləşdirir. Mikrolensinq və RV tədqiqatlarının nəticələrinin sintezi kütlə və orbital dövrdə bir neçə əmri əhatə edən M cırtdanlar üçün planetin baş vermə dərəcələrini verir. Orta hesabla hər M cırtdanı təxminən iki planetə ev sahibliyi edir və Yupiter və super Yupiter yoldaşları nisbətən nadirdir (3%), ümumiyyətlə qaz nəhəngləri olduqca yaygındır (15%). Bu meydana gəlmə dərəcələri, FGK ulduzları ətrafında çıxarılanlardan xeyli aşağıdır və beləliklə, ən azı keyfiyyətcə, əsas yığılma nəzəriyyəsinin proqnozlarına uyğundur. Nəhayət, uzun müddətli, kütləvi planet yoldaşlarının M cırtdanlarına demoqrafik məhdudiyyətləri yaxşılaşdıran mikrolensinq, RV və birbaşa görüntüləmə anketlərinin nəticələrinin sintezini təqdim edirəm. Bu üç müstəqil texnikanı tətbiq edən ekzoplanetlər üçün beş fərqli anketin nəticələrinin kütlə və yarım böyük oxda sadə, ortaq güc qanunu paylama funksiyası ilə təsvir olunan bir planetin populyasiyasına uyğun gəldiyini nümayiş etdirirəm və belə parametrlərin məhdudlaşdırılmasını təmin edirəm. əhali. Son nəticə, indiyə qədər müəyyən bir ana ulduz tipi üçün qurulmuş, 1-104 M⊕ kütlə aralığını və bir orbital dövr aralığını 1-105 gün əhatə edən ekzoplanetlərin ən statistik olaraq tamamlanmış siyahıyaalmasıdır. Bu iş bütün gələcək ekzoplanet populyasiyası tədqiqatları üçün mühüm bir meyar təşkil edir və burada hazırlanan metodologiyalar yaxın gələcəkdə keçiriləcək "yeni nəsil" anketlərinin yeni və daha geniş məlumat dəstlərinə tətbiq olunur.


Ekzoplanetin ilk birbaşa müşahidəsi β Pictoris c

Çilidəki VLT teleskoplarında GRAVITY alətindən istifadə edən astronomlar indi radial sürətlə kəşf edilən bir ekzoplanetin ilk birbaşa təsdiqini əldə etdilər. “İctor Pictoris c” planeti ana ulduzunun ətrafında yaxın bir orbitdə olduğundan, ulduzun parıltısının yanındakı ekzoplanetin zəif parıltısı ilk dəfədir ki, birbaşa müşahidə olunur. Bu müşahidələrlə astronomlar ekzoplanetlərin həm axını, həm də dinamik kütlələrini əldə edə bilirlər ki, bu da ekzoplanetlər üçün formalaşma modellərinə daha sıx məhdudiyyətlər qoyurlar.

Dörd böyük VLT teleskopunun işığını birləşdirən GRAVITY iş birliyindəki astronomlar, ana ulduzuna yaxın bir ekzoplanetdən gələn işığın parıltısını birbaşa müşahidə etməyi bacardılar. “Β Pictoris c” adlanan planet, ana ulduzunun ətrafında dövr edən ikinci planetdir. Əvvəlcə planetin orbitinə görə ana ulduzun süründürülməsini və çəkilməsini ölçən ‘radial sürət’ tərəfindən aşkar edildi. ictor Pictoris c ana ulduzuna o qədər yaxındır ki, bu günə qədər ən yaxşı teleskoplar da planetimizi birbaşa görüntüləyə bilməyiblər.

Bu şematik şəkillər β Pictoris sisteminin həndəsəsini göstərir: Sol tərəfdəki görüntü həm ulduzu, həm də Günəş sisteminin baxış nöqtəsindən göründüyü kimi istiqamətdə tozlu diskə yerləşdirilmiş iki planeti göstərir. Bu baxış həqiqi müşahidələrin məlumatları istifadə olunmaqla qurulmuşdur. Orta panel disk / planet sistemi haqqında sənətkar təəssüratını ehtiva edir. Sağdakı şəkil yuxarıdan baxıldığında sistemin ölçülərini və previous Pictoris b (narıncı almazlar və qırmızı dairələr) müşahidələrini və direct Pictoris c (yaşıl dairələri) yeni birbaşa müşahidələrini göstərir. Planetin c tam orbiti hələ bir qədər qeyri-müəyyəndir (qeyri-səlis ağ sahə).

Kredit: Axel Quetz / MPIA Qrafika Departamenti

ExoGRAVITY müşahidə proqramının lideri Sylvestre Lacour, "Bu, radyal sürət metodu ilə aşkarlanan bir planetin ilk birbaşa təsdiqidir" dedi. Radial sürət ölçüləri on illərdir astronomlar tərəfindən istifadə edilmişdir və yüzlərlə ekzoplanetin aşkarlanmasına imkan vermişdir. Ancaq əvvəllər heç vaxt astronomlar bu planetlərdən birini birbaşa müşahidə edə bilmədi. Bu, yalnız istifadə etdiyi dörd teleskopun altında bir laboratoriyada yerləşən GRAVITY aləti çox dəqiq bir cihaz olduğundan mümkün olmuşdur. Ana ulduzun işığını dörd VLT teleskopu ilə eyni zamanda müşahidə edir və onları aşkar etmək üçün lazım olan detalları ilə virtual teleskopda birləşdirir. Β Pictoris c.

MPE-də GRAVITY layihəsinin aparıcı elmi işçisi Frank Eisenhauer, "Çox təəccüblüdür, GRAVITY ilə nə qədər detal və həssaslıq əldə edə bilərik" deyir. "Qalaktikamızın mərkəzindəki supermassive qara dəlikdən Günəş sisteminin xaricindəki planetlərə qədər çarpıcı yeni dünyaları araşdırmağa başlayırıq."

GRAVITY ilə birbaşa aşkarlama, ancaq β Pictoris c-nin orbital hərəkətini tam olaraq təyin edən yeni radial sürət məlumatları sayəsində mümkün oldu, bu gün də nəşr olunan ikinci bir sənəddə təqdim edildi. Bu, komandanın planetin gözlənilən mövqeyini dəqiq bir şəkildə təyin etməsini və proqnozlaşdırmasını təmin etdi ki, GRAVITY onu tapa bildi.

β Beləliklə, Pictoris c, hər iki metodla, radial sürət ölçmələri və birbaşa görüntüləmə ilə aşkarlanan və təsdiqlənmiş ilk planetdir. Ekzoplanetin müstəqil təsdiqinə əlavə olaraq, astronomlar artıq bu iki ayrı texnikanın biliklərini birləşdirə bilərlər. GRAVITY kəşf sənədinin aparıcı müəllifi Mathias Nowak, "Bu, bu ekzoplanetin həm parlaqlığını, həm də kütləsini əldə edə biləcəyimiz deməkdir" dedi. "Ümumiyyətlə, planet nə qədər kütləvi olsa, o qədər işıqlıdır."

Ancaq bu vəziyyətdə, iki planetdəki məlumatlar bir qədər təəccüblüdür: β Pictoris c-dən gələn işıq, daha böyük qardaşından altı qat daha zəifdir, β Pictoris b. β Pictoris c, Yupiterin 8 qat kütləsinə malikdir. Bəs ictor Pictoris b nə qədər böyükdür? Radial sürət məlumatları nəticədə bu suala cavab verəcək, ancaq kifayət qədər məlumat əldə etmək çox vaxt aparacaq: b planetinin ulduzu ətrafında bir tam dövrü 28 ilimizi alır!

MPIA-da postdok olaraq ekzoplanet spektrlərini modelləşdirən Paul Molliere əlavə edir: "Biz əvvəllər özləri meydana gəlməsi prosesinə dair göstərişlər olan digər birbaşa görüntülənmiş ekzoplanetlərin spektrlərini əldə etmək üçün GRAVITY istifadə etdik". Β Pictoris c-nin bu parlaqlıq ölçüsü kütləsi ilə birlikdə planet formalaşma modellərini məhdudlaşdırmaq üçün xüsusilə vacib bir addımdır. ” Əlavə məlumatlar artıq inkişaf mərhələsində olan yeni nəsil alət GRAVITY + tərəfindən də təmin edilə bilər.


Doğrudan görüntülənən və diqqət çəkən, orbitdəki dörd planetli bir sistem

Birbaşa görüntü ekzoplanetlərin dövrü yeni başlamışdır, lakin gələcək elm və baxış zövqləri cəlbedicidir.

Gənc ulduz HR 8799-un ətrafında dövr edən Yupiterdən daha kütləvi olan dörd planetin bu həyəcanverici filmi, W.M.-də yeddi il ərzində çəkilmiş şəkillər daxil olmaqla, müxtəlif növlərdən ibarətdir. Havaydakı Keck rəsədxanası.

Film açıq şəkildə tam orbitləri göstərmir və bunların toplanması daha uzun illər çəkəcəkdir. Ən yaxın planet ulduzları, 40 il içində ən uzaq olanı 400 ildən çoxdur.

Ancaq Berkeley Kaliforniya Universitetinin astronomiya aspirantı Jason Wangın izah etdiyi kimi tədqiqatçılar dörd planetin bir-birinə rezonans bəxş edə biləcəyini düşünürlər.

Bu vəziyyətdə bir-iki-dörd-səkkiz rezonans yaradır, yəni hər planetin sistemdəki digərləri ilə nisbi nisbətdə bir orbital dövrü var.

Görünüşün ortasındakı qara dairə, ulduzun kor edən işığının qarşısını almaq və beləliklə planetləri görünən hala gətirmək üçün müşahidə və analiz səyinin bir hissəsidir.

Görüntülər əvvəlcə Kanadanın Milli Tədqiqat Şurası və rsquos Herzberg Astrofizika İnstitutunun Dr. Christian Marois tərəfindən çəkilib. Film animasiyası, disiplinlerarası ekzoplanet elmini təşviq etmək üçün NASA tərəfindən maliyyələşdirilən bir qrup olan Exoplanet System Science (NExSS) nin Berkeley qolunun bir hissəsi olan Wang tərəfindən bir araya gətirildi.

Ulduz HR 8799 ekzoplanetlərin birbaşa görüntüsünün təkamülündə öncül rol oynamışdır. 2008-ci ildə, Marois qrupu, ilk dəfə birbaşa görüntü istifadə edərək dörd HR 8799 planetindən üçününün kəşf edildiyini elan etdi. Elə həmin gün fərqli bir qrup Fomalhaut ulduzu ətrafında dövr edən bir planetin birbaşa görüntüsünü açıqladı.

HR 8799, Pegasus bürcündə 129 işıq ili uzaqlıqdadır. Təsadüfən, ilk ekzoplanetin 1995-ci ildə təsbit edildiyi 51 Pegasi ulduzuna olduqca yaxındır. 60 milyon yaşından azdır və Wang günəşdən təxminən beş qat daha parlaqdır.

Wang, animasiyanın 2009-cu ildən bəri planetlərin səkkiz müşahidəsinə əsaslandığını söylədi. Daha sonra bu nöqtələr arasındakı orbiti çəkmək üçün hərəkət interpolasiya alqoritmindən istifadə etdi.

Planetlərin hərəkətindən çox şey öyrənmək olar, lakin günəşlərini dövrələmələri üçün nə qədər vaxt tələb oluna bilər. Keck müşahidələrinə əsasən, astronomlar, dörd planetin ulduz və mdash ətrafında təxminən Keplerian hərəkəti ilə yuvarlandığı, lakin tamamilə yox olduğu qənaətinə gəldi.

Planetlər bir-birindən olduqca uzaqdır, bu da böyük ölçülərinə görə gözləniləndir. Bu böyük ayrılıqlar səbəbindən Wang, astronomların sistemin sabit olub olmadığını və ya bəzi planetlərin sistemdən xaric ediləcəyini izləməyini söylədi.

İlk üç HR 8799 planetinin 2008-ci ildə rəsmi olaraq kəşf olunmasına baxmayaraq, tədqiqatçılar bundan sonra planetlərin həqiqətən müşahidə edildiyini öyrəndilər. & Ldquoprecovery & rdquo 1998-ci ildə Hubble Space Teleskopundakı NICMOS aləti tərəfindən hazırlanmışdır, ancaq yeni hazırlanmış bir görüntü işləmə texnikası quraşdırıldıqdan sonra sataşmışdı.

Dördüncü HR 8799 planeti 2009-cu il və ndash2010-da aparılan növbəti müşahidələrdən sonra tapıldı. Bu planet ilk üç planetin içərisində dövr edir, lakin yenə də ulduzundan Yer kürəsindən günəşimizə qədər on beş qat məsafədədir. (Marois ilə işləyən qrupa Kaliforniya Universitetindən San Diego, Quinn Konopacky, Stanford Universitetindən Bruce Macintosh və Arizona Universitetindən Travis Barman daxil idi.)

James Graham, Berkeley NExSS qrupunun lideridir və HR 8799 ətrafında tapılanlarla öz günəş sistemimizdə olanlar arasındakı bəzi əlaqələrdən təsirləndi.


Başlıq: Gənc ekzoplanetin Astrometrik təsdiqi və ilkin orbital parametrləri 51 Eridani b ilə İkizlər Planet Görüntüleyicisi

Yoldaşın fiziki olaraq 51 Eridani ilə əlaqəli olduğuna dair daha çox sübut verən gənc ekzoplanetanın 51 Eridani b ilə əlaqəli yeni Əkizlər Planet Görüntüleyici müşahidələrini təqdim edirik. Bu yeni astrometrik ölçməni ədəbiyyatda bildirilənlərlə birləşdirərək, 51 Eridani b-nin 51 Eridani ilə 2 × 10-7 arasında bir şans düzəldilməsində, öncül və ya arxa T-cırtdan olması ehtimalını əhəmiyyətli dərəcədə azaldırıq. əvvəllər bildirildiyindən daha çox. 51 Eridani b həqiqətən bağlı bir cisimdirsə, kəşf dövrü ilə son dövr arasında planetin orbital hərəkətini aşkar etdik. Hesablama baxımından səmərəli bir Monte Carlo texnikasını tətbiq edərək sistemin orbital parametrlərinə ilkin məhdudiyyətlər qoyulur. Mövcud astrometrik ölçmələr dəsti $ <14> _ <-3> ^ <+ 7> $ AU, $ <41> _ <-12> ^ <+ 35> $ il müddətinə uyğun bir orbital yarı böyük ox təklif edir. (mərkəzi ulduz üçün 1.75 M⊙ kütləsi varsayılır) və $ <138> _ <-13> ^ <+ 15> $ deg meyl. Qalan orbital elementlər yalnız cari ölçmələrlə məhdudlaşdırılır. Nəticə etibarı ilə bu ilkin dəyərlər, 51 Eridani ilə fiziki cəhətdən geniş bir yoldaş olan uzaq M-cırtdan ikili GJ 3305-in orbiti ilə eyni meyli paylaşmayan bir orbit təklif edir.


Mündəricat

Transitlər Redaktə edin

Spektroskopik tədqiqatlar ilk dəfə 5 noyabr 1999-cu ildə HD 209458 ətrafında bir planetin mövcudluğunu ortaya çıxardı. Astronomlar planetlərin orbitində olduğu bilinən bir neçə ulduzun diqqətlə fotometrik ölçmələrini həyata keçirərək, keçidin parlaqlığına səbəb olan parlaqlıqda bir dalğıc müşahidə edə bildiklərini söylədilər. ulduzun üzü üzərindəki planet. Bu, planetin orbitinin Yerlə ulduz arasından keçməsi üçün meylli olmasını tələb edəcək və əvvəllər heç bir keçid aşkar edilməmişdi.

Kəşfdən bir müddət sonra, biri Timothy Brown və digərləri də daxil olmaqla David Charbonneau, digəri Gregory W. Henry rəhbərlik etdiyi ayrı qruplar, planetin ulduzun səthindən keçidini ilk bilinən tranzit ekstrasens olaraq təyin edə bildi. planet. 9 və 16 sentyabr 1999-cu il tarixlərində Charbonneau komandası, HD 209458 parlaqlığında% 1,7 azalma ölçdü ki, bu da planetin ulduzdan keçməsiylə əlaqələndirildi. 8 Noyabrda Henry-nin komandası yalnız girişi görərək qismən tranziti müşahidə etdi. [9] Əvvəlcə nəticələrindən əmin olmayan Henry qrupu, Charbonneau-nun sentyabr ayında bütün bir tranziti uğurla gördüyü barədə şayiələrə qulaq asdıqdan sonra nəticələrini dərc etməyə tələsməyə qərar verdi. Hər iki komandanın sənədləri eyni vaxtda Astrofizika jurnalının eyni sayında dərc edildi. Hər tranzit təxminən üç saat davam edir və bu müddət ərzində planet ulduzun üzünün təxminən 1,5% -ni əhatə edir.

Ulduz Hipparcos peyki tərəfindən dəfələrlə müşahidə edilmişdi və bu da astronomların HD 209458 b orbital müddətini 3.524736 gündə çox dəqiq hesablamasına imkan verdi. [10]

Spektroskopik Düzəliş

Spektroskopik analizlər planetin Yupiterin kütləsindən təxminən 0,69 dəfə çox olduğunu göstərdi. [11] Keçidlərin baş verməsi astronomlara planetin əvvəllər bilinən heç bir ekzoplanetası üçün mümkün olmayan radiusunu hesablamağa imkan verdi və radiusunun Yupiterinkindən% 35 daha böyük olduğu ortaya çıxdı. Xüsusilə ana ulduzlarına yaxın olan isti Yupiterlərin xarici atmosferinin kəskin istiləşməsi səbəbindən bu cür inflyasiya göstərmələri lazım olduğu əvvəllər fərziyyə edilmişdi.Formalaşmasında daha çox eksantrik ola bilən orbitinin eksantrikliyinə görə gelgit istiləşməsi də son milyard ildə bir rol oynamış ola bilər. [12]

Birbaşa aşkarlama

22 Mart 2005-ci ildə NASA, planetdən gələn infraqırmızı işığın Spitzer Kosmik Teleskopu tərəfindən ölçüldüyü, xarici bir planetdən ilk dəfə birbaşa işıq aşkarlanması ilə əlaqədar xəbər yayımladı. Bu, ana ulduzun daimi işığını çıxarmaq və planetin ulduzun qarşısından keçərək arxasında tutulma ilə planetin özündən bir ölçü ölçüsü təmin etməklə fərqi qeyd etməklə edildi. Bu müşahidədən alınan yeni ölçmələr planetin istiliyini ən az 750 ° C (1300 ° F) olaraq təyin etdi. HD 209458 b dairəvi orbit də təsdiqləndi.

Spektral müşahidə Redaktə edin

21 fevral 2007-ci il tarixində NASA və Təbiət HD 209458 b'nin spektrlərinin birbaşa müşahidə edildiyi ilk iki ekstraolar planetdən biri olduğu, digəri isə HD 189733 b olduğu xəbərini verdi. [13] [14] Bu uzun müddət planetin atmosferinə təsir yolu ilə ekstrasular, lakin həssas olmayan həyat formalarının axtarıla biləcəyi ilk mexanizm kimi qəbul edildi. NASA-nın Goddard Kosmik Uçuş Mərkəzindən Jeremy Richardsonun rəhbərlik etdiyi bir qrup müstəntiq HD 209458 b atmosferini 7,5 - 13,2 mikrometr arasında spektral şəkildə ölçdü. Nəticələr bir neçə cəhətdən nəzəri gözləntiləri rədd etdi. Spektrin atmosferdəki su buxarını göstərə biləcəyi 10 mikrometrlik bir zirvəyə sahib olacağı proqnozlaşdırılmışdı, lakin belə bir zirvə yox idi, bu da aşkar edilə bilən su buxarı olmadığını göstərir. Digər bir gözlənilməz pik 9.65 mikrometrdə müşahidə olundu, bunu müstəntiqlər əvvəllər müşahidə olunmayan bir fenomen olan silikat toz buludlarına aid etdilər. Digər bir gözlənilməz pik 7.78 mikrometrdə meydana gəldi və bunun üçün müstəntiqlərin izahatı olmadı. Jet Propulsion Laboratoriyasından Mark Swainin rəhbərlik etdiyi ayrı bir qrup Richardson'u yenidən təhlil etdi və s. məlumatlar və Richardson'ın nəticələri hələ yayımlanmamışdı və s. məqalə çıxdı, ancaq oxşar tapıntılar etdi.

23 iyun 2010-cu ildə astronomlar HD 209458 b atmosferində ilk dəfə bir super fırtına (7000 km / saata qədər olan külək sürətləri ilə) ölçdüklərini elan etdilər. [15] ESO-nun Çox Böyük Teleskopu və onun karbonmonoksit qazının güclü CRIRES spektrografı tərəfindən aparılan çox yüksək dəqiqlikli müşahidələr, son dərəcə isti gündüz tərəfdən planetin gecə soyuducu tərəfinə qədər böyük sürətlə axdığını göstərir. Müşahidələr, başqa bir həyəcan verici "ilkə" imkan verir - ekzoplanetin özünün orbital sürətinin ölçülməsi və kütləsinin birbaşa təyin edilməsi. [3]

2008-ci ilin avqust ayında HD 209458 b-nin Rossiter-McLaughlin effekti və dolayısı ilə spin-orbit açısının ölçüsü −4.4 ± 1.4 ° -dir. [16] [17]

2012-ci ildə aparılan işdə spin-orbit açısı -5 ± 7 ° -ə qədər yeniləndi. [18]

Stratosfer və yuxarı buludlar Düzəliş edin

Atmosfer planetin mərkəzindən 1.29 Yupiter radius yüksəkliyində bir bar təzyiqindədir. [19]

Təzyiqin 33 ± 5 milliqar olduğu yerlərdə atmosfer təmizdir (ehtimal ki, hidrogen) və onun Rayleigh təsiri aşkar olunur. Bu təzyiqdə temperatur 2200 ± 260 K-dir. [19]

Yıldız teleskopun ətrafındakı Mikrovariibiliyin və Yellənmələrin müşahidələri əvvəlcə planetin albedosunu (və ya yansıtma səviyyəsini) 0,3-dən aşağı tutaraq təəccüblü dərəcədə qaranlıq bir obyekt halına gətirdi. (Həndəsi albedo bundan sonra 0,038 ± 0,045 olaraq ölçülmüşdür. [20]) Müqayisədə Yupiter 0.52 albedosuna nisbətən daha yüksəkdir. Bu, HD 209458 b-nin yuxarı bulud göyərtəsinin ya Yupiterinkindən daha az yansıtıcı materialdan hazırlandığını və ya başqa bir buludun olmadığını və dünyanın qaranlıq okeanı kimi daxil olan Rayleigh dağılmasının olmadığını göstərir. [21] O vaxtdan bəri olan modellər atmosferin üst hissəsi ilə mantiyanı əhatə edən isti, yüksək təzyiqli qaz arasında daha soyuq qaz stratosferi olduğunu göstərdi. [22] [23] Bu, ümumiyyətlə vanadyum və titan oksidlərindən ibarət olduğu düşünülən qaranlıq, qeyri-şəffaf, isti buludun xarici qabığını nəzərdə tutur, lakin tholin kimi digər birləşmələr hələ istisna edilə bilməz. [22] 2016-cı ildə aparılan bir araşdırma, yüksək hündürlükdə bulud örtüyünün təxminən yüzdə 57 əhatə dairəsi ilə yamaq olduğunu göstərir. [24] Rayleigh-dağılan qızdırılan hidrogen, stratosferin yuxarı hissəsində bulud göyərtəsinin udma hissəsi onun üzərində 25 milliqarda üzür. [25]

Ekzosfer Düzəliş edin

Bu səviyyə ətrafında, 27 Noyabr 2001-ci ildə Hubble Kosmik Teleskopu, Günəş Sistemi xaricində ölçülən ilk planet atmosferi olan natriumu təsbit etdi. [26] Bu təsbit Sara Seager tərəfindən 2001-ci ilin sonlarında proqnozlaşdırıldı. [27] Natrium xəttinin nüvəsi 50 millibar təzyiqlərdən mikrobara qədər uzanır. [28] Bu, HD 189733 b səviyyəsində natrium miqdarının üçdə biri olduğu ortaya çıxdı. [29]

Əlavə məlumatlar, 2020-ci ildə olduğu kimi HD 209458 b [30] atmosferində natriumun mövcudluğunu təsdiqləmədi.

2003-4-cü illərdə astronomlar Hubble Space Teleskop Görüntüləmə Spektroqrafını istifadə edərək planetin ətrafında 10.000 K-yə çatan hidrogen, karbon və oksigenin nəhəng bir elipsoidal zərfini kəşf etdilər. Hidrogen ekzosferi məsafəyə qədər uzanır. RH=3.1 RJ, 1,32 R planetar radiusundan çox böyükdürJ. [31] Bu temperatur və məsafədə hissəcik sürətlərinin Maxwell – Boltzmann bölgüsü, qaçma sürətindən çox sürətlə hərəkət edən atomların əhəmiyyətli bir 'quyruğuna' səbəb olur. Planetin saniyədə təxminən 100-500 milyon (1-5 × 10 8) kq hidrogen itirdiyi təxmin edilir. Zərfdən keçən ulduz işığının analizi göstərir ki, ağır karbon və oksigen atomları buxarlanan hidrogen atmosferinin yaratdığı həddindən artıq "hidrodinamik süründürmə" tərəfindən planetdən uçurulur. Planetdən axan hidrogen quyruğu təxminən 200.000 kilometr uzunluğundadır və bu, təxminən diametrinə bərabərdir.

Bu tip atmosfer itkisinin Günəşə bənzər ulduzların ətrafında 0,1 AU-dan daha yaxın dövr edən bütün planetlərə xas ola biləcəyi düşünülür. HD 209458 b tamamilə buxarlanmayacaq, baxmayaraq ki, 5 milyard illik təxmini ömrü ərzində kütləsinin təxminən 7% -ni itirmiş ola bilər. [32] Planetin maqnit sahəsinin bu itkini qarşısını alması mümkün ola bilər, çünki ekzosfer ulduz tərəfindən ionlaşacaq və maqnit sahəsi itən ionları ehtiva edəcəkdir. [33]

Atmosfer tərkibi Redaktə edin

10 aprel 2007-ci ildə Lowell Rəsədxanasından Travis Barman HD 209458 b atmosferində su buxarı olduğunu sübut etdi. Əvvəllər dərc olunmuş Hubble Kosmik Teleskop ölçmələri və yeni nəzəri modellərin birləşməsindən istifadə edərək, Barman planetin atmosferində su udma üçün güclü dəlillər tapdı. [4] [34] [35] Onun metodu planetin qarşısından keçərkən planetin ulduzundan atmosferdən birbaşa keçən işığı modelləşdirdi. Lakin bu fərziyyə hələ təsdiqlənməsi üçün araşdırılır.

Barman, Harvard Universitetinin tələbəsi Heather Knutsonun Hubble Kosmik Teleskopundan aldığı məlumatlardan və ölçmələrdən istifadə etdi və planetin atmosferində suyun udma ehtimalını nümayiş etdirmək üçün yeni nəzəri modellər tətbiq etdi. Planet ana ulduzunu üç yarım gündə bir dövr edir və ana ulduzun qarşısından keçəndə hər dəfə atmosferin ulduzdan birbaşa atmosferdən keçən işığı necə qəbul etdiyini araşdıraraq atmosfer məzmunu analiz edilə bilər. Yer.

Tədqiqatın xülasəsinə görə, belə bir ekzoplanetdə atmosfer suyunun udulması, görünən spektrdəki dalğa uzunluğuna nisbətən infraqırmızı spektrin bir hissəsində görünüşünü daha böyük göstərir. Barman, Knutson'un HD 209458 b'lik Hubble məlumatlarını götürdü, nəzəri modelinə tətbiq etdi və iddia edildi ki, planetin atmosferində su udma.

24 aprel tarixində Hubble müşahidələrini aparan qrupa rəhbərlik edən astronom David Charbonneau, teleskopun özünün nəzəri modelin suyun varlığına işarə etməsinə səbəb olan dəyişikliklər gətirdiyini xəbərdar etdi. Başqa müşahidələrin sonrakı aylarda məsələni aydınlaşdıracağını ümid etdi. [36] 2007-ci ilin aprel ayından etibarən əlavə araşdırma aparılır.

20 Oktyabr 2009-cu ildə JPL tədqiqatçıları atmosferdə su buxarının, karbon dioksidin və metanın aşkarlandığını elan etdilər. [37] [38]

2021-ci ildə əldə edilmiş təmizlənmiş spektrlər bunun əvəzinə su buxarı, karbonmonoksit, hidrogen siyanür, metan, ammonyak və asetilen aşkar etdi, bunların hamısı son dərəcə yüksək karbon ilə oksigen molar nisbətinə 1.0 (Günəşin C / O molar nisbəti 0.55). Doğrudursa, HD 209458 b karbon planetinin ən yaxşı nümunəsi ola bilər. [39]

2014-cü ildə, HD 209458 b ətrafında bir maqnit sahəsi, hidrogenin planetdən buxarlanmasından təsirləndi. Ekzoplanetdə bir maqnit sahəsinin ilk (dolayı) aşkarlanmasıdır. Maqnetik sahənin Yupiterin ondan biri qədər güclü olduğu təxmin edilir. [40] [41]


Bir ekzoplanetin orbital parametrlərinin birbaşa görüntüləmə yolu ilə aşkarlanması - Astronomiya

Çox böyük teleskopda (VLT) SPHERE aləti ilə yüksək kontrastlı görüntü istifadə edərək, soyuq qəhvəyi cırtdan yoldaşının ilk görüntülərini ekzoplanet aparıcısı HD 4113A-ya bildiririk. Qəhvəyi cırtdan HD 4113C, nəhəng bir planet, bir ulduz ev sahibi və bilinən geniş bir M-cırtdan yoldaşından ibarət kompleks bir dinamik sistemin bir hissəsidir. 535 ± 3 mas və H-band kontrastının 13.35 ± 0.10 mag olması ilə ayrılması, 22 AU-nun proqnozlaşdırılan bir ayrılmasına və COND modelləri əsasında 36 ± 5 M J-lik izoxronal kütlə qiymətləndirməsinə cavab verir. Yoldaş güclü metan emilimini göstərir və bir atmosfer modelinə uyğun olaraq logg = 5 səthinin ağırlığını və 500-600 K təsirli bir temperaturunu qiymətləndiririk, spektrinin müşahidə edilən T cırtdanları ilə müqayisəsi gec T spektral tipini göstərir, ən yaxşı uyğunluğu təmin edən bir T9 obyekti ilə. Görüntüləmə məlumatlarından müşahidə olunan astrometriyanı 27 illik radial sürətlərlə birləşdirərək, orbital və fiziki parametrlərini məhdudlaşdırmaq, həmçinin əvvəlki radial sürət ölçmələri ilə kəşf edilən planet HD 4113A b-ni yeniləmək üçün orbital fitinqdən istifadə edirik. Verilən məlumatlar qəhvəyi cırtdan üçün dinamik bir kütlənin 66 -4 +5 M J və orta ekssentrikliyin 0.44 -0.07 +0.08 olduğunu göstərir. Bu kütləvi qiymətləndirmə, yeni aşkar edilmiş obyektin həll olunmamış ikili qəhvəyi cırtdan sistem olması və ya sistemdə əlavə bir cismin olması səbəbindən yarana bilən izoxronal qiymətə və oxşar temperaturlu cisimlərə zidd görünür. Dinamik simulyasiyalar sayəsində planetin güclü Lidov-Kozai dövrlərindən keçə biləcəyini göstəririk, bunun yarı dairəvi bir orbitdə əmələ gəlməsi və qəhvəyi cırtdanla qarşılıqlı əlaqədə hal-hazırda müşahidə edilən yüksək eksantrikliyi (e 0.9) qazanma ehtimalını artırırıq. Radial sürətləri, birbaşa görüntüləmə və Gaia astrometriyasını birləşdirən təqib müşahidələri qəhvəyi cırtdanın dinamik kütləsini dəqiq bir şəkildə məhdudlaşdırmaq və təkamül və atmosfer modelləri ilə dərindən müqayisə etməyə imkan verəcəkdir.

ESO proqramları çərçivəsində Cənubi Yarımkürədə Avropa Astronomik Tədqiqatlar Təşkilatında toplanan müşahidələrə əsasən 097.C-0893 (A), 077.C-0293 (A), 279.C-5052 (A), 081.C-0653 (A) və 091.C-0721 (B).


Doğrudan Təsəvvür Edilən və Diqqət çəkən Orbitdə Dörd Planet Sistemi

http://www.manyworlds.space/wp-content/uploads/2017/01/hr8799_orbit-4.mp4
Birbaşa görüntü ekzoplanetlərin dövrü yeni başlamışdır, lakin gələcək elm və baxış zövqləri cəlbedicidir.

Gənc ulduz HR 8799-un ətrafında dövr edən Yupiterdən daha kütləvi olan dörd planetin bu həyəcanverici filmi, W.M.-də yeddi il ərzində çəkilmiş şəkillər daxil olmaqla, müxtəlif növlərdən ibarətdir. Havaydakı Keck rəsədxanası.

Film açıq şəkildə tam orbitləri göstərmir, bunun toplanması daha çox il çəkəcəkdir. Ən yaxın planet ulduzları, 40 il içində ən uzaq olanı 400 ildən çoxdur.

Ancaq Berkeley Kaliforniya Universitetinin astronomiya aspirantı Jason Wangın izah etdiyi kimi tədqiqatçılar dörd planetin bir-birinə rezonans bəxş edə biləcəyini düşünürlər.

Bu vəziyyətdə bir-iki-dörd-səkkiz rezonansdır, yəni hər planetin sistemdəki digərləri ilə nisbi nisbətdə bir orbital dövrü var.

Görünüşün ortasındakı qara dairə, ulduzun kor edən işığının qarşısını almaq və beləliklə planetləri görünən hala gətirmək üçün müşahidə və analiz səyinin bir hissəsidir.

Görüntülər əvvəlcə Kanadanın Herzberg Astrofizika İnstitutunun Milli Tədqiqat Şurasından Dr. Christian Marois tərəfindən çəkilib. Film animasiyası, disiplinlerarası ekzoplanet elmini təşviq etmək üçün NASA tərəfindən dəstəklənən bir qrup olan Exoplanet System Science (NExSS) nin Berkeley qolunun bir hissəsi olan Wang tərəfindən bir araya gətirildi.

Ulduz HR 8799 ekzoplanetlərin birbaşa görüntüsünün təkamülündə öncül rol oynamışdır. 2008-ci ildə, Marois qrupu, ilk dəfə birbaşa görüntü istifadə edərək dörd HR 8799 planetindən üçününün kəşf edildiyini elan etdi. Elə həmin gün fərqli bir qrup Fomalhaut ulduzu ətrafında dövr edən bir planetin birbaşa görüntüsünü açıqladı.

HR 8799, Pegasus bürcündə 129 işıq ili uzaqlıqdadır. Təsadüfən, ilk ekzoplanetin 1995-ci ildə təsbit edildiyi 51 Pegasi ulduzuna olduqca yaxındır. 60 milyon yaşından azdır və Wang günəşdən təxminən beş qat daha parlaqdır.

Wang, animasiyanın 2009-cu ildən bəri planetlərin səkkiz müşahidəsinə əsaslandığını söylədi. Daha sonra bu nöqtələr arasındakı orbiti çəkmək üçün hərəkət interpolasiya alqoritmindən istifadə etdi.

Planetlərin hərəkətindən çox şey öyrənmək olar, lakin günəşlərini dövrələmələri üçün nə qədər vaxt tələb oluna bilər. Keck müşahidələrinə əsasən, astronomlar bu dörd planetin ulduz ətrafında təxminən Keplerian hərəkəti ilə - demək olar ki, dairəvi, lakin tamamilə yox olduğu qənaətinə gəldilər.

Planetlər bir-birindən olduqca uzaqdır, bu da böyük ölçülərinə görə gözləniləndir. Bu böyük ayrılıqlar səbəbindən Wang, astronomların sistemin sabit olub olmadığını və ya bəzi planetlərin sistemdən xaric ediləcəyini izləməyini söylədi.

İlk üç HR 8799 planetinin 2008-ci ildə rəsmi olaraq kəşf olunmasına baxmayaraq, tədqiqatçılar bundan sonra planetlərin həqiqətən müşahidə edildiyini öyrəndilər. 1998-ci ildə Hubble Kosmos Teleskopundakı NICMOS aləti tərəfindən "qurtarma" aparılmışdı, lakin yalnız yeni hazırlanmış bir görüntü işləmə texnikası quraşdırıldıqdan sonra sataşdı.

Dördüncü HR 8799 planeti 2009-2010-cu illərdə aparılan növbəti müşahidələrdən sonra tapıldı. O planet ilk üç planetin içərisində dövr edir, ancaq yenə də günəşindən Yerimizdən günəşimizə qədər on beş qat məsafədədir. (Marois ilə işləyən qrupa Kaliforniya Universitetindən San Diego, Quinn Konopacky, Stanford Universitetindən Bruce Macintosh və Arizona Universitetindən Travis Barman daxil idi.)

James Graham, Berkeley NExSS qrupunun lideridir və HR 8799 ətrafında tapılanlarla öz günəş sistemimizdə olanlar arasındakı bəzi əlaqələrdən təsirləndi.

NASA Astrobiologiya Proqramından ən yeni xəbərlər, hadisələr və fürsətləri almaq üçün qeydiyyatdan keçin.


Videoya baxın: هكذا سيصبح صوتك إن سافرت إلى مختلف الكواكب (Sentyabr 2021).