Любая планета представляет собой чрезвычайно слабый источник света по сравнению со своей родительской звездой . Например, такая звезда , как Солнце , примерно в миллиард раз ярче, чем свет, отраженный от любой из планет, вращающихся вокруг нее. Помимо внутренней трудности обнаружения такого слабого источника света, свет родительской звезды вызывает блики, которые его размывают. По этим причинам очень немногие из экзопланет , о которых сообщалось по состоянию на январь 2024 года, [обновлять]наблюдались напрямую, и еще меньшее количество было обнаружено со стороны их родительской звезды.
Вместо этого астрономам обычно приходилось прибегать к косвенным методам обнаружения внесолнечных планет. По состоянию на 2016 год несколько различных косвенных методов принесли успех.
Следующие методы хотя бы один раз оказались успешными для открытия новой планеты или обнаружения уже открытой планеты:
Звезда с планетой будет двигаться по своей маленькой орбите под действием гравитации планеты. Это приводит к изменениям скорости, с которой звезда движется к Земле или от нее, т. е. к изменениям относится лучевая скорость звезды относительно Земли. Лучевую скорость можно определить по смещению спектральных линий родительской звезды из-за эффекта Доплера . [1] Метод лучевых скоростей измеряет эти изменения, чтобы подтвердить наличие планеты с помощью двойной функции массы .
Скорость звезды вокруг центра масс системы намного меньше, чем у планеты, потому что радиус ее орбиты вокруг центра масс настолько мал. (Например, Солнце движется со скоростью около 13 м/с из-за Юпитера, но всего лишь около 9 см/с из-за Земли). Однако изменения скорости до 3 м/с или даже несколько меньше можно обнаружить с помощью современных спектрометров , таких как спектрометр HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) на 3,6-метровом телескопе ESO в обсерватории Ла Силья , Чили, спектрометр HIRES на телескопах Кека или EXPRES на телескопе Лоуэлл Дискавери . Особенно простым и недорогим методом измерения лучевой скорости является «интерферометрия с внешним рассеянием». [2]
Примерно до 2012 года метод лучевых скоростей (также известный как доплеровская спектроскопия ) был, безусловно, наиболее продуктивным методом, используемым охотниками за планетами. (После 2012 года метод транзита с космического корабля «Кеплер» обогнал его по количеству.) Сигнал лучевой скорости не зависит от расстояния, но для достижения высокой точности требует спектра с высоким отношением сигнал/шум , поэтому обычно используется только для относительно близких звезд. на расстоянии около 160 световых лет от Земли, чтобы найти планеты с меньшей массой. Также невозможно одновременно наблюдать множество целевых звезд с помощью одного телескопа. Планеты массы Юпитера можно обнаружить вокруг звезд на расстоянии до нескольких тысяч световых лет . Этот метод легко находит массивные планеты, близкие к звездам. Современные спектрографы также могут легко обнаружить планеты массой Юпитера, вращающиеся на расстоянии 10 астрономических единиц от родительской звезды, но обнаружение этих планет требует многих лет наблюдений. Планеты земной массы в настоящее время можно обнаружить только на очень маленьких орбитах вокруг звезд малой массы, например, Проксимы b .
Обнаружить планеты вокруг звезд малой массы легче по двум причинам: во-первых, на эти звезды больше влияет гравитационное притяжение планет. Вторая причина заключается в том, что маломассивные звезды главной последовательности обычно вращаются относительно медленно. Быстрое вращение делает данные спектральных линий менее четкими, поскольку половина звезды быстро отклоняется от точки зрения наблюдателя, а другая половина приближается. Обнаруживать планеты вокруг более массивных звезд легче, если звезда покинула главную последовательность, поскольку выход из главной последовательности замедляет вращение звезды.
Иногда доплеровская спектрография дает ложные сигналы, особенно в многопланетных и многозвездных системах. Магнитные поля и некоторые виды звездной активности также могут давать ложные сигналы. Когда у родительской звезды есть несколько планет, ложные сигналы также могут возникать из-за недостаточности данных, поэтому данным могут соответствовать несколько решений, поскольку звезды обычно не наблюдаются непрерывно. [3] Некоторые ложные сигналы можно устранить, проанализировав стабильность планетной системы, проведя фотометрический анализ родительской звезды и зная период ее вращения и периоды цикла звездной активности.
Планеты с орбитами, сильно наклоненными к лучу зрения Земли, производят меньшие видимые колебания, и поэтому их труднее обнаружить. Одним из преимуществ метода лучевых скоростей является то, что эксцентриситет орбиты планеты можно измерить напрямую. Одним из основных недостатков метода лучевых скоростей является то, что он может оценить только минимальную массу планеты ( ). Заднее распределение угла наклона i зависит от истинного распределения масс планет. [4] Однако, когда в системе есть несколько планет, которые вращаются относительно близко друг к другу и имеют достаточную массу, анализ орбитальной стабильности позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевых скоростей можно использовать для подтверждения результатов, полученных методом транзита. Когда оба метода используются в сочетании, можно оценить истинную массу планеты.
Хотя радиальная скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, то можно найти лучевую скорость самой планеты, и это дает наклонение орбиты планеты. Это позволяет измерить фактическую массу планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также дает данные о составе планеты. Основная проблема заключается в том, что такое обнаружение возможно только в том случае, если планета вращается вокруг относительно яркой звезды и если планета отражает или излучает много света. [5]
В то время как метод лучевой скорости дает информацию о массе планеты, фотометрический метод может определить радиус планеты. Если планета пересекает ( транзитирует ) перед диском своей родительской звезды, то наблюдаемая визуальная яркость звезды падает на небольшую величину, в зависимости от относительных размеров звезды и планеты. [6] Например, в случае HD 209458 звезда тускнеет на 1,7%. Однако большинство транзитных сигналов значительно меньше; например, планета размером с Землю, проходящая транзитом через звезду, подобную Солнцу, вызывает затемнение всего на 80 частей на миллион (0,008 процента).
Теоретическая модель кривой блеска транзитной экзопланеты предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетной системы: глубину транзита (δ), продолжительность транзита (T), продолжительность входа/выхода (τ) и период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые величины основаны на нескольких предположениях. Для удобства расчетов будем считать планету и звезду сферическими, звездный диск однородным, орбиту круговой. В зависимости от относительного положения наблюдаемой транзитной экзопланеты во время прохождения звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска будут меняться. Глубина транзита (δ) транзитной кривой блеска описывает уменьшение нормированного потока звезды во время транзита. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит через звезду размером с солнечный радиус, планета с большим радиусом увеличит глубину транзита, а планета с меньшим радиусом уменьшит глубину транзита. Продолжительность транзита (T) экзопланеты — это время, в течение которого планета проходит транзитом через звезду. Этот наблюдаемый параметр изменяется в зависимости от того, насколько быстро или медленно планета движется по своей орбите при прохождении мимо звезды. Продолжительность входа/выхода (τ) транзитной кривой блеска описывает продолжительность времени, которое требуется планете, чтобы полностью покрыть звезду (вход) и полностью раскрыть звезду (выход). Если планета проходит от одного конца диаметра звезды к другому концу, продолжительность входа/выхода короче, потому что планете требуется меньше времени, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит транзитом через звезду относительно любой другой точки, кроме диаметра, продолжительность входа/выхода увеличивается по мере удаления от диаметра, потому что планета проводит больше времени, частично закрывая звезду во время ее транзита. [7] На основе этих наблюдаемых параметров посредством вычислений определяется ряд различных физических параметров (большая полуось, масса звезды, радиус звезды, радиус планеты, эксцентриситет и наклонение). С помощью комбинации измерений лучевой скорости звезды также определяется масса планеты.
Этот метод имеет два существенных недостатка. Во-первых, транзиты планет можно наблюдать только тогда, когда орбита планеты идеально выровнена с точки зрения астрономов. Вероятность того, что плоскость орбиты планеты окажется непосредственно на луче зрения звезды, равна отношению диаметра звезды к диаметру орбиты (у маленьких звезд радиус планеты также является важным фактором). . Около 10% планет с маленькими орбитами имеют такое расположение, а для планет с большими орбитами эта доля уменьшается. Для планеты, вращающейся вокруг звезды размером с Солнце на расстоянии 1 а.е. , вероятность того, что случайное выравнивание приведет к транзиту, составляет 0,47%. Следовательно, метод не может гарантировать, что какая-либо конкретная звезда не является хозяином планет. Однако, сканируя большие участки неба, содержащие тысячи или даже сотни тысяч звезд одновременно, исследования транзита могут найти больше экзопланет, чем метод лучевых скоростей. [9] Этот подход применялся в нескольких исследованиях, таких как наземные проекты MEarth Project , SuperWASP , KELT и HATNet , а также космические миссии COROT , Kepler и TESS . Транзитный метод также имеет то преимущество, что позволяет обнаруживать планеты вокруг звезд, расположенных на расстоянии нескольких тысяч световых лет. Самые далекие планеты, обнаруженные с помощью Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search, расположены недалеко от галактического центра. Однако надежные последующие наблюдения этих звезд практически невозможны при нынешних технологиях.
Второй недостаток этого метода – высокий процент ложных срабатываний. Исследование 2012 года показало, что уровень ложных срабатываний транзитов, наблюдаемых миссией «Кеплер», может достигать 40% в однопланетных системах. [10] По этой причине звезда с единственным обнаружением транзита требует дополнительного подтверждения, обычно с помощью метода лучевых скоростей или метода модуляции орбитальной яркости. Метод лучевых скоростей особенно необходим для планет размером с Юпитер и более, поскольку к объектам такого размера относятся не только планеты, но также коричневые карлики и даже небольшие звезды. Поскольку уровень ложноположительных результатов очень низок у звезд с двумя или более кандидатами в планеты, такие обнаружения часто можно подтвердить без обширных последующих наблюдений. Некоторые из них также можно подтвердить с помощью метода изменения времени прохождения. [11] [12] [13]
Многие точки света на небе имеют изменения яркости, которые, согласно измерениям потоков, могут выглядеть как транзитные планеты. Ложноположительные результаты в методе транзитной фотометрии возникают в трех распространенных формах: смешанные затменно-двойные системы, скользящие затменно-двойные системы и транзиты звезд размером с планету. Затменные двойные системы обычно вызывают глубокие затмения, которые отличают их от транзитов экзопланет, поскольку размеры планет обычно меньше примерно 2R J [14] , но затмения более мелкие для смешанных или скользящих затменных двойных систем.
Смешанные затменно-двойные системы состоят из обычной затменно-двойной системы, смешанной с третьей (обычно более яркой) звездой на том же луче зрения, обычно на другом расстоянии. Постоянный свет третьей звезды разбавляет измеренную глубину затмения, поэтому кривая блеска может напоминать кривую блеска транзитной экзопланеты. В этих случаях цель чаще всего содержит большую первичную звезду главной последовательности с небольшой вторичной главной последовательностью или гигантскую звезду со вторичной главной последовательностью. [15]
Затменные двойные системы — это системы, в которых один объект едва касается конечности другого. В этих случаях максимальная глубина прохождения кривой блеска не будет пропорциональна отношению квадратов радиусов двух звезд, а будет зависеть исключительно от небольшой доли главного компонента, который блокируется вторичным. Небольшое измеренное падение потока может имитировать транзит экзопланеты. Некоторые из ложноположительных случаев этой категории можно легко обнаружить, если затменная двойная система имеет круговую орбиту, а два спутника имеют разные массы. Из-за циклического характера орбиты будет два события затмения: одно из основных затмит вторичное, и наоборот. Если две звезды имеют существенно разные массы, а также разные радиусы и светимости, то эти два затмения будут иметь разную глубину. Это повторение событий мелкого и глубокого транзита можно легко обнаружить и, таким образом, позволить распознать систему как скользящую затменную двойную систему. Однако если две звезды-компаньона имеют примерно одинаковую массу, то эти два затмения будут неразличимы, что делает невозможным продемонстрировать, что скользящая затменно-двойная система наблюдается, используя только измерения транзитной фотометрии.
Наконец, есть два типа звезд, которые примерно такого же размера, как газовые планеты-гиганты: белые карлики и коричневые карлики. Это связано с тем, что газовые планеты-гиганты, белые и коричневые карлики поддерживаются вырожденным электронным давлением. Кривая блеска не различает массы, поскольку зависит только от размера проходящего объекта. Когда это возможно, измерения радиальной скорости используются для проверки того, что пролетающее или затмевающее тело имеет планетарную массу, то есть менее 13 М Дж . Изменения времени прохождения также могут определять MP . Допплеровская томография с известной орбитой с лучевой скоростью позволяет получить минимальную MP и прогнозируемую ориентацию по одной орбите.
У звезд ветви красных гигантов есть еще одна проблема с обнаружением планет вокруг них: хотя планеты вокруг этих звезд с гораздо большей вероятностью будут проходить транзит из-за большего размера звезды, эти транзитные сигналы трудно отделить от кривой блеска яркости главной звезды, поскольку красные гиганты часто пульсации яркости с периодом от нескольких часов до суток. Это особенно заметно у субгигантов . Кроме того, эти звезды гораздо ярче, а транзитные планеты блокируют гораздо меньший процент света, исходящего от этих звезд. Напротив, планеты могут полностью затмить очень маленькую звезду, такую как нейтронная звезда или белый карлик, и это событие можно было бы легко обнаружить с Земли. Однако из-за небольших размеров звезды вероятность того, что планета совпадет с таким звездным остатком, чрезвычайно мала.
Основное преимущество транзитного метода состоит в том, что по кривой блеска можно определить размер планеты. В сочетании с методом лучевых скоростей (который определяет массу планеты) можно определить плотность планеты и, следовательно, узнать что-то о ее физической структуре. Планеты, изученные обоими методами, на сегодняшний день являются наиболее охарактеризованными из всех известных экзопланет. [16]
Транзитный метод также позволяет изучать атмосферу транзитной планеты. Когда планета проходит мимо звезды, свет звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты. Тщательно изучая звездный спектр с высоким разрешением , можно обнаружить элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Планетарную атмосферу и саму планету, если уж на то пошло, также можно обнаружить, измеряя поляризацию звездного света, когда он проходит через атмосферу планеты или отражается от нее. [17]
Кроме того, вторичное затмение (когда планета блокируется своей звездой) позволяет напрямую измерить излучение планеты и помогает ограничить эксцентриситет орбиты планеты без необходимости присутствия других планет. Если фотометрическую интенсивность звезды во время вторичного затмения вычесть из ее интенсивности до или после, останется только сигнал, вызванный планетой. Тогда можно будет измерить температуру планеты и даже обнаружить возможные признаки облачных образований на ней. В марте 2005 года две группы учёных провели измерения по этой методике с помощью космического телескопа Спитцер . Две команды из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики под руководством Дэвида Шарбонно и Центра космических полетов имени Годдарда под руководством Л.Д. Деминга изучали планеты TrES-1 и HD 209458b соответственно. Измерения выявили температуры планет: 1060 К (790° С ) для TrES-1 и около 1130 К (860°С) для HD 209458b. [18] [19] Кроме того, известно, что горячий Нептун Глизе 436 b вступает во вторичное затмение. Однако некоторые транзитные планеты вращаются так, что не вступают во вторичное затмение относительно Земли; HD 17156 b с вероятностью более 90% будет одним из последних.
Первая экзопланета, для которой наблюдались транзиты, для HD 209458 b , обнаруженная с помощью метода лучевых скоростей. Эти транзиты наблюдались в 1999 году двумя группами под руководством Дэвида Шарбонно и Грегори В. Генри . [20] [21] [22] Первой экзопланетой, открытой транзитным методом, была OGLE-TR-56b в 2002 году в рамках проекта OGLE . [23] [24] [25]
Миссия Французского космического агентства CoRoT начала в 2006 году поиск транзитов планет с орбиты, где отсутствие атмосферных мерцаний позволяет повысить точность. Эта миссия была разработана для того, чтобы иметь возможность обнаруживать планеты «в несколько раз больше Земли» и показала себя «лучше, чем ожидалось», с двумя открытиями экзопланет [26] (обе типа «горячий Юпитер») по состоянию на начало 2008 года. В июне 2013 года количество экзопланет CoRoT составляло 32, некоторые из них еще предстоит подтвердить. Спутник неожиданно прекратил передачу данных в ноябре 2012 года (после того, как его миссия дважды продлевалась) и был выведен из эксплуатации в июне 2013 года. [27]
В марте 2009 года была запущена миссия НАСА «Кеплер» для сканирования большого количества звезд в созвездии Лебедя с точностью измерений, которая, как ожидается, позволит обнаружить и охарактеризовать планеты размером с Землю. Миссия НАСА «Кеплер» использует транзитный метод для сканирования сотен тысяч звезд в поисках планет. Была надежда, что к концу своей 3,5-летней миссии спутник соберет достаточно данных, чтобы обнаружить планеты, даже меньшие, чем Земля. Сканируя одновременно сто тысяч звезд, он не только смог обнаружить планеты размером с Землю, но и смог собрать статистику о количестве таких планет вокруг звезд, подобных Солнцу. [28]
2 февраля 2011 года команда Кеплера опубликовала список из 1235 кандидатов на внесолнечные планеты, включая 54, которые могут находиться в обитаемой зоне . 5 декабря 2011 года команда «Кеплера» объявила, что они обнаружили 2326 планет-кандидатов, из которых 207 имеют размеры, подобные Земле, 680 — размером со сверхземлю, 1181 — размером с Нептун, 203 — размером с Юпитер и 55 — больше. чем Юпитер. По сравнению с показателями февраля 2011 года количество планет размером с Землю и сверхземли увеличилось на 200% и 140% соответственно. Более того, в обитаемых зонах исследованных звезд обнаружено 48 планет-кандидатов, что свидетельствует об уменьшении февральского показателя; это произошло из-за более строгих критериев, использованных в декабрьских данных. К июню 2013 года количество планет-кандидатов было увеличено до 3278, и некоторые подтвержденные планеты были меньше Земли, некоторые даже размером с Марс (например, Кеплер-62c ), а одна даже меньше Меркурия ( Кеплер-37b ). [29]
Спутник для исследования транзитной экзопланеты был запущен в апреле 2018 года.
Короткопериодические планеты, находящиеся на близких орбитах вокруг своих звезд, будут подвергаться изменениям отраженного света, потому что, как и Луна , они будут проходить фазы от полной к новой и обратно. Кроме того, поскольку эти планеты получают много звездного света, он нагревает их, что делает потенциально возможным обнаружение тепловых выбросов. Поскольку телескопы не могут отличить планету от звезды, они видят только комбинированный свет, а яркость родительской звезды, кажется, периодически меняется на каждой орбите. Хотя эффект невелик — требуемая фотометрическая точность примерно такая же, как для обнаружения планеты размером с Землю, проходящей через звезду солнечного типа — такие планеты размером с Юпитер с периодом обращения в несколько дней можно обнаружить с помощью таких космических телескопов, как как космическая обсерватория «Кеплер» . Как и в случае с транзитным методом, большие планеты, вращающиеся вокруг своей родительской звезды, легче обнаружить, чем другие планеты, поскольку эти планеты улавливают больше света от своей родительской звезды. Когда планета имеет высокое альбедо и расположена вокруг относительно яркой звезды, ее световые вариации легче обнаружить в видимом свете, в то время как более темные планеты или планеты вокруг низкотемпературных звезд легче обнаружить этим методом в инфракрасном свете. В долгосрочной перспективе этот метод может найти большинство планет, которые будут открыты этой миссией, поскольку изменение отраженного света в зависимости от фазы орбиты в значительной степени не зависит от наклона орбиты и не требует, чтобы планета проходила перед диском звезды. Он по-прежнему не может обнаруживать планеты с круговыми орбитами, обращенными лицом к Земле, поскольку количество отраженного света не меняется во время его обращения.
Фазовая функция планеты-гиганта также является функцией ее тепловых свойств и атмосферы, если таковая имеется. Следовательно, фазовая кривая может ограничивать другие свойства планеты, такие как распределение атмосферных частиц по размерам. Когда обнаруживается, что планета проходит транзитом, и известен ее размер, кривая фазовых изменений помогает рассчитать или ограничить альбедо планеты . С очень горячими планетами сложнее, поскольку свечение планеты может мешать расчету альбедо. Теоретически альбедо также можно найти у нетранзитных планет при наблюдении изменений света на разных длинах волн. Это позволяет ученым определить размер планеты, даже если планета не проходит транзитом через звезду. [30]
Первое в истории прямое обнаружение спектра видимого света, отраженного от экзопланеты, было сделано в 2015 году международной командой астрономов. Астрономы изучали свет от 51 Пегаса b — первой экзопланеты, обнаруженной на орбите звезды главной последовательности ( звезды, похожей на Солнце ), с помощью высокоточного инструмента поиска планет с радиальной скоростью (HARPS) в обсерватории Ла Силья Европейской южной обсерватории в Чили. [31] [32]
И CoRoT [33] , и Kepler [34] измеряли отраженный свет от планет. Однако эти планеты уже были известны, поскольку они проходят мимо своей родительской звезды. Первыми планетами, открытыми этим методом, являются Kepler-70b и Kepler-70c , обнаруженные Кеплером. [35]
Отдельный новый метод обнаружения экзопланет по вариациям света использует релятивистское излучение наблюдаемого потока звезды из-за ее движения. Он также известен как доплеровское излучение или доплеровское усиление. Этот метод был впервые предложен Абрахамом Лебом и Скоттом Гауди в 2003 году. [36] Когда планета притягивает звезду своей гравитацией, плотность фотонов и, следовательно, видимая яркость звезды меняются с точки зрения наблюдателя. Как и метод лучевых скоростей, его можно использовать для определения эксцентриситета орбиты и минимальной массы планеты. С помощью этого метода легче обнаружить массивные планеты вблизи своих звезд, поскольку эти факторы увеличивают движение звезды. В отличие от метода лучевых скоростей, он не требует точного спектра звезды, и поэтому его легче использовать для поиска планет вокруг быстро вращающихся звезд и более далеких звезд.
Одним из самых больших недостатков этого метода является то, что эффект изменения света очень мал. Планету массы Юпитера, вращающуюся на расстоянии 0,025 а.е. от звезды, похожей на Солнце, едва можно обнаружить, даже если ее орбита обращена с ребра. Это не идеальный метод для открытия новых планет, поскольку количество излучаемого и отраженного звездного света от планеты обычно намного больше, чем вариации света из-за релятивистского излучения. Однако этот метод по-прежнему полезен, поскольку позволяет измерять массу планеты без необходимости последующего сбора данных на основе наблюдений лучевой скорости.
О первом открытии планеты этим методом ( Kepler-76b ) было объявлено в 2013 году. [37] [38]
Массивные планеты могут вызывать небольшие приливные искажения своих звезд-хозяев. Когда звезда имеет слегка эллипсоидную форму, ее видимая яркость варьируется в зависимости от того, обращена ли сплюснутая часть звезды к точке зрения наблюдателя. Как и метод релятивистского излучения, он помогает определить минимальную массу планеты, а его чувствительность зависит от наклона орбиты планеты. Степень влияния на видимую яркость звезды может быть намного больше, чем при релятивистском методе излучения, но цикл изменения блеска происходит в два раза быстрее. Кроме того, планета сильнее искажает форму звезды, если у нее низкое отношение большой полуоси к радиусу звезды и мала плотность звезды. Это делает этот метод пригодным для поиска планет вокруг звезд, покинувших главную последовательность. [39]
Пульсар — это нейтронная звезда: небольшой сверхплотный остаток звезды, взорвавшейся как сверхновая . Пульсары излучают радиоволны чрезвычайно регулярно во время своего вращения. Поскольку собственное вращение пульсара настолько регулярно, небольшие аномалии во времени наблюдаемых радиоимпульсов можно использовать для отслеживания движения пульсара. Как и обычная звезда, пульсар будет двигаться по своей небольшой орбите, если у него есть планета. Расчеты, основанные на наблюдениях за синхронизацией импульсов, могут затем выявить параметры этой орбиты. [40]
Этот метод изначально не был разработан для обнаружения планет, но он настолько чувствителен, что способен обнаруживать планеты гораздо меньшие, чем любой другой метод, до менее чем одной десятой массы Земли. Он также способен обнаруживать взаимные гравитационные возмущения между различными членами планетной системы, тем самым раскрывая дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбит. Кроме того, он может легко обнаруживать планеты, находящиеся относительно далеко от пульсара.
У метода определения времени пульсаров есть два основных недостатка: пульсары относительно редки, и для формирования планеты вокруг пульсара требуются особые обстоятельства. Поэтому маловероятно, что таким способом будет найдено большое количество планет. [41] Кроме того, жизнь, скорее всего, не выживет на планетах, вращающихся вокруг пульсаров, из-за высокой интенсивности окружающего излучения.
В 1992 году Александр Вольщан и Дейл Фрайл использовали этот метод для открытия планет вокруг пульсара PSR 1257+12 . [42] Их открытие было подтверждено в 1994 году, что сделало его первым подтверждением существования планет за пределами Солнечной системы . [43]
Подобно пульсарам, некоторые другие типы пульсирующих переменных звезд достаточно регулярны, чтобы лучевую скорость можно было определить чисто фотометрически по доплеровскому сдвигу частоты пульсаций, без необходимости использования спектроскопии . [44] [45] Этот метод не так чувствителен, как метод изменения времени пульсара, поскольку периодическая активность более длительна и менее регулярна. Легкость обнаружения планет вокруг переменной звезды зависит от периода пульсации звезды, регулярности пульсаций, массы планеты и ее расстояния от родительской звезды.
Первый успех этого метода пришелся на 2007 год, когда V391 Pegasi b была обнаружена вокруг пульсирующей звезды-субкарлика. [46]
Метод изменения времени прохождения учитывает, происходят ли транзиты со строгой периодичностью или есть вариации. Когда обнаруживаются несколько транзитных планет, их часто можно подтвердить с помощью метода изменения времени прохождения. Это полезно в планетных системах, далеких от Солнца, где методы лучевых скоростей не могут их обнаружить из-за низкого отношения сигнал/шум. Если планета была обнаружена методом транзита, то изменения во времени транзита обеспечивают чрезвычайно чувствительный метод обнаружения дополнительных нетранзитных планет в системе с массами, сравнимыми с массами Земли. Изменения времени прохождения легче обнаружить, если планеты имеют относительно близкие орбиты и когда хотя бы одна из планет более массивна, что приводит к более сильному возмущению орбитального периода менее массивной планеты. [47] [48] [49]
Главный недостаток метода определения времени прохождения состоит в том, что обычно мало что можно узнать о самой планете. Изменение времени транзита может помочь определить максимальную массу планеты. В большинстве случаев он может подтвердить, имеет ли объект планетарную массу, но не накладывает узких ограничений на его массу. Однако есть исключения: планеты в системах Кеплер-36 и Кеплер-88 вращаются достаточно близко, чтобы точно определить их массы.
Первое значительное обнаружение нетранзитной планеты с помощью TTV было осуществлено с помощью космического корабля НАСА « Кеплер» . Транзитная планета Кеплер-19b показывает TTV с амплитудой пять минут и периодом около 300 дней, что указывает на наличие второй планеты, Кеплер-19с , период которой почти рационально кратен периоду транзитной планеты Кеплер-19b. транзитная планета. [50] [51]
У планет, расположенных по окружности , изменения времени прохождения в основном вызваны орбитальным движением звезд, а не гравитационными возмущениями со стороны других планет. Эти различия затрудняют обнаружение этих планет с помощью автоматизированных методов. Однако это позволяет легко подтвердить существование этих планет после их обнаружения. [ нужна цитата ]
«Изменение продолжительности» относится к изменениям продолжительности транзита. Изменения продолжительности могут быть вызваны экзолуной , апсидальной прецессией эксцентричных планет из-за другой планеты в той же системе или общей теорией относительности . [52] [53]
Когда циркумбинарная планета обнаруживается с помощью метода транзита, это можно легко подтвердить с помощью метода изменения продолжительности транзита. [54] В тесных двойных системах звезды существенно изменяют движение спутника, а это означает, что продолжительность транзита любой транзитной планеты существенно варьируется. Первое такое подтверждение пришло от Kepler-16b . [54]
Когда двойная звездная система выстроена так, что с точки зрения Земли звезды проходят друг перед другом на своих орбитах, такая система называется «затменной двойной» звездной системой. Время минимума блеска, когда звезда с более яркой поверхностью хотя бы частично затмевается диском другой звезды, называется первичным затмением , а примерно через полорбиты происходит вторичное затмение, когда более яркая площадь поверхности звезды затмевается. некоторая часть другой звезды. Эти периоды минимума света, или центральные затмения, составляют отметку времени в системе, во многом подобно импульсам пульсара ( за исключением того, что это не вспышка, а падение яркости). Если есть планета на орбите вокруг двойной звезды, звезды будут смещены вокруг центра масс двойной планеты . Поскольку звезды в двойной системе перемещаются вперед и назад по планете, время минимумов затмения будет меняться. Периодичность этого смещения может быть наиболее надежным способом обнаружения внесолнечных планет вокруг тесных двойных систем. [55] [56] [57] С помощью этого метода планеты легче обнаружить, если они более массивны, вращаются относительно близко вокруг системы и если звезды имеют малую массу.
Метод определения времени затмения позволяет обнаруживать планеты, находящиеся дальше от родительской звезды, чем метод транзита. Однако сигналы вокруг катастрофических переменных звезд, указывающие на существование планет, обычно совпадают с нестабильными орбитами. [ нужны разъяснения ] [58] В 2011 году Кеплер-16b стала первой планетой, которая была определенно охарактеризована с помощью затменных бинарных изменений времени. [59]
Гравитационное микролинзирование происходит, когда гравитационное поле звезды действует как линза, увеличивая свет далекой фоновой звезды. Этот эффект возникает только тогда, когда две звезды почти точно выровнены. События линзирования кратковременны и длятся несколько недель или дней, поскольку две звезды и Земля движутся относительно друг друга. За последние десять лет наблюдалось более тысячи подобных событий.
Если у линзирующей звезды на переднем плане есть планета, то собственное гравитационное поле этой планеты может внести заметный вклад в эффект линзирования. Поскольку для этого требуется крайне маловероятное выравнивание, необходимо постоянно контролировать очень большое количество далеких звезд, чтобы с разумной скоростью обнаруживать вклад планетарного микролинзирования. Этот метод наиболее плодотворен для планет между Землей и центром галактики, поскольку центр галактики обеспечивает большое количество фоновых звезд.
В 1991 году астрономы Шуде Мао и Богдан Пачинский предложили использовать гравитационное микролинзирование для поиска двойных спутников звезд, и их предложение было усовершенствовано Энди Гулдом и Абрахамом Лебом в 1992 году как метод обнаружения экзопланет. Успехи этого метода начались в 2002 году, когда группа польских астрономов ( Анджей Удальский , Марцин Кубяк и Михал Шиманский из Варшавы , а также Богдан Пачинский ) в рамках проекта OGLE ( Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию ) разработали работоспособную технику. В течение одного месяца они нашли несколько возможных планет, хотя ограничения в наблюдениях не позволили получить однозначное подтверждение. С тех пор с помощью микролинзирования было обнаружено несколько подтвержденных внесолнечных планет. Это был первый метод, позволяющий обнаружить планеты земной массы вокруг обычных звезд главной последовательности . [60]
В отличие от большинства других методов, которые имеют уклон в обнаружении планет с маленькими (или для разрешенных изображений - большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет на расстоянии около 1-10 астрономических единиц от звезд, подобных Солнцу.
Заметным недостатком метода является то, что линзирование невозможно повторить, поскольку случайное выравнивание больше никогда не происходит. Кроме того, обнаруженные планеты, как правило, будут находиться на расстоянии нескольких килопарсеков, поэтому последующие наблюдения другими методами обычно невозможны. Кроме того, единственная физическая характеристика, которую можно определить с помощью микролинзирования, — это масса планеты в довольно широких пределах. Свойства орбиты также, как правило, неясны, поскольку единственная орбитальная характеристика, которую можно определить напрямую, - это ее текущая большая полуось от родительской звезды, что может ввести в заблуждение, если планета следует по эксцентричной орбите. Когда планета находится далеко от своей звезды, она проводит лишь небольшую часть своей орбиты в состоянии, когда ее можно обнаружить с помощью этого метода, поэтому орбитальный период планеты нелегко определить. Также легче обнаружить планеты вокруг звезд малой массы, поскольку эффект гравитационного микролинзирования увеличивается с увеличением соотношения масс планеты и звезды.
Основные преимущества метода гравитационного микролинзирования заключаются в том, что он может обнаруживать планеты с малой массой (в принципе, вплоть до массы Марса с помощью будущих космических проектов, таких как римский космический телескоп ); он может обнаруживать планеты на широких орбитах, сравнимых с Сатурном и Ураном, периоды обращения которых слишком велики для методов лучевой скорости или транзита; и он может обнаруживать планеты вокруг очень далеких звезд. Когда можно будет наблюдать достаточное количество фоновых звезд с достаточной точностью, этот метод в конечном итоге должен показать, насколько распространены в галактике планеты земного типа. [ нужна цитата ]
Наблюдения обычно проводятся с использованием сетей роботизированных телескопов . В дополнение к OGLE, финансируемому Европейским исследовательским советом , над совершенствованием этого подхода работает группа микролинзовых наблюдений в астрофизике (MOA).
Проект PLANET ( СЕТЬ зондирования линзовых аномалий )/RoboNet еще более амбициозен. Это обеспечивает почти непрерывное круглосуточное покрытие всемирной сетью телескопов, предоставляя возможность улавливать вклады микролинзирования от планет с такой же низкой массой, как у Земли. Эта стратегия оказалась успешной в обнаружении первой планеты малой массы на широкой орбите, получившей обозначение OGLE-2005-BLG-390Lb . [60]
Римский космический телескоп НАСА, запуск которого запланирован на 2027 год, включает исследование планет с помощью микролинзирования в качестве одного из трех основных проектов.
Планеты являются чрезвычайно тусклыми источниками света по сравнению со звездами, и тот небольшой свет, который исходит от них, имеет тенденцию теряться в ярком свете родительской звезды. В общем, их очень сложно обнаружить и распознать непосредственно с родительской звезды. Планеты, вращающиеся достаточно далеко от звезд, чтобы их можно было различить, отражают очень мало звездного света, поэтому вместо этого планеты обнаруживаются по их тепловому излучению . Легче получать изображения, когда звездная система находится относительно близко к Солнцу и когда планета особенно велика (значительно больше Юпитера ), далеко удалена от своей родительской звезды и горяча настолько, что испускает интенсивное инфракрасное излучение ; Затем были сделаны изображения в инфракрасном диапазоне, где планета ярче, чем в видимом диапазоне волн. Коронографы используются, чтобы блокировать свет звезды, оставляя при этом планету видимой. Прямое изображение экзопланеты, похожей на Землю, требует чрезвычайной оптотермической стабильности . [61] Во время фазы аккреции формирования планет контраст между звездами и планетами может быть даже лучше в H-альфа, чем в инфракрасном – в настоящее время проводится исследование H-альфа. [62]
Прямые изображения могут дать лишь приблизительные сведения о массе планеты, которая зависит от возраста звезды и температуры планеты. Масса может значительно варьироваться, поскольку планеты могут формироваться через несколько миллионов лет после формирования звезды. Чем холоднее планета, тем меньше должна быть ее масса. В некоторых случаях можно дать разумные ограничения на радиус планеты на основе температуры планеты, ее видимой яркости и расстояния от Земли. Спектры, излучаемые планетами, не нужно отделять от звезды, что облегчает определение химического состава планет.
Иногда необходимы наблюдения на нескольких длинах волн, чтобы исключить, что планета является коричневым карликом . Прямые изображения можно использовать для точного измерения орбиты планеты вокруг звезды. В отличие от большинства других методов, прямое изображение лучше работает с планетами с орбитами, обращенными лицом , а не с орбитами с ребра, поскольку планету, находящуюся на орбите лицом, можно наблюдать на протяжении всей орбиты планеты, а планеты с орбитой, обращенной с ребра. орбиты легче всего наблюдать в период наибольшего видимого отделения от родительской звезды.
Планеты, обнаруженные с помощью прямых изображений, в настоящее время делятся на две категории. Во-первых, планеты обнаруживаются вокруг звезд, более массивных, чем Солнце, которые достаточно молоды, чтобы иметь протопланетные диски. Вторая категория состоит из возможных субкоричневых карликов, обнаруженных вокруг очень тусклых звезд, или коричневых карликов, находящихся на расстоянии не менее 100 а.е. от своих родительских звезд.
Объекты планетарной массы, не связанные гравитацией со звездой, также обнаруживаются с помощью прямых изображений.
В 2004 году группа астрономов использовала Очень Большой Телескоп Европейской Южной Обсерватории в Чили, чтобы получить изображение 2M1207b , спутника коричневого карлика 2M1207. [65] В следующем году планетарный статус спутника был подтвержден. [66] По оценкам, планета в несколько раз массивнее Юпитера и имеет радиус орбиты более 40 а.е.
6 ноября 2008 г. [67] был опубликован объект, изображение которого впервые было получено в апреле 2008 г. на расстоянии 330 а.е. от звезды 1RXS J160929.1−210524 , о которой уже было объявлено 8 сентября 2008 г. [68] Но это было только в 2010 г. , что было подтверждено, что это планета-спутник звезды, а не просто случайное расположение. [69] Пока не подтверждено, находится ли масса компаньона выше или ниже предела сгорания дейтерия.
Первая многопланетная система, о которой было объявлено 13 ноября 2008 года, была получена в 2007 году с использованием телескопов обсерватории Кека и обсерватории Близнецов . Непосредственно наблюдались три планеты, вращающиеся вокруг HR 8799 , массы которых примерно в десять, десять и семь раз больше массы Юпитера . [70] [71] В тот же день, 13 ноября 2008 года, было объявлено, что космический телескоп Хаббла непосредственно наблюдал экзопланету, вращающуюся вокруг Фомальгаута , с массой не более 3 М Дж . [72] Обе системы окружены дисками, мало чем отличающимися от пояса Койпера .
21 ноября 2008 г., через три дня после принятия письма редактору, опубликованного в Интернете 11 декабря 2008 г., [73] было объявлено, что анализ изображений, датированных 2003 годом, выявил планету, вращающуюся вокруг Беты Живописца . [74]
В 2012 году было объявлено, что планета « Супер-Юпитер » массой около 12,8 МДж , вращающаяся вокруг Каппы Андромеды, была непосредственно получена с помощью телескопа Субару на Гавайях. [75] [76] Он вращается вокруг своей родительской звезды на расстоянии около 55 а.е., или почти в два раза больше расстояния Нептуна от Солнца.
Дополнительная система, GJ 758 , была получена в ноябре 2009 года с помощью инструмента HiCIAO телескопа Субару , но это был коричневый карлик. [77]
Другие возможные экзопланеты, изображения которых были непосредственно получены, включают GQ Lupi b , AB Pictoris b и SCR 1845 b . [78] По состоянию на март 2006 г. ни одна из них не была подтверждена как планеты; вместо этого они сами могут быть маленькими коричневыми карликами . [79] [80]
Несколько инструментов, способных создавать изображения планет, установлены на больших наземных телескопах, таких как Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , инструмент Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) или Palomar Project 1640 . В космосе в настоящее время нет специального инструмента для визуализации экзопланет. Хотя у JWST есть некоторые возможности получения изображений экзопланет, он не был специально разработан и оптимизирован для этой цели. RST станет первой космической обсерваторией, оснащенной специальным инструментом для получения изображений экзопланет . Этот инструмент разработан Лабораторией реактивного движения в качестве демонстратора будущей крупной космической обсерватории, одной из основных научных целей которой будет получение изображений экзопланет земного типа. Такие концепции, как LUVOIR или HabEx, были предложены при подготовке Десятилетнего обзора астрономии и астрофизики 2020 года .
В 2010 году группа из Лаборатории реактивного движения НАСА продемонстрировала, что вихревой коронограф может позволить небольшим телескопам напрямую получать изображения планет. [82] Они сделали это, сфотографировав ранее полученные изображения планет HR 8799 , используя всего лишь часть шириной 1,5 метра телескопа Хейла .
Другой многообещающий подход – это обнуляющая интерферометрия . [83]
Также было высказано предположение, что космические телескопы, фокусирующие свет с использованием зонных пластин вместо зеркал, будут обеспечивать более контрастное изображение и их будет дешевле запускать в космос из-за возможности складывать легкую зональную пластину из фольги. [84] Другой возможностью было бы использование большого оккультиста в космосе, предназначенного для блокировки света близлежащих звезд, чтобы наблюдать за их орбитальными планетами, например, в рамках миссии «Новые миры» .
Постобработка данных наблюдений для повышения мощности сигнала внеосевых тел (т. е. экзопланет) может осуществляться различными способами. Все методы основаны на наличии разнообразия в данных между центральной звездой и экзопланетами-спутниками: это разнообразие может возникать из-за различий в спектре, угловом положении, орбитальном движении, поляризации или когерентности света. Самым популярным методом является угловая дифференциальная визуализация (ADI), при которой снимки получаются при разных положениях параллактического угла , а небо вращается вокруг наблюдаемой центральной звезды. Экспозиции усредняются, каждая экспозиция вычитается из среднего значения, а затем они (обратно) поворачиваются, чтобы собрать слабый планетарный сигнал в одном месте.
Спектральная дифференциальная визуализация (SDI) выполняет аналогичную процедуру, но для радиальных изменений яркости (в зависимости от спектра или длины волны), а не для угловых изменений.
Возможны комбинации этих двух методов (ASDI, SADI или комбинированная дифференциальная визуализация «CODI»). [85]
Свет, излучаемый звездой, неполяризован, т. е. направление колебаний световой волны случайно. Однако когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и поляризуются. [86]
Анализируя поляризацию комбинированного света планеты и звезды (около одной миллионной), эти измерения в принципе можно проводить с очень высокой чувствительностью, поскольку поляриметрия не ограничена стабильностью земной атмосферы. Еще одним важным преимуществом является то, что поляриметрия позволяет определить состав атмосферы планеты. Главный недостаток заключается в том, что он не сможет обнаружить планеты без атмосферы. Большие планеты и планеты с более высоким альбедо легче обнаружить с помощью поляриметрии, поскольку они отражают больше света.
Астрономические устройства, используемые для поляриметрии, называемые поляриметрами, способны обнаруживать поляризованный свет и отклонять неполяризованные лучи. Такие группы, как ZIMPOL/CHEOPS [87] и PlanetPol [88], в настоящее время используют поляриметры для поиска внесолнечных планет. Первое успешное обнаружение внесолнечной планеты с помощью этого метода произошло в 2008 году, когда HD 189733 b , планета, открытая тремя годами ранее, была обнаружена с помощью поляриметрии. [89] Однако с помощью этого метода еще не было обнаружено ни одной новой планеты.
Этот метод заключается в точном измерении положения звезды на небе и наблюдении за тем, как это положение меняется с течением времени. Первоначально это делалось визуально, с помощью рукописных записей. К концу XIX века в этом методе использовались фотопластинки, что значительно повысило точность измерений, а также создало архив данных. Если у звезды есть планета, то гравитационное влияние планеты заставит саму звезду двигаться по крошечной круговой или эллиптической орбите. По сути, каждая звезда и планета вращаются вокруг своего общего центра масс ( барицентра ), что объясняется решением проблемы двух тел . Поскольку звезда намного массивнее, ее орбита будет намного меньше. [90] Часто общий центр масс будет лежать в пределах радиуса большего тела. Следовательно, легче найти планеты вокруг звезд малой массы, особенно коричневых карликов.
Астрометрия — старейший метод поиска внесолнечных планет , который изначально был популярен благодаря своему успеху в характеристике астрометрических двойных звездных систем. Это восходит, по крайней мере, к заявлениям Уильяма Гершеля в конце 18 века. Он утверждал, что невидимый спутник влиял на положение звезды, которую он занес в каталог как 70 Змееносца . Первый известный формальный астрометрический расчет для внесолнечной планеты был сделан Уильямом Стивеном Джейкобом в 1855 году для этой звезды. [91] Подобные расчеты повторялись другими еще полвека [92], пока окончательно не были опровергнуты в начале 20 века. [93] [94] В течение двух столетий распространялись заявления об открытии невидимых спутников на орбите близлежащих звездных систем, и все они, как сообщается, были обнаружены с помощью этого метода, [92] кульминацией которого стало известное объявление в 1996 году о нескольких планетах, вращающихся вокруг соседней звезды Лаланд. 21185 Джорджа Гейтвуда . [95] [96] Ни одно из этих утверждений не выдержало проверки со стороны других астрономов, и эта техника получила дурную славу. [97] К сожалению, изменения в положении звезд настолько малы, а атмосферные и систематические искажения настолько велики, что даже лучшие наземные телескопы не могут производить достаточно точные измерения. Все заявления о планетарном спутнике с массой менее 0,1 солнечной массы, сделанные до 1996 года с использованием этого метода, вероятно, ложны. В 2002 году космическому телескопу «Хаббл» удалось с помощью астрометрии охарактеризовать ранее открытую планету вокруг звезды Глизе 876 . [98]
Ожидается, что космическая обсерватория Gaia , запущенная в 2013 году, обнаружит тысячи планет с помощью астрометрии, но до запуска Gaia ни одна планета, обнаруженная с помощью астрометрии, не была подтверждена. SIM PlanetQuest был американским проектом (отмененным в 2010 году), который имел возможности поиска экзопланет, аналогичные Gaia .
Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является то, что он наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами. Это делает его дополняющим другие методы, наиболее чувствительные к планетам с небольшими орбитами. Однако потребуется очень длительное время наблюдения — годы, а возможно и десятилетия, поскольку планетам, достаточно удаленным от своей звезды, чтобы их можно было обнаружить с помощью астрометрии, также потребуется много времени, чтобы завершить оборот по орбите. Планеты, вращающиеся вокруг одной из звезд в двойных системах, легче обнаружить, так как они вызывают возмущения в орбитах самих звезд. Однако при использовании этого метода необходимы последующие наблюдения, чтобы определить, вокруг какой звезды вращается планета.
В 2009 году было объявлено об открытии VB 10b методом астрометрии. Сообщалось, что этот планетарный объект, вращающийся вокруг маломассивного красного карлика VB 10 , имеет массу, в семь раз превышающую массу Юпитера . Если это подтвердится, это будет первая экзопланета, обнаруженная с помощью астрометрии, из многих, о которых сообщалось на протяжении многих лет. [99] [100] Однако недавние независимые исследования лучевой скорости исключают существование заявленной планеты. [101] [102]
В 2010 году были астрометрически измерены шесть двойных звезд. В одной из звездных систем, получившей название HD 176051 , с «высокой уверенностью» было обнаружено наличие планеты. [103]
В 2018 году исследование, сравнивающее наблюдения космического корабля Gaia с данными Hipparcos для системы Beta Pictoris, позволило измерить массу Beta Pictoris b, ограничив ее до11 ± 2 массы Юпитера. [104] Это хорошо согласуется с предыдущими оценками массы примерно 13 масс Юпитера.
В 2019 году данные космического корабля Gaia и его предшественника Hipparcos были дополнены данными HARPS , что позволило лучше описать ε Indi Ab как вторую ближайшую юпитеподобную экзопланету с массой 3 Юпитера на слегка эксцентричной орбите с орбитальным периодом 45 лет. [105]
По состоянию на 2022 год [обновлять], особенно благодаря Гайе, комбинация лучевой скорости и астрометрии была использована для обнаружения и характеристики многочисленных планет Юпитера , [106] [107] [108] [109] , включая ближайшие аналоги Юпитера ε Эридана b и ε Инди Аб. [110] [105] Кроме того, радиоастрометрия с использованием VLBA использовалась для обнаружения планет на орбитах вокруг TVLM 513-46546 и EQ Pegasi A. [111] [112]
В сентябре 2020 года было объявлено об обнаружении планеты-кандидата, вращающейся вокруг массивной рентгеновской двойной системы M51-ULS-1 в галактике Водоворот . Планета была обнаружена по затмениям рентгеновского источника, который состоит из звездного остатка ( нейтронной звезды или черной дыры ) и массивной звезды, вероятно, сверхгиганта B-типа . Это единственный метод, способный обнаружить планету в другой галактике. [113]
Планеты можно обнаружить по промежуткам, которые они образуют в протопланетных дисках , [114] [115] например, на орбите молодой переменной звезды HD 97048 . [116]
[117]
События непериодической переменности, такие как вспышки, могут вызывать чрезвычайно слабые эхо на кривой блеска, если они отражаются от экзопланеты или другой рассеивающей среды в звездной системе. [118] [119] [120] [121] Совсем недавно, благодаря достижениям в области приборов и технологий обработки сигналов, было предсказано, что эхо от экзопланет можно будет восстановить с помощью частых фотометрических и спектроскопических измерений активных звездных систем, таких как M-карлики. . [122] [123] [124] Эти эхо теоретически можно наблюдать при всех наклонениях орбит.
Массив оптических/инфракрасных интерферометров не собирает столько света, сколько одиночный телескоп эквивалентного размера, но имеет разрешение одного телескопа, равное размеру массива. Для ярких звезд эту разрешающую способность можно использовать для изображения поверхности звезды во время транзита и наблюдения тени транзитной планеты. Это могло бы обеспечить прямое измерение углового радиуса планеты и, через параллакс , ее фактического радиуса. Это более точно, чем оценки радиуса, основанные на транзитной фотометрии , которые зависят от оценок радиуса звезды, которые зависят от моделей характеристик звезд. Визуализация также обеспечивает более точное определение наклона, чем фотометрия. [125]
Радиоизлучение магнитосферы можно будет обнаружить с помощью радиотелескопов будущего. Это могло бы позволить определить скорость вращения планеты, которую иначе определить трудно. [126]
Авроральное радиоизлучение планет-гигантов с источниками плазмы , таких как вулканический спутник Юпитера Ио , можно обнаружить с помощью радиотелескопов, таких как LOFAR . [127] [128] В случае подтверждения кандидат на планету размером с Землю Глизе 1151b, чье сияние предположительно было источником радиоизлучения системы Глизе 1151 , станет первой экзопланетой, открытой этим методом. [129]
В марте 2019 года астрономы ESO , используя инструмент GRAVITY на своем интерферометре Очень Большого Телескопа (VLTI), объявили о первом прямом обнаружении экзопланеты HR 8799 e с помощью оптической интерферометрии . [130]
Глядя на колебания интерферограммы с помощью Фурье-спектрометра, можно получить повышенную чувствительность, позволяющую обнаруживать слабые сигналы от планет земного типа. [131]
Идентификация пылевых сгустков вдоль протопланетного диска свидетельствует о скоплении следов вокруг точек Лагранжа . Обнаружив эту пыль, можно сделать вывод, что существует планета, создавшая эти скопления. [132]
Диски космической пыли ( диски обломков ) окружают многие звезды. Пыль можно обнаружить, поскольку она поглощает обычный звездный свет и повторно излучает его в виде инфракрасного излучения. Даже если общая масса частиц пыли значительно меньше, чем у Земли, они все равно могут иметь достаточно большую общую площадь поверхности, чтобы затмить свою родительскую звезду в инфракрасных длинах волн. [133]
Космический телескоп Хаббл способен наблюдать пылевые диски с помощью инструмента NICMOS (камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр). Еще более качественные изображения теперь были получены его родственным инструментом, космическим телескопом «Спитцер» , а также космической обсерваторией «Гершель » Европейского космического агентства , которая может видеть гораздо глубже в инфракрасном диапазоне, чем «Хаббл». Пылевые диски в настоящее время обнаружены вокруг более чем 15% близлежащих солнцеподобных звезд. [134]
Считается, что пыль образуется в результате столкновений комет и астероидов. Давление излучения звезды вытолкнет частицы пыли в межзвездное пространство за относительно короткий промежуток времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянное пополнение ее запасов за счет новых столкновений и дает убедительные косвенные доказательства присутствия небольших тел, таких как кометы и астероиды , которые вращаются вокруг родительской звезды. [134] Например, пылевой диск вокруг звезды Тау Кита указывает на то, что у этой звезды есть популяция объектов, аналогичных поясу Койпера в нашей Солнечной системе , но как минимум в десять раз толще. [133]
Если рассуждать более умозрительно, особенности пылевых дисков иногда предполагают наличие полноразмерных планет. Некоторые диски имеют центральную полость, что означает, что они действительно имеют кольцеобразную форму. Центральная полость может быть вызвана тем, что планета «вычищает» пыль внутри своей орбиты. Другие диски содержат сгустки, которые могут быть вызваны гравитационным воздействием планеты. Оба эти типа особенностей присутствуют в пылевом диске вокруг Эпсилона Эридана , намекая на наличие планеты с радиусом орбиты около 40 а.е. (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной с помощью метода лучевых скоростей). [135] Эти виды взаимодействия планеты и диска можно смоделировать численно, используя методы столкновительного груминга. [136]
Спектральный анализ атмосфер белых карликов часто обнаруживает загрязнение более тяжелыми элементами, такими как магний и кальций . Эти элементы не могут происходить из ядра звезды, и вполне вероятно, что загрязнение исходит от астероидов , которые подошли слишком близко (в пределах предела Роша ) к этим звездам в результате гравитационного взаимодействия с более крупными планетами и были разорваны приливными силами звезды. Таким образом может быть заражено до 50% молодых белых карликов. [137]
Кроме того, пыль, ответственная за загрязнение атмосферы, может быть обнаружена с помощью инфракрасного излучения, если она существует в достаточном количестве, аналогично обнаружению дисков обломков вокруг звезд главной последовательности. Данные космического телескопа «Спитцер» показывают, что 1–3% белых карликов обладают обнаруживаемой околозвездной пылью. [138]
В 2015 году были обнаружены малые планеты, проходящие транзитом через белый карлик WD 1145+017 . [139] Этот материал вращается по орбите с периодом около 4,5 часов, а форма кривых транзитного блеска предполагает, что более крупные тела распадаются, способствуя загрязнению атмосферы белого карлика.
Большинство подтвержденных экзопланет было обнаружено с помощью космических телескопов (по состоянию на 01.01.2015 г.). [140] Многие методы обнаружения могут более эффективно работать с космическими телескопами, которые позволяют избежать атмосферной дымки и турбулентности. COROT (2007–2012) и «Кеплер» — космические миссии, посвященные поиску внесолнечных планет с помощью транзитов. COROT обнаружил около 30 новых экзопланет. Кеплер (2009-2013) и К2 (2013-) открыли более 2000 подтвержденных экзопланет. [141] Космический телескоп Хаббл и MOST также обнаружили или подтвердили наличие нескольких планет. Инфракрасный космический телескоп «Спитцер» использовался для обнаружения транзитов внесолнечных планет, а также затмений планет их родительской звездой и фазовых кривых . [18] [19] [142]
Миссия Gaia , запущенная в декабре 2013 года, [143] будет использовать астрометрию для определения истинных масс 1000 близлежащих экзопланет. [144] [145] TESS , запущенный в 2018 году, CHEOPS , запущенный в 2019 году, и PLATO , запущенный в 2026 году, будут использовать транзитный метод.
{{cite journal}}: CS1 maint: unfit URL (link)https://iopscience.iop.org/article/10.1209/0295-5075/ad152d?fbclid=IwZXh0bgNhZW0CMTAAAR2OqKaBuALLa_qLBWy8uvusdEwiK6i8cZNQG8i46VowG9R9Cz4KduQzg7o_aem_g1nNaim20 xNIyHErktMbnQ
