Любая планета является чрезвычайно слабым источником света по сравнению со своей родительской звездой . Например, звезда , подобная Солнцу , примерно в миллиард раз ярче отраженного света от любой из планет, вращающихся вокруг нее. В дополнение к внутренней трудности обнаружения такого слабого источника света, свет от родительской звезды вызывает блики, которые его затмевают. По этим причинам очень немногие из экзопланет , о которых сообщалось по состоянию на январь 2024 года, [обновлять]наблюдались напрямую, и еще меньше было разрешено с их родительской звезды.
Вместо этого астрономам обычно приходилось прибегать к косвенным методам для обнаружения экзопланет. По состоянию на 2016 год несколько различных косвенных методов принесли успех.
Следующие методы хотя бы однажды оказались успешными для открытия новой планеты или обнаружения уже открытой планеты:
Звезда с планетой будет двигаться по своей собственной малой орбите в ответ на гравитацию планеты. Это приводит к изменениям в скорости, с которой звезда движется к Земле или от нее, т. е. изменения происходят в радиальной скорости звезды относительно Земли. Радиальную скорость можно вывести из смещения в спектральных линиях родительской звезды из-за эффекта Доплера . [1] Метод радиальной скорости измеряет эти изменения, чтобы подтвердить присутствие планеты с помощью двойной функции масс .
Скорость звезды вокруг центра масс системы намного меньше, чем у планеты, потому что радиус ее орбиты вокруг центра масс очень мал. (Например, Солнце движется примерно на 13 м/с из-за Юпитера, но только около 9 см/с из-за Земли). Однако изменения скорости до 3 м/с или даже несколько меньше могут быть обнаружены 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 Лоуэлла Discovery . Особенно простым и недорогим методом измерения лучевой скорости является «внешне-дисперсионная интерферометрия». [2]
Примерно до 2012 года метод лучевой скорости (также известный как доплеровская спектроскопия ) был самым продуктивным методом, используемым охотниками за планетами. (После 2012 года транзитный метод с космического телескопа Кеплер обогнал его по количеству.) Сигнал лучевой скорости не зависит от расстояния, но требует высокого отношения сигнал/шум спектров для достижения высокой точности, и поэтому обычно используется только для относительно близких звезд, примерно до 160 световых лет от Земли, для поиска планет с меньшей массой. Также невозможно одновременно наблюдать много целевых звезд с помощью одного телескопа. Планеты с массой Юпитера можно обнаружить вокруг звезд на расстоянии до нескольких тысяч световых лет . Этот метод легко находит массивные планеты, которые находятся близко к звездам. Современные спектрографы также могут легко обнаруживать планеты с массой Юпитера, вращающиеся на расстоянии 10 астрономических единиц от родительской звезды, но обнаружение этих планет требует многих лет наблюдений. Планеты с массой Земли в настоящее время можно обнаружить только на очень малых орбитах вокруг звезд малой массы, например, Проксима b .
Планеты легче обнаружить вокруг звезд с малой массой по двум причинам: во-первых, эти звезды больше подвержены гравитационному влиянию планет. Вторая причина заключается в том, что звезды главной последовательности с малой массой обычно вращаются относительно медленно. Быстрое вращение делает данные спектральных линий менее четкими, поскольку половина звезды быстро отдаляется от точки зрения наблюдателя, в то время как другая половина приближается. Обнаружение планет вокруг более массивных звезд проще, если звезда покинула главную последовательность, поскольку уход с главной последовательности замедляет вращение звезды.
Иногда доплеровская спектрография дает ложные сигналы, особенно в многопланетных и многозвездных системах. Магнитные поля и определенные типы звездной активности также могут давать ложные сигналы. Когда у звезды-хозяина есть несколько планет, ложные сигналы также могут возникать из-за недостатка данных, так что множественные решения могут соответствовать данным, поскольку звезды, как правило, не наблюдаются непрерывно. [3] Некоторые из ложных сигналов можно устранить, проанализировав стабильность планетной системы, проведя фотометрический анализ на звезде-хозяине и зная ее период вращения и периоды цикла звездной активности.
Планеты с орбитами, сильно наклоненными к линии зрения с Земли, производят меньшие видимые колебания, и поэтому их труднее обнаружить. Одним из преимуществ метода лучевой скорости является то, что эксцентриситет орбиты планеты можно измерить напрямую. Одним из главных недостатков метода лучевой скорости является то, что он может оценить только минимальную массу планеты ( ). Апостериорное 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 устойчивости позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевой скорости можно использовать для подтверждения результатов, полученных с помощью транзитного метода. Когда оба метода используются в сочетании, то 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 радиальную скорость самой планеты, и это дает наклон орбиты планеты. Это позволяет измерить фактическую массу планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также предоставляет 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 предоставляет информацию о массе планеты, фотометрический метод может определить радиус планеты. Если планета пересекает ( проходит транзитом ) диск 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, похожую на Солнце, производит затемнение всего на 80 частей на миллион (0,008 процента).
Теоретическая модель кривой блеска транзитной экзопланеты предсказывает следующие характеристики наблюдаемой планетной системы: глубина транзита (δ), длительность транзита (T), длительность входа/выхода (τ) и период экзопланеты (P). Однако эти наблюдаемые величины основаны на нескольких предположениях. Для удобства расчетов мы предполагаем, что планета и звезда являются сферическими, звездный диск однородным, а орбита круговой. В зависимости от относительного положения, которое находится наблюдаемая транзитная экзопланета во время транзита звезды, наблюдаемые физические параметры кривой блеска будут меняться. Глубина транзита (δ) транзитной кривой блеска описывает уменьшение нормализованного потока звезды во время транзита. Это детализирует радиус экзопланеты по сравнению с радиусом звезды. Например, если экзопланета проходит транзитом 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 промежуток времени, который планета тратит на прохождение звезды. Этот наблюдаемый параметр изменяется в зависимости от того, насколько быстро или медленно планета движется по своей орбите при прохождении 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 до другого конца, продолжительность входа/выхода короче, поскольку планете требуется меньше времени, чтобы полностью покрыть звезду. Если планета проходит звезду относительно любой другой точки, отличной от диаметра, продолжительность входа/выхода удлиняется по мере удаления от диаметра, поскольку планета тратит больше времени на частичное покрытие звезды во время своего прохождения. [7] Из этих наблюдаемых параметров с помощью расчетов определяется ряд различных физических параметров (большая полуось, масса звезды, радиус звезды, радиус планеты, эксцентриситет и наклон). С помощью комбинирования измерений лучевой скорости звезды определяется также масса планеты.
Этот метод имеет два основных недостатка. Во-первых, планетарные транзиты можно наблюдать только тогда, когда орбита планеты идеально выровнена с точки зрения астрономов. Вероятность того, что плоскость планетарной орбиты находится прямо на линии прямой видимости звезды, равна отношению диаметра звезды к диаметру орбиты (у небольших звезд радиус планеты также является важным фактором). Примерно 10% планет с небольшими орбитами имеют такое выравнивание, и эта доля уменьшается для планет с большими орбитами. Для планеты, вращающейся вокруг звезды размером с Солнце на расстоянии 1 а. е ., вероятность случайного выравнивания, приводящего к транзиту, составляет 0,47%. Поэтому метод не может гарантировать, что какая-либо конкретная звезда не является хозяином планет. Однако, сканируя большие области неба, содержащие тысячи или даже сотни тысяч звезд одновременно, транзитные обзоры могут обнаружить больше внесолнечных планет, чем метод лучевых скоростей. [8] Несколько обзоров использовали этот подход, например, наземный проект MEarth , SuperWASP , KELT и HATNet , а также космические миссии COROT , Kepler и TESS . Метод транзита также имеет преимущество обнаружения планет вокруг звезд, которые находятся на расстоянии нескольких тысяч световых лет. Самые далекие планеты, обнаруженные Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search, расположены вблизи галактического центра. Однако надежные последующие наблюдения этих звезд практически невозможны при современных технологиях.
Вторым недостатком этого метода является высокий уровень ложных обнаружений. Исследование 2012 года показало, что уровень ложных положительных результатов для транзитов, наблюдаемых миссией Kepler, может достигать 40% в системах с одной планетой. [9] По этой причине звезда с одним обнаруженным транзитом требует дополнительного подтверждения, как правило, с помощью метода лучевой скорости или метода модуляции орбитальной яркости. Метод лучевой скорости особенно необходим для планет размером с Юпитер или больше, поскольку объекты такого размера охватывают не только планеты, но и коричневые карлики и даже небольшие звезды. Поскольку уровень ложных положительных результатов очень низок у звезд с двумя или более кандидатами на планеты, такие обнаружения часто можно подтвердить без обширных последующих наблюдений. Некоторые из них также можно подтвердить с помощью метода изменения времени транзита. [10] [11] [12]
Многие светящиеся точки на небе имеют изменения яркости, которые могут выглядеть как транзитные планеты по измерениям потока. Ложноположительные результаты в методе транзитной фотометрии возникают в трех распространенных формах: смешанные затменные двойные системы, скользящие затменные двойные системы и транзиты звезд размером с планету. Затменные двойные системы обычно производят глубокие затмения, которые отличают их от транзитов экзопланет, поскольку планеты обычно меньше, чем примерно 2R J, [13] но затмения более мелкие для смешанных или скользящих затменных двойных систем.
Смешанные затменные двойные системы состоят из нормальной затменной двойной, смешанной с третьей (обычно более яркой) звездой вдоль той же линии зрения, обычно на другом расстоянии. Постоянный свет третьей звезды разбавляет измеренную глубину затмения, поэтому кривая блеска может напоминать кривую для транзитной экзопланеты. В этих случаях цель чаще всего содержит большую главную последовательность первичной с небольшой главной последовательностью вторичной или гигантскую звезду с главной последовательностью вторичной. [14]
Затменные двойные системы — это системы, в которых один объект едва касается лимба другого. В этих случаях максимальная глубина транзита кривой блеска не будет пропорциональна отношению квадратов радиусов двух звезд, а будет зависеть исключительно от малой доли первичной звезды, которая блокируется вторичной звездой. Небольшое измеренное падение потока может имитировать таковое при транзите экзопланеты. Некоторые ложноположительные случаи этой категории можно легко обнаружить, если затменная двойная система имеет круговую орбиту, а два компаньона имеют разные массы. Из-за циклического характера орбиты будет два затменных события, одно из которых затмевает вторичное, и наоборот. Если две звезды имеют существенно разные массы, а также разные радиусы и светимости, то эти два затмения будут иметь разные глубины. Это повторение неглубокого и глубокого транзитного события можно легко обнаружить и, таким образом, позволить системе быть распознанной как затменная двойная система. Однако если массы двух звездных компаньонов примерно одинаковы, то эти два затмения будут неразличимы, что делает невозможным демонстрацию наблюдения скользящей затменной двойной системы с использованием только измерений транзитной фотометрии.
Наконец, есть два типа звезд, которые примерно такого же размера, как газовые гигантские планеты, белые карлики и коричневые карлики. Это связано с тем, что газовые гигантские планеты, белые карлики и коричневые карлики поддерживаются вырожденным электронным давлением. Кривая блеска не различает массы, поскольку она зависит только от размера транзитного объекта. Когда это возможно, измерения лучевой скорости используются для проверки того, что транзитное или затмевающее тело имеет планетарную массу, то есть менее 13M J. Изменения времени транзита также могут определять M P . Доплеровская томография с известной орбитой лучевой скорости может получить минимальную M P и проецируемое выравнивание одиночной орбиты.
У звезд ветви красных гигантов есть еще одна проблема с обнаружением планет вокруг них: в то время как планеты вокруг этих звезд гораздо более склонны к транзиту из-за большего размера звезды, эти транзитные сигналы трудно отделить от кривой яркости основной звезды, поскольку красные гиганты имеют частые пульсации яркости с периодом от нескольких часов до дней. Это особенно заметно в случае субгигантов . Кроме того, эти звезды намного более яркие, и 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, событие, которое было бы легко обнаружить с Земли. Однако из-за малых размеров звезды вероятность того, что планета выровняется с таким звездным остатком, крайне мала.
Главное преимущество метода транзита заключается в том, что размер планеты можно определить по кривой блеска. В сочетании с методом лучевой скорости (который определяет массу планеты) можно определить плотность планеты и, следовательно, узнать что-то о ее физической структуре. Планеты, которые были изучены обоими методами, на сегодняшний день являются наиболее изученными из всех известных экзопланет. [15]
Метод транзита также позволяет изучать атмосферу транзитной планеты. Когда планета проходит мимо звезды, свет от звезды проходит через верхние слои атмосферы планеты. Тщательно изучая спектр звезды с высоким разрешением , можно обнаружить элементы, присутствующие в атмосфере планеты. Планетарная атмосфера, и планета, если на то пошло, также могут быть обнаружены путем измерения поляризации звездного света, когда он проходит через атмосферу планеты или отражается от нее. [16]
Кроме того, вторичное затмение (когда планета заблокирована 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 измерить температуру планеты и даже обнаружить возможные признаки образования облаков на ней. В марте 2005 года две группы ученых провели измерения, используя эту технику с помощью космического телескопа Spitzer . Две группы, из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики , под руководством Дэвида Шарбонно , и из Центра космических полетов Годдарда , под руководством Л. Д. Деминга, изучали планеты TrES-1 и HD 209458b соответственно. Измерения показали температуру планет: 1060 К (790 ° C ) для TrES-1 и около 1130 К (860 °C) для HD 209458b. [17] [18] Кроме того, известно, что горячий Нептун Gliese 436 b входит во вторичное затмение. Однако некоторые транзитные планеты вращаются так, что не входят во вторичное затмение относительно Земли; HD 17156 b с вероятностью более 90% относится к последним.
Первая экзопланета, транзиты которой были обнаружены для HD 209458 b , которая была открыта с помощью метода лучевых скоростей. Эти транзиты были обнаружены в 1999 году двумя командами под руководством Дэвида Шарбонно и Грегори В. Генри . [19] [20] [21] Первой экзопланетой, которая была обнаружена с помощью метода транзитов, была OGLE-TR-56b в 2002 году в рамках проекта OGLE . [22] [23] [24]
Миссия Французского космического агентства CoRoT началась в 2006 году для поиска планетарных транзитов с орбиты, где отсутствие атмосферных мерцаний позволяет повысить точность. Эта миссия была разработана для обнаружения планет «в несколько раз или в несколько раз больше Земли» и была выполнена «лучше, чем ожидалось», с двумя открытиями экзопланет [25] (обе типа «горячий Юпитер») по состоянию на начало 2008 года. В июне 2013 года количество экзопланет CoRoT составляло 32, и еще несколько планет еще не были подтверждены. Спутник неожиданно прекратил передачу данных в ноябре 2012 года (после того, как его миссия была дважды продлена), и был выведен из эксплуатации в июне 2013 года. [26]
В марте 2009 года была запущена миссия NASA Kepler для сканирования большого количества звезд в созвездии Лебедя с точностью измерений, которая, как ожидается, позволит обнаружить и охарактеризовать планеты размером с Землю. Миссия NASA Kepler использует транзитный метод для сканирования ста тысяч звезд на предмет планет. Была надежда, что к концу своей миссии в 3,5 года 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 по количеству таких планет вокруг звезд, подобных Солнцу. [27]
2 февраля 2011 года команда Кеплера опубликовала список из 1235 кандидатов на экзопланеты, включая 54, которые могут находиться в обитаемой зоне . 5 декабря 2011 года команда Кеплера объявила, что они обнаружили 2326 кандидатов на планеты, из которых 207 похожи по размеру на Землю, 680 имеют размер сверхземли, 1181 имеют размер Нептуна, 203 имеют размер Юпитера и 55 больше Юпитера. По сравнению с данными за февраль 2011 года количество планет размером с Землю и сверхземлю увеличилось на 200% и 140% соответственно. Более того, 48 кандидатов на планеты были обнаружены в обитаемых зонах обследованных звезд, что является снижением по сравнению с данными за февраль; это было связано с более строгими критериями, используемыми в декабрьских данных. К июню 2013 года число кандидатов в планеты было увеличено до 3278, и некоторые из подтверждённых планет были меньше Земли, некоторые даже размером с Марс (например, Kepler-62c ), а одна даже меньше Меркурия ( Kepler-37b ). [28]
Спутник для исследования транзитных экзопланет был запущен в апреле 2018 года.
Планеты с коротким периодом обращения на близких орбитах вокруг своих звезд будут подвергаться изменениям отраженного света, поскольку, как и Луна , они будут проходить фазы от полной до новой и обратно. Кроме того, поскольку эти планеты получают много звездного света, он нагревает их, делая тепловое излучение потенциально обнаруживаемым. Поскольку телескопы не могут отделить планету от звезды, они видят только объединенный свет, а яркость звезды-хозяина, по-видимому, меняется на каждой орбите периодическим образом. 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 орбитальным периодом в несколько дней обнаруживаются космическими телескопами, такими как Космическая обсерватория Кеплера . Как и в случае с транзитным методом, легче обнаружить большие планеты, вращающиеся близко к своей родительской звезде, 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 в инфракрасном свете с помощью этого метода. В долгосрочной перспективе этот метод может обнаружить большинство планет, которые будут открыты этой миссией, поскольку изменение отраженного света с орбитальной фазой в значительной степени не зависит от наклона орбиты и не требует, чтобы планета проходила перед диском звезды. Он по-прежнему не может обнаружить планеты с круговыми орбитами плашмя с точки зрения Земли, поскольку количество отраженного света не меняется во время ее орбиты.
Фазовая функция гигантской планеты также является функцией ее тепловых свойств и атмосферы, если таковая имеется. Поэтому фазовая кривая может ограничивать другие свойства планеты, такие как распределение размеров атмосферных частиц. Когда планета обнаруживается транзитной и ее размер известен, кривая фазовых вариаций помогает вычислить или ограничить альбедо планеты . Сложнее обстоит дело с очень горячими планетами, поскольку свечение планеты может мешать при попытке вычислить альбедо. Теоретически альбедо также можно обнаружить у нетранзитных планет при наблюдении за изменениями света с несколькими длинами волн. Это позволяет ученым определить размер планеты, даже если планета не транзитирует звезду. [29]
Первое в истории прямое обнаружение спектра видимого света, отраженного от экзопланеты, было сделано в 2015 году международной группой астрономов. Астрономы изучали свет от 51 Pegasi b — первой экзопланеты, обнаруженной на орбите звезды главной последовательности ( солнцеподобной звезды ), с помощью инструмента High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) в обсерватории Ла-Силья Европейской южной обсерватории в Чили. [30] [31]
И CoRoT [32] , и Kepler [33] измеряли отраженный свет от планет. Однако эти планеты были уже известны, поскольку они проходят мимо своей звезды-хозяина. Первыми планетами, обнаруженными этим методом, были Kepler-70b и Kepler-70c , обнаруженные Кеплером. [34]
Отдельный новый метод обнаружения экзопланет по изменениям света использует релятивистское излучение наблюдаемого потока от звезды из-за ее движения. Он также известен как доплеровское излучение или доплеровское усиление. Метод был впервые предложен Абрахамом Лёбом и Скоттом Гауди в 2003 году . [35] Поскольку планета тянет звезду своей гравитацией, плотность фотонов и, следовательно, видимая яркость звезды изменяются 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 обнаруживать массивные планеты вблизи своих звезд, поскольку эти факторы увеличивают движение звезды. В отличие от метода лучевых скоростей, он не требует точного спектра звезды и, следовательно, может быть использован более легко 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. Планета с массой Юпитера, вращающаяся на расстоянии 0,025 а.е. от звезды, подобной Солнцу, едва заметна, даже если орбита находится с ребра. Это не идеальный метод для открытия новых планет, поскольку количество испускаемого и отражаемого планетой звездного света обычно намного больше, чем изменения света из-за релятивистского излучения. Однако этот метод все еще полезен, поскольку он позволяет измерять массу планеты без необходимости последующего сбора данных из наблюдений лучевой скорости.
Первое открытие планеты с использованием этого метода ( Kepler-76b ) было объявлено в 2013 году. [36] [37]
Массивные планеты могут вызывать небольшие приливные искажения своих родительских звезд. Когда звезда имеет слегка эллипсоидальную форму, ее видимая яркость меняется в зависимости от того, обращена ли сплющенная часть звезды к точке зрения наблюдателя. Как и в случае с релятивистским методом луча, он помогает определить минимальную массу планеты, а его чувствительность зависит от наклона орбиты планеты. Степень воздействия на видимую яркость звезды может быть намного больше, чем при релятивистском методе луча, но цикл изменения яркости в два раза быстрее. Кроме того, планета искажает форму звезды сильнее, если у нее низкое отношение большой полуоси к радиусу звезды, а плотность звезды низкая. Это делает этот метод подходящим для поиска планет вокруг звезд, покинувших главную последовательность. [38]
Пульсар — это нейтронная звезда: небольшой, сверхплотный остаток звезды, которая взорвалась как сверхновая . Пульсары испускают радиоволны чрезвычайно регулярно во время своего вращения. Поскольку внутреннее вращение пульсара настолько регулярно, небольшие аномалии во времени его наблюдаемых радиоимпульсов можно использовать для отслеживания движения пульсара. Как и обычная звезда, пульсар будет двигаться по своей собственной небольшой орбите, если у него есть планета. Расчеты, основанные на наблюдениях за временем импульсов, могут затем выявить параметры этой орбиты. [39]
Этот метод изначально не был разработан для обнаружения планет, но он настолько чувствителен, что способен обнаруживать планеты гораздо меньшие, чем любой другой метод, вплоть до менее 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 их орбитальных параметрах. Кроме того, он может легко обнаруживать планеты, которые находятся относительно далеко от пульсара.
Метод пульсарного хронометража имеет два основных недостатка: пульсары относительно редки, и для формирования планеты вокруг пульсара требуются особые обстоятельства. Поэтому маловероятно, что таким образом будет найдено большое количество планет. [40] 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 . [41] Их открытие было подтверждено в 1994 году, что сделало его первым подтверждением существования планет за пределами Солнечной системы . [42]
Подобно пульсарам, некоторые другие типы пульсирующих переменных звезд достаточно регулярны, чтобы лучевую скорость можно было определить чисто фотометрически по доплеровскому сдвигу частоты пульсации, без необходимости в спектроскопии . [43] [44] Этот метод не так чувствителен, как метод вариации времени пульсара, из-за того, что периодическая активность более продолжительна 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 вокруг пульсирующей субкарликовой звезды была обнаружена V391 Pegasi b . [45]
Метод вариации времени транзита учитывает, происходят ли транзиты со строгой периодичностью или есть вариация. Когда обнаружено несколько транзитных планет, их часто можно подтвердить с помощью метода вариации времени транзита. Это полезно в планетных системах, далеких от Солнца, где методы лучевой скорости не могут обнаружить их из-за низкого отношения сигнал/шум. Если планета была обнаружена методом транзита, то вариации времени транзита обеспечивают чрезвычайно чувствительный метод обнаружения дополнительных нетранзитных планет в системе с массами, сопоставимыми с массой Земли. Легче обнаружить вариации времени транзита, если планеты имеют относительно близкие орбиты, и когда по крайней мере одна из планет более массивна, в результате чего орбитальный период менее массивной планеты становится более возмущенным. [46] [47] [48]
Главный недостаток метода определения времени транзита заключается в том, что обычно мало что можно узнать о самой планете. Изменение времени транзита может помочь определить максимальную массу планеты. В большинстве случаев это может подтвердить, имеет ли объект планетарную массу, но не накладывает узких ограничений на его массу. Однако есть исключения, поскольку планеты в системах Kepler-36 и Kepler-88 вращаются достаточно близко, чтобы точно определить их массы.
Первое значимое обнаружение нетранзиторной планеты с использованием TTV было проведено с помощью космического телескопа НАСА «Кеплер» . Транзитная планета Kepler-19b показывает TTV с амплитудой пять минут и периодом около 300 дней, что указывает на присутствие второй планеты, Kepler-19c , период которой является почти рациональным кратным периоду транзитной планеты. [49] [50]
В циркумбинарных планетах изменения времени транзита в основном вызваны орбитальным движением звезд, а не гравитационными возмущениями других планет. Эти изменения затрудняют обнаружение этих планет с помощью автоматизированных методов. Однако это позволяет легко подтвердить эти планеты после их обнаружения. [ необходима цитата ]
«Изменение длительности» относится к изменениям в том, как долго длится транзит. Изменения длительности могут быть вызваны экзолуной , прецессией апсид для эксцентричных планет из-за другой планеты в той же системе или общей теорией относительности . [51] [52]
Когда циркумбинарная планета найдена с помощью транзитного метода, ее можно легко подтвердить с помощью метода изменения длительности транзита. [53] В тесных двойных системах звезды значительно изменяют движение компаньона, что означает, что любая транзитная планета имеет значительное изменение длительности транзита. Первое такое подтверждение пришло от Kepler-16b . [53]
Когда двойная звездная система выстраивается таким образом, что — с точки зрения Земли — звезды проходят друг перед другом на своих орбитах, система называется «затменной двойной» звездной системой. Время минимального блеска, когда звезда с более яркой поверхностью хотя бы частично закрыта диском другой звезды, называется первичным затмением , а примерно через полвитка происходит вторичное затмение, когда более яркая звезда с поверхностью закрывает некоторую часть другой звезды. Эти времена минимального блеска, или центральные затмения, представляют собой временную метку в системе, во многом похожую на импульсы пульсара ( за исключением того, что вместо вспышки они представляют собой провал яркости). Если на орбите вокруг двойной звезды находится планета, звезды будут смещены вокруг центра масс двойной планеты . Поскольку звезды в двойной системе смещаются вперед и назад планетой, времена минимумов затмений будут меняться. Периодичность этого смещения может быть наиболее надежным способом обнаружения экзопланет вокруг тесных двойных систем. [54] [55] [56] При использовании 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 катаклизмических переменных звезд, указывающие на планеты, как правило, совпадают с нестабильными орбитами. [ необходимо разъяснение ] [57] В 2011 году Kepler-16b стала первой планетой, которая была определенно охарактеризована с помощью вариаций времени затмения двойных звезд. [58]
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, длятся неделями или днями, поскольку обе звезды и Земля движутся относительно друг друга. За последние десять лет было зафиксировано более тысячи таких событий.
Если у линзирующей звезды переднего плана есть планета, то собственное гравитационное поле этой планеты может внести обнаружимый вклад в эффект линзирования. Поскольку это требует крайне маловероятного выравнивания, необходимо постоянно отслеживать очень большое количество далеких звезд, чтобы обнаружить вклад планетарного микролинзирования с разумной скоростью. Этот метод наиболее плодотворен для планет между Землей и центром галактики, поскольку галактический центр обеспечивает большое количество фоновых звезд.
В 1991 году астрономы Шуде Мао и Богдан Пачиньский предложили использовать гравитационное микролинзирование для поиска двойных спутников звезд, и их предложение было усовершенствовано Энди Гулдом и Авраамом Лёбом в 1992 году в качестве метода обнаружения экзопланет. Успехи метода восходят к 2002 году, когда группа польских астрономов ( Анджей Удальский , Марцин Кубяк и Михал Шиманский из Варшавы , а также Богдан Пачиньский ) в ходе проекта OGLE ( Эксперимент по оптическому гравитационному линзированию ) разработала работоспособную технику. В течение одного месяца они обнаружили несколько возможных планет, хотя ограничения в наблюдениях не позволили получить четкое подтверждение. С тех пор с помощью микролинзирования было обнаружено несколько подтвержденных внесолнечных планет. Это был первый метод, способный обнаруживать планеты с массой, подобной массе Земли, вокруг обычных звезд главной последовательности . [59]
В отличие от большинства других методов, которые имеют тенденцию обнаруживать планеты с малыми (или, для разрешенных изображений, большими) орбитами, метод микролинзирования наиболее чувствителен к обнаружению планет, находящихся на расстоянии от 1 до 10 астрономических единиц от звезд, подобных Солнцу.
Заметным недостатком метода является то, что линзирование невозможно повторить, поскольку случайное выравнивание никогда не происходит снова. Кроме того, обнаруженные планеты, как правило, будут находиться на расстоянии нескольких килопарсеков, поэтому последующие наблюдения с помощью других методов обычно невозможны. Кроме того, единственной физической характеристикой, которую можно определить с помощью микролинзирования, является масса планеты в пределах свободных ограничений. Орбитальные свойства также, как правило, неясны, поскольку единственной орбитальной характеристикой, которую можно определить напрямую, является ее текущая большая полуось от родительской звезды, что может вводить в заблуждение, если планета следует по эксцентричной орбите. Когда планета находится далеко от своей звезды, она проводит лишь крошечную часть своей орбиты в состоянии, в котором ее можно обнаружить с помощью этого метода, поэтому орбитальный период планеты не может быть легко определен. Также легче обнаруживать планеты вокруг звезд с малой массой, поскольку эффект гравитационного микролинзирования увеличивается с отношением массы планеты к массе звезды.
Главные 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 Roman Space Telescope ); он может обнаруживать планеты на широких орбитах, сопоставимых с Сатурном и Ураном, которые имеют слишком большие орбитальные периоды для методов лучевой скорости или транзита; и он может обнаруживать планеты вокруг очень далеких звезд. Когда достаточное количество фоновых звезд можно будет наблюдать с достаточной точностью, тогда метод должен в конечном итоге выявить, насколько распространены в галактике планеты, подобные Земле. [ необходима цитата ]
Наблюдения обычно проводятся с использованием сетей роботизированных телескопов . В дополнение к финансируемому Европейским исследовательским советом проекту OGLE, группа Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) работает над совершенствованием этого подхода.
Проект PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet еще более амбициозен. Он обеспечивает почти непрерывное круглосуточное покрытие всемирной сетью телескопов, предоставляя возможность собирать микролинзовые вклады от планет с массой такой же малой, как у Земли. Эта стратегия оказалась успешной в обнаружении первой маломассивной планеты на широкой орбите, обозначенной как OGLE-2005-BLG-390Lb . [59]
Запуск космического телескопа NASA Roman , запланированный на 2027 год, включает в себя исследование планет методом микролинзирования в качестве одного из трех основных проектов.
Планеты являются чрезвычайно слабыми источниками света по сравнению со звездами, и тот небольшой свет, который исходит от них, как правило, теряется в ярком свете их родительской звезды. Поэтому в целом очень трудно обнаружить и разрешить их непосредственно по их родительской звезде. Планеты, вращающиеся достаточно далеко от звезд, чтобы их можно было разрешить, отражают очень мало звездного света, поэтому планеты обнаруживаются вместо этого по их тепловому излучению . Легче получать изображения, когда планетная система находится относительно близко к Солнцу, и когда планета особенно большая (значительно больше Юпитера ), далеко отделена от своей родительской звезды и горячая, так что она испускает интенсивное инфракрасное излучение ; тогда изображения были сделаны в инфракрасном диапазоне, где планета ярче, чем на видимых длинах волн. Коронографы используются для блокировки света от звезды, оставляя планету видимой. Прямая съемка экзопланеты, похожей на Землю, требует чрезвычайной оптотермической стабильности . [60] Во время фазы аккреции формирования планет контраст звезда-планета может быть даже лучше в H alpha, чем в инфракрасном диапазоне — в настоящее время проводится исследование H alpha. [61]
Прямая съемка может дать только приблизительные ограничения массы планеты, которая выводится из возраста звезды и температуры планеты. Масса может значительно варьироваться, поскольку планеты могут образовываться через несколько миллионов лет после образования звезды. Чем холоднее планета, тем меньше должна быть ее масса. В некоторых случаях можно дать разумные ограничения радиусу планеты на основе температуры планеты, ее видимой яркости и расстояния от Земли. Спектры, излучаемые планетами, не обязательно отделять от звезды, что упрощает определение химического состава планет.
Иногда необходимы наблюдения на нескольких длинах волн, чтобы исключить, что планета является коричневым карликом . Прямая съемка может использоваться для точного измерения орбиты планеты вокруг звезды. В отличие от большинства других методов, прямая съемка лучше работает с планетами, имеющими орбиты, обращенные лицом к планете, а не с орбитами, обращенными ребром, поскольку планета, обращенная лицом к планете, доступна для наблюдения в течение всего ее оборота по орбите, в то время как планеты, обращенные ребром, легче всего наблюдать в период их наибольшего видимого отделения от родительской звезды.
Планеты, обнаруженные с помощью прямой съемки, в настоящее время делятся на две категории. Во-первых, планеты находятся 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, которые находятся на расстоянии не менее 100 а.е. от своих родительских звезд.
Объекты планетарной массы, не связанные гравитацией со звездой, также обнаруживаются с помощью прямой визуализации.
В 2004 году группа астрономов использовала массив Очень Большого Телескопа Европейской Южной Обсерватории в Чили, чтобы получить изображение 2M1207b , компаньона коричневого карлика 2M1207. [64] В следующем году был подтвержден планетарный статус компаньона. [65] Планета, по оценкам, в несколько раз массивнее Юпитера и имеет радиус орбиты более 40 а.е.
6 ноября 2008 года [66] был опубликован объект, который был впервые сфотографирован в апреле 2008 года на расстоянии 330 а.е. от звезды 1RXS J160929.1−210524 , о которой уже было объявлено 8 сентября 2008 года. [67] Но только в 2010 году было подтверждено, что это планета-компаньон звезды, а не просто случайное выравнивание. [68] Пока не подтверждено, превышает ли масса компаньона предел горения дейтерия или нет.
Первая многопланетная система, объявленная 13 ноября 2008 года, впервые увиденная на снимках октября 2007 года с помощью телескопов обсерватории Кека и обсерватории Джемини . Три планеты были непосредственно обнаружены на орбите HR 8799 , массы которых примерно в десять, десять и семь раз больше масс Юпитера . [69] [70] В тот же день, 13 ноября 2008 года, было объявлено, что космический телескоп Хаббл напрямую наблюдал экзопланету, вращающуюся вокруг Фомальгаута, с массой не более 3 МДж. [ 71 ] Обе системы окружены дисками , мало чем отличающимися от пояса Койпера .
21 ноября 2008 года, через три дня после принятия письма редактору, опубликованного в сети 11 декабря 2008 года, [72] было объявлено, что анализ изображений, датированных 2003 годом, выявил планету, вращающуюся вокруг Беты Живописца . [73]
В 2012 году было объявлено, что планета « Супер-Юпитер » с массой около 12,8 МДж , вращающаяся вокруг Каппы Андромеды, была напрямую сфотографирована с помощью телескопа Subaru на Гавайях. [74] [75] Она вращается вокруг своей родительской звезды на расстоянии около 55 а.е., что почти вдвое больше расстояния Нептуна от Солнца.
Еще одна система, GJ 758 , была получена в ноябре 2009 года группой, использовавшей инструмент HiCIAO телескопа Subaru , но это был коричневый карлик. [76]
Другие возможные экзопланеты, которые были напрямую получены, включают GQ Lupi b , AB Pictoris b и SCR 1845 b . [77] По состоянию на март 2006 года ни одна из них не была подтверждена как планета; вместо этого они сами могут быть небольшими коричневыми карликами . [78] [79]
Несколько инструментов, способных получать изображения планет, установлены на крупных наземных телескопах, таких как Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , инструмент Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) или Palomar Project 1640. В настоящее время в космосе нет специального инструмента для получения изображений экзопланет. Хотя JWST имеет некоторые возможности получения изображений экзопланет, он не был специально разработан и оптимизирован для этой цели. RST станет первой космической обсерваторией, включающей специальный инструмент для получения изображений экзопланет. Этот инструмент разработан JPL в качестве демонстрационного образца для будущей большой обсерватории в космосе, одной из основных научных целей которой будет получение изображений экзопланет, подобных Земле. Такие концепции, как LUVOIR или HabEx , были предложены в рамках подготовки к Десятилетнему обзору астрономии и астрофизики 2020 года .
В 2010 году группа ученых из Лаборатории реактивного движения НАСА продемонстрировала, что вихревой коронограф может позволить малым телескопам напрямую получать изображения планет. [81] Они сделали это, сфотографировав ранее полученные изображения планет HR 8799 , используя всего лишь 1,5-метровую часть телескопа Хейла .
Другим многообещающим подходом является обнуление интерферометрии . [82]
Также было высказано предположение, что космические телескопы, фокусирующие свет с помощью зонных пластин вместо зеркал, обеспечат более контрастное изображение и будут дешевле в запуске в космос из-за возможности складывать легкую фольгированную зонную пластину. [83] Другой возможностью было бы использование большого оккультера в космосе, предназначенного для блокировки света соседних звезд с целью наблюдения за их вращающимися планетами, например, миссии New Worlds Mission .
Постобработка данных наблюдений для повышения силы сигнала внеосевых тел (т. е. экзопланет) может быть выполнена различными способами. Все методы основаны на наличии разнообразия в данных между центральной звездой и спутниками экзопланеты: это разнообразие может возникать из-за различий в спектре, угловом положении, орбитальном движении, поляризации или когерентности света. Наиболее популярной техникой является угловая дифференциальная визуализация (ADI), при которой экспозиции получаются в разных параллактических угловых положениях, а небо вращается вокруг наблюдаемой центральной звезды. Экспозиции усредняются, каждая экспозиция подвергается вычитанию средним значением, а затем они (де-)вращаются, чтобы сложить слабый планетарный сигнал в одном месте.
Спектральная дифференциальная визуализация (SDI) выполняет аналогичную процедуру, но для радиальных изменений яркости (как функции спектра или длины волны) вместо угловых изменений.
Возможны комбинации этих двух методов (ASDI, SADI или комбинированная дифференциальная визуализация «CODI»). [84]
Свет, испускаемый звездой, неполяризован, т. е. направление колебания световой волны случайно. Однако, когда свет отражается от атмосферы планеты, световые волны взаимодействуют с молекулами в атмосфере и становятся поляризованными. [85]
Анализируя поляризацию в комбинированном свете планеты и звезды (примерно одна часть на миллион), эти измерения в принципе могут быть сделаны с очень высокой чувствительностью, поскольку поляриметрия не ограничена стабильностью атмосферы Земли. Другим главным преимуществом является то, что поляриметрия позволяет определять состав атмосферы планеты. Главным недостатком является то, что она не сможет обнаружить планеты без атмосфер. Более крупные планеты и планеты с более высоким альбедо легче обнаружить с помощью поляриметрии, поскольку они отражают больше света.
Астрономические приборы, используемые для поляриметрии, называемые поляриметрами, способны обнаруживать поляризованный свет и отклонять неполяризованные лучи. Такие группы, как ZIMPOL/CHEOPS [86] и PlanetPol [87], в настоящее время используют поляриметры для поиска внесолнечных планет. Первое успешное обнаружение внесолнечной планеты с использованием этого метода произошло в 2008 году, когда с помощью поляриметрии была обнаружена HD 189733 b , планета, открытая тремя годами ранее. [88] Однако до сих пор не было обнаружено новых планет с использованием этого метода.
Этот метод заключается в точном измерении положения звезды на небе и наблюдении за тем, как это положение меняется со временем. Первоначально это делалось визуально, с помощью рукописных записей. К концу 19 века этот метод использовал фотографические пластинки, 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. Фактически, звезда и планета вращаются вокруг своего общего центра масс ( барицентра ), как объясняется решениями задачи двух тел . Поскольку звезда намного массивнее, ее орбита будет намного меньше. [89] Часто общий центр масс будет лежать в радиусе большего тела. Следовательно, легче находить планеты вокруг звезд с малой массой, особенно коричневых карликов.
Астрометрия является старейшим методом поиска экзопланет и изначально была популярна из-за своего успеха в характеристике астрометрических двойных звездных систем. Она восходит, по крайней мере, к заявлениям, сделанным Уильямом Гершелем в конце 18 века. Он утверждал, что невидимый компаньон влияет на положение звезды, которую он каталогизировал как 70 Ophiuchi . Первый известный формальный астрометрический расчет для экзопланеты был сделан Уильямом Стивеном Джейкобом в 1855 году для этой звезды. [90] Аналогичные расчеты повторялись другими в течение еще полувека [91] , пока они окончательно не были опровергнуты в начале 20 века. [92] [93] В течение двух столетий циркулировали заявления об открытии невидимых компаньонов на орбите вокруг близлежащих звездных систем, которые, как сообщается, были найдены с помощью этого метода, [91] кульминацией чего стало выдающееся объявление 1996 года о нескольких планетах, вращающихся вокруг близлежащей звезды Lalande 21185 Джорджем Гейтвудом . [94] [95] Ни одно из этих заявлений не выдержало проверки другими астрономами, и метод приобрел дурную славу. [96] 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 компаньоне с массой менее 0,1 солнечной, как масса планеты, сделанные до 1996 года с использованием этого метода, вероятно, являются ложными. В 2002 году космическому телескопу Хаббл удалось использовать астрометрию для характеристики ранее обнаруженной планеты вокруг звезды Глизе 876. [ 97]
Космическая обсерватория Gaia , запущенная в 2013 году, как ожидается, обнаружит тысячи планет с помощью астрометрии, но до запуска Gaia ни одна планета, обнаруженная с помощью астрометрии, не была подтверждена. SIM PlanetQuest был проектом США (отмененным в 2010 году), который имел бы схожие с Gaia возможности поиска экзопланет .
Одним из потенциальных преимуществ астрометрического метода является то, что он наиболее чувствителен к планетам с большими орбитами. Это делает его дополнительным к другим методам, которые наиболее чувствительны к планетам с малыми орбитами. Однако потребуются очень длительные периоды наблюдения — годы, а возможно, и десятилетия, поскольку планеты, достаточно далекие от своей звезды, чтобы их можно было обнаружить с помощью астрометрии, также требуют много времени для завершения орбиты. Планеты, вращающиеся вокруг одной из звезд в двойных системах, легче обнаружить, поскольку 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 с помощью астрометрии. Сообщалось , что этот планетарный объект, вращающийся вокруг маломассивной красной карликовой звезды VB 10 , имеет массу в семь раз больше массы Юпитера . Если это подтвердится, это будет первая экзопланета, открытая с помощью астрометрии, из многих, о существовании которых заявлялось на протяжении многих лет. [98] [99] Однако недавние независимые исследования лучевой скорости исключают существование заявленной планеты. [100] [101]
В 2010 году были астрометрически измерены шесть двойных звезд. Одна из звездных систем, названная HD 176051 , была обнаружена с «высокой степенью достоверности» как имеющая планету. [102]
В 2018 году исследование, сравнивающее наблюдения космического аппарата Gaia с данными Hipparcos для системы Beta Pictoris , позволило измерить массу Beta Pictoris b, ограничив ее значением11 ± 2 массы Юпитера. [103] Это хорошо согласуется с предыдущими оценками массы, составляющими примерно 13 масс Юпитера.
В 2019 году данные космического аппарата Gaia и его предшественника Hipparcos были дополнены данными HARPS, что позволило лучше описать ε Indi Ab как вторую по близости экзопланету типа Юпитера с массой в 3 Юпитера на слегка эксцентричной орбите с орбитальным периодом 45 лет. [104]
По состоянию на 2022 год [обновлять], особенно благодаря Gaia, сочетание лучевой скорости и астрометрии использовалось для обнаружения и характеристики многочисленных планет-гигантов , [105] [106] [107] [108] включая ближайшие аналоги Юпитера ε Eridani b и ε Indi Ab. [109] [104] Кроме того, радиоастрометрия с использованием VLBA использовалась для обнаружения планет на орбите вокруг TVLM 513-46546 и EQ Pegasi A. [110] [111]
В сентябре 2020 года было объявлено об обнаружении кандидата в планеты, вращающейся вокруг массивной рентгеновской двойной звезды 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. [112]
Планеты можно обнаружить по пробелам, которые они создают в протопланетных дисках , [113] [114], например, на орбите вокруг молодой переменной звезды HD 97048. [ 115]
События непериодической изменчивости, такие как вспышки, могут создавать чрезвычайно слабые эхо-сигналы на кривой блеска, если они отражаются от экзопланеты или другой рассеивающей среды в звездной системе. [116] [117] [118] [119] Совсем недавно, благодаря достижениям в области приборостроения и технологий обработки сигналов, было предсказано, что эхо-сигналы от экзопланет можно будет восстановить с помощью высокочастотных фотометрических и спектроскопических измерений активных звездных систем, таких как М-карлики. [120] [121] [122] Эти эхо-сигналы теоретически можно наблюдать при всех наклонениях орбиты.
Оптическая/инфракрасная интерферометрическая решетка (например, 16-интерферометрическая решетка телескопа Big Fringe [123] ) не собирает столько света, сколько один телескоп эквивалентного размера, но имеет разрешение одиночного телескопа размером с решетку. Для ярких звезд эта разрешающая способность может быть использована для получения изображения поверхности звезды во время транзитного события и наблюдения тени транзитной планеты. Это может обеспечить прямое измерение углового радиуса планеты и, через параллакс , ее фактического радиуса. Это точнее, чем оценки радиуса, основанные на транзитной фотометрии , которые зависят от оценок звездного радиуса, которые, в свою очередь, зависят от моделей характеристик звезд. Визуализация также обеспечивает более точное определение наклона, чем фотометрия. [124]
Радиоизлучение полярных сияний от магнитосфер экзопланет может быть обнаружено с помощью радиотелескопов. Излучение может быть вызвано взаимодействием магнитного поля экзопланеты со звездным ветром, соседними источниками плазмы (такими как вулканический спутник Юпитера Ио, проходящий через его магнитосферу) или взаимодействием магнитного поля с межзвездной средой . Хотя было заявлено о нескольких открытиях, до сих пор ни одно из них не было подтверждено. Наиболее чувствительные поиски прямого радиоизлучения от магнитных полей экзопланет или от магнитных полей экзопланет, взаимодействующих с магнитными полями их звезд-хозяев, проводились с помощью радиотелескопа Аресибо . [125] [126]
Помимо возможности изучения магнитных полей экзопланет, радиоизлучение может быть использовано для измерения скорости внутреннего вращения экзопланеты. [127]
В марте 2019 года астрономы ESO , используя инструмент GRAVITY на своем Очень Большом Телескопе-Интерферометре (VLTI), объявили о первом прямом обнаружении экзопланеты HR 8799 e с помощью оптической интерферометрии . [128]
Рассматривая колебания интерферограммы с помощью Фурье-спектрометра, можно повысить чувствительность для обнаружения слабых сигналов от планет, подобных Земле. [129]
Идентификация пылевых сгустков вдоль протопланетного диска демонстрирует следовые накопления вокруг точек Лагранжа . Из обнаружения этой пыли можно сделать вывод, что существует планета, которая создала эти накопления. [130]
Ожидается, что космическая антенна лазерного интерферометра (LISA) для наблюдения за гравитационными волнами обнаружит присутствие крупных планет и коричневых карликов, вращающихся вокруг двойных белых карликов. Количество таких обнаружений в Млечном Пути оценивается в диапазоне от 17 в пессимистическом сценарии до более 2000 в оптимистическом сценарии, и даже внегалактические обнаружения в Магеллановых Облаках могут быть возможны, что намного превышает текущие возможности других методов обнаружения. [131] [132] [133]
Диски космической пыли ( диски мусора ) окружают многие звезды. Пыль можно обнаружить, потому что она поглощает обычный звездный свет и переизлучает его в виде инфракрасного излучения. Даже если частицы пыли имеют общую массу, значительно меньшую, чем масса Земли, они все равно могут иметь достаточно большую общую площадь поверхности, чтобы затмить свою родительскую звезду в инфракрасных длинах волн. [134]
Космический телескоп Хаббл способен наблюдать пылевые диски с помощью своего инструмента NICMOS (камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр). Еще более качественные изображения были получены его родственным инструментом, космическим телескопом Spitzer , и космической обсерваторией Herschel Европейского космического агентства , которая может видеть гораздо глубже в инфракрасном диапазоне, чем Hubble. Пылевые диски были обнаружены вокруг более чем 15% близлежащих звезд, подобных Солнцу. [135]
Предполагается, что пыль образуется в результате столкновений комет и астероидов. Радиационное давление звезды выталкивает частицы пыли в межзвездное пространство за относительно короткий промежуток времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянное пополнение новыми столкновениями и дает весомые косвенные доказательства присутствия небольших тел, таких как кометы и астероиды , которые вращаются вокруг родительской звезды. [135] Например, пылевой диск вокруг звезды Тау Кита указывает на то, что эта звезда имеет популяцию объектов, аналогичную поясу Койпера нашей Солнечной системы , но по крайней мере в десять раз толще. [134]
Более спекулятивно, особенности в пылевых дисках иногда предполагают присутствие полноразмерных планет. Некоторые диски имеют центральную полость, что означает, что они действительно имеют форму кольца. Центральная полость может быть вызвана планетой, «очищающей» пыль внутри своей орбиты. Другие диски содержат комки, которые могут быть вызваны гравитационным влиянием планеты. Оба этих типа особенностей присутствуют в пылевом диске вокруг Эпсилон Эридана , намекая на присутствие планеты с орбитальным радиусом около 40 а.е. (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной с помощью метода лучевой скорости). [136] Эти типы взаимодействий планета-диск могут быть смоделированы численно с использованием методов столкновительного груминга. [137]
Спектральный анализ атмосфер белых карликов часто обнаруживает загрязнение более тяжелыми элементами, такими как магний и кальций . Эти элементы не могут происходить из ядра звезд, и вполне вероятно, что загрязнение происходит от астероидов , которые слишком близко (в пределах предела Роша ) подошли к этим звездам из-за гравитационного взаимодействия с более крупными планетами и были разорваны на части приливными силами звезды. До 50% молодых белых карликов могут быть загрязнены таким образом. [138]
Кроме того, пыль, ответственная за загрязнение атмосферы, может быть обнаружена с помощью инфракрасного излучения, если она существует в достаточном количестве, подобно обнаружению дисков обломков вокруг звезд главной последовательности. Данные с космического телескопа Spitzer показывают, что 1-3% белых карликов обладают обнаруживаемой околозвездной пылью. [139]
В 2015 году были обнаружены малые планеты, проходящие мимо белого карлика WD 1145+017 . [140] Этот материал вращается по орбите с периодом около 4,5 часов, а формы транзитных кривых блеска указывают на то, что более крупные тела распадаются, способствуя загрязнению атмосферы белого карлика.
Большинство подтвержденных экзопланет были обнаружены с помощью космических телескопов (по состоянию на 01/2015). [141] [ требуется обновление ] Многие методы обнаружения могут работать более эффективно с космическими телескопами, которые избегают атмосферной дымки и турбулентности. COROT (2007-2012) и Kepler были космическими миссиями, посвященными поиску экзопланет с помощью транзитов. COROT открыл около 30 новых экзопланет. Kepler (2009-2013) и K2 (2013- ) открыли более 2000 подтвержденных экзопланет. [142] Космический телескоп Хаббл и MOST также обнаружили или подтвердили несколько планет. Инфракрасный космический телескоп Spitzer использовался для обнаружения транзитов экзопланет, а также затмений планет их звездой-хозяином и фазовых кривых . [17] [18] [143]
Миссия Gaia , запущенная в декабре 2013 года, [144] будет использовать астрометрию для определения истинных масс 1000 близлежащих экзопланет. [145] [146] TESS , запущенный в 2018 году, CHEOPS, запущенный в 2019 году, и PLATO в 2026 году будут использовать транзитный метод.
{{cite journal}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
