Metody wykrywania egzoplanet – Wikipedia
W astronomii, Szukaj egzoplanet Wzywa kilka metody wykrywania . Większość z tych metod jest obecnie pośrednia, ponieważ bliskość tych planet z ich gwiazdą jest tak duża, że ich światło jest całkowicie utopione w gwiazdy.
Prędkości promieniowe [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Metoda prędkości promieniowej to metoda, która pozwoliła szwajcarskiemu astronomom Michel Mayor i Didier Queloz na wykrycie pierwszej egzoplanet wokół PEG Star 51. Ta technika wykrywania jest ta, która zapewniła obecnie najwięcej wyników i jest nadal szeroko stosowana, szczególnie w przypadku spektrografów koralowych i harpów, zainstalowanych w obserwatorium Silla w Chile.
Wykrywanie prędkości promieniowej polega na zastosowaniu efektu Dopplera-Fizeau. Rzeczywiście, ruch planety wokół jej gwiazdy wywoła niewielki ruch jej upadku, który jest wykrywalny przez ten efekt. Następnie mierzymy zmiany prędkości promieniowych gwiazdy, a jeśli te zmiany są okresowe, istnieje duża szansa, że jest to spowodowane planetą. Ta metoda promuje wykrywanie masywnej planety w pobliżu gwiazdy (słynnego gorącego Jowisza), ponieważ w tym przypadku ruch wywołany gwiazdą jest maksymalny. Niemniej jednak wymaga ekstremalnej stabilności spektrografu w czasie, a także dość dużej rozdzielczości spektralnej, która ogranicza wykrywanie dość świetlistymi gwiazdami.
To właśnie ta metoda pozwalała do tej pory odkryć większość planet pozasłoniowych, które znamy. Aby odkryć planety znajdujące się przy 1 AU i wielkości Ziemi, wymaga to wielkiej precyzji instrumentów, precyzji, która nie istnieje na chwilę.
Tranzyty [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Gdy nachylenie orbity planety w porównaniu do obserwatora jest blisko 90 stopni, system jest prawie idealnie widoczny przez krawędź. W ten sposób planeta przejdzie przed swoją gwiazdą i bardzo nieznacznie obniży swoją jasność. Następnie mówimy o tranzycie planetarnym. Metoda Transits po raz pierwszy polega na powtarzających się obserwacjach maksymalnych gwiazd na niebie, od lat. Dzięki wydajności, która zależy głównie od liczby obserwacji, ich precyzji i liczby (nieznanej) planet o właściwej skłonności i odległości od ich gwiazdy, możliwe jest wykrycie tranzytów planetarnych. Po wykryciu takiego tranzytu gwiazda obserwuje się następnie indywidualnie indywidualnie w celu potwierdzenia tranzytu. Rzeczywiście, jeśli jest to bardzo realne, musi się powtórzyć. W takim przypadku potwierdzono obecność ciała orbity wokół gwiazdy. Transit zawiera głównie dwie informacje:
- Głębokość tranzytu, to znaczy względna zmienność pozornej jasności gwiazdy z powodu tranzytu, którego stosunek pozornej średnicy planety można wywnioskować na pozornej średnicy gwiazdy,
- Okres tranzytu, odpowiadający okresowi rewolucji planety wokół gwiazdy.
Gdy znane są również cechy gwiazdy, na przykład poprzez identyfikację na schemacie Hertzsprung-Russell z jego typu widmowego, staje się możliwe:
- Średnica planety, od średnicy gwiazdy i stosunek widocznych średnic,
- Półosiowa orbita planety, wykorzystując trzecie prawo Keplera, zastosowało się do masy gwiazdy i okresu rewolucji. To oszacowanie wielkości orbity, w połączeniu z jasnością gwiazdy, jest między innymi używane do pozycjonowania planety w odniesieniu do obszaru zamieszkania gwiazdy.
Techniki pochodne [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Zmienność chronometrii tranzytowej / tranzytowej (TTV) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
po angielsku Wariacja tranzytu (TTV).
Ta technika jest wyjątkowo wrażliwa i umożliwia wykrycie dodatkowych egzoplanet w systemach planetarnych, w których planeta tranzytowa jest już znana. Dzięki tej technice można wykryć masy tak małe, jak na ziemi. W praktyce technika ta polega na ustaleniu, czy tranzyt planety przed jej gwiazdą występuje z ścisłą częstotliwością, czy też istnieje zmienność. Ta technika jest uzupełniająca się do poszukiwania zmian w czasie trwania tranzytu.
Zmiana czasu trwania tranzytu (TDV) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
po angielsku Zmiana czasu trwania tranzytu (TDV).
Badania Zmiany czasu trwania tranzytu (po angielsku Zmiana czasu trwania tranzytu , skrócony TDV ) jest metodą stosowaną w szczególności do wykrywania egzoplanet. Ta technika jest niezwykle wrażliwa i umożliwia wykrycie dodatkowych planet w systemach planetarnych, w których planeta tranzytowa jest już znana. W praktyce technika ta polega na ustaleniu, czy tranzyt planety przed jej gwiazdą zawsze występuje przez ten sam czas trwania, czy też istnieje zmienność. Ta technika jest uzupełniająca się do poszukiwania zmian w momencie tranzytu.
Zmienność głębokości tranzytu (TPV) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
po angielsku Zmiana głębokości tranzytowej (TPV) [[[ Pierwszy ] .
Astrometria [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Metoda astrometryczna polega na pomiaru z największą precyzją bezwzględną pozycją gwiazdy na niebie. W ten sam sposób, w jaki efekt Dopplera-Fizeau można zastosować, gdy obserwujesz system przy krawędzi, astrometrię można użyć do obserwowania ruchu gwiazdy, gdy system jest widoczny przez „górną”. Jeśli gwiazda opisuje regularną elipsę na niebie, z pewnością wynika to z ruchu wywołanego przez egzoplanetę.
Mikrolaventies grawitacyjny [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Wpływ grawitacyjnej mikrolementille występuje, gdy pole grawitacyjne gwiazdy zniekształca czas przestrzeń, który odsuwa światło od odległej gwiazdy znajdującej się za obiektywem. Efekt ten jest widoczny tylko wtedy, gdy dwie gwiazdy są praktycznie wyrównane. Takie wydarzenia są zatem rzadkie, trwają od kilku dni do kilku tygodni, ze względu na względny ruch między gwiazdami a Ziemią. Oczywiście w ciągu ostatnich 10 lat zaobserwowano ponad tysiąc przypadków.
Jeśli gwiazda, która działa jak soczewka, ma planetę, pole tego ostatnie może mieć efekt, który, choć słaby, jest wykrywalny. Ponieważ wymaga to stosunkowo wyjątkowego wyrównania, musimy trwale śledzić odległe gwiazdy, aby mieć wystarczającą liczbę obserwacji. Ta metoda, która wykrywa te „grawitacyjne mikroventies”, działa znacznie lepiej dla planet blisko Ziemi i środka galaktyki, gdzie wiele gwiazd stanowi tło.
W 1991 r. Polski astronom Bohdan Paczyński z Uniwersytetu Princeton zaproponował tę metodę. Pierwsze odkrycia pojawiły się w 2002 roku, kiedy grupa polskich astronomów (AndrzeJ Udalski, Marcin Kubiak i Michał Szymański z Warszawy i Bohdana Paczyńskiego) podczas Projektu Ogle ( Eksperyment optycznego grawitacji ), udało się to wdrożyć. Przez miesiąc znaleźli kilka kandydujących planet, ale jakość braku obserwacji nie zostały potwierdzone.
Od tego czasu datowany , wykryliśmy 65 planet pozazolarowych za pomocą tej metody [[[ 2 ] . W 2006 r. Nadal była to jedyna metoda wykrywania planet podobnych do ziemi [[[ 3 ] .
W lutym 2008 r. Metoda ta umożliwiła wykrycie sześciu egzoplanet:
Ogle-2005-BLG-071L [[[ 4 ] W
Ogle-2005-BLG-390L b [[[ 5 ] Pierwsza planeta lekka na dużej orbicie [[[ 3 ] W
Ogle-2005-BLG-169L [[[ 6 ] i dwa egzoplanet wokół gwiazdy Ogle-2006-BLG-109 [[[ 7 ] .
Wadą jest to, że niemożliwe jest odtworzenie obserwacji: wyrównania są wyjątkowe. Ponadto planety odkrywcze mogą znajdować się kilka kiloparów, co uniemożliwia ich obserwację według innych metod.
Obserwacje są na ogół dokonywane za pomocą sieci teleskopów robotycznych. Oprócz projektu Ogle, grupa MOA ( Obserwacje mikrolendingowe w astrofizyce ) Spróbuj poprawić to podejście.
Projekt Planet/Robonet ( Sieć anomalii soczewek soczewkowych ) jest jeszcze bardziej ambitny. Oferuje trwałą inwigilację i w dowolnym miejscu na świecie, zdolnym do chwytania dowolnego wyrównania i wykrywania planet masy ziemi.
Metody bezpośrednie (w ramach rozwoju) [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Bezpośrednie wykrywanie egzoplanet jest jedną z najważniejszych kwestii współczesnego oprzyrządowania astronomicznego. Opiera się na obrazowaniu o wysokiej rozdzielczości i o wysokim kontrastu (planecie tak, że Ziemia jest co najmniej miliard razy mniej światła niż jej gwiazda), przy użyciu „ekstremalnych” optyki adaptacyjnej, gwiazdowej koronografii i sprytnego przetwarzania obrazu, poniżej rozwój.
Wiele projektów, które pojawią się w największych teleskopach ziemi lub kosmicznych, jest poświęcone i przyszłość Gigantyczne teleskopy Średnica o średnicy ponad 30 metrów znalazła powód, żeby tam być.
Teoretycznie pozwoli to na wykrycie tłumu planet wszystkich rozmiarów wokół pobliskich gwiazd, informując nas o tworzeniu układów słonecznych, odpowiadając na dokuczliwe pytanie „czy nasz jest wyjątkiem?” „I, powiązane ze spektroskopią, może po raz pierwszy scharakteryzować je chemicznie i termicznie, ujawniając, czy życie jest możliwe, nawet jeśli istnieje.
Wysiłki, które obfitowały w tej dziedzinie te ostatnie lata [Gdy ?] Mamy nadzieję, że obrazy planet czasami wielkości Jowisza do 2010 roku, „Jupiters” i niektóre „superterrres” (5-krotnie masa ziemska) w 2021 r., Wraz z nadejściem nowego teleskopu kosmicznego Jamesa Webba. Planety takie jak Ziemia można zasadniczo wykryć wokół wszystkich najbliższych gwiazd (<100 lat świetlnych) około 2030 r., Dzięki nowym gigantycznym teleskopom i najnowszym technikom obrazowania.
Oto krótki opis głównych technik obrazowania o wysokim kontrastu (które będą musiały być używane w łańcuchu w instrumencie, jeśli chcemy wyobrazić sobie planety wielkości Jowisza lub mniej) i przewidziane projekty.
Techniki obrazowania o wysokim kontrastu [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Optyka adaptacyjna „ekstremalna” [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Perspektywa adaptacyjna polega na użyciu czujnika fali fali i odkształcalnej optyki (ogólnie lustro zdeformowanej przez siłowniki) w celu skorygowania turbulencji atmosferycznej w czasie rzeczywistym, co ogranicza rozdzielczość wszystkich teleskopów naziemnych o długości ponad kilku centymetrów średnicy. Jest wdrażany na wszystkich dużych teleskopach, takich jak VLT, Keck itp., I obecnie jest w stanie osiągnąć połowę limitu rozdzielczości fizycznej nałożonej przez dyfrakcję w podczerwieni (HS.).
Teraz wyobraź sobie planetę, bardzo mało jasną i bardzo blisko jej gwiazdy, wymaga, abyśmy mogli oddzielić ich odpowiedni sygnał („rozwiązanie ich”), a przede wszystkim, aby uniknąć, że światło gwiazdy uciekło i maskuje bardzo niskie światło planetary. Odkształcalne lustra używane dzisiaj nie pozwalają na taką wydajność: nie odkształcają się ani szybko (pętla korekcyjna, obracanie kilkuset hercy, zbyt wolno) lub całkiem drobno (niewystarczającej liczby siłowników).
Przyjeżdżamy dzisiaj, aby skonfigurować znacznie bardziej wydajne systemy, obejmujące maksymalnie trzy odkształcalne lustra przy 1064 siłownikach oraz znacznie szybsze i precyzyjne czujniki fali fali niż większość często używanych analizatorów Shack-Hartmann.
Najnowsze adaptacyjne systemy optyczne uwolnione z dużych obserwatoriów Laboratories podają jakość optyczną, osiągając 80% granicy nałożonej przez dyfrakcję w tych samych warunkach.
Oczywiście istnieje inne rozwiązanie, które nie należy podlegać turbulencji atmosferycznej: wyślij teleskop w kosmos. Aktywna perspektywa (odkształcalne lustro z zwolnionym ruchem) jest zawsze konieczne do skorygowania niewielkich defektów optyki teleskopu, ale limit dyfrakcji jest osiągany bez żadnego problemu. Właśnie dlatego naukowcy często oczekują od nowego teleskopu kosmicznego James-Webb w NASA, następcy Hubble (6 razy większy), który wyruszy kilka instrumentów o wysokiej zawartości kontrastu, w tym gwiezdne koronografie.
Gwiazdorski koronografowie [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Aby wykryć planetę o miliardy razy mniej światła niż jej gwiazda, nawet jeśli używana kamera jest wyjątkowo wrażliwa, absolutnie konieczne jest przyćmianie gwiazdy, jeśli chcesz mieć szansę odróżnić planetę od hałasu otoczenia (hałas fotonu, hałas, hałas, hałas, hałas, hałas, hałas, hałas wykrycia, pozostałość optyki adaptacyjnej).
Dlatego konieczne jest ukrycie lub „gasienie” uciekającego światła wokół gwiazdy i tylko światła gwiazdy, tak blisko, jak to możliwe. Odtworzyć zatem zaćmienie, używając koronografów, instrumentów wymyślonych przez Bernarda Lyota w środku Xx To jest wiek, aby obserwować koronę słoneczną i zmodyfikowana w latach 80. XX wieku, aby obserwować egzoplanet.
Jest to prawdziwe wyzwanie, ponieważ dyfrakcja zapobiega maskowaniu źródła z tak małą pamięcią podręczną (która tylko ukrywa gwiazdę, a nie planetę): światło „uciekające”, nawet z systemem optycznym idealnym.
Wielu koronografów zostało opracowanych w celu obejścia tego problemu: używają nieco zmodyfikowanych pokrowców (pochodne zasady Lyot), próbują wyeliminować dyfrakcję poprzez zmiękczenie krawędzi wiązki światła przed pamięcią podręczną lub zagrają w zakłóceniach z światła światła z światła światła Gwiazda sama. Na przykład pod koniec 2000 roku exoplanet Fomalhaut B został odkryty przez taki instrument. Kolejna technika została również przewidziana, polegająca na umieszczeniu dużego odległości zaciemniającego naczynia w teleskopie. Oto większość zasad opracowanych do dziś, a także ich wydajność i słabości:
Zmodyfikowani koronografowie Lyot
- Klakson. Lyot Apodise: Łatwa poprawa Lyotu, ale średni kontrast.
Koronografowie z apodalizacją
- Klakson. W Pupille Reformed: lepszy kontrast obecnie wykazany (miliard QQS), ale średnia transmisja. (JPL, USA)
- PIAA (apodalizacja przez lustra): Bardzo dobry kontrast potencjalnie, widoczność bardzo blisko gwiazdy, ale wrażliwość na aberracje i niską przepustowość (w długościach fali). (Subaru/JPL, USA)
Koronografowie ingerencji
- Klakson. do anulowania lub zero : Całkiem niezły kontrast, ale niewielka widoczność w pobliżu gwiazdy. (wiele systemów opracowanych na całym świecie)
- 4QPM (maska fazowa z 4 tarczami): bardzo dobry potencjalny kontrast, ale niski przepustowość i duża wrażliwość na szerokość i centrowanie gwiazdy. Możliwość ulepszenia przy użyciu kilku kanałów 4QPM. (Obs. Meudon, Francja)
- OVC (wir optyczny Cor.: Odpowiednik poprzedniej jakości, mniejsza wrażliwość na wielkość gwiazdy.
Na wolnym powietrzu
- Prawie doskonałe ukrywanie, ale wielkie trudności z realizacji
Ponadto czasami kojarzymy aktywną perspektywę z koronografią, aby skorygować małe wady związane z jego optyką.
Specjalne obrazowanie lub przetwarzanie obrazu [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Koronografowie głównie pozwalają nieprawidłowymi promieniami świetlnymi zawsze przechodzą (wady optyczne, błędy korekcji turbulencji) i resztkowe światło gwiazdy, widoczne w postaci ziaren łata ( «Tawile» po francusku), jest często 1000 razy jaśniejszy niż planeta do obserwacji.
. plamki Pochodzące z aberracji atmosfery lub samego teleskopu mogą być uśrednione lub poprawione przez optykę adaptacyjną, ale często są ich plamki Statyczny z powodu aberracji optyki koronografa. To jest ich usunięcie plamki statyczne, że w szczególności skierowane są następujące techniki.
Jednoczesne obrazowanie różnicowe
- W polaryzacji: wyobrażamy sobie gwiazdę i jej otoczenie dla dwóch kierunków polaryzacji światła. Światło gwiazdy nie jest spolaryzowane, ale może być światło planety / pyłu. Robiąc różnicę w dwóch obrazach, widzimy tylko obiekty zwracające spolaryzowane światło.
- W długości fali: planeta może mieć paski absorpcyjne, podczas gdy widmo gwiazdy jest bardzo ciągłe. Wyobrażając sobie dwie różne długości fali, w ten sam sposób możesz ujawnić planetę.
Różnicowe obrazy w rotacji
- . plamki Pochodzić z układu optycznego i są ustalone w porównaniu z kamerą. Ale możesz uruchomić teleskop na jego osi, utrzymując gwiazdę pośrodku. W tym przypadku planety wokół gwiazd plamki nie skręcaj. Różnice obrazu pozwalają im również je ujawnić.
Samokładowy aparat (Obs. Meudon, Francja)
- . Samokładowy aparat jest instrumentem, który przestrzennie moduluje ziarna plamek, frędząc je za pomocą systemu interferencji typu Fizeau z dwoma otworami. Aby to zrobić, samozadowolenie kamera wyciąga część światła gwiezdnego i zakłóca go z ziarnami plam. Podobnie jak światło gwiazdy, a planeta nie są spójne, nie zakłócają one, a zarejestrowany obraz zawiera ziarna mrozu (lub modulowane przestrzennie) i obraz planety, który nie jest modulowany. Radząc sobie z obrazem w polu Fouriera (częstotliwości przestrzenne), możliwe jest wyodrębnienie terminu niezmodulowanego, to znaczy obraz planety. Możliwe jest również użycie przestrzennej modulacji ziarna plamek do kontrolowania aktywnego systemu korekcji, który minimalizuje energię tych ziaren spektakli na końcowym obrazie, a tym samym zwiększa kontrast na obrazach. W ten sposób można wykryć planety o bardzo niskiej intensywności w porównaniu z gwiazdą gospodarza. Kamera samozadowolenia wciąż się rozwija i jest przewidziana dla kilku instrumentów dla teleskopów lądowych i przestrzennych.
Projekty bezpośrednie wykrywania i misje egzoplanet [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Projekty lądowe [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
- Hiciao, instrument z teleskopem Subaru, 2008.
- Gemini Planet Imager, instrument z dwoma teleskopami Gemini, 2010.
- Sphere, instrument na jednym z teleskopów VLT, 2010.
- GMT Planet Imager, najlepsze techniki adaptacyjne, koronografia i leczenie obrazu, w przyszłym EL EL o 39,3 metra, 2021. [Ref. niezbędny]
Misje przestrzenne [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Bibliografia [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Powiązane artykuły [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Linki zewnętrzne [[[ modyfikator |. Modyfikator i kod ]
Recent Comments