Metoder för att upptäcka exoplaneter - Methods of detecting exoplanets

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

Antal extrasolära planetfynd per år fram till 2020, med färger som anger detektionsmetod:
  Genomresa
  Tidpunkt

Varje planet är en extremt svag ljuskälla jämfört med dess moder stjärna . Till exempel är en stjärna som solen ungefär en miljard gånger så ljus som det reflekterade ljuset från någon av planeterna som kretsar kring den. Förutom den inneboende svårigheten att upptäcka en sådan svag ljuskälla, orsakar ljuset från moderstjärnan en bländning som tvättar ut den. Av dessa skäl har väldigt få av de exoplaneter som rapporterades från och med april 2014 observerats direkt, med ännu färre löst från deras värdstjärna.

Istället har astronomer i allmänhet fått använda sig av indirekta metoder för att upptäcka extrasolära planeter. Från och med 2016 har flera olika indirekta metoder gett framgång.

Etablerade metoder för upptäckt

Följande metoder har åtminstone en gång visat sig framgångsrika för att upptäcka en ny planet eller upptäcka en redan upptäckt planet:

Radiell hastighet

Radialhastighetsdiagram för 18 Delphini b .

En stjärna med en planet kommer att röra sig i sin egen lilla bana som svar på planetens gravitation. Detta leder till variationer i den hastighet med vilken stjärnan rör sig mot eller bort från jorden, dvs variationerna ligger i stjärnans radiella hastighet i förhållande till jorden. Radiell hastighet kan härledas från förskjutningen i moderstjärnans spektrallinjer på grund av Doppler -effekten . Radialhastighetsmetoden mäter dessa variationer för att bekräfta planetens närvaro med hjälp av den binära massfunktionen .

Stjärnans hastighet runt systemets masscentrum är mycket mindre än planetens, eftersom radien för dess bana runt massans centrum är så liten. (Till exempel rör sig solen med cirka 13 m/s på grund av Jupiter, men bara cirka 9 cm/s på grund av jorden). Hastighetsvariationer ner till 3 m/s eller ännu något mindre kan dock detekteras med moderna spektrometrar , till exempel HARPS ( High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ) spektrometer vid ESO 3,6 meter teleskop i La Silla Observatory , Chile eller HIRES spektrometer vid Keck -teleskopen . En särskilt enkel och billig metod för att mäta radiell hastighet är "externt spridd interferometri".

Fram till omkring 2012 var radialhastighetsmetoden (även känd som Dopplerspektroskopi ) den överlägset mest produktiva tekniken som används av planetjägare. (Efter 2012 passerade transiteringsmetoden från Kepler-rymdfarkosten den i antal.) Radialhastighetssignalen är avståndsoberoende, men kräver högt signal-brusförhållande- spektra för att uppnå hög precision och används i allmänhet bara för relativt närliggande stjärnor , ut till cirka 160 ljusår från jorden, för att hitta planeter med lägre massa. Det är inte heller möjligt att samtidigt observera många målstjärnor i taget med ett enda teleskop. Planeter med joviansk massa kan detekteras runt stjärnor upp till några tusen ljusår bort. Denna metod hittar lätt massiva planeter som ligger nära stjärnor. Moderna spektrografer kan också enkelt upptäcka Jupitermassplaneter som kretsar runt 10 astronomiska enheter från moderstjärnan, men detektering av dessa planeter kräver många års observation. Jordmassplaneter är för närvarande endast detekterbara i mycket små banor runt lågmassestjärnor, t.ex. Proxima b .

Det är lättare att upptäcka planeter runt lågmassestjärnor, av två skäl: För det första påverkas dessa stjärnor mer av gravitation från planeter. Den andra anledningen är att lågmassahuvudstjärnor i allmänhet roterar relativt långsamt. Snabb rotation gör spektrallinjedata mindre tydliga eftersom hälften av stjärnan snabbt roterar bort från observatörens synvinkel medan den andra halvan närmar sig. Det är lättare att upptäcka planeter runt mer massiva stjärnor om stjärnan har lämnat huvudsekvensen, eftersom att lämna huvudsekvensen saktar ner stjärnans rotation.

Ibland producerar Dopplerspektrografi falska signaler, särskilt i system med flera planeter och flerstjärnor. Magnetfält och vissa typer av stjärnaktivitet kan också ge falska signaler. När värdstjärnan har flera planeter kan falska signaler också uppstå från att ha otillräcklig data, så att flera lösningar kan passa data, eftersom stjärnor inte i allmänhet observeras kontinuerligt. Några av de falska signalerna kan elimineras genom att analysera stabiliteten i planetsystemet, genomföra fotometrianalys på värdstjärnan och känna till dess rotationsperiod och stjärnaktivitetscykelperioder.

Planeter med banor som är mycket lutade mot siktlinjen från jorden ger mindre synliga vinglar och är därmed svårare att upptäcka. En av fördelarna med den radiella hastighetsmetoden är att excentriciteten i planetens bana kan mätas direkt. En av de främsta nackdelarna med radialhastighetsmetoden är att den bara kan uppskatta en planets minsta massa ( ). Den bakre fördelningen av lutningsvinkeln i beror på planternas verkliga massfördelning. Men när det finns flera planeter i systemet som kretsar relativt nära varandra och har tillräcklig massa, gör det möjligt att begränsa den maximala massan av dessa planeter. Radialhastighetsmetoden kan användas för att bekräfta fynd som gjorts med transiteringsmetoden . När båda metoderna används i kombination kan planetens verkliga massa uppskattas.

Även om stjärnans radiella hastighet bara ger en planets minsta massa, om planetens spektrallinjer kan särskiljas från stjärnans spektrallinjer kan man hitta radialhastigheten på själva planeten, och detta ger lutningen av planetens bana. Detta möjliggör mätning av planetens faktiska massa. Detta utesluter också falska positiva och ger också data om planetens sammansättning. Huvudfrågan är att sådan upptäckt endast är möjligt om planeten kretsar runt en relativt ljus stjärna och om planeten reflekterar eller avger mycket ljus.

Transitfotometri

Teknik, fördelar och nackdelar

Transitmetod för att detektera extrasolära planeter. Diagrammet nedanför bilden visar de ljusnivåer som jorden tar emot över tid.
Kepler-6b fotometri
En simulerad silhuett av Jupiter (och 2 av dess månar) som passerar vår sol, sett från ett annat stjärnsystem
Teoretisk transiterande exoplanetljuskurva. Denna bild visar transittdjupet (δ), transitlängden (T) och ingångs-/utgångstiden (τ) för en transiterande exoplanet i förhållande till positionen som exoplaneten är till stjärnan.

Medan radialhastighetsmetoden ger information om en planets massa, kan den fotometriska metoden bestämma planetens radie. Om en planet korsar ( transiterar ) framför sin moderstjärns skiva, sjunker den observerade visuella ljusstyrkan med en liten mängd, beroende på stjärnans och planetens relativa storlekar. Till exempel, när det gäller HD 209458 , dimmar stjärnan med 1,7%. De flesta transitsignaler är dock betydligt mindre; till exempel ger en planet i jordstorlek som passerar en solliknande stjärna en dimning på endast 80 delar per miljon (0,008 procent).

En teoretisk transiterande exoplanetljuskurvmodell förutsäger följande egenskaper hos ett observerat planetsystem: transittdjup (δ), transitlängd (T), ingångs-/utgångstid (τ) och exoplanetens (P) period. Dessa observerade kvantiteter är dock baserade på flera antaganden. För att underlätta beräkningarna antar vi att planeten och stjärnan är sfäriska, stjärnskivan är likformig och omloppsbanan cirkulär. Beroende på den relativa position som en observerad transiterande exoplanet befinner sig i när den passerar en stjärna kommer de observerade fysiska parametrarna för ljuskurvan att förändras. Transitdjupet (δ) för en transiterande ljuskurva beskriver minskningen av stjärnans normaliserade flöde under en transitering. Detta beskriver radien för en exoplanet jämfört med stjärnans radie. Till exempel, om en exoplanet passerar en stjärna av en solradie, skulle en planet med en större radie öka transittdjupet och en planet med en mindre radie skulle minska transittdjupet. Transittiden (T) för en exoplanet är den tid som en planet tillbringar för att passera en stjärna. Denna observerade parameter förändras i förhållande till hur snabbt eller långsamt en planet rör sig i sin bana när den passerar stjärnan. Inträdes-/utgångstiden (τ) för en transiterande ljuskurva beskriver hur lång tid planeten tar för att helt täcka stjärnan (ingång) och helt avslöja stjärnan (utgång). Om en planet övergår från den ena änden av stjärnans diameter till den andra änden är ingångs-/utgångstiden kortare eftersom det tar mindre tid för en planet att helt täcka stjärnan. Om en planet passerar en stjärna i förhållande till någon annan punkt än diametern, förlängs ingångs-/utgångstiden när du rör dig längre bort från diametern eftersom planeten tillbringar en längre tid delvis att täcka stjärnan under sin transitering. Från dessa observerbara parametrar bestäms ett antal olika fysiska parametrar (halvstora axeln, stjärnmassan, stjärnradien, planetradien, excentriciteten och lutningen) genom beräkningar. Med kombinationen av radiella hastighetsmätningar av stjärnan bestäms också planetens massa.

Denna metod har två stora nackdelar. För det första är planetövergångar bara observerbara när planetens bana råkar vara perfekt inriktad från astronomernas utsiktspunkt. Sannolikheten för att ett planetbana plan ligger direkt på siktlinjen till en stjärna är förhållandet mellan stjärnans diameter och omloppets diameter (i små stjärnor är planetens radie också en viktig faktor) . Ungefär 10% av planeter med små banor har en sådan inriktning, och fraktionen minskar för planeter med större banor. För en planet som kretsar kring en solstor stjärna vid 1 AU är sannolikheten för en slumpmässig inriktning som ger en transit 0,47%. Därför kan metoden inte garantera att någon särskild stjärna inte är värd för planeter. Genom att skanna stora områden på himlen som innehåller tusentals eller till och med hundratusentals stjärnor på en gång kan transitundersökningar hitta fler extrasolära planeter än radialhastighetsmetoden. Flera undersökningar har tagit det tillvägagångssättet, till exempel det markbaserade MEarth Project , SuperWASP , KELT och HATNet , samt de rymdbaserade uppdragen COROT , Kepler och TESS . Transiteringsmetoden har också fördelen av att detektera planeter runt stjärnor som ligger några tusen ljusår bort. De mest avlägsna planeterna som upptäckts av Skyttens fönsterförmörkelse Extrasolära planetsökning ligger nära det galaktiska centrumet. Tillförlitliga uppföljningsobservationer av dessa stjärnor är dock nästan omöjliga med nuvarande teknik.

Den andra nackdelen med denna metod är en hög andel falska detektioner. En studie från 2012 visade att antalet falska positiva positiva transiter som observerats av Kepler-uppdraget kan vara så högt som 40% i system med en planet. Av denna anledning kräver en stjärna med en enda transiteringsdetektering ytterligare bekräftelse, vanligtvis från metoden radialhastighet eller orbital ljusstyrka. Metoden för radiell hastighet är särskilt nödvändig för Jupiter-stora eller större planeter, eftersom objekt av den storleken inte bara omfattar planeter, utan också bruna dvärgar och till och med små stjärnor. Eftersom den falskt positiva frekvensen är mycket låg hos stjärnor med två eller flera planetkandidater, kan sådana detekteringar ofta valideras utan omfattande uppföljningsobservationer. Vissa kan också bekräftas genom metoden för transporttidsvariation.

Många ljuspunkter på himlen har variationer i ljusstyrka som kan framstå som transiterande planeter genom flödesmätningar. Falskt positiva i metoden för transiteringsfotometri uppstår i tre vanliga former: blandade förmörkade binära system, betande förmörkande binära system och transiteringar av stjärnor i planetstorlek. Förmörkelse av binära system producerar vanligtvis djupa förmörkelser som skiljer dem från exoplanetövergångar, eftersom planeter vanligtvis är mindre än cirka 2R J, men förmörkelser är grundare för blandade eller betande förmörkelse av binära system.

Blandade förmörkelse binära system består av en normal förmörkelse binär blandad med en tredje (vanligtvis ljusare) stjärna längs samma siktlinje, vanligtvis på ett annat avstånd. Den tredje stjärnans konstanta ljus späd ut det uppmätta förmörkelsedjupet, så ljuskurvan kan likna det för en transiterande exoplanet. I dessa fall innehåller målet oftast en stor huvudsekvens primär med en liten huvudsekvens sekundär eller en jätte stjärna med en huvudsekvens sekundär.

Betande förmörkande binära system är system där ett objekt bara knappt kommer att beta det andra. I dessa fall kommer ljuskurvens maximala transittdjup inte att vara proportionellt mot förhållandet mellan kvadraterna i radierna för de två stjärnorna, utan beror istället enbart på den lilla fraktionen av primären som blockeras av sekundären. Det lilla uppmätta flödesdoppet kan efterlikna det vid en exoplanetpassage. Några av de falskt positiva fallen i denna kategori kan lätt hittas om det förmörkande binära systemet har en cirkulär bana, där de två följeslagarna har olika massor. På grund av omloppets cykliska karaktär skulle det finnas två förmörkelsehändelser, en av de primära ockulterna av den sekundära och vice versa. Om de två stjärnorna har väsentligt olika massor, och dessa olika radier och ljusstyrkor, skulle dessa två förmörkelser ha olika djup. Denna upprepning av en grund och djup transiteringshändelse kan lätt upptäckas och därmed tillåta att systemet känns igen som ett betande förmörkande binärt system. Om de två stjärnkamraterna emellertid är ungefär samma massa, skulle dessa två förmörkelser vara oskiljbara, vilket gör det omöjligt att visa att ett betande förmörkande binärt system observeras med enbart transiteringsfotometri -mätningar.

Denna bild visar de relativa storlekarna på bruna dvärgar och stora planeter.

Slutligen finns det två typer av stjärnor som är ungefär lika stora som gasjätteplaneter, vita dvärgar och bruna dvärgar. Detta beror på att gasjätteplaneter, vita dvärgar och bruna dvärgar, alla stöds av degenererat elektrontryck. Ljuskurvan skiljer inte mellan massor eftersom den bara beror på storleken på det transiterande objektet. När det är möjligt, är radiella hastighetsmätningar som används för att verifiera att transiteras genom eller förmörka kropp är av planet massa, vilket innebär mindre än 13M J . Transit Time Variationer kan också bestämma M P . Doppler-tomografi med en känd radiell hastighetsbana kan erhålla lägsta MP och projicerad sing-orbit-inriktning.

Röda jättegrenstjärnor har ett annat problem för att upptäcka planeter runt dem: medan planeter runt dessa stjärnor är mycket mer benägna att transitera på grund av den större stjärnstorleken, är dessa transitsignaler svåra att skilja från huvudstjärnans ljusstyrka ljuskurva eftersom röda jättar har ofta pulsationer i ljusstyrka med en period på några timmar till dagar. Detta är särskilt anmärkningsvärt med subgiants . Dessutom är dessa stjärnor mycket mer lysande, och transiterande planeter blockerar en mycket mindre andel ljus som kommer från dessa stjärnor. Däremot kan planeter helt ockultera en mycket liten stjärna, till exempel en neutronstjärna eller en vit dvärg, en händelse som lätt skulle kunna upptäckas från jorden. Men på grund av de små stjärnstorlekarna är chansen att en planet anpassar sig till en sådan fantastisk rest mycket liten.

Egenskaper (massa och radie) för planeter som upptäckts med hjälp av transiteringsmetoden, jämfört med fördelningen, n (ljusgrått stapeldiagram), för minimimassor av transiterande och icke-transiterande exoplaneter. Superjorden är svarta.

Den största fördelen med transiteringsmetoden är att planetens storlek kan bestämmas utifrån ljuskurvan. I kombination med radialhastighetsmetoden (som bestämmer planetens massa) kan man bestämma planetens densitet och därmed lära sig något om planetens fysiska struktur. Planeterna som har studerats med båda metoderna är överlägset bäst karakteriserade av alla kända exoplaneter.

Transiteringsmetoden gör det också möjligt att studera atmosfären på den transiterande planeten. När planeten passerar stjärnan passerar ljus från stjärnan genom planetens övre atmosfär. Genom att noggrant studera det högupplösta stjärnspektrumet kan man upptäcka element som finns i planetens atmosfär. En planetarisk atmosfär, och en planet för den delen, kan också detekteras genom att mäta polariseringen av stjärnljuset när det passerade eller reflekteras från planetens atmosfär.

Dessutom tillåter den sekundära förmörkelsen (när planeten blockeras av sin stjärna) direkt mätning av planetens strålning och hjälper till att begränsa planetens orbital excentricitet utan att behöva närvaro av andra planeter. Om stjärnans fotometriska intensitet under sekundärförmörkelsen subtraheras från dess intensitet före eller efter, återstår bara den signal som orsakas av planeten. Det är då möjligt att mäta planetens temperatur och till och med att upptäcka möjliga tecken på molnformationer på den. I mars 2005 utförde två grupper av forskare mätningar med denna teknik med Spitzer Space Telescope . De två lagen, från Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , ledd av David Charbonneau , och Goddard Space Flight Center , ledd av LD Deming, studerade planeterna TrES-1 respektive HD 209458b . Mätningarna avslöjade planeternas temperaturer: 1 060 K (790 ° C ) för TrES-1 och cirka 1 130 K (860 ° C) för HD 209458b. Dessutom är den heta Neptunus Gliese 436 b känd för att gå in i sekundär förmörkelse. Vissa transiterande planeter kretsar dock så att de inte kommer in i sekundär förmörkelse i förhållande till jorden; HD 17156 b är över 90% sannolikt att vara en av de senare.

Historia

Ett franskt rymdorganisations uppdrag, CoRoT , började 2006 för att söka efter planetariska transiter från omloppsbana, där frånvaron av atmosfärisk scintillation möjliggör förbättrad noggrannhet. Detta uppdrag var utformat för att kunna upptäcka planeter "några gånger till flera gånger större än jorden" och utfördes "bättre än förväntat", med två exoplanetfynd (båda av typen "heta Jupiter") från början av 2008. I juni 2013 var CoRoT: s exoplanetantal 32 och flera återstår att bekräfta. Satelliten slutade oväntat överföra data i november 2012 (efter att uppdraget två gånger hade förlängts) och gick i pension i juni 2013.

I mars 2009 lanserades NASA- uppdraget Kepler för att skanna ett stort antal stjärnor i stjärnbilden Cygnus med en mätprecision som förväntas upptäcka och karakterisera planeter i jordstorlek. NASA Kepler Mission använder transiteringsmetoden för att skanna hundra tusen stjärnor efter planeter. Man hoppades att satelliten vid slutet av sitt uppdrag på 3,5 år skulle ha samlat in tillräckligt med data för att avslöja planeter som är ännu mindre än jorden. Genom att skanna hundratusen stjärnor samtidigt kunde den inte bara upptäcka planeter i jordstorlek, den kunde samla in statistik över antalet sådana planeter runt solliknande stjärnor.

Den 2 februari 2011 släppte Kepler -teamet en lista med 1 235 extrasolära planetkandidater, inklusive 54 som kan befinna sig i den beboeliga zonen . Den 5 december 2011 meddelade Kepler-teamet att de hade upptäckt 2 326 planetkandidater, varav 207 är lika stora som jorden, 680 är superjordstorlek, 1 181 är Neptunistorlek, 203 är Jupiter-storlek och 55 är större än Jupiter. Jämfört med siffrorna från februari 2011 ökade antalet planeter i jordstorlek och superjordstorlek med 200% respektive 140%. Dessutom hittades 48 planetkandidater i de bebodda zonerna hos undersökta stjärnor, vilket är en minskning från februari -siffran; detta berodde på de strängare kriterier som användes i decemberdata. I juni 2013 ökade antalet planetkandidater till 3278 och några bekräftade planeter var mindre än jorden, några till och med Mars-stora (som Kepler-62c ) och en ännu mindre än Merkurius ( Kepler-37b ).

Den Transit Exoplanet Survey Satellite lanserades i April 2018.

Reflektions- och utsläppsmoduleringar

Kortperiodiska planeter i nära banor runt sina stjärnor kommer att genomgå reflekterade ljusvariationer eftersom de, precis som månen , kommer att gå igenom faser från hel till ny och tillbaka igen. Eftersom dessa planeter dessutom får mycket stjärnljus, värmer det dem, vilket gör att termiska utsläpp kan upptäckas. Eftersom teleskop inte kan lösa planeten från stjärnan ser de bara det kombinerade ljuset och värdstjärnans ljusstyrka verkar förändras över varje bana med jämna mellanrum. Även om effekten är liten-den fotometriska precision som krävs är ungefär densamma som att upptäcka en planet i jordstorlek som transiterar över en stjärna av soltyp-så kan sådana Jupiter-stora planeter med en omloppsperiod på några dagar detekteras av rymdteleskop, t.ex. som Kepler Space Observatory . Precis som med transiteringsmetoden är det lättare att upptäcka stora planeter som kretsar nära sin föräldrastjärna än andra planeter eftersom dessa planeter fångar mer ljus från deras föräldrastjärna. När en planet har en hög albedo och ligger runt en relativt lysande stjärna är dess ljusvariationer lättare att upptäcka i synligt ljus medan mörkare planeter eller planeter runt lågtemperaturstjärnor är lättare att upptäcka med infrarött ljus med denna metod. På lång sikt kan denna metod hitta de flesta planeter som kommer att upptäckas av det uppdraget eftersom variationen i reflekterat ljus med orbitalfas till stor del är oberoende av orbitallutning och inte kräver att planeten passerar framför stjärnans skiva. Det kan fortfarande inte upptäcka planeter med cirkulära ansiktsbanor från jordens synvinkel eftersom mängden reflekterat ljus inte förändras under dess bana.

Jätteplanets fasfunktion är också en funktion av dess termiska egenskaper och atmosfär, om någon. Därför kan faskurvan begränsa andra planets egenskaper, till exempel storleksfördelningen av atmosfäriska partiklar. När en planet hittas transiterande och dess storlek är känd hjälper fasvariationskurvan att beräkna eller begränsa planetens albedo . Det är svårare med mycket heta planeter eftersom planetens glöd kan störa när man försöker beräkna albedo. I teorin kan albedo också hittas på icke-transiterande planeter när man observerar ljusvariationerna med flera våglängder. Detta gör det möjligt för forskare att hitta planetens storlek även om planeten inte passerar stjärnan.

Den första direkta upptäckten av spektrumet av synligt ljus som reflekteras från en exoplanet gjordes 2015 av ett internationellt team av astronomer. Astronomerna studerade ljus från 51 Pegasi b- den första exoplaneten som upptäcktes i en krets kring en huvudsekvensstjärna (en solliknande stjärna ), med hjälp av instrumentet High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) vid European Southern Observatory's La Silla Observatory i Chile.

Både CoRoT och Kepler har mätt det reflekterade ljuset från planeter. Dessa planeter var dock redan kända sedan de passerade sin värdstjärna. De första planeterna som upptäcktes med denna metod är Kepler-70b och Kepler-70c , som hittades av Kepler.

Relativistisk strålning

En separat ny metod för att upptäcka exoplaneter från ljusvariationer använder relativistisk strålning av det observerade flödet från stjärnan på grund av dess rörelse. Det är också känt som Doppler beaming eller Doppler boosting. Metoden föreslogs först av Abraham Loeb och Scott Gaudi 2003. När planeten drar i stjärnan med sin gravitation förändras fotonernas densitet och därmed stjärnans skenbara ljusstyrka från observatörens synvinkel. Liksom metoden radiell hastighet kan den användas för att bestämma orbital excentricitet och planetens minsta massa. Med denna metod är det lättare att upptäcka massiva planeter nära deras stjärnor eftersom dessa faktorer ökar stjärnans rörelse. Till skillnad från metoden för radiell hastighet kräver den inte ett exakt spektrum av en stjärna och kan därför lättare användas för att hitta planeter runt snabbt roterande stjärnor och mer avlägsna stjärnor.

En av de största nackdelarna med denna metod är att ljusvariationseffekten är mycket liten. En joviansk massplanet som kretsar 0,025 AU från en solliknande stjärna är knappt detekterbar även när banan är kantad. Detta är inte en idealisk metod för att upptäcka nya planeter, eftersom mängden emitterat och reflekterat stjärnljus från planeten vanligtvis är mycket större än ljusvariationer på grund av relativistisk strålning. Den här metoden är dock fortfarande användbar, eftersom den möjliggör mätning av planetens massa utan att det behövs insamling av uppföljande data från radiella hastighetsobservationer.

Den första upptäckten av en planet med denna metod ( Kepler-76b ) tillkännagavs 2013.

Ellipsoidala variationer

Massiva planeter kan orsaka små tidvattenförvrängningar hos sina värdstjärnor. När en stjärna har en något ellipsoid form, varierar dess skenbara ljusstyrka, beroende på om den stjärtformade delen av stjärnan vetter mot observatörens synvinkel. Precis som med den relativistiska strålningsmetoden hjälper den till att bestämma planetens minsta massa, och dess känslighet beror på planetens banhöjning. Omfattningen av effekten på en stjärnas skenbara ljusstyrka kan vara mycket större än med den relativistiska strålningsmetoden, men ljusförändringscykeln är dubbelt så snabb. Dessutom snedvrider planeten formen på stjärnan mer om den har en låg halv-stor axel till stjärnradieförhållande och stjärnans densitet är låg. Detta gör denna metod lämplig för att hitta planeter runt stjärnor som har lämnat huvudsekvensen.

Pulsar timing

Konstnärens intryck av pulsar PSR 1257+12 : s planetsystem

En pulsar är en neutronstjärna: den lilla, ultradensa resten av en stjärna som exploderat som en supernova . Pulsarer avger radiovågor extremt regelbundet när de roterar. Eftersom en egen pulsars rotation är så regelbunden kan små avvikelser i tidpunkten för dess observerade radiopulser användas för att spåra pulsarens rörelse. Precis som en vanlig stjärna kommer en pulsar att röra sig i sin egen lilla bana om den har en planet. Beräkningar baserade på pulstimingobservationer kan sedan avslöja parametrarna för denna bana.

Denna metod var inte ursprungligen utformad för att upptäcka planeter, men är så känslig att den kan upptäcka planeter som är mycket mindre än någon annan metod kan, ner till mindre än en tiondel av jordens massa. Den kan också upptäcka ömsesidiga gravitationstörningar mellan de olika medlemmarna i ett planetsystem och därigenom avslöja ytterligare information om dessa planeter och deras orbitalparametrar. Dessutom kan den enkelt upptäcka planeter som är relativt långt borta från pulsaren.

Det finns två huvudsakliga nackdelar med pulsartidsmetoden: pulsarer är relativt sällsynta och särskilda omständigheter krävs för att en planet ska bildas runt en pulsar. Därför är det osannolikt att ett stort antal planeter kommer att hittas på detta sätt. Dessutom skulle livet sannolikt inte överleva på planeter som kretsar runt pulsarer på grund av den höga intensiteten av omgivande strålning.

År 1992 använde Aleksander Wolszczan och Dale Frail denna metod för att upptäcka planeter runt pulsaren PSR 1257+12 . Deras upptäckt bekräftades snabbt, vilket gjorde det till den första bekräftelsen av planeter utanför solsystemet .

Variabel stjärntiming

Liksom pulsarer är vissa andra typer av pulserande variabla stjärnor tillräckligt regelbundna för att radiell hastighet skulle kunna bestämmas rent fotometriskt utifrån Doppler -skiftet i pulsationsfrekvensen, utan att behöva spektroskopi . Denna metod är inte lika känslig som pulsartidsvariationsmetoden, på grund av att den periodiska aktiviteten är längre och mindre regelbunden. Lätt att upptäcka planeter runt en variabel stjärna beror på stjärnans pulsationsperiod, pulsationernas regelbundenhet, planetens massa och dess avstånd från värdstjärnan.

Den första framgången med denna metod kom 2007, då V391 Pegasi b upptäcktes runt en pulserande dvärgstjärna.

Transittidning

Animation som visar skillnad mellan planettransit-tidpunkt för 1-planet och 2-planets system. Upphovsman: NASA/Kepler Mission.
Den Kepler Mission , A NASA uppdrag som kan upptäcka exoplaneter

Transiteringstidsvariationsmetoden överväger om transiteringar sker med strikt periodicitet eller om det finns en variation. När flera transiterande planeter detekteras kan de ofta bekräftas med metoden för transporttidsvariation. Detta är användbart i planetsystem långt från solen, där metoder för radiell hastighet inte kan upptäcka dem på grund av det låga signal-brus-förhållandet. Om en planet har detekterats med transiteringsmetoden, ger variationer i tidpunkten för transiteringen en extremt känslig metod för att detektera ytterligare icke-transiterande planeter i systemet med massor som är jämförbara med jordens. Det är lättare att upptäcka variationer i transit-timing om planeter har relativt nära banor, och när minst en av planeterna är mer massiv, vilket gör att orbitalperioden för en mindre massiv planet blir mer störd.

Den största nackdelen med metoden för transporttiming är att man vanligtvis inte kan lära sig mycket om planeten själv. Transittidningsvariation kan hjälpa till att bestämma den maximala massan på en planet. I de flesta fall kan det bekräfta om ett föremål har en planetmassa, men det sätter inga snäva begränsningar på dess massa. Det finns dock undantag, eftersom planeter i Kepler-36 och Kepler-88- systemen kretsar tillräckligt nära för att exakt bestämma deras massa.

Den första signifikanta upptäckten av en icke-transiterande planet med TTV utfördes med NASA: s Kepler- rymdfarkoster. Den transiterande planeten Kepler-19b visar TTV med en amplitud på fem minuter och en period på cirka 300 dagar, vilket indikerar närvaron av en andra planet, Kepler-19c , som har en period som är en nästan rationell multipel av perioden för transiterande planet.

cirkumbinära planeter orsakas variationer av transittid främst av stjärnornas omloppsrörelse, i stället för gravitationella störningar av andra planeter. Dessa variationer gör det svårare att upptäcka dessa planeter genom automatiserade metoder. Det gör dock dessa planeter enkla att bekräfta när de väl upptäcks.

Transittidvariation

"Varaktighetsvariation" avser förändringar i hur lång tid transiteringen tar. Varaktighetsvariationer kan orsakas av en exomoon , apsidal precession för excentriska planeter på grund av en annan planet i samma system, eller allmän relativitet .

När en cirkumbinär planet hittas genom transiteringsmetoden kan den enkelt bekräftas med metoden för transitlängdsvariation. I nära binära system förändrar stjärnorna avsevärt rörelsen hos följeslagaren, vilket innebär att alla transiterande planeter har en betydande variation i transittiden. Den första bekräftelsen kom från Kepler-16b .

Eclipsing binär minima timing

När ett binärt stjärnsystem är inriktat så att - från jordens synvinkel - passerar stjärnorna framför varandra i sina banor, kallas systemet för ett "förmörkande binärt" stjärnsystem. Tiden för minsta ljus, när stjärnan med den ljusare ytan åtminstone delvis skyms av den andra stjärnans skiva, kallas den primära förmörkelsen , och ungefär en halv omlopp senare inträffar den sekundära förmörkelsen när den ljusare ytan stjärna skymmer någon del av den andra stjärnan. Dessa tider med minimalt ljus eller centrala förmörkelser utgör en tidsstämpel på systemet, ungefär som pulserna från en pulsar (förutom att de snarare än en blixt är ett dopp i ljusstyrka). Om det finns en planet i en cirkumbinär bana runt de binära stjärnorna, kommer stjärnorna att förskjutas runt en binär-planetens masscentrum . När stjärnorna i binären förskjuts fram och tillbaka av planeten, kommer förmörkelsens minima att variera. Perioden för denna förskjutning kan vara det mest pålitliga sättet att upptäcka extrasolära planeter runt nära binära system. Med denna metod är planeter lättare att upptäcka om de är mer massiva, kretsar relativt nära systemet och om stjärnorna har låg massa.

Förmörkelsestidningsmetoden tillåter detektering av planeter längre bort från värdstjärnan än transiteringsmetoden. Signaler kring katastrofala variabla stjärnor som antyder planeter tenderar dock att matcha med instabila banor. 2011 blev Kepler-16b den första planeten som definitivt kännetecknades genom förmörkelse av binära timingvariationer.

Gravitationsmikrolinsering

Gravitationsmikrolinsering

Gravitationsmikrolensering sker när gravitationens fält hos en stjärna fungerar som en lins och förstorar ljuset från en avlägsen bakgrundsstjärna. Denna effekt uppstår endast när de två stjärnorna är nästan exakt inriktade. Linshändelser är korta, varar i veckor eller dagar, eftersom de två stjärnorna och jorden rör sig i förhållande till varandra. Mer än tusen sådana händelser har observerats under de senaste tio åren.

Om linsstjärnan i förgrunden har en planet, kan den planetens eget gravitationsfält ge ett detekterbart bidrag till linseffekten. Eftersom det kräver en mycket osannolik inriktning måste ett mycket stort antal avlägsna stjärnor kontinuerligt övervakas för att detektera planetmikrolinseringsbidrag till en rimlig takt. Denna metod är mest fruktbar för planeter mellan jorden och galaxens centrum, eftersom det galaktiska centrumet ger ett stort antal bakgrundsstjärnor.

1991 föreslog astronomerna Shude Mao och Bohdan Paczyński att använda gravitationell mikrolinsering för att leta efter binära följeslagare till stjärnor, och deras förslag förfinades av Andy Gould och Abraham Loeb 1992 som en metod för att upptäcka exoplaneter. Framgångar med metoden går tillbaka till 2002, då en grupp polska astronomer ( Andrzej Udalski , Marcin Kubiak och Michał Szymański från Warszawa och Bohdan Paczyński ) under projekt OGLE ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) utvecklade en användbar teknik. Under en månad hittade de flera möjliga planeter, även om begränsningar i observationerna förhindrade tydlig bekräftelse. Sedan dess har flera bekräftade extrasolära planeter detekterats med hjälp av mikrolinsering. Detta var den första metoden som kunde upptäcka planeter med jordliknande massa runt vanliga stjärnor i huvudsekvensen .

Till skillnad från de flesta andra metoder, som har detektionsfördomar mot planeter med små (eller för upplösta avbildning, stora) banor, är mikrolinseringsmetoden mest känslig för att upptäcka planeter runt 1-10 astronomiska enheter från solliknande stjärnor.

En anmärkningsvärd nackdel med metoden är att linsen inte kan upprepas, eftersom chansuppriktningen aldrig uppstår igen. De upptäckta planeterna tenderar också att vara flera kiloparsek bort, så uppföljningsobservationer med andra metoder är vanligtvis omöjliga. Dessutom är den enda fysiska egenskapen som kan bestämmas genom mikrolinsering planetens massa, inom lösa begränsningar. Orbitalegenskaper tenderar också att vara oklara, eftersom den enda orbitala egenskapen som direkt kan bestämmas är dess nuvarande halvstora axel från moderstjärnan, vilket kan vara vilseledande om planeten följer en excentrisk bana. När planeten är långt ifrån sin stjärna, tillbringar den bara en liten del av sin bana i ett tillstånd där den är detekterbar med denna metod, så planetens omloppstid kan inte lätt bestämmas. Det är också lättare att upptäcka planeter runt lågmassestjärnor, eftersom gravitationsmikrolenseringseffekten ökar med planet-till-stjärnas massförhållande.

De främsta fördelarna med gravitationsmikrolinseringsmetoden är att den kan upptäcka planeter med låg massa (i princip ner till Marsmassa med framtida rymdprojekt som WFIRST ); den kan upptäcka planeter i breda banor som är jämförbara med Saturnus och Uranus, som har orbitalperioder för långa för radiell hastighet eller transiteringsmetoder; och den kan upptäcka planeter runt mycket avlägsna stjärnor. När tillräckligt med bakgrundsstjärnor kan observeras med tillräckligt noggrannhet, bör metoden så småningom avslöja hur vanliga jordliknande planeter är i galaxen.

Observationer utförs vanligtvis med hjälp av nätverk av robotteleskop . Förutom det Europeiska forskningsrådet -finansierade OGLE arbetar gruppen Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) för att förbättra detta tillvägagångssätt.

PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet -projektet är ännu mer ambitiöst. Det tillåter nästan kontinuerlig täckning dygnet runt av ett världsomspännande teleskopnätverk, vilket ger möjlighet att hämta mikrolinseringsbidrag från planeter med så låg massa som jordens. Denna strategi var framgångsrik för att upptäcka den första lågmassaplaneten på en bred bana, betecknad OGLE-2005-BLG-390Lb .

Direkt avbildning

Direktbild av exoplaneter runt stjärnan HR8799 med hjälp av en Vortex -koronagraf på en 1,5 m del av Hale -teleskopet
ESO -bild av en planet nära Beta Pictoris

Planeter är extremt svaga ljuskällor jämfört med stjärnor, och det lilla ljuset som kommer från dem tenderar att gå vilse i bländningen från deras föräldrastjärna. Så i allmänhet är det mycket svårt att upptäcka och lösa dem direkt från deras värdstjärna. Planeter som kretsar tillräckligt långt från stjärnor för att lösas reflekterar mycket lite stjärnljus, så planeter detekteras genom deras termiska utsläpp istället. Det är lättare att få bilder när stjärnsystemet är relativt nära solen, och när planeten är särskilt stor (betydligt större än Jupiter ), mycket åtskild från sin moderstjärna och varm så att den avger intensiv infraröd strålning; bilder har sedan gjorts i infrarött, där planeten är ljusare än den är vid synliga våglängder. Coronagraphs används för att blockera ljus från stjärnan och samtidigt lämna planeten synlig. Direkt avbildning av en jordliknande exoplanet kräver extrem optotermisk stabilitet . Under planetens bildningsfas kan stjärn-planet-kontrasten vara ännu bättre i H-alfa än i infrarött-en H-alfa-undersökning pågår för närvarande.

ExTrA -teleskopen vid La Silla observerar vid infraröda våglängder och lägger till spektral information till de vanliga fotometriska mätningarna.

Direkt avbildning kan bara ge lösa begränsningar av planetens massa, som härrör från stjärnans ålder och planetens temperatur. Massan kan variera avsevärt, eftersom planeter kan bildas flera miljoner år efter att stjärnan har bildats. Ju svalare planeten är, desto mindre behöver planetens massa vara. I vissa fall är det möjligt att ge rimliga begränsningar för en planets radie baserat på planetens temperatur, dess skenbara ljusstyrka och dess avstånd från jorden. De spektra som släpps ut från planeter behöver inte separeras från stjärnan, vilket underlättar bestämningen av planternas kemiska sammansättning.

Ibland behövs observationer vid flera våglängder för att utesluta att planeten är en brun dvärg . Direkt avbildning kan användas för att exakt mäta planetens bana runt stjärnan. Till skillnad från de flesta andra metoder fungerar direktavbildning bättre med planeter med omloppsbana snarare än kant-på-banor, eftersom en planet i en omloppsbana kan observeras under hela planetens bana, medan planeter med kant-på-banor banor är lättast att observera under sin period med största skenbara separation från moderstjärnan.

Planeterna som upptäcks genom direkt avbildning faller för närvarande i två kategorier. För det första finns planeter runt stjärnor som är mer massiva än solen som är tillräckligt unga för att ha protoplanetära skivor. Den andra kategorin består av möjliga subbruna dvärgar som finns runt mycket svaga stjärnor, eller bruna dvärgar som är minst 100 AU från sina föräldrastjärnor.

Planetmassa objekt som inte är gravitationellt bundna till en stjärna återfinns också genom direkt avbildning.

Tidiga upptäckter

Det stora centrala objektet är stjärnan CVSO 30 ; den lilla pricken uppåt och till vänster är exoplaneten CVSO 30c. Denna bild gjordes med hjälp av astrometridata från VLT : s NACO- och SINFONI -instrument.

År 2004 använde en grupp astronomer European Southern Observatory : s Very Large Telescope array i Chile för att ta fram en bild av 2M1207b , en följeslagare till den bruna dvärgen 2M1207. Året därpå bekräftades följeslagarens planetstatus. Planeten uppskattas vara flera gånger mer massiv än Jupiter och ha en omloppsradie större än 40 AU.

I september 2008 avbildades ett objekt vid en separation av 330 AU från stjärnan 1RXS J160929.1−210524 , men det var inte förrän 2010 som det bekräftades vara en följeslagare till stjärnan och inte bara en slumpmässig uppriktning.

Det första multiplanetsystemet, som tillkännagavs den 13 november 2008, avbildades 2007, med hjälp av teleskop vid både Keck -observatoriet och Gemini -observatoriet . Tre planeter observerades direkt runt HR 8799 , vars massa är ungefär tio, tio och sju gånger Jupiters . Samma dag, 13 november 2008 meddelades det att rymdteleskopet Hubble direkt observerade en exoplanet som kretsar kring Fomalhaut , med en massa mer än 3  M J . Båda systemen omges av skivor som inte är olik Kuiper -bältet .

År 2009 tillkännagavs att analys av bilder från 2003 avslöjade en planet som kretsar kring Beta Pictoris .

2012 tillkännagavs att en " Super-Jupiter " -planet med en massa på cirka 12,8  M J som kretsar kring Kappa Andromedae direkt avbildades med Subaru-teleskopet på Hawaii. Den kretsar kring sin moderstjärna på ett avstånd av cirka 55 AU, eller nästan dubbelt så långt som Neptuns avstånd från solen.

Ytterligare ett system, GJ 758 , avbildades i november 2009 av ett team som använde HiCIAO -instrumentet i Subaru -teleskopet , men det var en brun dvärg.

Andra möjliga exoplaneter som direkt har avbildats inkluderar GQ Lupi b , AB Pictoris b och SCR 1845 b . I mars 2006 har ingen bekräftats som planeter; istället kan de själva vara små bruna dvärgar .

Bildinstrument

ESO VLT -bild av exoplanet HD 95086 b

Några projekt för att utrusta teleskop med planeter som kan hantera planet inkluderar de markbaserade teleskopen Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) instrument, Palomar Project 1640 och rymdteleskopet WFIRST . Den nya världar Mission föreslår en stor occulter i rymden för att blockera ljuset av närliggande stjärnor för att observera deras kretsar planeter. Detta kan användas med befintliga, redan planerade eller nya, specialbyggda teleskop.

Under 2010 visade ett team från NASA: s Jet Propulsion Laboratory att en virvelkoronagraf kunde göra det möjligt för små scopes att direkt avbilda planeter. De gjorde detta genom att avbilda de tidigare avbildade HR 8799- planeterna, med bara en 1,5 meter bred del av Hale-teleskopet .

Ett annat lovande tillvägagångssätt är att nollställa interferometri .

Det har också föreslagits att rymdteleskop som fokuserar ljus med hjälp av zonplattor istället för speglar skulle ge avbildning med högre kontrast och vara billigare att skjuta ut i rymden på grund av att man kan fälla ihop den lätta foliezonplattan.

Polarimetri

Ljus som avges av en stjärna är opolariserat, dvs ljusvågens oscillationsriktning är slumpmässig. Men när ljuset reflekteras från atmosfären på en planet interagerar ljusvågorna med molekylerna i atmosfären och blir polariserade.

Genom att analysera polarisationen i det kombinerade ljuset på planeten och stjärnan (ungefär en del i en miljon) kan dessa mätningar i princip göras med mycket hög känslighet, eftersom polarimetri inte begränsas av stabiliteten i jordens atmosfär. En annan stor fördel är att polarimetri möjliggör bestämning av sammansättningen av planetens atmosfär. Den största nackdelen är att den inte kommer att kunna upptäcka planeter utan atmosfär. Större planeter och planeter med högre albedo är lättare att upptäcka genom polarimetri, eftersom de reflekterar mer ljus.

Astronomiska enheter som används för polarimetri, kallade polarimetrar, kan detektera polariserat ljus och avvisa opolariserade strålar. Grupper som ZIMPOL/CHEOPS och PlanetPol använder för närvarande polarimetrar för att söka efter extrasolära planeter. Den första framgångsrika upptäckten av en extrasolär planet med denna metod kom 2008, då HD 189733 b , en planet som upptäcktes tre år tidigare, detekterades med hjälp av polarimetri. Inga nya planeter har dock ännu upptäckts med denna metod.

Astrometri

I detta diagram kretsar en planet (mindre objekt) om en stjärna, som själv rör sig i en liten bana. Systemets masscentrum visas med ett rött plustecken. (I det här fallet ligger det alltid inom stjärnan.)

Denna metod består i att exakt mäta en stjärnas position på himlen och observera hur den positionen förändras över tiden. Ursprungligen gjordes detta visuellt, med handskrivna poster. I slutet av 1800 -talet använde denna metod fotografiska plattor, vilket förbättrade mätarnas noggrannhet och skapade ett dataarkiv. Om en stjärna har en planet, kommer planetens gravitationella inflytande att få stjärnan att själv röra sig i en liten cirkulär eller elliptisk bana. Stjärnan och planeten kretsar var och en runt deras gemensamma masscentrum ( barycenter ), vilket förklaras av lösningar på tvåkroppsproblemet . Eftersom stjärnan är mycket mer massiv blir dess omlopp mycket mindre. Ofta kommer det inbördes masscentrum att ligga inom radien för den större kroppen. Följaktligen är det lättare att hitta planeter runt lågmassestjärnor, särskilt bruna dvärgar.

Rörelse av solsystemets masscentrum (barycenter) i förhållande till solen

Astrometri är den äldsta sökmetoden för extrasolära planeter och var ursprungligen populär på grund av dess framgångar med att karakterisera astrometriska binära stjärnsystem . Det går åtminstone tillbaka till uttalanden från William Herschel i slutet av 1700 -talet. Han hävdade att en osynlig följeslagare påverkade positionen för stjärnan han katalogiserade som 70 Ophiuchi . Den första kända formella astrometriska beräkningen för en extrasolär planet gjordes av William Stephen Jacob 1855 för denna stjärna. Liknande beräkningar upprepades av andra i ytterligare ett halvt sekel tills de slutligen motbevisades i början av 1900-talet. Under två århundraden sprang påståenden om upptäckten av osynliga följeslagare i omloppsbana runt närliggande stjärnsystem som alla enligt uppgift hittades med denna metod, som kulminerade i det framstående meddelandet från 1996, om flera planeter som kretsar kring den närliggande stjärnan Lalande 21185 av George Gatewood . Inget av dessa påståenden överlevde granskning av andra astronomer, och tekniken förföll. Tyvärr är förändringar i stjärnläge så små-och atmosfäriska och systematiska snedvridningar så stora-att inte ens de bästa markbaserade teleskopen inte kan producera tillräckligt noggranna mätningar. Alla påståenden från en planetkamrat med mindre än 0,1 solmassa, som planetens massa, som framfördes före 1996 med denna metod är sannolikt falska. År 2002 lyckades Hubble -rymdteleskopet använda astrometri för att karakterisera en tidigare upptäckt planet runt stjärnan Gliese 876 .

Det rymdbaserade observatoriet Gaia , som lanserades 2013, förväntas hitta tusentals planeter via astrometri, men före lanseringen av Gaia hade ingen planet upptäckt av astrometri bekräftats.

SIM PlanetQuest var ett amerikanskt projekt (avbrutet 2010) som skulle ha haft liknande exoplanetfunktioner som Gaia .

En potentiell fördel med den astrometriska metoden är att den är mest känslig för planeter med stora banor. Detta gör det komplementärt till andra metoder som är mest känsliga för planeter med små banor. Men mycket långa observationstider kommer att krävas - år och möjligen årtionden, eftersom planeter som är tillräckligt långt från deras stjärna för att möjliggöra upptäckt via astrometri också tar lång tid att slutföra en bana.

Planeter som kretsar runt en av stjärnorna i binära system är lättare att upptäcka, eftersom de orsakar störningar i stjärnornas banor själva. Men med denna metod behövs uppföljningsobservationer för att avgöra vilken stjärna planeten kretsar runt.

År 2009 tillkännagavs upptäckten av VB 10b genom astrometri. Denna planet objekt, som kretsar kring låga massa röd dvärg stjärna VB 10 , rapporterades ha en massa sju gånger av Jupiter . Om det bekräftas skulle detta vara den första exoplaneten som astrometri upptäckte, av de många som har hävdats genom åren. Men nyligen genomförda oberoende studier av radiell hastighet utesluter förekomsten av den påstådda planeten.

År 2010 mättes sex binära stjärnor astrometriskt. Ett av stjärnsystemen, kallad HD 176051 , befanns med "stort förtroende" ha en planet.

År 2018 kunde en studie som jämförde observationer från Gaia -rymdfarkosten med Hipparcos -data för Beta Pictoris -systemet mäta massan av Beta Pictoris b, vilket begränsade den till11 ± 2 Jupitermassor. Detta stämmer väl överens med tidigare massuppskattningar av ungefär 13 Jupitermassor.

Kombinationen av radiell hastighet och astrometri hade använts för att upptäcka och karakterisera några korta tidsplaneter, även om inga kalla Jupiter hade detekterats på liknande sätt tidigare. År 2019 kompletterades data från Gaia-rymdfarkosten och dess föregångare Hipparcos med HARPS- data som möjliggjorde en bättre beskrivning av ε Indi Ab som den närmaste Jupiter-liknande exoplaneten med en massa av 3 Jupiters på en lätt excentrisk bana med en orbitalperiod på 45 år .

Röntgenförmörkelse

I september 2020 tillkännagavs upptäckten av en kandidatplanet som kretsar kring den högmassiga röntgen binära M51-ULS-1 i Whirlpool Galaxy . Planeten detekterades genom förmörkelser av röntgenkälla, som består av en stjärn kvarleva (antingen en neutronstjärna eller ett svart hål ) och en massiv stjärna, sannolikt en av B-typ superjätte . Detta är den enda metoden som kan upptäcka en planet i en annan galax.

Skivkinematik

Planeter kan detekteras av de luckor de producerar i protoplanetära skivor .

Andra möjliga metoder

Flare och variabilitet ekodetektering

Icke-periodiska variabilitetshändelser, till exempel bloss, kan ge extremt svaga ekon i ljuskurvan om de reflekterar från en exoplanet eller annat spridningsmedium i stjärnsystemet. Mer nyligen, motiverat av framsteg inom instrumentering och signalbehandlingsteknologi, förutspås ekon från exoplaneter kunna återvinnas från fotometriska och spektroskopiska mätningar med hög kadens av aktiva stjärnsystem, såsom M-dvärgar. Dessa ekon är teoretiskt observerbara i alla banor.

Transitavbildning

En optisk/infraröd interferometer -uppsättning samlar inte lika mycket ljus som ett enda teleskop med motsvarande storlek, men har upplösningen för ett enda teleskop i storleken på matrisen. För ljusa stjärnor kan denna upplösningskraft användas för att avbilda en stjärnas yta under en transithändelse och se planetens skugga passera. Detta kan ge en direkt mätning av planetens vinkelradie och, via parallax , dess faktiska radie. Detta är mer exakt än radieuppskattningar baserade på transitfotometri , som är beroende av uppskattningar av stjärnradier som är beroende av modeller av stjärnegenskaper. Bildbehandling ger också en mer exakt bestämning av lutningen än fotometri gör.

Magnetosfäriska radioutsläpp

Radioutsläpp från magnetosfärer kan detekteras med framtida radioteleskop. Detta kan möjliggöra bestämning av rotationshastigheten för en planet, vilket är svårt att upptäcka annars.

Auroral radioutsläpp

Auroral radioutsläpp från jätteplaneter med plasmakällor , som Jupiters vulkaniska måne Io , kunde detekteras med radioteleskop som LOFAR .

Optisk interferometri

I mars 2019 meddelade ESO -astronomer , som använder GRAVITY -instrumentet på deras Very Large Telescope Interferometer (VLTI), den första direktdetekteringen av en exoplanet , HR 8799 e , med optisk interferometri .

Modifierad interferometri

Genom att titta på ett interferograms vredor med hjälp av en Fourier-Transform-Spectrometer kunde ökad känslighet erhållas för att detektera svaga signaler från jordliknande planeter.

Upptäckt av extrasolära asteroider och skräpskivor

Cirkumstellära skivor

En konstnärs uppfattning om två Pluto -stora dvärgplaneter i en kollision runt Vega

Diskar med rymddamm ( skräpskivor ) omger många stjärnor. Dammet kan detekteras eftersom det absorberar vanligt stjärnljus och avger det igen som infraröd strålning. Även om dammpartiklarna har en total massa som är mindre än jordens, kan de fortfarande ha en tillräckligt stor total yta att de överstrålar sin föräldrastjärna i infraröda våglängder.

Den rymdteleskopet Hubble kan observera stoftskivor med NICMOS (Near Infrared Camera och Multi-Object Spectrometer) instrument. Ännu bättre bilder har nu tagits av dess systerinstrument, Spitzer Space Telescope , och av European Space Agency 's Herschel Space Observatory , som kan se långt djupare in i infraröda våglängder än Hubble kan. Dammskivor har nu hittats runt mer än 15% av närliggande solliknande stjärnor.

Dammet tros genereras av kollisioner mellan kometer och asteroider. Strålningstrycket från stjärnan kommer att driva dammpartiklarna bort i interstellära rymden under en relativt kort tidsperiod. Därför indikerar upptäckten av damm kontinuerlig påfyllning av nya kollisioner och ger starka indirekta bevis på förekomsten av små kroppar som kometer och asteroider som kretsar kring moderstjärnan. Till exempel indikerar dammskivan runt stjärnan Tau Ceti att den stjärnan har en population av föremål som är analoga med vårt eget solsystems Kuiperbälte , men minst tio gånger tjockare.

Mer spekulativt tyder funktioner på dammskivor ibland på närvaron av planeter i full storlek. Vissa skivor har ett centralt hålrum, vilket betyder att de verkligen är ringformade. Det centrala hålrummet kan orsakas av att en planet "rensar ut" dammet i dess bana. Andra skivor innehåller klumpar som kan orsakas av en planets tyngdkraft. Båda dessa funktioner finns i dammskivan runt Epsilon Eridani , som antyder närvaron av en planet med en orbitalradie på cirka 40 AU (förutom den inre planeten som detekteras genom radialhastighetsmetoden). Dessa typer av planet-disk-interaktioner kan modelleras numeriskt med hjälp av kollisionstjänster .

Förorening av stjärnatmosfärer

Spektralanalys av vita dvärgar ' atmosfärer finner ofta kontaminering av tyngre element såsom magnesium och kalcium . Dessa element kan inte härröra från stjärnornas kärna, och det är troligt att kontaminationen kommer från asteroider som kom för nära (inom Roche -gränsen ) till dessa stjärnor genom gravitationell interaktion med större planeter och revs sönder av stjärnans tidvattenkrafter. Upp till 50% av unga vita dvärgar kan vara förorenade på detta sätt.

Dessutom kan det damm som är ansvarigt för atmosfäriska föroreningar detekteras av infraröd strålning om det finns i tillräcklig mängd, liknande detektering av skräpskivor runt huvudsekvensstjärnor. Data från Spitzer-rymdteleskopet tyder på att 1-3% av vita dvärgar har detekterbart cirkumstellärt damm.

År 2015 upptäcktes mindre planeter som passerade den vita dvärgen WD 1145+017 . Detta material kretsar med en period på cirka 4,5 timmar, och formerna på transiteringsljuskurvorna tyder på att de större kropparna sönderfaller, vilket bidrar till kontaminationen i den vita dvärgens atmosfär.

Rymdteleskop

De flesta bekräftade extrasolära planeterna har hittats med hjälp av rymdbaserade teleskop (från och med 2015/2015). Många av detektionsmetoderna kan fungera mer effektivt med rymdbaserade teleskop som undviker atmosfäriskt dis och turbulens. COROT (2007-2012) och Kepler var rymduppdrag för att leta efter extrasolära planeter med transiteringar. COROT upptäckte cirka 30 nya exoplaneter. Kepler (2009-2013) och K2 (2013-) har upptäckt över 2000 verifierade exoplaneter. Hubble rymdteleskop och de flesta har också hittat eller bekräftat några planeter. Det infraröda rymdteleskopet Spitzer har använts för att detektera transiteringar av extrasolära planeter, liksom ockultationer av planeterna av deras värdstjärna och faskurvor .

Den Gaia uppdrag , som lanserades i december 2013, kommer att använda astrometry att bestämma sanna massorna 1000 närliggande exoplaneter. TESS , som lanserades 2018, CHEOPS lanserades 2019 och PLATO 2026 kommer att använda transiteringsmetoden.

Primär och sekundär detektion

Metod Primär Sekundär
Genomresa Primärförmörkelse. Planeten passerar framför stjärnan. Sekundär förmörkelse. Stjärnan passerar framför planeten.
Radiell hastighet Stjärnans radiella hastighet Planets radiella hastighet. Detta har gjorts för Tau Boötis b .
Astrometri Astrometri av stjärnan. Stjärnans position rör sig mer för stora planeter med stora banor. Astrometri av planeten. Färgdifferentiell astrometri. Planetens position rör sig snabbare för planeter med små banor. Teoretisk metod - har föreslagits för användning för rymdfarkosten SPICA .

Verifierings- och förfalskningsmetoder

  • Verifiering med mångfald
  • Transit färgsignatur
  • Doppler tomografi
  • Dynamisk stabilitetstestning
  • Skillnad mellan planeter och stjärnaktivitet
  • Transitförskjutning

Karakteriseringsmetoder

Se även

Referenser

externa länkar