Dış gezegenleri tespit etme yöntemleri - Methods of detecting exoplanets

Tespit yöntemini gösteren renklerle birlikte, 2020'ye kadar yıllık güneş dışı gezegen keşiflerinin sayısı:
  Taşıma
  Zamanlama

Herhangi bir gezegen , ana yıldızına kıyasla son derece zayıf bir ışık kaynağıdır . Örneğin , Güneş gibi bir yıldız , yörüngesindeki herhangi bir gezegenden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Böyle zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin içsel zorluğuna ek olarak, ana yıldızdan gelen ışık, onu yıkayan bir parlamaya neden olur. Bu nedenlerle, Nisan 2014 itibariyle rapor edilen ötegezegenlerin çok azı doğrudan gözlemlendi ve daha da azı ev sahibi yıldızdan çözümlendi.

Bunun yerine, gökbilimciler genellikle güneş dışı gezegenleri tespit etmek için dolaylı yöntemlere başvurmak zorunda kaldılar. 2016 itibariyle, birkaç farklı dolaylı yöntem başarı sağlamıştır.

Yerleşik algılama yöntemleri

Aşağıdaki yöntemler, en az bir kez yeni bir gezegen keşfetmek veya daha önce keşfedilmiş bir gezegeni tespit etmek için başarılı olduğunu kanıtlamıştır:

Radyal hız

18 Delphini b'nin radyal hız grafiği .

Gezegeni olan bir yıldız, gezegenin yerçekimine tepki olarak kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Bu, yıldızın Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızında değişikliklere yol açar, yani varyasyonlar , yıldızın Dünya'ya göre radyal hızındadır . Radyal hız , Doppler etkisi nedeniyle ana yıldızın tayf çizgilerindeki yer değiştirmeden çıkarılabilir . Radyal hız yöntemi, ikili kütle fonksiyonunu kullanarak gezegenin varlığını doğrulamak için bu varyasyonları ölçer .

Yıldızın sistemin kütle merkezi etrafındaki hızı , gezegeninkinden çok daha küçüktür, çünkü kütle merkezi etrafındaki yörüngesinin yarıçapı çok küçüktür. (Örneğin, Güneş Jüpiter nedeniyle yaklaşık 13 m/s, Dünya nedeniyle ise yalnızca 9 cm/s hareket eder). Bununla birlikte, Şili'deki La Silla Gözlemevi'ndeki ESO 3.6 metrelik teleskobundaki HARPS ( Yüksek Doğruluklu Radyal Hız Gezegen Arayıcı ) spektrometresi veya HIRES gibi modern spektrometreler ile 3 m/s'ye kadar veya hatta biraz daha az hız değişimleri tespit edilebilir. Keck teleskoplarındaki spektrometre . Radyal hızı ölçmek için özellikle basit ve ucuz bir yöntem "harici olarak dağılmış interferometri"dir.

2012 yılına kadar, radyal hız yöntemi ( Doppler spektroskopisi olarak da bilinir ), gezegen avcıları tarafından kullanılan açık ara en verimli teknikti. (2012'den sonra, Kepler uzay aracının geçiş yöntemi sayıca onu geçti.) Radyal hız sinyali mesafeden bağımsızdır, ancak yüksek kesinlik elde etmek için yüksek sinyal-gürültü oranı spektrumları gerektirir ve bu nedenle genellikle yalnızca nispeten yakın yıldızlar için kullanılır. , daha düşük kütleli gezegenleri bulmak için Dünya'dan yaklaşık 160 ışıkyılı uzaklıkta. Tek bir teleskopla aynı anda birçok hedef yıldızı aynı anda gözlemlemek de mümkün değildir. Jovian kütlesindeki gezegenler, birkaç bin ışıkyılı uzaklıktaki yıldızların çevresinde tespit edilebilir . Bu yöntem, yıldızlara yakın devasa gezegenleri kolayca bulur. Modern tayfölçerler , ana yıldızdan 10 astronomik birim uzakta dönen Jüpiter kütleli gezegenleri de kolayca tespit edebilir , ancak bu gezegenlerin tespiti uzun yıllar gözlem gerektirir. Dünya kütleli gezegenler şu anda yalnızca düşük kütleli yıldızların etrafındaki çok küçük yörüngelerde tespit edilebiliyor, örneğin Proxima b .

Düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek iki nedenden dolayı daha kolaydır: Birincisi, bu yıldızlar gezegenlerden gelen yerçekimi çekiminden daha fazla etkilenir. İkinci neden, düşük kütleli ana dizi yıldızlarının genellikle nispeten yavaş dönmesidir. Hızlı dönüş, tayfsal çizgi verilerini daha az net hale getirir, çünkü yıldızın yarısı, diğer yarısı yaklaşırken hızla gözlemcinin bakış açısından uzaklaşır. Yıldız ana diziden ayrıldıysa, daha büyük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek daha kolaydır, çünkü ana diziden ayrılmak yıldızın dönüşünü yavaşlatır.

Bazen Doppler spektrografisi, özellikle çok gezegenli ve çok yıldızlı sistemlerde yanlış sinyaller üretir. Manyetik alanlar ve belirli yıldız aktivitesi türleri de yanlış sinyaller verebilir. Ev sahibi yıldızın birden fazla gezegeni olduğunda, yıldızlar genellikle sürekli olarak gözlemlenmediğinden, verilere birden fazla çözüm uyabilecek şekilde yetersiz veriye sahip olmaktan da yanlış sinyaller ortaya çıkabilir. Bazı yanlış sinyaller, gezegen sisteminin kararlılığını analiz ederek , ev sahibi yıldız üzerinde fotometri analizi yaparak ve dönme periyodunu ve yıldız aktivite döngüsü periyodlarını bilerek ortadan kaldırılabilir .

Dünya'dan görüş hattına oldukça meyilli yörüngeleri olan gezegenler, daha küçük görünür yalpalar üretir ve bu nedenle tespit edilmesi daha zordur. Radyal hız yönteminin avantajlarından biri, gezegenin yörüngesinin eksantrikliğinin doğrudan ölçülebilmesidir. Radyal hız yönteminin ana dezavantajlarından biri, yalnızca bir gezegenin minimum kütlesini ( ) tahmin edebilmesidir . Eğim açısı arka dağılımı i gezegenlerin gerçek kütle dağılımına bağlıdır. Bununla birlikte, sistemde birbirine nispeten yakın yörüngede dönen ve yeterli kütleye sahip birden fazla gezegen olduğunda, yörünge kararlılık analizi, bu gezegenlerin maksimum kütlesinin sınırlandırılmasına izin verir. Radyal hız yöntemi, transit yöntemiyle yapılan bulguları doğrulamak için kullanılabilir . Her iki yöntem birlikte kullanıldığında, gezegenin gerçek kütlesi tahmin edilebilir.

Yıldızın radyal hızı yalnızca bir gezegenin minimum kütlesini verse de, eğer gezegenin tayf çizgileri yıldızın tayf çizgilerinden ayırt edilebilirse, o zaman gezegenin kendisinin radyal hızı bulunabilir ve bu da gezegenin yörüngesinin eğimini verir. Bu, gezegenin gerçek kütlesinin ölçülmesini sağlar. Bu aynı zamanda yanlış pozitifleri de ortadan kaldırır ve ayrıca gezegenin bileşimi hakkında veri sağlar. Asıl mesele, böyle bir tespitin ancak gezegenin nispeten parlak bir yıldızın etrafında dönmesi ve gezegenin çok fazla ışık yansıtması veya yayması durumunda mümkün olmasıdır.

Transit fotometri

Teknik, avantajlar ve dezavantajlar

Güneş dışı gezegenleri tespit etmenin geçiş yöntemi. Resmin altındaki grafik, Dünya'nın zaman içinde aldığı ışık seviyelerini göstermektedir.
Kepler-6b fotometri
Bir simüle siluet ait Jüpiter başka yıldız sisteminden görüldüğü gibi bizim Güneş transit (ve ayların 2),
Teorik geçişli ötegezegen ışık eğrisi. Bu görüntü, ötegezegenin yıldıza göre olduğu konuma göre geçiş yapan bir ötegezegenin geçiş derinliğini (δ), geçiş süresini (T) ve giriş/çıkış süresini (τ) gösterir.

Radyal hız yöntemi bir gezegenin kütlesi hakkında bilgi sağlarken, fotometrik yöntem gezegenin yarıçapını belirleyebilir. Bir gezegen ana yıldızının diskinin önünden geçerse ( geçirse ), yıldızın ve gezegenin göreceli boyutlarına bağlı olarak, yıldızın gözlenen görsel parlaklığı az miktarda düşer. Örneğin, HD 209458 durumunda yıldız %1,7 oranında kararır. Ancak, çoğu geçiş sinyali önemli ölçüde daha küçüktür; örneğin, Güneş benzeri bir yıldızdan geçen Dünya büyüklüğünde bir gezegen, milyonda yalnızca 80 parça (yüzde 0,008) bir karartma üretir.

Teorik bir geçiş yapan ötegezegen ışık eğrisi modeli, gözlemlenen bir gezegen sisteminin aşağıdaki özelliklerini tahmin eder: geçiş derinliği (δ), geçiş süresi (T), giriş/çıkış süresi (τ) ve dış gezegenin periyodu (P). Ancak, bu gözlemlenen miktarlar çeşitli varsayımlara dayanmaktadır. Hesaplamalarda kolaylık olması için gezegenin ve yıldızın küresel, yıldız diskinin düzgün ve yörüngenin dairesel olduğunu varsayıyoruz. Gözlenen bir geçiş yapan ötegezegenin bir yıldızı geçerken göreli konumuna bağlı olarak, ışık eğrisinin gözlenen fiziksel parametreleri değişecektir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin geçiş derinliği (δ), bir geçiş sırasında yıldızın normalize akışındaki azalmayı tanımlar. Bu, yıldızın yarıçapına kıyasla bir ötegezegenin yarıçapını detaylandırır. Örneğin, bir ötegezegen güneş yarıçapı büyüklüğünde bir yıldızdan geçiyorsa, daha büyük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini artıracak ve daha küçük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini azaltacaktır. Bir ötegezegenin geçiş süresi (T), bir gezegenin bir yıldızı geçmek için harcadığı zamanın uzunluğudur. Bu gözlemlenen parametre, bir gezegenin yıldızı geçerken yörüngesinde ne kadar hızlı veya yavaş hareket ettiğine göre değişir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin giriş/çıkış süresi (τ), gezegenin yıldızı tamamen kaplaması (giriş) ve yıldızı tamamen ortaya çıkarması (çıkış) için geçen süreyi tanımlar. Bir gezegen yıldızın çapının bir ucundan diğer ucuna geçerse, giriş/çıkış süresi daha kısadır çünkü bir gezegenin yıldızı tamamen kaplaması daha az zaman alır. Bir gezegen bir yıldızı çaptan başka herhangi bir noktaya göre geçiyorsa, çaptan uzaklaştıkça giriş/çıkış süresi uzar çünkü gezegen geçişi sırasında yıldızı kısmen örtmek için daha uzun zaman harcar. Bu gözlemlenebilir parametrelerden bir dizi farklı fiziksel parametre (yarı ana eksen, yıldız kütlesi, yıldız yarıçapı, gezegen yarıçapı, eksantriklik ve eğim) hesaplamalar yoluyla belirlenir. Yıldızın radyal hız ölçümlerinin birleştirilmesiyle gezegenin kütlesi de belirlenir.

Bu yöntemin iki önemli dezavantajı vardır. Birincisi, gezegen geçişleri, yalnızca gezegenin yörüngesi, astronomların görüş noktasından mükemmel bir şekilde hizalandığında gözlemlenebilir. Bir gezegen yörünge düzleminin bir yıldızın doğrudan görüş hattı üzerinde olma olasılığı, yıldızın çapının yörüngenin çapına oranıdır (küçük yıldızlarda gezegenin yarıçapı da önemli bir faktördür) . Küçük yörüngeli gezegenlerin yaklaşık %10'u böyle bir hizalamaya sahiptir ve daha büyük yörüngelere sahip gezegenler için kesir azalır. 1 AU'da Güneş boyutunda bir yıldızın yörüngesinde dönen bir gezegen için , rastgele bir hizalamanın geçiş üretme olasılığı %0,47'dir. Bu nedenle, yöntem herhangi bir yıldızın gezegenlere ev sahipliği yapmadığını garanti edemez. Bununla birlikte, gökyüzünün binlerce hatta yüz binlerce yıldızı içeren geniş alanlarını bir kerede tarayarak, geçiş araştırmaları radyal hız yönteminden daha fazla güneş dışı gezegen bulabilir. Yer tabanlı MEarth Projesi , SuperWASP , KELT ve HATNet'in yanı sıra uzay tabanlı COROT , Kepler ve TESS misyonları gibi çeşitli araştırmalar bu yaklaşımı benimsemiştir . Geçiş yöntemi ayrıca birkaç bin ışıkyılı uzaklıkta bulunan yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etme avantajına da sahiptir. Yay Penceresi Örten Güneş Dışı Gezegen Araması tarafından tespit edilen en uzak gezegenler , galaktik merkezin yakınında yer almaktadır. Bununla birlikte, mevcut teknoloji ile bu yıldızların güvenilir takip gözlemleri neredeyse imkansızdır.

Bu yöntemin ikinci dezavantajı, yüksek oranda yanlış algılamadır. 2012'de yapılan bir araştırma, Kepler misyonu tarafından gözlemlenen geçişler için yanlış pozitiflerin oranının, tek gezegenli sistemlerde %40'a kadar çıkabileceğini buldu. Bu nedenle, tek geçiş algılamalı bir yıldız, tipik olarak radyal hız yöntemi veya yörünge parlaklık modülasyonu yönteminden ek doğrulama gerektirir. Radyal hız yöntemi, özellikle Jüpiter boyutundaki veya daha büyük gezegenler için gereklidir, çünkü bu boyuttaki nesneler yalnızca gezegenleri değil, aynı zamanda kahverengi cüceleri ve hatta küçük yıldızları da kapsar. İki veya daha fazla gezegen adayı olan yıldızlarda yanlış pozitiflik oranı çok düşük olduğundan, bu tür tespitler genellikle kapsamlı takip gözlemleri olmadan doğrulanabilir. Bazıları ayrıca transit zamanlama varyasyon yöntemiyle de doğrulanabilir.

Gökyüzündeki birçok ışık noktası, akı ölçümleriyle geçiş yapan gezegenler gibi görünebilecek parlaklık değişimlerine sahiptir. Geçiş fotometri yönteminde yanlış pozitifler üç yaygın biçimde ortaya çıkar: harmanlanmış örten ikili sistemler, otlayan gölgeleyen ikili sistemler ve gezegen büyüklüğündeki yıldızlarla geçişler. Tutulan ikili sistemler genellikle onları ötegezegen geçişlerinden ayıran derin tutulmalar üretir, çünkü gezegenler genellikle yaklaşık 2R J'den daha küçüktür , ancak tutulmalar karma veya otlayan tutulma ikili sistemleri için daha sığdır.

Karışık tutulma ikili sistemleri, aynı görüş hattı boyunca, genellikle farklı bir mesafede üçüncü (genellikle daha parlak) bir yıldızla harmanlanmış normal bir tutulma ikili sisteminden oluşur. Üçüncü yıldızın sabit ışığı, ölçülen tutulma derinliğini seyreltir, bu nedenle ışık eğrisi, geçiş yapan bir ötegezegeninkine benzeyebilir. Bu durumlarda, hedef çoğunlukla ikincil bir küçük ana diziye sahip büyük bir ana dizi birincil veya ikincil ana diziye sahip dev bir yıldız içerir.

Otlatma gölgeleyen ikili sistemler, bir nesnenin diğerinin uzvunu zar zor otlattığı sistemlerdir. Bu durumlarda, ışık eğrisinin maksimum geçiş derinliği, iki yıldızın yarıçaplarının karelerinin oranıyla orantılı olmayacak, bunun yerine yalnızca birincilin ikincil tarafından engellenen küçük kesrine bağlı olacaktır. Akıdaki ölçülen küçük düşüş, bir ötegezegen geçişini taklit edebilir. Bu kategorideki bazı yanlış pozitif durumlar, eğer iki yol arkadaşının farklı kütlelere sahip olduğu bir dairesel yörüngeye sahip olan, örten ikili sistem ise kolaylıkla bulunabilir. Yörüngenin döngüsel doğası nedeniyle, iki tutulma olayı olacaktır, birincillerden biri ikincil olanı örten ve bunun tersi. İki yıldızın önemli ölçüde farklı kütleleri ve bu farklı yarıçapları ve parlaklıkları varsa, o zaman bu iki tutulma farklı derinliklere sahip olacaktır. Sığ ve derin bir geçiş olayının bu tekrarı kolaylıkla tespit edilebilir ve böylece sistemin otlayan bir ikili sistem olarak tanınmasına izin verir. Bununla birlikte, eğer iki yıldız arkadaşı yaklaşık olarak aynı kütleye sahipse, o zaman bu iki tutulma ayırt edilemez olacaktır, bu nedenle, yalnızca geçiş fotometri ölçümleri kullanılarak otlayan bir tutulma ikili sisteminin gözlemlendiğini göstermeyi imkansız hale getirecektir.

Bu görüntü, kahverengi cücelerin ve büyük gezegenlerin göreceli boyutlarını göstermektedir.

Son olarak, gaz devi gezegenlerle yaklaşık olarak aynı boyutta olan iki tür yıldız vardır: beyaz cüceler ve kahverengi cüceler. Bunun nedeni, gaz devi gezegenlerin, beyaz cücelerin ve kahverengi cücelerin hepsinin dejenere elektron basıncı tarafından desteklenmesidir. Işık eğrisi, yalnızca geçiş yapan nesnenin boyutuna bağlı olduğu için kütleler arasında ayrım yapmaz. Mümkün olduğunda, geçiş yapan veya gölgede kalan cismin gezegen kütlesinde olduğunu, yani 13M J'den az olduğunu doğrulamak için radyal hız ölçümleri kullanılır . Transit Süresi Varyasyonları da M P'yi belirleyebilir . Bilinen bir radyal hız yörüngesine sahip Doppler Tomografi, minimum MP ve öngörülen tek yörünge hizalaması elde edebilir.

Kırmızı dev dal yıldızlarının etraflarındaki gezegenleri tespit etmek için başka bir sorunu daha var: bu yıldızların etrafındaki gezegenlerin daha büyük yıldız boyutu nedeniyle geçiş yapma olasılığı çok daha yüksek olsa da, kırmızı devlerin sıkça yaptığı gibi bu geçiş sinyallerini ana yıldızın parlaklık ışık eğrisinden ayırmak zordur. birkaç saatten birkaç güne kadar parlaklıkta titreşimler. Bu, özellikle altdevler için dikkate değerdir . Ayrıca, bu yıldızlar çok daha parlaktır ve geçiş yapan gezegenler bu yıldızlardan gelen ışığın çok daha küçük bir yüzdesini engeller. Buna karşılık, gezegenler, bir nötron yıldızı veya beyaz cüce gibi çok küçük bir yıldızı tamamen gizleyebilir, bu da Dünya'dan kolayca tespit edilebilecek bir olaydır. Ancak, küçük yıldız boyutları nedeniyle, bir gezegenin böyle bir yıldız kalıntısı ile hizalanma şansı son derece küçüktür.

Geçiş yöntemi kullanılarak keşfedilen gezegenlerin özellikleri (kütle ve yarıçap), geçiş yapan ve geçiş yapmayan dış gezegenlerin minimum kütlelerinin dağılımı, n (açık gri çubuk grafik) ile karşılaştırıldığında. Süper Dünyalar siyahtır.

Geçiş yönteminin ana avantajı, gezegenin boyutunun ışık eğrisinden belirlenebilmesidir. Radyal hız yöntemi (gezegenin kütlesini belirleyen) ile birleştirildiğinde, gezegenin yoğunluğu belirlenebilir ve dolayısıyla gezegenin fiziksel yapısı hakkında bir şeyler öğrenilebilir. Her iki yöntemle de incelenen gezegenler, bilinen tüm ötegezegenler arasında açık ara en iyi karakterize edilenlerdir.

Geçiş yöntemi, geçiş yapan gezegenin atmosferini incelemeyi de mümkün kılar. Gezegen yıldızı geçtiğinde, yıldızdan gelen ışık gezegenin üst atmosferinden geçer. Yüksek çözünürlüklü yıldız tayfını dikkatli bir şekilde inceleyerek, gezegenin atmosferinde bulunan elementleri tespit edebilirsiniz. Gezegensel bir atmosfer ve bu konuda gezegen, yıldız ışığının gezegenin atmosferinden geçerken veya ondan yansırken polarizasyonu ölçülerek de tespit edilebilir.

Ek olarak, ikincil tutulma (gezegen yıldızı tarafından bloke edildiğinde), gezegenin radyasyonunun doğrudan ölçülmesine izin verir ve diğer gezegenlerin varlığına ihtiyaç duymadan gezegenin yörünge eksantrikliğini sınırlamaya yardımcı olur. İkincil tutulma sırasında yıldızın fotometrik yoğunluğu, önceki veya sonraki yoğunluğundan çıkarılırsa, geriye sadece gezegenin neden olduğu sinyal kalır. Böylece gezegenin sıcaklığını ölçmek ve hatta üzerindeki olası bulut oluşum belirtilerini tespit etmek bile mümkün oluyor. Mart 2005'te iki grup bilim insanı, Spitzer Uzay Teleskobu ile bu tekniği kullanarak ölçümler gerçekleştirdi . David Charbonneau liderliğindeki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi'nden ve LD Deming liderliğindeki Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden iki ekip, sırasıyla TrES-1 ve HD 209458b gezegenlerini inceledi . Ölçümler gezegenlerin sıcaklıklarını ortaya çıkardı: TrES-1 için 1.060 K (790° C ) ve HD 209458b için yaklaşık 1.130 K (860 °C). Ayrıca sıcak Neptün Gliese 436 b'nin ikincil tutulmaya girdiği bilinmektedir. Bununla birlikte, bazı transit gezegenler, Dünya'ya göre ikincil tutulmaya girmeyecek şekilde yörüngede dönerler; HD 17156 b , ikincisinden biri olma olasılığı %90'ın üzerindedir.

Tarih

Bir Fransız Uzay Ajansı görevi olan CoRoT , atmosferik sintilasyonun yokluğunun daha iyi doğruluk sağladığı yörüngeden gezegen geçişlerini aramak için 2006'da başladı . Bu görev, 2008'in başlarından itibaren iki ötegezegen keşfi (her ikisi de "sıcak Jüpiter" tipi) ile "Dünya'dan birkaç kat ila birkaç kat daha büyük" gezegenleri tespit edebilmek için tasarlandı ve "beklenenden daha iyi" performans gösterdi. 2013, CoRoT'un ötegezegen sayısı 32'ydi ve birkaç tanesinin daha teyit edilmesi gerekiyor. Uydu beklenmedik bir şekilde Kasım 2012'de (görevi iki kez uzatıldıktan sonra) veri iletimini durdurdu ve Haziran 2013'te kullanımdan kaldırıldı.

Mart 2009'da, NASA görevi Kepler , Kuğu takımyıldızındaki çok sayıda yıldızı, Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmesi ve karakterize etmesi beklenen bir ölçüm hassasiyetiyle taramak için başlatıldı . NASA Kepler Misyonu , gezegenler için yüz bin yıldızı taramak için geçiş yöntemini kullanıyor. 3.5 yıllık görevinin sonunda, uydunun Dünya'dan bile daha küçük gezegenleri ortaya çıkarmak için yeterli veriyi toplamış olacağı umuluyordu. Yüz bin yıldızı aynı anda tarayarak, yalnızca Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmekle kalmadı, Güneş benzeri yıldızların etrafındaki bu tür gezegenlerin sayılarına ilişkin istatistikler de toplayabildi.

2 Şubat 2011'de Kepler ekibi, 54'ü yaşanabilir bölgede olabilecek 1.235 ekstrasolar gezegen adayının bir listesini yayınladı . 5 Aralık 2011'de Kepler ekibi, 207'si Dünya'ya benzer, 680'i süper Dünya boyutunda, 1.181'i Neptün boyutunda, 203'ü Jüpiter boyutunda ve 55'i daha büyük olan 2.326 gezegen adayı keşfettiklerini açıkladı. Jüpiter'den daha. Şubat 2011 rakamlarıyla karşılaştırıldığında, Dünya boyutundaki ve süper Dünya boyutundaki gezegenlerin sayısı sırasıyla %200 ve %140 arttı. Ayrıca, incelenen yıldızların yaşanabilir bölgelerinde 48 gezegen adayı bulundu, bu da Şubat rakamından bir düşüşe işaret ediyor; bunun nedeni, Aralık verilerinde kullanılan daha katı kriterlerdi. Haziran 2013'e kadar, gezegen adayı sayısı 3.278'e yükseltildi ve bazı onaylanmış gezegenler Dünya'dan daha küçük, hatta bazıları Mars boyutunda ( Kepler-62c gibi ) ve bir tanesi Merkür'den bile daha küçüktü ( Kepler-37b ).

Transit Exoplanet Anketi Uydu Nisan 2018 yılında başlattı.

Yansıma ve emisyon modülasyonları

Gibi, çünkü onların yıldızların etrafındaki yakın yörüngelerde Kısa dönem gezegenler ışık varyasyonları yansıyan geçirecek Ay , onlar geçeceği aşamaları tekrar yeni tam gelen ve. Ek olarak, bu gezegenler çok fazla yıldız ışığı aldıkları için onları ısıtır ve termal emisyonları potansiyel olarak tespit edilebilir hale getirir. Teleskoplar yıldızdan gezegeni çözemedikleri için sadece birleşik ışığı görürler ve ev sahibi yıldızın parlaklığı her yörüngede periyodik olarak değişiyor gibi görünür. Her ne kadar etki küçük olsa da (gerekli fotometrik hassasiyet, güneş tipi bir yıldız boyunca geçiş halindeki Dünya boyutundaki bir gezegeni tespit etmekle yaklaşık olarak aynı) olsa da, birkaç günlük yörünge periyoduna sahip Jüpiter büyüklüğündeki bu tür gezegenler, uzay teleskopları tarafından tespit edilebilir. olarak Kepler Uzay Gözlemevi . Geçiş yönteminde olduğu gibi, ana yıldızına yakın yörüngede dönen büyük gezegenleri tespit etmek, bu gezegenler ana yıldızlarından daha fazla ışık yakaladıkları için diğer gezegenlere göre daha kolaydır. Bir gezegen yüksek bir albedoya sahip olduğunda ve nispeten parlak bir yıldızın etrafında konumlandığında, ışık değişimlerini görünür ışıkta tespit etmek daha kolayken, daha karanlık gezegenler veya düşük sıcaklıktaki yıldızların etrafındaki gezegenler bu yöntemle kızılötesi ışıkla daha kolay tespit edilebilir. Uzun vadede, bu yöntem bu görev tarafından keşfedilecek en fazla gezegeni bulabilir çünkü yörünge fazıyla yansıyan ışık değişimi büyük ölçüde yörünge eğiminden bağımsızdır ve gezegenin yıldızın diskinin önünden geçmesini gerektirmez. Yansıyan ışığın miktarı yörüngesi boyunca değişmediğinden, Dünya'nın bakış açısından dairesel yüz yüze yörüngeleri olan gezegenleri hala tespit edemez.

Dev gezegenin faz fonksiyonu aynı zamanda termal özelliklerinin ve varsa atmosferinin bir fonksiyonudur. Bu nedenle, faz eğrisi, atmosferik parçacıkların boyut dağılımı gibi diğer gezegen özelliklerini sınırlayabilir. Bir gezegen geçiş yaparken bulunduğunda ve büyüklüğü bilindiğinde, faz değişim eğrisi gezegenin albedo'sunun hesaplanmasına veya sınırlandırılmasına yardımcı olur . Albedo hesaplamaya çalışırken gezegenin parıltısı müdahale edebileceğinden, çok sıcak gezegenlerde bu daha zordur. Teoride, albedo, birden fazla dalga boyuna sahip ışık değişimlerini gözlemlerken geçiş yapmayan gezegenlerde de bulunabilir. Bu, bilim adamlarının gezegenin yıldızı geçmese bile gezegenin boyutunu bulmasını sağlar.

Bir dış gezegenden yansıyan görünür ışık spektrumunun ilk doğrudan tespiti, 2015 yılında uluslararası bir gökbilimciler ekibi tarafından yapıldı. Gökbilimciler , Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki La Silla Gözlemevi'ndeki Yüksek Doğruluklu Radyal hız Gezegen Arayıcı (HARPS) cihazını kullanarak bir ana dizi yıldızının ( Güneş benzeri bir yıldız ) yörüngesinde dönen ilk dış gezegen olan 51 Pegasi b'den gelen ışığı incelediler .

Hem CoRoT hem de Kepler, gezegenlerden yansıyan ışığı ölçtüler. Ancak bu gezegenler, ev sahibi yıldızlarından geçtikleri için zaten biliniyordu. Bu yöntemle keşfedilen ilk gezegenler Kepler tarafından bulunan Kepler-70b ve Kepler-70c'dir .

göreceli ışınlama

Işık değişimlerinden ötegezegenleri tespit etmek için ayrı bir yeni yöntem, hareketinden dolayı yıldızdan gözlemlenen akının göreli ışınlamasını kullanır. Doppler ışınlaması veya Doppler güçlendirmesi olarak da bilinir. Yöntem ilk olarak 2003 yılında Abraham Loeb ve Scott Gaudi tarafından önerildi . Gezegen yerçekimi ile yıldızı çekerken, fotonların yoğunluğu ve dolayısıyla yıldızın görünür parlaklığı gözlemcinin bakış açısından değişir. Radyal hız yöntemi gibi, yörünge eksantrikliğini ve gezegenin minimum kütlesini belirlemek için kullanılabilir. Bu yöntemle yıldızın hareketini artıran bu faktörler yıldızlarına yakın büyük kütleli gezegenleri tespit etmek daha kolaydır. Radyal hız yönteminin aksine, bir yıldızın doğru bir spektrumunu gerektirmez ve bu nedenle hızlı dönen yıldızların ve daha uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için daha kolay kullanılabilir.

Bu yöntemin en büyük dezavantajlarından biri, ışık değişim etkisinin çok küçük olmasıdır. Güneş benzeri bir yıldızdan 0.025 AU uzaklıkta yörüngede dönen Jovian kütleli bir gezegen, yörünge kenardayken bile zar zor tespit edilebilir. Bu, yeni gezegenleri keşfetmek için ideal bir yöntem değildir, çünkü gezegenden yayılan ve yansıyan yıldız ışığının miktarı genellikle göreli ışınlardan kaynaklanan ışık değişimlerinden çok daha fazladır. Ancak bu yöntem, radyal hız gözlemlerinden veri toplama takibine gerek kalmadan gezegenin kütlesinin ölçülmesine izin verdiği için yine de yararlıdır.

Bu yöntemi kullanan bir gezegenin ilk keşfi ( Kepler-76b ) 2013 yılında duyuruldu.

elipsoidal varyasyonlar

Büyük gezegenler, ev sahibi yıldızlarında hafif gelgit bozulmalarına neden olabilir. Bir yıldız hafif elipsoid bir şekle sahip olduğunda, görünen parlaklığı, yıldızın yassı kısmının gözlemcinin bakış açısına dönük olmasına bağlı olarak değişir. Göreceli ışınlama yönteminde olduğu gibi, gezegenin minimum kütlesini belirlemeye yardımcı olur ve duyarlılığı gezegenin yörünge eğimine bağlıdır. Bir yıldızın görünen parlaklığı üzerindeki etkinin kapsamı, göreli ışınlama yönteminden çok daha büyük olabilir, ancak parlaklık değiştirme döngüsü iki kat daha hızlıdır. Ek olarak, gezegen, yarı ana ekseni yıldız yarıçapına oranı düşükse ve yıldızın yoğunluğu düşükse, yıldızın şeklini daha fazla bozar. Bu, bu yöntemi ana diziden ayrılan yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için uygun hale getirir.

pulsar zamanlaması

Pulsar PSR 1257+12'nin gezegen sistemi hakkında sanatçının izlenimi

Bir pulsar bir nötron yıldızıdır: bir süpernova olarak patlamış bir yıldızın küçük, aşırı yoğun kalıntısı . Pulsarlar dönerken son derece düzenli radyo dalgaları yayarlar. Bir pulsarın içsel dönüşü çok düzenli olduğundan, pulsarın hareketini izlemek için gözlemlenen radyo darbelerinin zamanlamasındaki hafif anormallikler kullanılabilir. Sıradan bir yıldız gibi, bir gezegeni varsa, bir pulsar kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Darbe-zamanlama gözlemlerine dayalı hesaplamalar daha sonra o yörüngenin parametrelerini ortaya çıkarabilir.

Bu yöntem başlangıçta gezegenlerin tespiti için tasarlanmamıştır, ancak o kadar hassastır ki, diğer herhangi bir yöntemin yapabileceğinden çok daha küçük, Dünya kütlesinin onda birinden daha azına kadar gezegenleri tespit edebilir. Aynı zamanda, bir gezegen sisteminin çeşitli üyeleri arasındaki karşılıklı yerçekimi düzensizliklerini tespit edebilir, böylece bu gezegenler ve yörünge parametreleri hakkında daha fazla bilgi ortaya çıkarabilir. Ek olarak, pulsardan nispeten uzakta olan gezegenleri kolayca tespit edebilir.

Pulsar zamanlama yönteminin iki ana dezavantajı vardır: Pulsarlar nispeten nadirdir ve bir gezegenin bir pulsarın etrafında oluşması için özel koşullar gereklidir. Bu nedenle, çok sayıda gezegenin bu şekilde bulunması olası değildir. Ek olarak, ortam radyasyonunun yüksek yoğunluğu nedeniyle, pulsarların yörüngesinde dönen gezegenlerde yaşam muhtemelen hayatta kalamaz.

1992'de Aleksander Wolszczan ve Dale Frail , pulsar PSR 1257+12 çevresindeki gezegenleri keşfetmek için bu yöntemi kullandı . Keşifleri hızla doğrulandı, bu da onu Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerin ilk teyidi haline getirdi .

Değişken yıldız zamanlaması

Pulsarları gibi, diğer bazı türleri değişken yıldızlı titreşimli o düzenli yeterli radyal hız tamamen tespit edilebilmiştir fotometrik gelen Doppler kayması gerek kalmadan, nabız frekansının spektroskopi . Bu yöntem, periyodik aktivitenin daha uzun ve daha az düzenli olması nedeniyle pulsar zamanlama varyasyon yöntemi kadar hassas değildir. Değişen bir yıldızın etrafındaki gezegenleri tespit etmenin kolaylığı, yıldızın titreşim periyoduna, titreşimlerin düzenliliğine, gezegenin kütlesine ve ev sahibi yıldıza olan uzaklığına bağlıdır.

Bu yöntemle ilk başarı 2007'de, V391 Pegasi b'nin titreşen bir cüce altı yıldızın etrafında keşfedilmesiyle geldi .

Transit zamanlama

1 gezegenli ve 2 gezegenli sistemlerin gezegen geçiş zamanlamaları arasındaki farkı gösteren animasyon. Kredi: NASA/Kepler Misyonu.
Kepler Mission güneşdışı gezegen tespit edebiliyor, NASA misyon

Transit zamanlama varyasyon yöntemi, transitlerin katı bir periyodiklikle mi yoksa bir varyasyon olup olmadığını mı dikkate alır. Birden fazla geçiş yapan gezegen tespit edildiğinde, bunlar genellikle geçiş zamanlaması varyasyon yöntemiyle doğrulanabilir. Bu, düşük sinyal-gürültü oranı nedeniyle radyal hız yöntemlerinin onları tespit edemediği, Güneş'ten uzak gezegen sistemlerinde faydalıdır. Geçiş yöntemiyle bir gezegen tespit edildiyse, geçişin zamanlamasındaki değişiklikler, sistemde Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir kütlelere sahip geçiş yapmayan ek gezegenleri tespit etmek için son derece hassas bir yöntem sağlar. Gezegenler nispeten yakın yörüngelere sahipse ve gezegenlerden en az biri daha büyükse, daha az kütleli bir gezegenin yörünge periyodunun daha fazla bozulmasına neden oluyorsa, geçiş zamanlaması değişikliklerini tespit etmek daha kolaydır.

Transit zamanlama yönteminin ana dezavantajı, genellikle gezegenin kendisi hakkında pek bir şey öğrenilememesidir. Transit zamanlama varyasyonu, bir gezegenin maksimum kütlesini belirlemeye yardımcı olabilir. Çoğu durumda, bir nesnenin gezegensel bir kütlesi olup olmadığını doğrulayabilir, ancak kütlesine dar kısıtlamalar getirmez. Bununla birlikte, Kepler-36 ve Kepler-88 sistemlerindeki gezegenler kütlelerini doğru bir şekilde belirlemek için yeterince yakın yörüngede döndüklerinden istisnalar vardır .

TTV kullanılarak geçiş yapmayan bir gezegenin ilk önemli tespiti, NASA'nın Kepler uzay aracıyla gerçekleştirildi. Geçiş yapan gezegen Kepler-19b , TTV'yi beş dakikalık bir genliğe ve yaklaşık 300 günlük bir periyoda sahip olarak gösterir, bu da ikinci bir gezegen olan Kepler-19c'nin varlığını gösterir. geçiş gezegeni.

Olarak çevreleyen gezegen , geçiş süresinin varyasyonları esas olarak bunun yerine diğer gezegen ile yer çekimi pertübasyon, yıldızlı yörünge hareketi ile kaynaklanır. Bu varyasyonlar, bu gezegenleri otomatik yöntemlerle tespit etmeyi zorlaştırıyor. Ancak, bu gezegenlerin bir kez tespit edildiklerinde teyit edilmesini kolaylaştırır.

Transit süresi varyasyonu

"Süre değişimi", geçişin ne kadar sürdüğüne ilişkin değişiklikleri ifade eder. Süre varyasyonları, bir ekzomon , aynı sistemdeki başka bir gezegen nedeniyle eksantrik gezegenler için apsidal devinim veya genel görelilik nedeniyle olabilir .

Geçiş yöntemiyle bir çevredeki gezegen bulunduğunda, geçiş süresi varyasyon yöntemiyle kolayca doğrulanabilir. Yakın ikili sistemlerde, yıldızlar yoldaşın hareketini önemli ölçüde değiştirir, yani geçiş yapan herhangi bir gezegenin geçiş süresinde önemli farklılıklar vardır. Bu tür ilk onay Kepler-16b'den geldi .

Örten ikili minimum zamanlama

Bir ikili yıldız sistemi - Dünya'nın bakış açısından - yıldızlar yörüngelerinde birbirlerinin önünden geçecek şekilde hizalandığında, sisteme "tutulan ikili" yıldız sistemi denir. Minimum ışık süresi, daha parlak yüzeye sahip yıldızın diğer yıldızın diski tarafından en azından kısmen gizlendiği zaman, birincil tutulma olarak adlandırılır ve yaklaşık yarım yörünge sonra, daha parlak yüzey alanı yıldızın karartılmasıyla ikincil tutulma meydana gelir. diğer yıldızın bir kısmı. Bu minimum ışık süreleri veya merkezi tutulmalar, bir pulsardan gelen darbelere çok benzer şekilde sistem üzerinde bir zaman damgası oluşturur (bir flaştan ziyade parlaklıkta bir düşüştür). İkili yıldızların çevresinde dairesel yörüngede bir gezegen varsa, yıldızlar ikili gezegen kütle merkezi etrafında dengelenir . İkili dizideki yıldızlar gezegen tarafından ileri geri yer değiştirdiğinden, tutulma minimumlarının süreleri değişecektir. Bu kaymanın periyodikliği, yakın ikili sistemler etrafındaki güneş dışı gezegenleri tespit etmenin en güvenilir yolu olabilir. Bu yöntemle, gezegenler daha büyükse, sistemin etrafında nispeten yakın yörüngede dönüyorsa ve yıldızların kütlesi düşükse daha kolay tespit edilebilir.

Tutulma zamanlaması yöntemi, geçiş yöntemine göre ev sahibi yıldızdan daha uzaktaki gezegenlerin tespit edilmesini sağlar. Bununla birlikte, gezegenleri ima eden felaketli değişken yıldızların etrafındaki sinyaller , kararsız yörüngelerle eşleşme eğilimindedir. 2011'de Kepler-16b, ikili zamanlama varyasyonlarını kesinlikle örterek karakterize edilen ilk gezegen oldu.

yerçekimi mikro mercekleme

yerçekimi mikro mercekleme

Yerçekimi mikro mercekleme, bir yıldızın yerçekimi alanı, uzaktaki bir arka plan yıldızının ışığını büyüterek bir mercek gibi davrandığında meydana gelir. Bu etki, yalnızca iki yıldız neredeyse tam olarak hizalandığında ortaya çıkar. Mercekleme olayları kısadır, iki yıldız ve Dünya birbirine göre hareket ettiğinden haftalar veya günler sürer. Son on yılda buna benzer binden fazla olay gözlemlendi.

Ön plandaki mercek yıldızının bir gezegeni varsa, o gezegenin kendi yerçekimi alanı mercek etkisine algılanabilir bir katkı sağlayabilir. Bu, oldukça olası olmayan bir hizalanma gerektirdiğinden, gezegensel mikromercekleme katkılarını makul bir oranda tespit etmek için çok sayıda uzak yıldızın sürekli olarak izlenmesi gerekir. Galaktik merkez çok sayıda arka plan yıldızı sağladığından, bu yöntem Dünya ile galaksinin merkezi arasındaki gezegenler için en verimli yöntemdir.

1991'de gökbilimciler Shude Mao ve Bohdan Paczyński , yıldızlara ikili eşler aramak için yerçekimi mikro merceklemeyi kullanmayı önerdiler ve önerileri, 1992'de Andy Gould ve Abraham Loeb tarafından ötegezegenleri tespit etmek için bir yöntem olarak rafine edildi . Polonyalı astronom (bir grup 2002 yılına yöntem tarih arkası ile Başarılar Andrzej Udalski , Marcin Kubiak ve gelen Michal Szymański'ye Varşova ve Bohdan Paczynski projesi Ogle (sırasında) Optik Yerçekimi Lensing Deney ) çalışılabilir bir teknik geliştirdi. Bir ay boyunca, birkaç olası gezegen buldular, ancak gözlemlerdeki sınırlamalar net bir doğrulamayı engelledi. O zamandan beri, mikro mercekleme kullanılarak doğrulanmış birkaç güneş dışı gezegen tespit edildi. Bu, sıradan ana dizi yıldızlarının etrafındaki Dünya benzeri kütleye sahip gezegenleri tespit edebilen ilk yöntemdi .

Küçük (veya çözümlenmiş görüntüleme için, büyük) yörüngelere sahip gezegenlere yönelik algılama önyargısı olan diğer yöntemlerin aksine, mikro mercekleme yöntemi, Güneş benzeri yıldızlardan 1-10 astronomik birim civarındaki gezegenleri tespit etmeye en duyarlıdır.

Yöntemin kayda değer bir dezavantajı, tesadüfi hizalama bir daha asla gerçekleşmediği için merceklemenin tekrarlanamamasıdır. Ayrıca, tespit edilen gezegenler birkaç kiloparsek uzaklıkta olma eğiliminde olacaktır, bu nedenle diğer yöntemlerle takip gözlemleri genellikle imkansızdır. Ek olarak, mikro mercekleme ile belirlenebilen tek fiziksel özellik, gevşek kısıtlamalar dahilinde gezegenin kütlesidir. Yörünge özellikleri de belirsiz olma eğilimindedir, çünkü doğrudan belirlenebilen tek yörünge özelliği, ana yıldızdan gelen mevcut yarı ana eksenidir; bu, gezegen eksantrik bir yörüngeyi takip ederse yanıltıcı olabilir. Gezegen, yıldızından uzaktayken yörüngesinin çok küçük bir kısmını bu yöntemle tespit edilebilecek bir durumda geçirdiği için gezegenin yörünge periyodu kolaylıkla tespit edilememektedir. Yerçekimi mikromercekleme etkisi gezegen-yıldız kütle oranı arttıkça, düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek de daha kolaydır.

Kütleçekimsel mikro mercekleme yönteminin başlıca avantajları, düşük kütleli gezegenleri (prensipte WFIRST gibi gelecekteki uzay projeleriyle Mars kütlesine kadar ) tespit edebilmesidir; radyal hız veya geçiş yöntemleri için çok uzun yörünge periyotlarına sahip olan Satürn ve Uranüs ile karşılaştırılabilir geniş yörüngelerdeki gezegenleri tespit edebilir; ve çok uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit edebilir. Yeterli doğrulukta yeterli arka plan yıldızı gözlemlenebildiğinde, yöntem sonunda Dünya benzeri gezegenlerin galakside ne kadar yaygın olduğunu ortaya çıkaracaktır.

Gözlemler genellikle robotik teleskop ağları kullanılarak yapılır . Avrupa Araştırma Konseyi tarafından finanse edilen OGLE'ye ek olarak, Astrofizikte Mikro Mercekleme Gözlemleri (MOA) grubu bu yaklaşımı mükemmelleştirmek için çalışıyor.

PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet projesi daha da iddialı. Dünyayı kapsayan bir teleskop ağı tarafından neredeyse kesintisiz 24 saat kapsama alanı sağlar ve Dünya'nınki kadar düşük kütleli gezegenlerden mikro mercekleme katkılarını toplama fırsatı sunar. Bu strateji, OGLE-2005-BLG-390Lb olarak adlandırılan geniş bir yörüngedeki ilk düşük kütleli gezegeni tespit etmede başarılı oldu .

Doğrudan görüntüleme

Hale teleskobunun 1.5 m'lik bir kısmında bir Girdap koronagrafı kullanılarak HR8799 yıldızının etrafındaki ötegezegenlerin doğrudan görüntüsü
Beta Pictoris yakınlarındaki bir gezegenin ESO görüntüsü

Gezegenler, yıldızlara kıyasla son derece zayıf ışık kaynaklarıdır ve onlardan gelen çok az ışık, ana yıldızlarının parıltısında kaybolma eğilimindedir. Bu nedenle genel olarak, onları doğrudan ana yıldızlarından tespit etmek ve çözmek çok zordur. Çözülmek için yıldızlardan yeterince uzakta dönen gezegenler çok az yıldız ışığı yansıtır, bu nedenle gezegenler bunun yerine termal emisyonları aracılığıyla tespit edilir. Yıldız sistemi Güneş'e nispeten yakın olduğunda ve gezegen özellikle büyük olduğunda ( Jüpiter'den oldukça büyük olduğunda ), ana yıldızından geniş ölçüde ayrıldığında ve yoğun kızılötesi radyasyon yayacak kadar sıcak olduğunda görüntü elde etmek daha kolaydır ; Görüntüler daha sonra gezegenin görünür dalga boylarında olduğundan daha parlak olduğu kızılötesinde yapılmıştır. Koronagraflar , gezegeni görünür halde bırakırken yıldızdan gelen ışığı engellemek için kullanılır. Dünya benzeri bir ötegezegenin doğrudan görüntülenmesi, aşırı optotermal kararlılık gerektirir . Gezegen oluşumunun yığılma aşaması sırasında, yıldız-gezegen kontrastı H alfa'da kızılötesine göre daha iyi olabilir - şu anda bir H alfa araştırması devam etmektedir.

La Silla'daki ExTrA teleskopları, kızılötesi dalga boylarını gözlemler ve olağan fotometrik ölçümlere spektral bilgi ekler.

Doğrudan görüntüleme, yalnızca yıldızın yaşından ve gezegenin sıcaklığından türetilen gezegen kütlesinin gevşek kısıtlamalarını verebilir. Gezegenler, yıldız oluştuktan birkaç milyon yıl sonra oluşabileceğinden, kütle önemli ölçüde değişebilir. Gezegen ne kadar soğuksa, gezegenin kütlesinin o kadar az olması gerekir. Bazı durumlarda, gezegenin sıcaklığına, görünür parlaklığına ve Dünya'dan uzaklığına bağlı olarak bir gezegenin yarıçapına makul kısıtlamalar getirmek mümkündür. Gezegenlerden yayılan tayfların yıldızdan ayrılması gerekmez, bu da gezegenlerin kimyasal bileşimini belirlemeyi kolaylaştırır.

Bazen gezegenin bir kahverengi cüce olduğunu ekarte etmek için birden fazla dalga boyunda gözlemler yapılması gerekir . Doğrudan görüntüleme, gezegenin yıldızın etrafındaki yörüngesini doğru bir şekilde ölçmek için kullanılabilir. Diğer yöntemlerin çoğundan farklı olarak, doğrudan görüntüleme, yüz yüze yörüngede olan bir gezegen, gezegenin yörüngesinin tamamı boyunca gözlemlenebilirken, kenardan yörüngeye sahip gezegenler, kenardan yörüngeye sahip gezegenler ile daha iyi çalışır . yörüngeler, ana yıldızdan en büyük belirgin ayrılma periyotları sırasında en kolay şekilde gözlemlenebilir.

Doğrudan görüntüleme yoluyla tespit edilen gezegenler şu anda iki kategoriye ayrılıyor. İlk olarak, gezegenler, gezegen öncesi disklere sahip olacak kadar genç olan Güneş'ten daha büyük yıldızların etrafında bulunur. İkinci kategori, çok sönük yıldızların çevresinde bulunan olası alt-kahverengi cücelerden veya ana yıldızlarından en az 100 AU uzaklıkta bulunan kahverengi cücelerden oluşur.

Bir yıldıza kütleçekimsel olarak bağlı olmayan gezegensel kütleli nesneler de doğrudan görüntüleme yoluyla bulunur.

Erken keşifler

Büyük merkezi nesne yıldız CVSO 30'dur ; yukarı ve soldaki küçük nokta ötegezegen CVSO 30c'dir. Bu görüntü, VLT'nin NACO ve SINFONI cihazlarından alınan astrometri verileri kullanılarak yapılmıştır .

2004 yılında astronom bir grup kullanılan Avrupa Güney Gözlemevi 's Çok Büyük Teleskop bir görüntü elde etmek Şili'de dizi 2M1207b , birine tamamlayıcı kahverengi cüce 2M1207. Ertesi yıl, yoldaşın gezegensel durumu doğrulandı. Gezegenin Jüpiter'den birkaç kat daha büyük olduğu ve 40 AU'dan daha büyük bir yörünge yarıçapına sahip olduğu tahmin ediliyor .

Eylül 2008'de, 1RXS J160929.1−210524 yıldızından 330 AU uzaklıkta bir nesne görüntülendi , ancak 2010 yılına kadar, yıldıza eşlik eden bir gezegen olduğu ve sadece bir tesadüfi dizilim olmadığı doğrulanmadı.

13 Kasım 2008 tarihinde ilan ilk multiplanet sistemi, hem de teleskoplar kullanarak, 2007 yılında görüntülenmiştir Keck Gözlemevi ve İkizler Gözlemevi . Kütleleri Jüpiter'inkinin yaklaşık on, on ve yedi katı olan HR 8799 yörüngesinde dolanan üç gezegen doğrudan gözlemlendi . Aynı gün, 13 Kasım 2008, bu Hubble Uzay Teleskobu doğrudan gözlenen duyuruldu bir ötegezegen yörüngedeki Fomalhaut fazla bir kütleye sahip, 3 M J . Her iki sistem de Kuiper kuşağından farklı olarak disklerle çevrilidir .  

2009 yılında, 2003 yılına dayanan görüntülerin analizinin Beta Pictoris yörüngesinde dönen bir gezegeni ortaya çıkardığı açıklandı .

2012 yılında, Kappa Andromedae yörüngesinde dolanan yaklaşık 12.8 M J kütleli bir " Süper Jüpiter " gezegeninin Hawaii'deki Subaru Teleskobu kullanılarak doğrudan görüntülendiği açıklandı . Ana yıldızının yörüngesinde yaklaşık 55 AU uzaklıkta veya Neptün'ün güneşten yaklaşık iki katı uzaklıkta döner .  

Ek bir sistem, GJ 758 , Kasım 2009'da, Subaru Teleskobu'nun HiCIAO cihazını kullanan bir ekip tarafından görüntülendi , ancak bu bir kahverengi cüceydi .

Doğrudan görüntülenen diğer olası ötegezegenler arasında GQ Lupi b , AB Pictoris b ve SCR 1845 b bulunmaktadır . Mart 2006 itibariyle, hiçbirinin gezegen olduğu doğrulanmadı; bunun yerine, kendileri küçük kahverengi cüceler olabilirler .

Görüntüleme aletleri

Dış gezegen HD 95086 b'nin ESO VLT görüntüsü

Teleskopları gezegen görüntüleme özellikli araçlarla donatmak için bazı projeler arasında yer tabanlı teleskoplar Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE , Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) cihazı, Palomar Project 1640 ve uzay teleskopu WFIRST yer alıyor . Yeni Dünyalar Misyon onların yörüngedeki gezegenlerin gözlemlemek için yakın yıldızın ışığını engelleyen tasarlanmış uzayda geniş occulter önermektedir. Bu, mevcut, önceden planlanmış veya yeni, amaca yönelik yapılmış teleskoplarla kullanılabilir.

2010 yılında, NASA'nın Jet Propulsion Laboratuvarı'ndan bir ekip , bir girdap koronagrafının küçük kapsamların doğrudan gezegenleri görüntülemesini sağlayabileceğini gösterdi . Bunu, daha önce görüntülenen HR 8799 gezegenlerini Hale Teleskobu'nun sadece 1,5 metre genişliğindeki bir bölümünü kullanarak görüntüleyerek yaptılar .

Bir başka umut verici yaklaşım, interferometriyi sıfırlamaktır .

Aynalar yerine bölge plakaları kullanarak ışığı odaklayan uzay teleskoplarının daha yüksek kontrastlı görüntüleme sağlayacağı ve hafif folyo bölge plakasını katlayabilmesi nedeniyle uzaya fırlatmanın daha ucuz olacağı da önerildi .

polarimetri

Bir yıldızın yaydığı ışık polarize değildir, yani ışık dalgasının salınım yönü rastgeledir. Ancak ışık bir gezegenin atmosferinden yansıdığında, ışık dalgaları atmosferdeki moleküllerle etkileşir ve polarize olur.

Gezegenin ve yıldızın birleşik ışığındaki kutuplaşmayı analiz ederek (yaklaşık bir milyonda bir), bu ölçümler prensipte çok yüksek hassasiyetle yapılabilir, çünkü polarimetri Dünya atmosferinin kararlılığı ile sınırlı değildir. Diğer bir ana avantaj, polarimetrinin gezegenin atmosferinin bileşiminin belirlenmesine izin vermesidir. Ana dezavantajı, atmosferi olmayan gezegenleri tespit edememesidir. Daha büyük gezegenler ve daha yüksek albedoya sahip gezegenler, daha fazla ışık yansıttıkları için polarimetri yoluyla tespit etmek daha kolaydır.

Polarimetre olarak adlandırılan polarimetri için kullanılan astronomik cihazlar, polarize ışığı tespit etme ve polarize olmayan ışınları reddetme yeteneğine sahiptir. Gibi gruplar ZIMPOL / CHEOPS ve PlanetPol şu anda gezegenlerin aramak için uçlaşmaölçerler kullanıyor. Bu yöntemi kullanarak bir güneş dışı gezegenin ilk başarılı tespiti, 2008 yılında , üç yıl önce keşfedilen bir gezegen olan HD 189733b'nin polarimetri kullanılarak tespit edilmesiyle geldi. Ancak, bu yöntem kullanılarak henüz yeni bir gezegen keşfedilmedi.

astrometri

Bu diyagramda bir gezegen (daha küçük nesne), kendisi küçük bir yörüngede hareket eden bir yıldızın yörüngesinde dolanmaktadır. Sistemin kütle merkezi kırmızı artı işaretiyle gösterilir. (Bu durumda, her zaman yıldızın içindedir.)

Bu yöntem, bir yıldızın gökyüzündeki konumunu tam olarak ölçmekten ve bu konumun zaman içinde nasıl değiştiğini gözlemlemekten oluşur. Başlangıçta, bu elle yazılmış kayıtlarla görsel olarak yapıldı. 19. yüzyılın sonunda, bu yöntemde fotoğraf plakaları kullanılmış, ölçümlerin doğruluğunu büyük ölçüde artırmış ve aynı zamanda bir veri arşivi oluşturmuştur. Bir yıldızın bir gezegeni varsa, o zaman gezegenin yerçekimi etkisi, yıldızın kendisinin küçük bir dairesel veya eliptik yörüngede hareket etmesine neden olacaktır. Etkili bir şekilde, yıldız ve gezegenin her biri , iki cisim sorununun çözümleriyle açıklandığı gibi , karşılıklı kütle merkezlerinin ( barycenter ) etrafında yörüngede döner . Yıldız çok daha büyük olduğu için yörüngesi çok daha küçük olacaktır. Sıklıkla, karşılıklı kütle merkezi, daha büyük cismin yarıçapı içinde yer alacaktır. Sonuç olarak, düşük kütleli yıldızların, özellikle de kahverengi cücelerin etrafında gezegen bulmak daha kolaydır.

Güneş sisteminin kütle merkezinin (barycenter) Güneş'e göre hareketi

Astrometri, güneş dışı gezegenler için en eski arama yöntemidir ve aslen astrometrik ikili yıldız sistemlerini karakterize etmedeki başarısı nedeniyle popülerdi . En azından William Herschel tarafından 18. yüzyılın sonlarında yapılan açıklamalara kadar uzanır. Görünmeyen bir yoldaşın 70 Yılancı olarak katalogladığı yıldızın konumunu etkilediğini iddia etti . Bir güneş dışı gezegen için bilinen ilk resmi astrometrik hesaplama , bu yıldız için 1855'te William Stephen Jacob tarafından yapıldı . Benzer hesaplamalar, 20. yüzyılın başlarında nihayet reddedilene kadar başkaları tarafından başka bir yarım yüzyıl boyunca tekrarlandı. İki yüzyıl boyunca , George Gatewood tarafından yakınlardaki yıldız Lalande 21185'in yörüngesinde dönen çok sayıda gezegenin 1996'da öne çıkan duyurusu ile sonuçlanan, hepsinin bu yöntem kullanılarak bulunduğu bildirilen yakın yıldız sistemleri etrafında yörüngede görünmeyen yoldaşların keşfine dair iddialar dolaştı . Bu iddiaların hiçbiri diğer gökbilimciler tarafından yapılan incelemelerden sağ çıkmadı ve teknik gözden düştü. Ne yazık ki, yıldız pozisyonundaki değişiklikler o kadar küçüktür ve atmosferik ve sistematik bozulmalar o kadar büyüktür ki, en iyi yer tabanlı teleskoplar bile yeterince hassas ölçümler üretemez. 1996'dan önce bu yöntemi kullanarak gezegenin kütlesi olarak 0.1 güneş kütlesinden daha az olan bir gezegen arkadaşının tüm iddiaları muhtemelen sahtedir. 2002'de Hubble Uzay Teleskobu , Gliese 876 yıldızı etrafında daha önce keşfedilmiş bir gezegeni karakterize etmek için astrometri kullanmayı başardı .

2013 yılında başlatılan uzay tabanlı gözlemevi Gaia'nın astrometri yoluyla binlerce gezegen bulması bekleniyor, ancak Gaia'nın piyasaya sürülmesinden önce astrometri tarafından tespit edilen hiçbir gezegen doğrulanmamıştı.

SIM PlanetQuest , Gaia'ya benzer ötegezegen bulma yeteneklerine sahip olacak bir ABD projesiydi (2010'da iptal edildi) .

Astrometrik yöntemin potansiyel bir avantajı, büyük yörüngeleri olan gezegenlere karşı en duyarlı olmasıdır. Bu, küçük yörüngelere sahip gezegenlere karşı en hassas olan diğer yöntemleri tamamlayıcı hale getirir. Bununla birlikte, çok uzun gözlem süreleri gerekecektir - yıllar ve muhtemelen on yıllar, çünkü yıldızlarından astrometri yoluyla tespite izin verecek kadar uzak olan gezegenlerin de bir yörüngeyi tamamlamaları uzun zaman alır.

İkili sistemlerde yıldızlardan birinin etrafında dönen gezegenler, yıldızların yörüngelerinde bozulmalara neden oldukları için daha kolay tespit edilebilir. Ancak bu yöntemle gezegenin yörüngesinde hangi yıldızın döndüğünü belirlemek için takip gözlemlerine ihtiyaç vardır.

2009 yılında VB 10b'nin astrometri tarafından keşfedildiği açıklandı. Düşük kütleli kırmızı cüce yıldız VB 10'un yörüngesinde dönen bu gezegenimsi nesnenin, Jüpiter'in yedi katı kütleye sahip olduğu bildirildi . Teyit edilirse, bu, astrometri tarafından keşfedilen, yıllar boyunca iddia edilen birçok ötegezegen olacaktır. Ancak son zamanlardaki radyal hızdan bağımsız çalışmalar, iddia edilen gezegenin varlığını dışlıyor.

2010 yılında altı çift yıldız astrometrik olarak ölçüldü. HD 176051 olarak adlandırılan yıldız sistemlerinden birinin bir gezegene sahip olduğu "yüksek güvenle" bulundu.

2018'de, Gaia uzay aracından alınan gözlemleri Beta Pictoris sistemi için Hipparcos verileriyle karşılaştıran bir çalışma , Beta Pictoris b'nin kütlesini ölçebildi ve onu11 ± 2 Jüpiter kütlesi. Bu, kabaca 13 Jüpiter kütlesinin önceki kütle tahminleriyle iyi bir uyum içindedir.

Radyal hız ve astrometri kombinasyonu, birkaç kısa dönemli gezegeni tespit etmek ve karakterize etmek için kullanılmıştı, ancak daha önce benzer şekilde hiçbir soğuk Jüpiter tespit edilmemişti. 2019'da, Gaia uzay aracından ve öncülü Hipparcos'tan alınan veriler, ε Indi Ab'nin 45 yıllık yörünge periyoduna sahip hafif eksantrik bir yörüngede 3 Jüpiter kütleye sahip en yakın Jüpiter benzeri ötegezegen olarak daha iyi tanımlanmasını sağlayan HARPS verileriyle tamamlandı. .

röntgen tutulması

Eylül 2020'de, Girdap Gökadası'nda yüksek kütleli X-ışını ikilisi M51-ULS-1'in yörüngesinde dönen aday bir gezegenin tespiti duyuruldu. Gezegen, bir yıldız kalıntısından (bir nötron yıldızı ya da bir kara delik ) ve büyük olasılıkla B-tipi bir süperdev olan büyük bir yıldızdan oluşan X-ışını kaynağının tutulmalarıyla tespit edildi . Bu, başka bir galaksideki bir gezegeni tespit edebilen tek yöntemdir.

disk kinematiği

Gezegenler, gezegen öncesi disklerde ürettikleri boşluklarla tespit edilebilir .

Diğer olası yöntemler

Parlama ve değişkenlik yankı algılama

Parlamalar gibi periyodik olmayan değişkenlik olayları, yıldız sistemindeki bir ötegezegenden veya başka bir saçılma ortamından yansıyorsa, ışık eğrisinde son derece zayıf yankılar üretebilir. Daha yakın zamanlarda, enstrümantasyon ve sinyal işleme teknolojilerindeki ilerlemelerin motive ettiği, ötegezegenlerden gelen ekoların, M cüceleri gibi aktif yıldız sistemlerinin yüksek kadanslı fotometrik ve spektroskopik ölçümlerinden kurtarılabileceği tahmin edilmektedir. Bu yankılar teorik olarak tüm yörünge eğimlerinde gözlemlenebilir.

toplu taşıma görüntüleme

Bir optik/kızılötesi interferometre dizisi, eşdeğer boyuttaki tek bir teleskop kadar fazla ışık toplamaz, ancak dizinin boyutunda tek bir teleskopun çözünürlüğüne sahiptir. Parlak yıldızlar için bu çözümleme gücü, bir geçiş olayı sırasında bir yıldızın yüzeyini görüntülemek ve geçiş yapan gezegenin gölgesini görmek için kullanılabilir. Bu, gezegenin açısal yarıçapının ve paralaks yoluyla gerçek yarıçapının doğrudan bir ölçümünü sağlayabilir . Bu, yıldız özellikleri modellerine bağlı olan yıldız yarıçapı tahminlerine bağlı olan geçiş fotometrisine dayalı yarıçap tahminlerinden daha doğrudur . Görüntüleme ayrıca eğimin fotometriden daha doğru bir şekilde belirlenmesini sağlar.

Manyetosferik radyo emisyonları

Manyetosferlerden gelen radyo emisyonları, gelecekteki radyo teleskoplarıyla tespit edilebilir. Bu, başka türlü tespit edilmesi zor olan bir gezegenin dönüş hızının belirlenmesini sağlayabilir.

Auroral radyo emisyonları

Jüpiter'in volkanik uydusu Io gibi plazma kaynaklarına sahip dev gezegenlerden gelen auroral radyo emisyonları, LOFAR gibi radyo teleskoplarıyla tespit edilebilir .

optik interferometri

Mart 2019 yılında ESO astronomları, istihdam AĞIRLIK enstrüman onların üzerine Çok Büyük Teleskop Interferometer (VIII) ', ilk doğrudan bir tespit edilmesini açıkladı ötegezegenin , HR 8799 e kullanarak, optik enterferometre .

Modifiye interferometri

Fourier-Dönüşüm Spektrometresi kullanılarak bir interferogramın kıpırdanmalarına bakılarak, Dünya benzeri gezegenlerden gelen zayıf sinyalleri tespit etmek için gelişmiş hassasiyet elde edilebilir.

Güneş dışı asteroitler ve enkaz disklerinin tespiti

dairesel diskler

Bir sanatçının Vega çevresinde çarpışan iki Plüton büyüklüğünde cüce gezegen anlayışı

Uzay tozu diskleri ( enkaz diskleri ) birçok yıldızı çevreler. Toz, sıradan yıldız ışığını emdiği ve onu kızılötesi radyasyon olarak yeniden yaydığı için tespit edilebilir . Toz parçacıklarının toplam kütlesi Dünya'nınkinden çok daha az olsa bile, kızılötesi dalga boylarında ana yıldızlarını gölgede bırakacak kadar geniş bir toplam yüzey alanına sahip olabilirler.

Hubble Uzay Teleskobu onun NICMOS (Yakın Kızılötesi Kamera ve Çoklu Nesne Spektrometre) aletle toz diskleri gözlemleme yeteneğine sahiptir. Daha da iyisi resimlerinde artık kardeş belge ile atılmıştır Spitzer Uzay Teleskobu ve tarafından Avrupa Uzay Ajansı 'nın Herschel Uzay Gözlemevi içine kadar derin görebilirsiniz kızılötesi can Hubble daha dalga boyları. Yakınlardaki güneş benzeri yıldızların %15'inden fazlasında toz diskleri bulundu.

Tozun kuyruklu yıldızlar ve asteroitler arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı düşünülüyor. Yıldızdan gelen radyasyon basıncı , toz parçacıklarını nispeten kısa bir zaman ölçeğinde yıldızlararası uzaya doğru itecektir. Bu nedenle, tozun tespiti, yeni çarpışmalarla sürekli yenilenmeyi gösterir ve ana yıldızın yörüngesinde dönen kuyruklu yıldızlar ve asteroitler gibi küçük cisimlerin varlığına dair güçlü dolaylı kanıtlar sağlar . Örneğin, Tau Ceti yıldızının etrafındaki toz diski , bu yıldızın kendi Güneş Sistemimizin Kuiper Kuşağına benzer , ancak en az on kat daha kalın bir nesne popülasyonuna sahip olduğunu gösterir .

Daha spekülatif olarak, toz disklerindeki özellikler bazen tam boyutlu gezegenlerin varlığını düşündürür. Bazı disklerin merkezi bir boşluğu vardır, yani gerçekten halka şeklindedirler. Merkezi boşluğa, yörüngesindeki tozu "temizleyen" bir gezegen neden olabilir. Diğer diskler, bir gezegenin yerçekimi etkisinin neden olabileceği kümeler içerir. Bu tür özelliklerin her ikisi de Epsilon Eridani çevresindeki toz diskinde bulunur ve yörünge yarıçapı yaklaşık 40 AU olan bir gezegenin varlığına işaret eder (radyal hız yöntemiyle tespit edilen iç gezegene ek olarak). Bu tür gezegen-disk etkileşimleri, çarpışmalı düzeltme teknikleri kullanılarak sayısal olarak modellenebilir .

Yıldız atmosferlerinin kirlenmesi

Spektral analiz beyaz cücelerin ' atmosfer genellikle gibi ağır elementler kirlenmesini bulur magnezyum ve kalsiyum . Bu elementler yıldızların çekirdeğinden kaynaklanamaz ve kirlenmenin , daha büyük gezegenlerle yerçekimi etkileşimi ile bu yıldızlara çok yaklaşan ( Roche sınırı dahilinde ) ve yıldızın gelgit kuvvetleri tarafından parçalanan asteroitlerden gelmesi muhtemeldir . Genç beyaz cücelerin %50'ye kadarı bu şekilde kontamine olabilir.

Ek olarak, atmosferik kirlilikten sorumlu olan toz, ana dizi yıldızlarının etrafındaki enkaz disklerinin tespitine benzer şekilde, yeterli miktarda varsa kızılötesi radyasyon ile tespit edilebilir. Spitzer Uzay Teleskobu'ndan elde edilen veriler , beyaz cücelerin %1-3'ünün algılanabilir çevresel toza sahip olduğunu gösteriyor.

2015 yılında, beyaz cüce WD 1145+017'den geçiş yapan küçük gezegenler keşfedildi . Bu malzeme yaklaşık 4,5 saatlik bir yörüngede dönüyor ve transit ışık eğrilerinin şekilleri, daha büyük cisimlerin parçalandığını ve beyaz cücenin atmosferindeki kirlenmeye katkıda bulunduğunu gösteriyor.

Uzay teleskopları

Onaylanmış güneş dışı gezegenlerin çoğu, uzay tabanlı teleskoplar kullanılarak bulunmuştur (01/2015 itibariyle). Algılama yöntemlerinin çoğu, atmosferik pus ve türbülanstan kaçınan uzay tabanlı teleskoplarla daha etkili bir şekilde çalışabilir. COROT (2007-2012) ve Kepler , geçişleri kullanarak güneş dışı gezegenleri aramaya adanmış uzay görevleriydi. COROT, yaklaşık 30 yeni ötegezegen keşfetti. Kepler (2009-2013) ve K2 (2013- ) 2000'den fazla doğrulanmış ötegezegen keşfetti. Hubble Uzay Teleskobu ve MOST da birkaç gezegen buldu veya onayladı. Kızılötesi Spitzer Uzay Teleskobu , güneş dışı gezegenlerin geçişlerini ve ayrıca gezegenlerin ev sahibi yıldız ve faz eğrileriyle örtülmelerini tespit etmek için kullanıldı .

Gaia misyon Aralık 2013 yılında başlatılan, 1000 yakındaki ötegezegenler gerçek kitleleri belirlemek için gökölçümü kullanacaktır. TESS , 2018 yılında başlatılan, CHEOPS 2019 ve piyasaya PLATO geçiş yöntemi kullanır 2026 yılında.

Birincil ve ikincil algılama

Yöntem Öncelik İkincil
Taşıma Birincil tutulma. Gezegen yıldızın önünden geçer. İkincil tutulma. Yıldız gezegenin önünden geçer.
Radyal hız Yıldızın radyal hızı Gezegenin radyal hızı. Bu Tau Boötis b için yapılmıştır .
astrometri Yıldızın astrometrisi. Büyük yörüngeleri olan büyük gezegenler için yıldızın konumu daha fazla hareket eder. Gezegenin astrometrisi. Renk-diferansiyel astrometri. Küçük yörüngeli gezegenler için gezegenin konumu daha hızlı hareket eder. Teorik yöntem— SPICA uzay aracı için kullanım için önerilmiştir .

Doğrulama ve tahrif yöntemleri

  • Çokluğa göre doğrulama
  • Transit renk imzası
  • Doppler tomografi
  • Dinamik kararlılık testi
  • Gezegenler ve yıldız aktivitesi arasında ayrım yapmak
  • Transit ofset

Karakterizasyon yöntemleri

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar