Методы обнаружения экзопланет: различия между версиями

[[Планета|Планеты]], вращающиеся около других [[Звезда|звёзд]], являются источниками очень слабого света в сравнении с родительской звездой, поэтому прямое наблюдение и обнаружение [[Экзопланета|экзопланет]] является довольно сложной задачей. Помимо значительной сложности обнаружения такого слабого источника света возникает дополнительная проблема, связанная с тем, что яркость родительской звезды в разы превышает яркость планеты и тем самым перекрывает её. Из-за этих факторов только около 5 % от всех экзопланет, обнаруженных к ноябрю 2011 года, можно наблюдать напрямую. Все остальные планеты найдены косвенными методами, заключающимися в обнаружении влияния планеты на окружающие тела<ref name="Encyclopaedia">{{cite web |last1=Schneider |first1=Jean |date=10 September 2011 |title=Interactive Extra-solar Planets Catalog |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |work=[[Энциклопедия внесолнечных планет]] |accessdate=2012-02-27}}</ref>.

Метод Доплера (''радиальных скоростей, лучевых скоростей'') — метод обнаружения [[экзопланета|экзопланет]], заключающийся в [[спектрометр]]ическом измерении [[Радиальная скорость|радиальной скорости]] звезды. Звезда, обладающая [[Планетная система|планетной системой]], будет двигаться по своей собственной небольшой [[Орбита|орбите]] в ответ на [[Гравитация|притяжение]] планетпланеты. Это в свою очередь приведёт к изменению скорости, с которой звезда движется по направлению к [[Земля|Земле]] и от неё (то есть к изменению в радиальной скорости звезды по отношению к Земле). Такая радиальная скорость звезды может быть вычислена из смещения в [[Спектральная линия|спектральных линиях]], вызванных [[Эффект Доплера|эффектом Доплера]].

Скорость звезды вокруг общего [[Центр масс|центра масс]] гораздо меньше, чем у планеты, поскольку радиус её орбиты очень мал. Тем не менее скорость звезды от 1 м/с и выше может определяться современными спектрометрами[[спектрометр]]ами: [[HARPS]] ({{lang-en|High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher}}), спектрометромустановленном телескопана телескопе [[Европейская южная обсерватория|ESO]] в [[Обсерватория Ла-Силья|обсерватории Ла-СиллаСилья]] или спектрометром HIRES на телескопе [[HIRES]]Обсерватория телескопаКека|обсерватории КекКека]]. Простой и недорогой метод для измерения радиальной скорости — это «внешне дисперсионная интерферометрия»<ref>

На текущий момент метод радиальных скоростей является наиболее продуктивным методом обнаружения экзопланет. Он не зависит от расстояния до звезды, но для достижения высокой точности измерений необходимо высокое соотношение[[отношение сигнал/шум]], и поэтому, метод, как правило, используется только для относительно близких звёзд (до 160 [[Световой год|световых лет от Земли]]). Метод Доплера позволяет легко находить массивные планеты вблизи своих звёзд, но для обнаружения планет на больших расстояниях требуются многолетние наблюдения. Планеты с сильно [[Наклонение_(астрономия)|наклонёнными]] орбитами производят меньшие колебания звезды в направлении Земли, и, поэтому их также сложнее обнаружить.

ОднимОдин из основных недостатков метода лучевых скоростей — являетсяэто возможность определения только минимальной массы планеты. Метод радиальных скоростей может использоваться как дополнительный способ проверки наличия планет при подтверждении открытий, сделанных при помощи транзитного метода. Также при совместном использовании обоих методов появляется возможность оценить истинную массу планеты.

Метод периодических пульсаций (''тайминга пульсаций'') — метод обнаружения экзопланет около [[пульсар]]ов, основанный на выявлении изменений в регулярности импульсов. [[Пульсар]] — космический источник радио- ([[радиопульсар]]), оптического (оптический пульсар), рентгеновского ([[рентгеновский пульсар]]) и/или гамма- (гамма-пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). Особенностью радиопульсаров является очень точное и регулярное излучение импульсов, зависящих от скорости [[Вращение звезды|вращения звезды]]. Собственное вращение пульсара является постоянной величиной и небольшие аномалии в периодичности его радиоимпульсов могут использоваться для отслеживания собственного движения пульсара. Поскольку у пульсара, обладающего планетной системой, будет наблюдаться небольшое движение по своей собственной орбите (аналогично обычной звезде), то расчёты, основанные на наблюдении периодичности импульсов, могут выявить параметры орбиты пульсара<ref name="EXP3">{{cite journal|title = The Search for Extrasolar Planets|publisher = Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London | date = 13 октября 2009 |url = http://www.astro.wisc.edu/~townsend/static.php?ref=diploma-2#toc-Pulsar_Timing|accessdate = 2012-02-27 }}</ref>.

Этот метод изначально не предназначался для обнаружения планет, но его очень высокая точность определения движения пульсарапульсаров позволила задействовать в обнаружении планет. К примеру, метод позволяет обнаруживать планеты гораздо меньшей массы, чем любой другой способ — вплоть до 1/10 массы [[Земля|Земли]]. Он также способен обнаружить взаимные [[Гравитация|гравитационные]] возмущения между различными объектами планетной системы и тем самым получить дополнительную информацию об этих планетах и параметрах их орбиты.

Основным недостатком метода является низкая распространённость пульсаров в [[Млечный Путь|Млечном Пути]] (на 2008 год известно около 1790 радиопульсаров) и поэтому маловероятно, что данным способом можно найти большое количество планет. Кроме того, [[жизнь]], которую мы знаем, не смогла бы выжить на [[Планета|планете]], вращающейся вокруг пульсара из-за очень интенсивного [[Излучение|излучения]].

В 1992 году [[Александр Вольщан]] и Дейл Фрейл использовали этот метод при обнаружении планеты около пульсара [[PSR 1257+12]]<ref name=wolszczan>{{cite journal | author = [[Aleksander Wolszczan|A. Wolszczan]] and [[Dale Frail|D. A. Frail]] | title = A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12 | publisher = Nature 355 p. 145-147 | date = 9 January 1992 | url = http://www.nature.com/physics/looking-back/wolszczan/index.html | accessdate = 2007-04-30 }}</ref>. Их открытие было быстро подтверждено и стало первым подтверждением наличия планеты вне [[Солнечная система|Солнечной системы]].

[[Файл:kepler 6b.png|thumb|300px|right|Фотометрия планеты [[Кеплер Kepler-6 b]].<ref>[http://archive.stsci.edu/prepds/kepler_hlsp/ Kepler’s photometry]</ref>]]

Транзитный метод (''метод транзитов'') — метод поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения яркости[[Светимость|светимости]] звезды во время прохождения планеты перед её диском. Этот фотометрический метод позволяет определить [[радиус]] планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию о [[Масса|массе]] планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая яркостьсветимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты. К примеру, при транзите планеты [[HD 209458]], звезда тускнеет на 1,7 %.

Транзитный метод имеет два основных недостатка. Во-первых, транзит наблюдается только у тех планет, орбита которых проходит по диску звезды. Вероятность расположения плоскости орбиты планеты непосредственно на линии прямой со звездой и наблюдателем с Земли является отношением диаметра[[диаметр]]а звезды к диаметру орбиты планеты. То есть чем больше размер звезды и ближе к ней орбита планеты, тем больше вероятность того, что для наблюдателя с Земли планета будет проходить по диску звезды и эта вероятность уменьшается по мере увеличения орбиты планеты. Для планеты, вращающейся на расстоянии 1 [[а.е.]] вокруг звезды размером с [[Солнце]], вероятность положения орбиты, обеспечивающей возможность наблюдения транзита, составляет 0,47 %. Таким образом, данный метод не позволяет ответить на вопрос о наличии планет у какой-либо конкретной звезды. Тем не менее, наблюдение больших участков неба, содержащих тысячи и даже сотни тысяч звёзд, позволяет найти значительное количество [[Экзопланета|экзопланет]]<ref>{{cite journal | author=Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. |

|arxiv = astro-ph/0501269 }}</ref>. За одинаковый промежуток времени транзитный метод позволяет найти гораздо больше планет по сравнению с [[Метод Доплера|методом радиальных скоростей]]. Вторым недостатком метода является высокий уровень ложных срабатываний, поэтому обнаруженные транзиты требуют дополнительного подтверждения (как правило, методом радиальных скоростей)<ref>{{cite journal | author=O'Donovan ''et al.'' |

Основное же преимущество транзитного метода заключается в возможности определения размера планеты исходя из [[Кривая блеска|кривой блеска]] звезды. Таким образом в сочетании с методом радиальных скоростей (позволяющим определить массу планеты) появляется возможность получения информации о физической структуре планеты и её [[Плотность|плотности]. К примеру, наиболее исследованными экзопланетами из всех известных являются те планеты, которые были изучены обоими методами<ref name="charbonneautransitreview">{{cite conference | first=D. | last=Charbonneau | coauthors=T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin | title=When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars | booktitle=Protostars and Planets V | publisher=University of Arizona Press | year=2006 | arxiv=astro-ph/0603376}}</ref>.

Дополнительная возможность в исследовании транзитных планет — это изучение атмосферы планеты. Во время транзита свет от звезды проходит через верхние слои [[Атмосфера|атмосферы]] планеты, поэтому изучая [[спектр]] этого света, можно обнаружить [[Химический элемент|химические элементы]], присутствующие в атмосфере планеты. Атмосфера также может быть обнаружена путём измерения [[Поляризация волн|поляризации света]] звезды при прохождении его через атмосферу или при отражении от атмосферы планеты.

Кроме того, вторичное затмение (когда планета блокируется своей звездой) позволяет проводить прямые измерения излучения планеты. Если фотометрическая интенсивность звезды во время вторичного затмения вычитается из её интенсивности до или после затмения, то остаётся только сигнал, относящейся к планете. Это даёт возможность измерения [[Температура|температуры]] планеты и даже обнаружения признаков наличия [[Облака|облаков]] на ней. В марте 2005 года две группы учёных на космическом [[Спитцер (космический телескоп)|телескопе Спитцер]] проводили измерения по этой методике. Команды из [[Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики|Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики]] во главе с Дэвидом Шарбонно и Центра космических полётов Годдарда во главе с Демингом Л. Д. изучали планеты [[TrES-1]] и [[HD 209458b]], соответственно. Измерения показали, что температура планет составляет 1060 [[Кельвин|К]] (790 [[Градус Цельсия|°C]]) для TrES-1 и около 1130 К (860 [[Градус Цельсия|°C]]) для HD 209458b<ref>{{cite journal | author=Charbonneau ''et al.'' | title=Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet | journal=The [[Astrophysical Journal]] | year=2005 | volume=626 | issue=1 | pages=523-529 | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/626/1/523/62152.html | doi=10.1086/429991 | last2=Allen | first2=Lori E. | last3=Megeath | first3=S. Thomas | last4=Torres | first4=Guillermo | last5=Alonso | first5=Roi | last6=Brown | first6=Timothy M. | last7=Gilliland | first7=Ronald L. | last8=Latham | first8=David W. | last9=Mandushev | first9=Georgi | bibcode=2005ApJ...626..523C|arxiv = astro-ph/0503457 }}</ref><ref name="Deming">

В 2006 году [[Национальный центр космических исследований|французское космическое агентство]] запустило на орбиту Земли [[Искусственный спутник Земли|спутник]] [[COROT]] с целью поиска планетных транзитов. Космическое базирование спутника позволяет повысить точность из-за отсутствия атмосферных сцинтилляций. Приборы COROT позволяют обнаружить планеты «в несколько раз больше Земли» и в настоящее время результаты миссии оцениваются как: «лучше, чем ожидалось»<ref>«COROT surprises a year after launch», [http://www.esa.int/SPECIALS/COROT/SEMF0C2MDAF_0.html ESA press release 20 December 2007]</ref>. На конец 2011 года спутником обнаружено 17 экзопланет.

В марте 2009 года [[НАСА]] запустило космический [[Кеплер (телескоп)|телескоп Кеплер]], который в настоящее время ведёт постоянное наблюдение за областью неба в [[Лебедь (созвездие)|созвездии Лебедя]], содержащей около 150 000 звёзд. При этом точность измерения позволяет Кеплеру обнаруживать планеты размером с [[Земля|Землю]]. Длительность основной миссии рассчитана на 3,5 года, к концу которой учёные надеются обнаружить планеты, размером с Землю, в [[Обитаемая зона|обитаемой зоне]] своей звезды. Помимо обнаружения [[Аналог Земли|землеподобных]] планет Кеплер предоставит учёным статистические данные о частоте таких планет вокруг [[Аналоги Солнца|солнцеподобных звёзд]]. 2 февраля 2011 года, команда Кеплер опубликовала список из 1235 кандидатов, в том числе 54 из которых могут быть в обитаемой зоне<ref>[http://kepler.nasa.gov/about/ Kepler Mission page]</ref>.