Методы обнаружения экзопланет: различия между версиями
| [отпатрулированная версия] | [отпатрулированная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
BIT1982 (обсуждение | вклад) +астрометрия |
BIT1982 (обсуждение | вклад) дополнение |
||
Строка 155:
Будущие космические обсерватории (например, [[Gaia]] [[Европейское космическое агентство|Европейского космического агентства]] или [[ОЗИРИС]] [[Роскосмос]]а) могут добиться успеха в обнаружении новых планет с помощью астрометрического метода, но на текущий момент подтверждённых планет, найденных этим методом, нет.
=== Периодичность затмения двойных ===
[[Файл:Eclipsing binary star animation 2.gif|thumb|left|Анимация показывает изменение светимости в двойных система типа Алголя]]
Если система [[Двойная звезда|двойных звёзд]] расположена так, что со стороны наблюдателя с Земли звёзды периодически проходят перед диском друг друга, то система называется «[[Двойная звезда#Затменно-двойные звезды|затменно-двойных звёзд]]». Момент времени минимальной светимости (когда более яркая звезда хотя бы частично закрывается диском второй звезды) называется первичным [[затмение]]м. После прохождения звездой приблизительно половины орбиты происходит вторичное затмение (когда более яркая звезда закрывает какую-то часть своего компаньона). Эти моменты минимальной яркости (центрального затмения) представляют собой штамп времени в системе аналогично импульсам [[пульсар]]а. Если вокруг двойной системы звёзд вращается планета, то звёзды под действием [[Гравитация|гравитации]] планеты будут смещаться относительно [[Центр масс|центра масс]] звёзд-планеты и двигаться по собственной небольшой орбите. Вследствие этого моменты минимумов затмений будут постоянно меняться: сначала запаздывать, потом происходить вовремя, затем раньше, потом вовремя, затем запаздывать, и т. д. Изучение периодичности этого смещения может являться самым надёжным методом обнаружения экзопланет, вращающихся вокруг [[Двойная звезда|двойных систем]]<ref>{{cite journal|last=Doyle|first=Laurance R.|coauthors=Hans-Jorg Deeg|year=2002|title=Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons|pages=80|journal=Bioastronomy|volume=7|accessdate=|bibcode=2004IAUS..213...80D|arxiv = astro-ph/0306087|last2=Deeg }} «Bioastronomy 2002: Life Among the Stars» IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California, 80-84.</ref><ref>{{cite journal|last=Deeg|first=Hans-Jorg|coauthors=Laurance R. Doyle, V.P. Kozhevnikov, J Ellen Blue, L. Rottler, and J. Schneider|year=2000|title=A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=358|issue=358|pages=L5–L8|url=http://citeseer.ist.psu.edu/379779.html|bibcode=2000A&A...358L...5D|arxiv = astro-ph/0003391|last2=Doyle|last3=Kozhevnikov|last4=Blue|last5=Martín|last6=Schneider }}</ref><ref>Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, J.M. Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, R. P.S. Stone, J.E. Blue, H. Götzger, B, Friedman, and M.F. Doyle (1998). [http://citeseer.ist.psu.edu/doyle97detectability.html «Detectability of Jupiter-to-brown-dwarf-mass companions around small eclipsing binary systems»]. Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, A.S.P. Conference Proceedings, in Brown Dwarfs and Extrasolar Planets, R. Rebolo, E. L. Martin, and M.R.Z. Osorio (eds.), A.S.P. Conference Series 134, San Francisco, California, 224—231.</ref>.
=== Поляриметрия ===
{{ main|Поляриметрия}}
Свет, испускаемый звёздами, является [[Поляризация волн|неполяризованным]], то есть направление колебаний световой волны случайно. Однако когда свет отражается от атмосферы планеты, [[Электромагнитное излучение|световые волны]] взаимодействуют с [[молекула]]ми в атмосфере и поляризуются<ref>{{cite journal | author=Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M. et al. | title=Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry | journal=Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200 | year=2006 | volume= 1| issue= C200| pages=165–170 | bibcode=2006dies.conf..165S | doi=10.1017/S1743921306009252
}}</ref>.
Анализ поляризации комбинированного света от планеты и звезды (примерно одна часть на миллион) может быть выполнен с очень высокой точностью, так как на поляриметрию не оказывает существенного воздействия нестабильность [[Атмосфера Земли|атмосферы Земли]].
Астрономические приборы, используемые для поляриметрии ([[поляриметр]]ы), способны обнаруживать [[Поляризация волн|поляризованный свет]] и изолировать неполяризованное излучение. Группы ZIMPOL/CHEOPS<ref>{{cite journal | author=Schmid, H. M.; Gisler, D.; Joos, F. et al. | title=ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets | journal=Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series | year=2004 | volume=343 | issue= | pages=89 | bibcode=2005ASPC..343...89S | last2=Gisler | last3=Joos | last4=Povel | last5=Stenflo | last6=Feldt | last7=Lenzen | last8=Brandner | last9=Tinbergen
}}</ref> и PlanetPol<ref>{{cite journal | author=Hough, J. H.; Lucas, P. W.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; Hirst, E.; Harrison, D.; Bartholomew-Biggs, M. | title=PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=2006 | volume=118 | issue=847 | pages=1305–1321 | bibcode=2006PASP..118.1305H | doi=10.1086/507955
}}</ref> в настоящее время используют поляриметры для поиска экзопланет, но к текущему моменту с помощью этого метода планет не обнаружено.
=== Полярные сияния ===
[[Полярное сияние]] возникает при взаимодействии [[Заряженная частица|заряженных частиц]] с [[Магнитосфера|магнитосферой]] планеты и представляет собой свечение в верхних слоях атмосферы. Расчеты астрономов показывают, что многие экзопланеты испускают при этом достаточно мощные [[радиоволны]], которые можно обнаружить наземными [[радиотелескоп]]ами с расстояния 150 [[Световой год|св. лет]]. При этом экзопланеты могут быть достаточно удалены от своей звезды (как например [[Плутон]] в Солнечной системе)<ref name="polar">{{cite web |date=19 апреля 2011 |title=Астрономы предложили искать планеты по полярному сиянию |url=http://lenta.ru/news/2011/04/19/aurora/ |accessdate=2012-03-18}}</ref>.
== Обнаружение астероидов и пылевых дисков ==
=== Околозвёздные диски ===
[[Файл:Fomalhaut with Disk Ring and extrasolar planet b.jpg|thumb|right|285px|Пылевой диск около звезды [[Фомальгаут]].]]
Диски [[Космическая пыль|космической пыли]] ([[Осколочный диск|пылевые диски]]) окружают многие звёзды и могут быть обнаружены благодаря поглощения пылью обычного света и переизлучения его в [[Инфракрасное излучение|инфракрасной области]]. Даже если общая масса частиц пыли меньше массы Земли, они могут занимать достаточно большую площадь и затмевать родительскую звезду в инфракрасном диапазоне<ref name="greaveswyatt04">
{{cite journal | author=J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent | title=The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=351 | year=2004 | issue=3 | pages=L54 – L58 | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x | bibcode=2004MNRAS.351L..54G}}</ref>.
Наблюдение пылевых дисков способен вести [[Хаббл (телескоп)|космический телескоп Хаббл]] с помощью инструмента NICMOS (камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр), однако к настоящему времени наилучшие изображения были получены с помощью космического [[Спитцер (телескоп)|телескопа Спитцер]] и [[Гершель (космическая обсерватория)|Гершель]], которые способны вести наблюдение гораздо глубже в инфракрасной области спектра, чем Хаббл. В общей сложности диски пыли были обнаружены вокруг более 15 % ближайших солнцеподобных звёзд<ref name="greaveswyatt03">{{cite conference | first=J.S. | last=Greaves | coauthors=M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent | title=Submillimetre Images of the Closest Debris Disks | booktitle=Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets | publisher=Astronomical Society of the Pacific | year=2003 | pages=239–244}}</ref>.
Считается, что пыль образуется из-за столкновений [[Комета|комет]] и [[астероид]]ов, и давление света звезды выталкивает частицы пыли в [[межзвёздное пространство]] за относительно короткий период времени. Таким образом, обнаружение пыли указывает на постоянные столкновения в системе и даёт достоверные косвенные доказательства наличия малых тел (комет и астероидов), вращающихся вокруг родительской звезды<ref name="greaveswyatt03"/>. Например, пылевой диск вокруг звезды [[Тау Кита]] показывает, что звезда имеет объекты, аналогичные тем, что находятся в [[Пояс Койпера|поясе Койпера]], но при этом диск в десять раз толще<ref name="greaveswyatt04"/>.
Определённые характеристики пылевых дисков указывают на наличие большой планеты. Например, некоторые диски имеют центральную полость, которая может быть вызвана наличием планеты, «вычистившей» пыль внутри её орбиты. Другие диски содержат сгустки, наличие которых может быть вызвано гравитационным влиянием планеты. Оба этих признака присутствуют в пылевом диске вокруг звезды [[Эпсилон Эридана]], что предполагает присутствие планеты с радиусом орбиты около 40 [[Астрономическая единица|а.е.]] (в дополнение к внутренней планете, обнаруженной с помощью [[Метод Доплера|метода лучевых скоростей]])<ref name="greavesepseri05">{{cite journal |
author=Greaves ''et al.'' | title=Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk | journal=The Astrophysical Journal Letters | year=2005 | volume=619 | issue=2 | pages=L187–L190 | url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-4357/619/2/L187/18910.html | doi=10.1086/428348 |
last2=Holland |
first2=W. S. |
last3=Wyatt |
first3=M. C. |
last4=Dent |
first4=W. R. F. |
last5=Robson |
first5=E. I. |
last6=Coulson |
first6=I. M. |
last7=Jenness |
first7=T. |
last8=Moriarty-Schieven |
first8=G. H. |
last9=Davis |
first9=G. R. | bibcode=2005ApJ...619L.187G}}</ref>. Эти виды взаимодействия планеты с диском могут быть численно смоделированы с использованием метода «collisional grooming»<ref>{{Cite journal|title=A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks|year = 2009|last1=Stark|first1= C. C|last2=Kuchner|first2=M. J|
journal = The Astrophysical Journal|arxiv = 0909.2227| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...707..543S |bibcode = 2009ApJ...707..543S |doi = 10.1088/0004-637X/707/1/543 }}</ref>.
=== Загрязнение звёздной атмосферы ===
Спектральный анализ атмосферы [[Белый карлик|белых карликов]], сделанный с помощью космического [[Спитцер (телескоп)|телескопа Спитцер]] выявил их загрязнение тяжёлыми элементами ([[Магний|магнием]] и [[Кальций|кальцием]]). Эти элементы не могут вырабатываться в ядре звезды, и вполне возможно, что загрязнение происходит из-за астероидов, оказавшихся слишком близко (за [[Предел Роша|пределом Роша]]) к звезде вследствие гравитационного взаимодействия с большими планетами и в итоге разорванных [[Приливные силы|приливными силами]] звезды. Данные с телескопа Спитцер показывают, что около 1-3 % белых карликов имеют подобное загрязнение<ref>{{cite web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/090420-mm-solar-system.html|title=Dead Stars Once Hosted Solar Systems |last=Thompson|first=Andrea|date=2009-04-20|publisher=[http://space.com/ SPACE.com]|accessdate=2009-04-21}}</ref>.
== Будущие проекты ==
[[Файл:ATLAST 8m Telescope Exterior.jpg|thumb|left|285px|Концепция телескопа [[ATLAST]] с 8-м монолитным зеркалом.]]
В будущем планируются несколько космических миссий, которые будут использовать уже проверенные методы обнаружения планет. Измерения, сделанные в космосе, потенциально более точны, поскольку там отсутствует искажающее влияние [[Атмосфера Земли|атмосферы]] и существует возможность изучения объектов в [[Инфракрасный диапазон|инфракрасном диапазоне]], не проникающем сквозь атмосферу. Некоторые из планируемых космических аппаратов будут иметь возможность обнаруживать планеты, подобные [[Земля|Земле]].
Проект НАСА [[Space Interferometry Mission]] предполагал использование астрометрии, но в настоящее время он отменён. Он, возможно, смог бы обнаружить планеты земного типа около нескольких ближайших звёзд. Проекты «[[Дарвин (космический проект)|Дарвин]]» [[Европейское космическое агентство|Европейского космического агентства]] и [[Terrestrial Planet Finder]] [[НАСА]]<ref>http://planetquest.jpl.nasa.gov/overview/overview_index.cfm</ref> рассчитаны на получение непосредственных изображений планет, однако они приостановлены и не планируются к реализации в ближайшей перспективе. В рамках миссии [[New Worlds Mission]] предполагается запустить в космос специальный аппарат, предназначенный для блокирования света звёзд, что позволит наблюдать планеты вокруг других звёзд, но в настоящее время статус данного проекта остаётся неясным.
Строящиеся наземные телескопы 30-метрового класса способны обнаруживать экзопланеты и даже фотографировать их. [[Европейская южная обсерватория]] недавно приступила к постройке [[Европейский чрезвычайно большой телескоп|Европейского чрезвычайно большого телескопа]] в Чили с диаметром зеркала 39,3 метра. Наличие [[коронограф]]а, а также [[Адаптивная оптика|адаптивной оптики]] скорее всего позволит получить изображение планет размером с Землю около ближайших звёзд.
В интервале 2025—2035 годов планируется запуск телескопа [[ATLAST]], одной из целью которого является обнаружение и получение изображения планет около ближайших звёзд. В зависимости от окончательной концепции телескопа, которая будет принята позднее, ATLAST сможет также охарактеризовать атмосферы планет и даже обнаружить возможные изменения в покрывающей континенты растительности.
Проект Transiting Exoplanet Survey Satellite ([[TESS]]) представляет собой космический спутник, который будет отслеживать наиболее яркие и ближайшие к Земле звёзды (около 2,5 миллионов штук) с целью обнаружения каменистых планет посредством транзитного метода. TESS сможет найти ближайшие к Земле транзитные каменистые планеты, находящиеся в [[Обитаемая зона|обитаемой зоне]] своей звезды. Этот проект разрабатывается [[Массачусетский технологический университет|Массачусетским технологическим университетом]] и [[Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики]], но на текущий момент миссия не выбрана НАСА для реализации в Small Explorer Program.
== См. также ==
| |||