Sterrekunde

Hoe kan ek die radius van 'n eksoplanet vind met behulp van doppler-spektroskopie?

Hoe kan ek die radius van 'n eksoplanet vind met behulp van doppler-spektroskopie?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek het die sterre en planeetmassa, planeetsnelheid, radiale snelheid van ster, sterre halfas.

Hoe moet ek die radius van hierdie eksoplanet vind?


Oor die algemeen kan jy nie. Die spektroskopie vertel u oor die eienskappe van die ster en die eienskappe van die baan en gee inligting oor die massa van die planeet ($ M sin i $, waar $ i $ is die wentelhoek).

As die spektroskopie super-presies was en met 'n baie hoë sein-tot-ruis en 'n hoë resolusie, sou u miskien die Rossiter-McLaughlin-effek met soveel presisie kon karteer dat u die planeetstraal kan skat. Dit sal egter net werk as die planeet voor die ouerster deurtrek - in hierdie geval sou u in die eerste plek net sowel transito-fotometrie gebruik het.

'N Ander moontlikheid is om in die spektra te soek na die Doppler-verskuifde verspreide sterlig vanuit die planetêre atmosfeer (bv. Martins et al. 2015). Die amplitude hiervan is egter klein hang af van albei die radius van die planeet en sy albedo / atmosferiese samestelling.


Die krag van die slinger: die vind van eksoplanete in die verskuiwing van sterlig

Diagram wat die Radiale snelheid (ook bekend as Doppler Shift) metode uiteensit. Krediet: Las Cumbres-sterrewag

Hulle sê daar is meer as een manier om 'n interstellêre kat te vel, en in sterrekunde is daar meer as een manier om uitheemse eksoplanete te vind wat 'n ster in 'n verre baan wentel. Met die onlangse afsluiting van die vrugbare Kepler-missie van NASA en sy meevaller van ontdekkings, is dit tyd om na die toekoms en alternatiewe te kyk.

Dans met die ster

Die Kepler-ruimtetuig, en sy opvolger TESS, vertrou op die vind van eksoplanete deur gelukkige toeval. As die baan van 'n vreemde planeet net so ons siening van sy ouerster sny, sal die planeet soms ons siglyn oorsteek en 'n klein, maar meetbare verduistering veroorsaak - 'n duidelike duik in die helderheid van die ster wat die teenwoordigheid van die planeet.

Dit is duidelik dat die meeste sonnestelsels nie sulke gelukkige belynings het nie, en hierdie missies spandeer baie tyd om vrugteloos na baie sterre te staar. Wat meer is, hierdie oorgangsmetodes openbaar 'n bevooroordeelde demografie van die heelal. Om die kans op 'n gelukkige belyning beter te verhoog, is dit die beste as die eksoplanet naby sy ster is as die planeet ver is, dan moet hy regtig gelukkig wees dat sy baan langs ons siglyn val. Dus die soorte planete wat deur 'n missie soos Kepler gevind word, sal 'n onregverdige portret gee van al die soorte planete wat daar is.

Dit is goed dat daar meer as een manier is om 'n eksoplanet te vind.

Ons weet almal dat die kettings van swaartekrag 'n planeet met sy ster boei. Die ster se enorme swaartekraginvloed hou sy planeetfamilie in 'n wentelbaan. Maar swaartekrag werk op beide maniere: terwyl die planete in hul wentelbane rondvee, trek hulle hul ouersterre heen en weer en laat die sterre wankel.

Alle planete doen dit tot 'n mate. In die geval van Aarde is die effek amper weglaatbaar, maar die grootste deel van Jupiter is in staat om ons ster 'n afstand groter as die son se eie radius te gee. Net as gevolg van Jupiter alleen, bereik ons ​​son 'n snelheid van ongeveer 'n dosyn meter per sekonde, en dit neem meer as tien jaar om sy siklus te herhaal. Nogal 'n gemiddelde ding vir 'n nederige planeet.

Behalwe in uiters seldsame gevalle, kan ons nooit sien hoe die sterre heen en weer wieg en wieg onder die gravitasievoorstelle van hul eksoplanete nie. Maar ons kan die lig van daardie sterre sien, en bewegende voorwerpe sal hul lig verskuif.

Op presies dieselfde manier waarop 'n sirene in die toonhoogte op en af ​​skuif as die ambulans by jou verby jaag, kan lig rooier of blouer word, afhangende van die beweging daarvan: 'n ligbron wat na jou toe beweeg, lyk so effens blouer, en 'n terugtrekkende lig lyk 'n bietjie rooier.

Alhoewel ons nie die ster in beweging kan sien nie, kan ons die klein verandering in sy ligpatroon opspoor namate die planeet dit nader en verder van ons laat swaai. Hierdie metode werk die beste as die planeet direk langs ons siglyn is (net soos met die transito-metode), maar dit kan ook 'n waarneembare sein gee as dit nie perfek in lyn is nie. Solank die ster 'n ordentlike hoeveelheid heen en weer in ons rigting het, sal die lig skuif.

Natuurlik is die sterre self in beweging deur die ruimte, wat 'n algemene ligverskuiwing veroorsaak, en soliede metings is moeilik om te bewerkstellig, aangesien die steroppervlaktes besig is om te kook, ketels te kook - nie presies die beste bron om die bewegings akkuraat te meet nie. Maar die gereelde, ritmiese, herhaalde bewegings as gevolg van die invloed van 'n wentelende planeet steek op 'n baie voor die hand liggende manier uit en neem die vorm aan van 'n kenmerkende kurwe, selfs al het ons die stelsel vir 'n hele eksoplanetbaan nie waargeneem nie.

Ja, sterrekundiges is so goed.

Kyk na die eksoplanete

Dit wil nie sê dat hierdie metode (genoem verskillende tegniese name soos 'radiale snelheid' en 'Doppler-spektroskopie') absoluut perfek is en al die wetenskaplike geheime van 'n vreemde wêreld ontsluit nie. Ver daarvandaan. Soos enige ander tegniek wat aan die wetenskapgereedskapgordel hang, is daar tekortkominge en beperkings.

Ten eerste is die verskuiwing van lig alleen nie genoeg om die besonderhede van die eksoplanetêre baan volledig te openbaar nie. Sien ons 'n relatief klein planeet wat perfek in lyn is met ons siglyn? Of 'n veel groter planeet met 'n skuins baan? Albei sake sal tot dieselfde sein lei - ons het 'n skeidsregter nodig.

Met die honderde kandidaat-eksoplanete in die sak met behulp van die radiale snelheidsmetode, hoeveel van hulle beweeg ook voor hul ster? Meer spesifiek, kan ons dit, noudat ons een keer met een tegniek een keer gesien het, dit weer vang in 'n opvolg met iets soos die TESS-missie?

Nie net sou 'n opvolg besonderhede van die planeet bevestig nie (digtheid, radius, ens.), Maar dit sal ook nuwes ontdek. Wat meer is, hierdie soort kruiskontroles is van uiterste belang om verborge vooroordele en swakhede in die onderskeie metodes te help ontdek. Stem die radiale snelheid en deurlaatmetodes altyd ooreen met die eienskappe van die eksoplanete wat hulle vind? Indien nie, waarom nie? Om die metodes beter onafhanklik te kan gebruik, moet ons die resultate noukeurig ondersoek wanneer dit gelyktydig gebruik word.

Helaas kan ons nie te veel cross-over op planeetjag verwag nie. 'N Onlangse studie bevat die getalle: te begin met honderde kandidate wat met die radiale snelheidsmetode gemerk is, moet net 'n paar dosyn ook gelukkig wees om deur te gaan. Daarvan sal slegs ongeveer 'n dosyn deur TESS gemeet word tydens die waarnemingsperiode van twee jaar. En hiervan sal slegs ongeveer drie deurgange wees wat nooit voorheen gesien is nie.

Alhoewel dit nie veel voorbeelde is nie, sal die kosbare data wat ons kry nog steeds van onskatbare waarde wees vir toekomstige soektogte en toekomstige begrip van ons eksoplanetêre bure.


Hierdie instrument weeg eksoplanete deur hul swaartekrag-effekte waar te neem

Navorsers het die eerste resultate getoon uit 'n nuwe instrument vir die berekening van die gewig van verre eksoplanete. Die NN-EXPLORE Exoplanet Investigations with Doppler spectroscopy, oftewel NEID, is 'n instrument wat op die WIYN-teleskoop by die Kitt Peak National Observatory gemonteer is en word gefinansier deur NASA en die National Science Foundation.

Gereedskap soos die planeetjagende TESS-teleskoop werk deur te kyk na die lig wat van sterre af kom en te kyk of daar periodieke ligte in ligvlakke is. As dit so is, dui dit daarop dat 'n planeet tussen die ster en die aarde kan beweeg. As hierdie onderdompeling volgens 'n vaste skedule gebeur, dui dit op 'n planeet in 'n wentelbaan.

Die manier waarop NEID verre planete ondersoek, is anders: dit lyk na 'n vertel-verhaal & # 8220wobble & # 8221 van die sterre waarom die planete wentel. Dieselfde gebeur in ons sonnestelsel & # 8212 wanneer 'n massiewe planeet soos Jupiter om die son beweeg, die sterk swaartekrag daarvan veroorsaak dat die son ongeveer 13 meter per sekonde heen en weer beweeg. Die aarde produseer ook hierdie effek, alhoewel dit kleiner en minder massief is, veroorsaak dit net 'n wankeling van 0,3 voet per sekonde (0,1 meter per sekonde). Hoe groter die planeet in verhouding tot die ster is, en hoe nader hy is, hoe meer wankelend veroorsaak dit.

Ander instrumente kan slinger van 1 meter per sekonde opspoor, maar NEID is sensitiewer en kan drie keer die presisie van die vorige instrumente opspoor. Dit beteken dat dit klipperige planete kan vind wat om kleiner sterre as ons son wentel, asook 'n groter kans het om kleiner planete op aarde te vind.

Deur sterre en slinger te waarneem, kan navorsers allerhande inligting uitwerk oor planete, insluitend die deursnee, massa en digtheid daarvan. Die digtheid toon aan of die planeet rotsagtig of gasagtig is, en die afstand vanaf die ster gee 'n aanduiding van die oppervlaktetemperatuur. Uiteindelik kan navorsers moontlik aardagtige planete in 'n wentelbaan om sonagtige sterre opspoor op 'n afstand wat vloeibare water op hul oppervlaktes kan laat bestaan.

Die & # 8220 eerste lig & # 8221 -beeld van NEID is vandeesweek op die 235ste vergadering van die American Astronomical Society in Honolulu gewys, wat die lig illustreer wat die sonagtige ster 51 Pegasi in die konstellasie Pegasus bespeur het.


Hoe kan ek die radius van 'n eksoplanet vind met behulp van doppler-spektroskopie - Sterrekunde

Mense wonder al lank oor planete rondom ander sterre, diegene wat ons nou eksoplanete of buitesolêre planete noem. Tog het dit tot aan die einde van die 20ste eeu geneem om die eerstes te vind.

Dit is nie verbasend dat dit so lank geneem het nie. Die sterre is so ver dat selfs die lig van ons honderd naaste bure tot twintig jaar neem om hierheen te kom. Daarbenewens moet ons onthou dat ons sonstelselplanete sien deur weerkaatsde sonlig. As ons 24 triljoen myl daarvandaan was - die afstand na die volgende ster - sou selfs Jupiter in die sonlig gedompel wees.

Dit beteken dat sterrekundiges nie buite-solare planete vind deur bloot hul teleskope op sterre in die omgewing te rig nie. Eintlik het ons eers in 2005 die eerste beeld van 'n buite-solare planeet gehad. Die tegnologie vir beelding het verbeter tot die punt dat 'n paar dosyn buite-solare planete deur direkte beelding ontdek is. Dit is egter nie baie van die meer as vyf duisend wat tans bekend of vermoed word nie.

Hoe vind hulle dan die planete as hulle dit nie kan sien nie? Dit is gewoonlik deur die invloed van 'n planeet op sy ster op te spoor.

Doppler spektroskopie
Die metode wat die ontdekking van die meeste van die buitekolêre planete in die eerste vyftien jaar van ontdekkings moontlik gemaak het, is Doppler-spektroskopie. Dit word ook die radiale snelheidsmetode genoem, of populêr die slingermetode.

Klankgolwe
Dink aan hoe die noot van die sirene van 'n noodvoertuig verander soos dit nader kom en dan by u verbygaan. Soos die voertuig naderkom, bondel dit die klankgolwe. Dit verhoog die frekwensie van die golwe, wat die noot hoër maak. Nadat dit verby is en wegbeweeg, vind die teenoorgestelde plaas en die toonhoogte sak. Dit is die Doppler-effek.

Liggolwe
Die Doppler-effek is ook van toepassing op liggolwe. In die boonste prentjie sien ons 'n lyn vanaf die spektrum van 'n sterrestelsel. Op die middelste prentjie beweeg die sterrestelsel van ons af weg. Die liggolwe word gestrek, en aangesien langer golwe rooier is, het die lyn na die rooi punt van die spektrum beweeg - dit is rooi verskuiwing. In die onderste prentjie kom die sterrestelsel na ons toe. Die liggolwe word saamgedruk, sodat die lyn na die korter golflengte (blou) punt van die spektrum beweeg het - dit is blueshift.

Om planete wentel
Streng gesproke wentel planete nie om sterre nie. Deur 'n wedersydse aantrekkingskrag trek die ster en planeet om hul gemeenskaplike swaartepunt. Hierdie middelpunt is binne-in die ster, so die interaksie laat die ster effens waggel. As die planeet in 'n wentelbaan die ster afwisselend na ons toe laat beweeg, kan 'n sensitiewe teleskoop wisselende blou en rooi verskuiwings in die ligspektrum opspoor. Die frekwensie van die verskuiwings toon die wentelperiode van die planeet en die grootte van die verskuiwings vertel ons van die massa.

Uiteindelik sukses
In 1995 ontdek die Switserse sterrekundiges Michel Mayor en Didier Queloz die eerste eksoplaneet wat om 'n sonagtige ster wentel. Dit was nogal 'n verrassing, want dit het ten minste die helfte van die massa van Jupiter gehad, maar was in 'n nouer baan as wat die van Mercurius na die son is. Dit was die eerste van die 'hot Jupiters'.

Hot Jupiters is nie die algemeenste planete in die Melkweg nie, maar dit was die maklikste om dit te vind. Massiewe en naby aan die ster, hul swaartekrag-invloed word gemaksimeer. En dit duur nie lank voordat herhaalde waarnemings die wenteltyd bepaal nie. Daarenteen neem Jupiter self twaalf jaar om die son te wentel.

In die beginjare van die vind van eksoplanete was byna al die ontdekkings deur die radiale snelheidsmetode. In 2010 het die helfte van die ontdekkings egter op verskillende maniere gekom - die transito-metode.

Die transito-metode
'N Transito vind plaas wanneer 'n planeet die skyf van sy ster kruis. Dit veroorsaak 'n klein duik in die helderheid van die ster. Die grootte van die dip gee bewys van die deursnee van die planeet, en die wentelperiode word bepaal deur die tydsberekening van die dalings. Aangesien daar baie oorsake vir variasie in sterlig is, word deurgange dikwels deur verskillende opvolgmetodes bevestig. Sedert 2011 is die meeste eksoplanetontdekkings via die deurvoermetode gedoen.

Kepler en K2
Die grootste bydrae tot die ontdekking van eksoplanet was tot dusver die NASA se Kepler-missie. Dit is in Maart 2009 van stapel gestuur en 'n klein, bevolkte sterreveld gemonitor. Aangesien die sensitiewe fotometer nie deur die aarde se atmosfeer vervorm is nie, kon dit die deurgang van kleiner planete opspoor. Een van die missiedoelwitte was om planete op aarde te vind. Daar is geen aarde-tweeling gevind nie, maar daar is byna drie dosyn bevestigde ontdekkings wat minder as twee keer Aardgrootte is en in die bewoonbare sones van hul sterre.

Kepler se belangrikste missie het in 2013 geëindig toe 'n tweede stabiliseerder misluk het, wat dit nie moontlik maak om presiese teikens uit te voer nie. Daar is egter nog 'n groot hoeveelheid data om te ontleed en nuwe ontdekkings te maak. Daarbenewens is daar in 2014 'n vernuftige oplossing gevind wat Kepler in staat gestel het om 'n nuwe missie, genaamd K2, uit te voer.

Vanaf Julie 2018 het die twee missies 2650 bevestigde eksoplanete en 2500 kandidaat-eksoplanete gevind.

Nuwe missies en grondgebaseerde programme brei die soektog uit.

Inhoud kopiereg en kopie 2021 deur Mona Evans. Alle regte voorbehou.
Hierdie inhoud is geskryf deur Mona Evans. As u hierdie inhoud op enige manier wil gebruik, het u skriftelike toestemming nodig. Kontak Mona Evans vir meer inligting.


Kyk (en hoor) hoe NASA & # 8217s Perseverance Rover sy eerste selfie geneem het

Navorsing vind & # 8216fool se goud & # 8217; t tog nie so dwaas nie

Deurlopende aktiwiteit van klein aardbewings laat berge groei

Vyf dood na die seldsame tornado in Tsjeggië

'N Eksoplanet net 26 ligjare weg lyk na die beste wat ons nog gevind het om na die atmosfeer van uitheemse wêrelde te kyk.

Die eksoplanet, genaamd Gliese 486 b, is 'n rotsagtige wêreld wat volgens sterrekundiges soortgelyk kan wees aan Venus en 'n rotsagtige, warm en moontlik 'n atmosfeer (alhoewel dit baie dunner sou wees as Venus & # 8217). En dit voldoen aan al die kriteria waarna ons soek as ons probeer om eksoplanetêre atmosfeer te vind om met die volgende generasie teleskope te ondersoek.

Dit is nie net naby nie, dit gaan ook tussen ons en sy ster, 'n relatief koel, kalm rooi dwerg, wat die atmosfeer van die agtergrond kan verlig. Dit is ook reg in die temperatuur soetplek vir spektroskopie om die atmosferiese samestelling te ontleed.

& # 8220Van die eerste oomblik af het ons besef dat hierdie planeet 'n juweel is: om 'n nabygeleë helder ster wentel en voor ons verby gaan vanuit ons oogpunt hier op aarde, & # 8221 het die astrofisikus Juan Carlos Morales van die Instituut vir Ruimtestudies van Katalonië.

& # 8220 Ons het ons bes gedoen om die eienskappe daarvan presies te bepaal en maak ons ​​gereed vir verdere karakterisering. Hierdie planeet kan 'n springsteen word om die struktuur en evolusie van eksoplanetatmosfeer te verstaan. & # 8221

Sedert die ontdekking van die eerste eksoplaneet, of planeet buite die sonnestelsel, in die negentigerjare bevestig is, het sterrekundiges duisende daarvan in die Melkwegstelsel geïdentifiseer.

Wat ons tot dusver ontdek het, is 'n onvolledige prentjie, onderhewig aan tegnologiese beperkings, maar tog kon ons baie leer oor die verskillende planete daar buite en hul groottes en massas, hul digthede, hoe hulle wentel hul sterre, die soort ding.

Atmosfere is baie lastiger. Oor die algemeen ontdek ons ​​eksoplanete met behulp van twee metodes wat gebaseer is op die effek wat die eksoplanete op hul sterre het.

Daar is 'n Doppler-spektroskopie: dit bespeur 'n ster se baie flou wankelende beweging as dit in 'n klein sirkel beweeg as gevolg van die gravitasie-interaksie met die eksoplanet.

En daar is 'n transito-fotometrie, wat die baie flou veranderinge in sterlig waarneem as 'n eksoplaneet voor die ster beweeg, of beweeg.

Om 'n eksoplanet en # atmosfeer te bestudeer, soek sterrekundiges na klein veranderinge in die golflengtespektrum vanaf 'n ster terwyl 'n eksoplanet daaroor beweeg. Sommige golflengtes word deur elemente in die atmosfeer geabsorbeer of vrygestel, en as donkerder of helderder lyne op die spektrum getoon, kan dit gebruik word om die chemiese samestelling van die atmosfeer te bepaal.

Soos u kan dink, is dit baie uitdagend om te doen. Eksoplanete is baie ver weg, en die seine waaroor ons praat, is baie flou.

Om 'n atmosfeer te kan bestudeer, is dit ideaal om 'n paar belangrike dinge te hê. Hoe nader, hoe beter is die een. 'N Helder ster waarvan die lig 'n sterk spektrum moet gee, is 'n ander. En natuurlik is daar die transito-exoplaneet self, ideaal op 'n kort baan, sodat daar binne 'n kort tydjie veelvoudige gange waargeneem kan word en dan gestapel word om die sein te versterk.

Exoplanetbane kan op enige manier wees, en as die baan kort is, is die exoplanet baie naby aan die ster, wat dit te warm kan maak vir spektroskopiese waarnemings.

Daar is gevind dat Gliese 486 b, met 'n hoë presisie met behulp van beide Doppler-spektroskopie en transito-fotometrie, al hierdie blokkies regmerk.

& # 8220Die nabyheid van Gliese 486 b het ons in staat gestel om die massa daarvan met ongekende presisie te meet, danksy waarnemings wat met die CARMENES en die MAROON-X-instrumente gedoen is, en die astronoom Trifon Trifonov van die Max Planck Instituut vir Sterrekunde aan ScienceAlert verduidelik.

& # 8220Daarbenewens is gevind dat die planeet ook periodiek deur die NASA se Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) ruimtetuig kruis, wat 'n seldsame gebeurtenis is. Die kombinasie van 'n goed gekarakteriseerde planeetmassa en wentelkonfigurasie uit Doppler-data, en presiese planetêre radius en wenteltydperk vanaf deurgange vir so 'n noue eksoplanet, maak dit 'n uitsonderlike ontdekking. & # 8221

Die eksoplanet, volgens die navorsingspan, is ongeveer 1,3 keer die grootte van die aarde en ongeveer 2,8 keer die digtheid daarvan. Dit dui op 'n aardse samestelling, ryk aan metale, soos die aarde of Venus. Dit is ook baie naby aan sy ster, op 'n wentelbaan van net 1,5 dae.

Omdat die ster 'n koel rooi dwerg is, is die eksoplaneet se ewewigtemperatuur slegs 700 Kelvin. Dit klink miskien vir ons geweldig onherbergsaam, maar dit is net reg vir atmosferiese waarnemings.

& # 8220Die nabyheid aan die rooi dwerg Gliese 486 verhit die planeet aansienlik tot ongeveer 430 grade Celsius (806 grade Fahrenheit of 700 Kelvin), wat sy landskap warm en droog maak, afgewissel met vulkane en gloeiende lawariviere. In hierdie konteks is Gliese 486 b meer soortgelyk aan Venus as aan die aarde, & # 8221 Trifonov.

Dit is wat dit geskik maak vir emissiespektroskopie & # 8211 wanneer die eksoplaneet langs die ster is, wat sy lig weerkaats & # 8211 en studies wat veranderinge in sterlig behels om 'n atmosfeer te soek.

& # 8220As die temperatuur honderd grade kouer was, sou dit ongeskik gewees het vir opvolgwaarnemings, terwyl die hele oppervlak van die planeet lawa sou wees as dit honderd grade warmer sou wees, en sou sy atmosfeer meestal uit verdampte rotse bestaan , wat ons niks sal vertel oor die oeratmosfeer nie, & # 8221 Trifonov opgemerk.

Op elke manier wat geskik is om die atmosfeer van 'n eksoplanet te verstaan, is Gliese 486 b reg op die lieflike plek. En sê nou daar word geen atmosfeer ontdek nie? Wel, dit sal ons help om te verstaan ​​hoe goed klipperige eksoplanete hul atmosfeer behou as hulle regtig naby hul sterre wentel.

Die James Webb-ruimteteleskoop, waarvan die missie die bestudering van eksoplanetêre atmosfeer insluit, begin later vanjaar. Hopelik sal Gliese 486 b op die spyskaart verskyn.


Radiovrystellings vanaf 'n eksoplanet is opgespoor

Dit is baie moeilik om planete in die heelal te vind. Ek sê dit ten spyte van die feit dat twee planete in die hemel op die aarde môre in lyn sal wees om een ​​van die helderste voorwerpe te vorm wat in honderde jare gesien kan word. Maar hoewel helder Jupiter en Saturnus altyd met die blote oog sigbaar is, is Neptunus eers in 1846 direk waargeneem ondanks die feit dat hy in ons sonnestelsel aanwesig was. Ons begin nie planete ontdek nie In die buiteland Die sonnestelsel tot 150 jaar na Neptunus. Soos Neptunus, vind ons dit (hoewel indirek) deur sigbare lig. 'N Internasionale span navorsers het egter dalk net die eerste ontdekking van 'n buitekolêre planeet gemaak deur radio-uitstoot vanaf die auroras van die planeet.

Tans het ons 'n hele paar maniere om verre wêrelde buite ons sonnestelsel te ontdek. Die suksesvolste is Doppler-spektroskopie (of radiale snelheidsmetode) en die kruisingsmetode. U ken die effek van Doppler in klankgolwe. Die ambulanssirene piep harder as hy naderkom, maar minder as hy wegtrek. Liggolwe word ook blootgestel aan die Doppler-effek. As 'n voorwerp ons nader, verander die lig na 'n blouerige deel van die sigbare spektrum. Soos die liggaam van ons af wegbeweeg, draai sy lig na die rooier deel van die spektrum. Planetêre sterre vertoon 'n bewegende blou en rooi lig omdat hulle letterlik heen en weer wieg terwyl hulle getrek word deur die swaartekrag van die planete om hulle. Ossillasie word gemeet as die & # 8220radiale snelheid & # 8221 van die ster of die snelheid waarmee dit gedurende die ossillasie na ons toe of weg beweeg.

Die opsporing van radio-emissies voeg 'n nuwe moontlike manier toe om na eksoplanete te soek. Van die drie sonnestelsels wat waargeneem is, het die Tau Boötis-sterstelsel 'n belowende resultaat getoon wat volgens die span 'n radio-uitstoot van 'n planeet kan wees. Tau Boötis is 51 ligjare van die aarde af in die sterrebeeld Boötes geleë. Die stelsel bevat 'n lêer Klas F-ster (Tau Boötis A) is ongeveer 50% groter as ons son en is drie keer helderder. Die ster het 'n rooi dwerggenoot klas M (Tau Boötis B) wat op 'n afstand van 220 AU wentel. Meer as 7 keer die afstand wat Neptunus om ons son wentel. Die belangrikste F-ster het 'n bekende gasreus-eksoplaneet genaamd Tau Boötis Ab. Tau Boötis Ab was eintlik een van die vroegste eksoplanete wat in 1996 met behulp van Doppler-spektroskopie ontdek is.

Daar is sterk bewyse dat die radiosein van die Tau Boötis-stelsel vanaf die planeet self uitstraal. Tau Boötis Ab is 'n gasreus & # 8220hot Jupiter & # 8221 wat wentel sewe Die afstand wat Mercurius om ons son wentel. Haar jaar is net 3 dae. Die nabyheid aan die ster Tau Boötis Ab is 'n ideale kandidaat vir radio-uitsaaimonitering. Die magneetveld van die planeet is nou verweef in sterre plasma, wat aanleiding gee tot radiovrystellings A. 'n miljoen keer Jupiter en sy magtigste planeet.

Planetêre radio-uitstoot kan sterker wees as die emissie van 'n ster wat die een van die ander onderskei. Die waargenome sein het ook 'n tellingpolarisasie getoon. Voorspelde aurorale planetêre radio-emissie, wat ook verskil van ander astronomiese voorwerpe. Fakkels en sterreontploffings kan egter soms gepolariseer word in die sin dat die radiobron kan ontstaan ​​uit Tau Boötis B, die metgeselle dwergster, waar dwergsterre M bekend staan ​​as gewelddadige sonfakkels. Die span merk op: & # 8220Volgnotas is nodig om die teenwoordigheid van hierdie dowwe sein te bevestig en sodoende die bron daarvan te verifieer. & # 8221

Bewoonbare magnetiese omhulsels

As die sein wel van Tau Boötis Ab afkomstig is, kan ons 'n nuwe era van ontdekking van eksoplanet sien. Pas om hierdie nuwe era deur Tau Boötis Ab te betree. Die warm Jupiters was onder die eerstes wat deur Doppler-spektroskopie ontdek is, omdat hul massa en noue baan na hul sterre die & # 8220wiggle & # 8221 van daardie ouersterre duideliker gemaak het. Ek het ook 'n persoonlike affiniteit met hierdie planeet as 'n sterrewag toe ek my loopbaan begin het in die wetenskaplike uitreik & # 8211 Troutier-sterrewag aan die Simon Fraser Universiteit & # 8211 Herhalende Doppler-aantekeninge wat die teenwoordigheid van warm Jupiter in Tau Boötis A getoon het.

Wat voorheen dekades gelede die tuiste van professionele sterrewagte was, kan op groter skaal weergegee word met omvang wêreldwyd, soos dié van SFU. Miskien sal kleiner sentrums oor nog 'n paar dekades dieselfde hiërargie in LOFAR-gebaseerde tegnologie ervaar as ons na auroras uit verre wêrelde by openbare bewustheidswaarnemings of selfs tuis luister. Benewens die nuwe opsporingsinstrument, is die implikasie van hierdie bevinding dat ons 'n metode het om die sterkte van die magnetosfeer van die verre wêreld te bepaal & wat verband hou met die bewoonbaarheid. Die Aarde se atmosfeer word beskerm deur ons magnetiese veld wat voorkom dat die sonwind ons atmosfeer die ruimte in dra & # 8211 letterlik deur die son gewaai word & # 8211 soos dit gebeur het. Mars se atmosfeer was digter.

Probeer om op 21 Desember die Jupiter / Saturn-verbinding hier in ons sonnestelsel vas te vang, terwyl ons besig is om nuwe maniere te verfyn om planete in die heelal te vind. U. Universe Today bied (hopelik) 'n Virtual Star Party aan wat 'n duidelike uitsig van êrens op die planeet uitsaai wat ons dan indirek kan ervaar, gegewe ons weer hier in die Noordwes-Stille Oseaan. U kan die Virtual Star-party kontak deur die onderstaande skakel te gebruik. (Begintyd eindig nog. Kyk na die uitsaaiskakel vir opdaterings).


Ander lêers en skakels

  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

Vorming, opsporing en karakterisering van ekstrasolêre bewoonbare planete. S293. red. Cambridge University Press, 2012. p. 403-406 (Proceedings of the International Astronomical Union Vol. 8, No. S293).

Navorsingsuitsette: Hoofstuk in boek / verslag / konferensieprosedure ›Konferensiebydrae

T1 - Enkelmodus, uiters presiese doppler-spektrograwe

AU - Betters, Christopher H.

N1 - Kopiereg: Kopiereg 2014 Elsevier B.V., Alle regte voorbehou.

N2 - Die 'heilige graal' van eksoplanetnavorsing vandag is die opsporing van 'n aardagtige planeet: 'n rotsagtige planeet in die bewoonbare sone rondom 'n hoofreeksster. Uiters presiese Doppler-spektroskopie is 'n onontbeerlike hulpmiddel om aardagtige planete te vind en te karakteriseer, maar om hierdie planete rondom sterre van die son te vind, benodig ons byna een orde met 'n beter akkuraatheid van die radiale snelheid (RV) as wat die beste huidige spektrograwe bied. Onlangse verwikkelinge in astrofotonika (Bland-Hawthorn & amp Horton 2006, Bland-Hawthorn et al. 2010) en adaptiewe optika (AO) stel enkelmodus vesel (SMF) gevoed, hoë resolusie spektrograwe in staat, wat die volgende stap in presisie kan realiseer. SMF-toevoer het intrinsieke voordele bo multimode vesel- of spleet gekoppelde spektrograwe: die intensiteitsverdeling by die veseluitgang is buitengewoon stabiel en gevolglik word die lynverspreidingsfunksie van 'n goed ontwerpte spektrograaf volledig ontkoppel van die toevoerkoppelingstoestande, soos om te lei of te sien variasies (Ihle et al. 2010). Modale geraas, 'n beperkende faktor in die huidige multimode-vesel gevoed instrumente (Baudrand & amp Walker 2001), kan uitgeskakel word deur die regte ontwerp, en die afbreek beperkte invoer vir die spektrograaf maak voorsiening vir baie kompakte instrumentontwerpe wat uitstekende optomeganiese stabiliteit bied. 'N SMF is die ideale koppelvlak vir nuwe, baie presiese golflengte-kalibrators, soos laserfrekwensie-kamme (Steinmetz et al. 2008, Osterman et al. 2012), of SMF-gebaseerde Fabry-Perot Etalons (Halverson et al. 2013). Op naby infrarooi golflengtes is hierdie tegnologie gereed om geïmplementeer te word in instrumente op die lug, of reeds in gebruik. Ons bespreek 'n nuwe konsep vir so 'n spektrograaf.

AB - Die 'heilige graal' van eksoplanetnavorsing van vandag is die opsporing van 'n aardagtige planeet: 'n rotsagtige planeet in die bewoonbare gebied rondom 'n hoofreeksster. Uiters presiese Doppler-spektroskopie is 'n onontbeerlike hulpmiddel om aardagtige planete te vind en te karakteriseer, maar om hierdie planete rondom sterre van die son te vind, benodig ons byna een orde met 'n beter akkuraatheid van die radiale snelheid (RV) as wat die beste huidige spektrograwe bied. Onlangse ontwikkelinge in astrofotonika (Bland-Hawthorn & amp Horton 2006, Bland-Hawthorn et al. 2010) en adaptiewe optika (AO) maak 'n hoë resolusie-spektrografie met 'n enkelmodus vesel (SMF) moontlik, wat die volgende stap in presisie kan realiseer. SMF-voere het intrinsieke voordele bo multimode vesel- of spleetgekoppelde spektrograwe: die intensiteitsverdeling by die veseluitgang is buitengewoon stabiel en gevolglik word die lynverspreidingsfunksie van 'n goed ontwerpte spektrograaf volledig ontkoppel van die toevoerkoppelingstoestande, soos lei of sien variasies (Ihle et al. 2010). Modale geraas, 'n beperkende faktor in huidige multimode-vesel gevoed instrumente (Baudrand & amp Walker 2001), kan uitgeskakel word deur die regte ontwerp, en die diffraksie beperkte invoer vir die spektrograaf maak voorsiening vir baie kompakte instrumentontwerpe wat uitstekende optomeganiese stabiliteit bied. 'N SMF is die ideale koppelvlak vir nuwe, baie presiese golflengte-kalibrators, soos laserfrekwensie-kamme (Steinmetz et al. 2008, Osterman et al. 2012), of SMF-gebaseerde Fabry-Perot Etalons (Halverson et al. 2013). Op naby infrarooi golflengtes is hierdie tegnologie gereed om geïmplementeer te word in instrumente op die lug, of reeds in gebruik. Ons bespreek 'n nuwe konsep vir so 'n spektrograaf.

M3 - Konferensiebydrae

T3 - Verrigtinge van die Internasionale Astronomiese Unie

BT - Vorming, opsporing en karakterisering van ekstrasolêre bewoonbare planete


Swaartekraglens

Fig. 8 Diagram wat lig toon wat afkomstig is van 'n bronster en gebuig word deur 'n lensster terwyl die lig na die aarde beweeg.
Krediet: Grant Christie.

Gravitasie-lensing is gebaseer op Einstein se algemene relatiwiteitsteorie. Een van die gevolge van die teorie is dat as lig verby 'n hemelliggaam beweeg, die liggaam se swaartekrag die lig ooit so effens sal buig. Gravitasie-lense pas dit toe om 'n toename in die helderheid van 'n verre ster op te spoor wat ongelooflik ver van die aarde af is, waarvoor 'n planeet toevallig vooraan gaan. Die proses behels twee sterre - een ver weg (die bronster) en een nader aan die aarde (die lensster) - en 'n planeet wat om die lensster wentel. As hierdie twee sterre in lyn is vanuit die perspektief van die Aarde, sal die lig wat deur die bronster vrygestel word, deur die lensster gebuig word.

Aangesien die twee sterre 'n perfekte lyn vorm, word die helderheid wat ons deur 'n teleskoop waarneem, versterk. Teleskope stel ons in staat om duideliker beelde te sien omdat dit 'n hoër resolusievermoë het as die menslike oog. A high resolving power allows an observer to see finer detail because more information (light) is packed into a smaller area. This condensing of light does not, however, allow an observer to differentiate between two different sources of light. As a result, the only image we can see is that of amplified brightness. In some cases, the light ‘from’ the lensing star is amplified by up to 1000x. This lasts until the lensing star and the source star lose alignment, which happens naturally as galaxies both move and rotate in the universe. The lensing which can take anywhere from a few weeks to a few months. 15

During the alignment of the lens and source stars, light bends around the lensing star two distinct streams of light reach Earth—the light originating from the source star and from the lens star. But as light also travels past the planet, another stream of light appears. Keep in mind that light is a type of energy, we cannot physically ‘see’ the light that arrives at Earth, but we can detect when these streams of light are combined because their brightness appears amplified. What is important is that we can detect when the light is being bent by the lens star and when it is being bent by the exoplanet. The light bent by the planet appears to us as a temporary spike in brightness. It may last for a couple of hours or multiple days. The duration and intensity of the planet’s bent light can be used to be used to determine a planet’s mass, orbit, and period with a high accuracy and probability. 16

Like all methods of discovering exoplanets, gravitational lensing has inherent advantages and disadvantages. It can be used to discover planets incredibly far away from Earth—sometime thousands of light years away. 16 Since gravitational lensing boils down to setting up a large telescope and watching for changes in flux measured, it is possible to examine massive search areas. We are essentially targeting tens of thousands of stars at the same time. However, the nature of the method has specific draw backs, particularly concerning repeatability and the accuracy of measurements. Due to the particular conditions that need to be met (that a lens star, with a planet, and source star line up from our perspective on Earth) to detect an exoplanet through gravitational lensing, it is unlikely to repeat these observations after stars fall out of alignment. If scientists’ measurements are even slightly inaccurate any error is greatly amplified and the results will not correspond to reality in any meaningful capacity.


Procedure

'N Reeks waarnemings word gemaak van die ligspektrum wat deur 'n ster uitgestraal word. Periodieke variasies in die ster se spektrum kan opgespoor word, met die golflengte van kenmerkende spektrale lyne in die spektrum wat oor 'n tydperk gereeld toeneem en afneem. Statistiese filters word dan op die datastel toegepas om spektrum-effekte van ander bronne te kanselleer. Met behulp van wiskundige beste pastegnieke kan sterrekundiges die periodieke sinusgolf wat 'n planeet in 'n baan aandui, isoleer. [6]

As 'n buite-solare planeet opgespoor word, kan 'n minimum massa vir die planeet bepaal word uit die veranderinge in die radiale snelheid van die ster. Om 'n meer presiese maatstaf van die massa te vind, moet u kennis dra van die neiging van die planeetbaan. 'N Grafiek van gemete radiale snelheid versus tyd gee 'n kenmerkende kurwe (sinuskurwe in die geval van 'n sirkelbaan), en die amplitude van die kurwe laat toe dat die minimum massa van die planeet bereken kan word met behulp van die binêre massafunksie.

Die Bayesiaanse Kepler-periodogram is 'n wiskundige algoritme wat gebruik word om enkel- of meervoudige buitesolêre planete op te spoor uit opeenvolgende metings van die radiale snelheid van die ster wat hulle wentel. Dit behels 'n Bayesiese statistiese analise van die radiale snelheidsdata, met behulp van 'n voorafgaande waarskynlikheidsverdeling oor die ruimte, bepaal deur een of meer stelle Kepleriaanse baanparameters. Hierdie analise kan geïmplementeer word volgens die Markov-ketting Monte Carlo (MCMC) metode.

The method has been applied to the HD 208487 system, resulting in an apparent detection of a second planet with a period of approximately 1000 days. However, this may be an artifact of stellar activity. [10] [11] The method is also applied to the HD 11964 system, where it found an apparent planet with a period of approximately 1 year. However, this planet was not found in re-reduced data, [12] [13] suggesting that this detection was an artifact of the Earth's orbital motion around the Sun. [ citation needed ]

Alhoewel die radiale snelheid van die ster slegs die minimum massa van 'n planeet gee, kan die radiale snelheid van die planeet self gevind word as die spektrale lyne van die planeet van die ster se spektrale lyne onderskei kan word en dit gee die neiging van die planeet se baan en daarom die planeet se werklike massa kan bepaal word. The first non-transiting planet to have its mass found this way was Tau Boötis b in 2012 when carbon monoxide was detected in the infra-red part of the spectrum. [14]

Voorbeeld

The graph to the right illustrates the sine curve created using Doppler spectroscopy to observe the radial velocity of an imaginary star which is being orbited by a planet in a circular orbit. Waarnemings van 'n regte ster sal 'n soortgelyke grafiek lewer, alhoewel eksentrisiteit in die baan die kromme sal verdraai en die onderstaande berekeninge sal bemoeilik.

This theoretical star's velocity shows a periodic variance of ±1 m/s, suggesting an orbiting mass that is creating a gravitational pull on this star. Using Kepler's third law of planetary motion, the observed period of the planet's orbit around the star (equal to the period of the observed variations in the star's spectrum) can be used to determine the planet's distance from the star () using the following equation:

  • r is die afstand van die planeet vanaf die ster
  • G is die gravitasiekonstante
  • Mster is die massa van die ster
  • Pster is die waargenome periode van die ster

Having determined , the velocity of the planet around the star can be calculated using Newton's law of gravitation, and the orbit equation:

waar is the velocity of planet.

Die massa van die planeet kan dan gevind word vanaf die berekende snelheid van die planeet:

waar is the velocity of parent star. The observed Doppler velocity, , where i is the inclination of the planet's orbit to the line perpendicular to the line-of-sight.

As ons dus 'n waarde vir die helling van die planeet se baan en die massa van die ster aanneem, kan die waargenome veranderinge in die radiale snelheid van die ster gebruik word om die massa van die buitesolare planeet te bereken.


Title: STRONG CONSTRAINTS TO THE PUTATIVE PLANET CANDIDATE AROUND VB 10 USING DOPPLER SPECTROSCOPY

We present new radial velocity (RV) measurements of the ultra-cool dwarf VB 10, which was recently announced to host a giant planet detected with astrometry. The new observations were obtained using optical spectrographs (MIKE/Magellan and ESPaDOnS/CFHT) and cover 65% of the reported period of 270 days. The nominal precision of the new Doppler measurements is about 150 m s while their standard deviation is 250 m s. However, there are indications that such a larger variation is due to uncontrolled systematic errors. We apply least-squares periodograms to identify the most significant signals and evaluate their false alarm probabilities (FAPs). We show that this method is the proper generalization to astrometric data because (1) it mitigates the coupling of the orbital parameters with the parallax and proper motion, and (2) it permits a direct generalization to include nonlinear Keplerian parameters in a combined fit to astrometry and RV data. Our analysis of the astrometry alone uncovers the reported 270 day period and an even stronger signal at 50 days. We estimate the uncertainties in the parameters using a Markov chain Monte Carlo approach. Although the new data alone cannot rule out the presence of a candidate, when combined withmore » published RV measurements, the FAPs of the best solutions grow to unacceptable levels strongly suggesting that the observed astrometric wobble is not due to an unseen companion. The new measurements put an upper limit of m sin i 2.5 m for a companion with a period shorter than one year and moderate eccentricities. & laquo minder