Sterrekunde

Watter persentasie planete vir bewoonbare sones is opspoorbaar deur vervoer?

Watter persentasie planete vir bewoonbare sones is opspoorbaar deur vervoer?


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 besef dat die waarskynlikheid om 'n planeet op te spoor afhang van die grootte van die ster, die grootte van die planeet se baan en die grootte van die planeet; en wissel van ~ 10% tot 'n klein fraksie van een persent.

Die bewoonbare sone van 'n ster is egter 'n funksie van die ster se helderheid, en verbind dus die grootte van die ster ten minste statisties met die grootte van 'n planeet se baan as daar aanvaar word dat die planeet in die bewoonbare sone is. Daar is ook 'n bekende verspreiding van die relatiewe aantal sterre van verskillende groottes.

Met alles saamgestel, kan ons 'n redelike skatting vorm van die persentasie planete vir bewoonbare sone wat met die vervoermetodes opgespoor kan word? Die totale persentasie moet tussen 10% en ongeveer 0,1% wees, wat daarop dui dat as ons dit doen in staat is om op te spoor, sê maar, 5 bewoonbare sone-planete binne 100 ligjare is daar waarskynlik eintlik minstens 50.


Agter in die koevertyd.

Eerstens moet ons perfekte data aanneem, dus die enigste faktor hier is of daar 'n geometriese verduistering is of nie. Natuurlik, as u slegter data het, sal u 'n paar planete mis, omdat hulle te klein is. maw ons is op soek na die breuk wat opgespoor kan word in prinsiep.

Laat ons aanneem dat die planete klein genoeg is om die grootte daarvan nie regtig te beïnvloed nie $ sim R _ * / a $, waar $ a $ is die semi-hoofas.

Kom ons aanvaar sirkelbane.

Kom ons aanvaar 'n kaal planeet sonder albedo, sodat die ewewigtemperatuur gegee word deur $$ T _ { rm eq} = T_ * sqrt { frac {R _ *} {2a}} . $$ Laat ons aanvaar dat 'n tipiese ster in die Melkweg 'n M-dwerg met 'n temperatuur is $ T_ * simeq 3500 $ K en 'n radius van $ R_ * = 0,5 R _ { odot} $, en laat ons aanneem dat die waarskynlikheid van die voorkoms van die planeet onafhanklik is van sterremassa, sodat die eienskappe van 'n M-dwerg vir statistiese doeleindes aanvaar kan word (in die praktyk sal die antwoord afhang van watter soort ster u oorweeg).

Kom ons neem aan dat 'n bewoonbare planeet die ewewigtemperature tussen 273K en 350K moet hê (arbitrêr ken ek en ignoreer die atmosfeer). Die omvang van $ a $ want hierdie temperatuurbereik, rondom ons fidusiële M-dwerg, is tussen $ 50R _ { odot} $ en $ 82R _ { odot} $, met 'n waarskynlikheid om 'n deurgang van tussen 0,6-1,0% op te spoor.

Dit is dus my antwoord 0.6-1%

Die waarskynlikheid vir sterre met 'n hoër massa is kleiner en daar is minder. Dit is omdat die planete, hoewel dit groter is, baie verder moet wees om in die bewoonbare sone te wees (bv. Die waarskynlikheid vir deurgang vir die aarde is 0,4%). Die belangrikste onsekerheid is die waarskynlikheid van 'n nabye planeet-voorkoms vir sterre met baie lae massa, waar die transito-waarskynlikheid baie hoër kan wees, alhoewel daar minder gasheervoorwerpe is.


Kepler Ontdek Kleinste & # 8216Habitable Zone & # 8217 Planete tot nog toe

NASA se Kepler-missie het twee nuwe planetêre stelsels ontdek wat drie super-Aarde-grootte planete in die & # 8220-bewoonbare sone insluit, en die afstand van 'n ster waar die oppervlaktemperatuur van 'n wentelende planeet geskik is vir vloeistof. water.
Die Kepler-62-stelsel het vyf planete 62b, 62c, 62d, 62e en 62f. Die Kepler-69-stelsel het twee planete 69b en 69c. Kepler-62e, 62f en 69c is die super-aarde-grootte planete.

Twee van die nuut ontdekte planete wentel om 'n ster kleiner en koeler as die son. Kepler-62f is slegs 40 persent groter as die aarde, wat dit die exoplanet maak wat die naaste aan die grootte van ons planeet is wat in die bewoonbare sone van 'n ander ster bekend is. Kepler-62f het waarskynlik 'n rotsagtige komposisie. Kepler-62e wentel om die binnekant van die bewoonbare sone en is ongeveer 60 persent groter as die aarde.

Die derde planeet, Kepler-69c, is 70 persent groter as die grootte van die aarde en wentel in die bewoonbare sone van 'n ster soortgelyk aan ons son. Sterrekundiges is nie seker oor die samestelling van Kepler-69c nie, maar die baan van 242 dae rondom 'n sonagtige ster lyk soos dié van ons naburige planeet Venus.

Wetenskaplikes weet nie of daar lewe op die nuutgevonde planete kan bestaan ​​nie, maar hul ontdekking dui daarop dat ons nog 'n stap nader is om 'n wêreld soortgelyk aan die aarde rondom 'n ster soos ons son te vind.

& # 8220Die ruimtetuig Kepler het beslis 'n rockster van die wetenskap geword, 'het John Grunsfeld, mede-administrateur van die Direktoraat Wetenskapsmissie by die NASA-hoofkwartier in Washington, gesê. & # 8220Die ontdekking van hierdie rotsagtige planete in die bewoonbare sone bring ons 'n bietjie nader daaraan om 'n plek soos 'n huis te vind. Dit is net 'n kwessie van tyd voordat ons weet of die sterrestelsel die tuiste is van 'n menigte planete soos die aarde, of ons 'n seldsaamheid is. & # 8221

Die Kepler-ruimteteleskoop, wat gelyktydig en deurlopend die helderheid van meer as 150 000 sterre meet, is die eerste missie van NASA wat die planete van die aarde om sterre soos ons son kan opspoor.

Kepler-62e, wat elke 122 dae om sy ster wentel, was die eerste van hierdie bewoonbare sone-planete wat geïdentifiseer is. Kepler-62f, met 'n orbitale periode van 267 dae, is later gevind deur Eric Agol, medeprofessor in sterrekunde aan die Universiteit van Washington en mede-outeur van 'n referaat oor die ontdekkings wat in die tydskrif Science gepubliseer is.

Die grootte van Kepler-62f word nou gemeet, maar die massa en samestelling daarvan is nie. Op grond van vorige studies van soortgelyke rotsagtige exoplanete kan wetenskaplikes egter die massa daarvan skat.

& # 8220Die opsporing en bevestiging van planete is 'n enorme samewerkende poging van talent en hulpbronne, en benodig kundigheid van regoor die wetenskaplike gemeenskap om hierdie geweldige resultate te lewer, & # 8221 het William Borucki, Kepler wetenskaplike hoofondersoeker by NASA se Ames Research Center gesê. op Moffett Field, Kalifornië, en hoofskrywer van die Kepler-62-stelselvraestel in Wetenskap. & # 8220Kepler het 'n herlewing van astronomiese ontdekkings gebring en ons maak uitstekende vordering om vas te stel of planete soos ons die uitsondering of die reël is. & # 8221

Die twee bewoonbare sone-wêrelde wat om Kepler-62 wentel, het drie metgeselle in wentelbane nader aan hul ster, twee groter as die grootte van die aarde en een ongeveer so groot soos Mars. Kepler-62b, Kepler-62c en Kepler-62d wentel onderskeidelik elke vyf, 12 en 18 dae, wat hulle baie warm en onherbergsaam maak soos ons dit ken.

Die vyf planete van die Kepler-62-stelsel wentel om 'n ster wat as 'n K2-dwerg geklassifiseer is, en meet net twee-derdes so groot soos die son en slegs 'n vyfde so helder. Op sewe miljard jaar oud is die ster ietwat ouer as die son. Dit is ongeveer 1 200 ligjaar van die aarde af in die sterrebeeld Lyra.

'N Metgesel van Kepler 69c, bekend as Kepler 69b, is meer as twee keer so groot soos die aarde en sweep elke 13 dae om sy ster. Die Kepler-69 planete & # 8217 gasheer behoort tot dieselfde klas as ons son, genaamd G-tipe. Dit is 93 persent so groot soos die son en 80 persent so helder en is ongeveer 2700 ligjaar van die aarde af in die sterrebeeld Cygnus.

& # 8220Ons weet net van een ster wat 'n planeet met die lewe, die son, huisves. Die vind van 'n planeet in die bewoonbare sone rondom 'n ster soos ons son is 'n belangrike mylpaal om ware aarde-planete te vind, & # 8221 het Thomas Barclay, wetenskaplike van Kepler by die Bay Area Environmental Research Institute in Sonoma, Kalifornië, en hoofskrywer gesê. van die Kepler-69-stelselontdekking wat in die Astrophysical Journal gepubliseer is.

Wanneer 'n planeetkandidaat deurtrek, of voor die ster van die ruimtetuig & # 8217s uitkykpunt verbygaan, word 'n persentasie lig van die ster geblokkeer. Die gevolglike duik in die helderheid van die sterlig onthul die oorgangs planeet en grootte relatief tot sy ster. Met behulp van die transito-metode het Kepler 2 740 kandidate opgespoor. Met behulp van verskillende ontledingstegnieke, grondteleskope en ander ruimtebates is 122 planete bevestig.

Vroeg in die missie het die Kepler-teleskoop hoofsaaklik groot, gasagtige reuse gevind in baie noue wentelbane van hul sterre. Dit staan ​​bekend as & # 8220hot Jupiters, en dit is makliker om op te spoor vanweë hul grootte en baie kort wentelperiodes. Die aarde sou drie jaar neem om die drie deurgange te bewerkstellig wat nodig is om as 'n planeetkandidaat aanvaar te word. Terwyl Kepler steeds waarneem, sal deurgangseine van bewoonbare sone-planete van die grootte van die aarde soos die son om sterre wentel, begin verskyn.

Ames is verantwoordelik vir Kepler & # 8217; s grondstelsel ontwikkeling, missie bedrywighede, en wetenskaplike data-ontleding. NASA se Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, Kalifornië, het die Kepler-missie-ontwikkeling bestuur.

Ball Aerospace & # 038 Technologies Corp. in Boulder, Colo., Het die Kepler-vlugstelsel ontwikkel en ondersteun missie-operasies met die Laboratorium vir Atmosferiese en Ruimtefisika aan die Universiteit van Colorado in Boulder.

Die Space Telescope Science Institute in Baltimore argiveer, huisves en versprei Kepler-wetenskaplike data. Kepler is die NASA se 10de ontdekkingsmissie en is gefinansier deur die agentskap en die direktoraat Wetenskapmissie.


Inhoud

Die volgende metodes het ten minste een keer suksesvol geblyk om 'n nuwe planeet te ontdek of 'n reeds ontdekte planeet op te spoor:

Radiale snelheid wysig

'N Ster met 'n planeet sal in sy eie klein baan beweeg in reaksie op die swaartekrag van die planeet. Dit lei tot variasies in die snelheid waarmee die ster na of van die Aarde af beweeg, dit wil sê die variasies is in die radiale snelheid van die ster ten opsigte van die Aarde. Die radiale snelheid kan afgelei word van die verplasing in die spektrumlyne van die ouerster as gevolg van die Doppler-effek. [1] Die radiale snelheidmetode meet hierdie variasies om die teenwoordigheid van die planeet met behulp van die binêre massafunksie te bevestig.

Die spoed van die ster rondom die massamiddelpunt van die stelsel is baie kleiner as dié van die planeet, omdat die radius van sy baan om die massamiddelpunt so klein is. (Die son beweeg byvoorbeeld met ongeveer 13 m / s as gevolg van Jupiter, maar slegs ongeveer 9 cm / s as gevolg van die aarde). Snelheidsveranderings tot 3 m / s of selfs ietwat minder kan egter met moderne spektrometers opgespoor word, soos die HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) -spektrometer by die ESO 3,6 meter-teleskoop in La Silla-sterrewag, Chili of die HIRES. spektrometer by die Keck-teleskope. 'N Besonder eenvoudige en goedkoop metode om radiale snelheid te meet, is "uitwendig verspreide interferometrie". [2]

Tot ongeveer 2012 was die radiale snelheidsmetode (ook bekend as Doppler-spektroskopie) verreweg die produktiefste tegniek wat deur planeetjagters gebruik is. (Na 2012 het die transito-metode van die Kepler-ruimtetuig dit in aantal verbygesteek.) Die radiale snelheidsein is onafhanklik van afstand, maar vereis 'n hoë sein-ruisverhouding-spektra om hoë presisie te behaal, en word dus gewoonlik net vir sterre in die omgewing gebruik , ongeveer 160 ligjaar van die aarde af, om planete met 'n laer massa te vind. Dit is ook nie moontlik om gelyktydig baie teikensterre met 'n enkele teleskoop waar te neem nie. Planete van Joviaanse massa kan waargeneem word rondom sterre tot 'n paar duisend ligjare weg. Hierdie metode vind maklik massiewe planete wat naby sterre is. Moderne spektrograwe kan ook maklik Jupiter-massaplanete opspoor wat 10 sterrekundige eenhede om die moederster wentel, maar die opsporing van die planete verg baie jare se waarneming. Aardmassaplanete is tans slegs opspoorbaar in baie klein wentelbane rondom sterre met lae massa, bv. Proxima b.

Dit is om twee redes makliker om planete rondom sterre met lae massa op te spoor: Ten eerste word hierdie sterre meer beïnvloed deur swaartekrag van planete. Die tweede rede is dat lae-massa hoofreekssterre oor die algemeen relatief stadig draai. Vinnige rotasie maak die spektraaldata minder duidelik, want die helfte van die ster draai vinnig weg van die oogpunt van die waarnemer terwyl die ander helfte nader kom. Dit is makliker om planete om massiewe sterre op te spoor as die ster die hoofreeks verlaat het, omdat die rotasie van die ster vertraag word.

Soms produseer Doppler-spektrografie vals seine, veral in multi-planeet- en meestersterstelsels. Magnetiese velde en sekere soorte steraktiwiteit kan ook vals seine gee. Wanneer die gasheerster verskeie planete het, kan valse seine ook ontstaan ​​as gevolg van onvoldoende data, sodat veelvuldige oplossings by die data pas, aangesien sterre gewoonlik nie deurlopend waargeneem word nie. [3] Sommige van die valse seine kan uitgeskakel word deur die stabiliteit van die planetêre stelsel te ontleed, fotometrie-analise op die gasheerster te doen en die rotasieperiode en steraktiwiteitsiklusperiodes te ken.

Planete met wentelbane wat baie geneig is tot die siglyn vanaf die aarde, produseer kleiner sigbare wiebels en is dus moeiliker op te spoor. Een van die voordele van die radiale snelheidsmetode is dat die eksentrisiteit van die planeet se baan direk gemeet kan word. Een van die belangrikste nadele van die radiale snelheidsmetode is dat dit slegs die minimum massa van 'n planeet kan skat (M ware ∗ sin ⁡ i < displaystyle M _ < teks> * < sin i> ,>). Die posterior verspreiding van die hellingshoek i hang af van die ware massaverspreiding van die planete. [4] Wanneer daar egter verskeie planete in die stelsel is wat relatief naby mekaar wentel en voldoende massa het, kan 'n baanstabiliteitsanalise die maksimum massa van hierdie planete beperk. Die radiale snelheidmetode kan gebruik word om bevindings wat deur die transito-metode gemaak is, te bevestig. Wanneer albei metodes in kombinasie gebruik word, kan die ware massa van die planeet geskat word.

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 spektrumlyne van die planeet van die spektrumlyne van die ster onderskei kan word, en dit gee die neiging van die planeet se baan. Dit maak die meting van die werklike massa van die planeet moontlik. Dit sluit ook vals positiewe uit, en bied ook gegewens oor die samestelling van die planeet. Die belangrikste probleem is dat sulke opsporing slegs moontlik is as die planeet om 'n relatief helder ster wentel en as die planeet baie lig weerkaats of uitstraal. [5]

Transito-fotometrie Redigeer

Tegniek, voordele en nadele

Terwyl die radiale snelheidsmetode inligting verskaf oor die massa van 'n planeet, kan die fotometriese metode die radius van die planeet bepaal. As 'n planeet voor die ster se skyf kruis (oorgaan), daal die waargenome visuele helderheid van die ster met 'n klein hoeveelheid, afhangende van die relatiewe groottes van die ster en die planeet. [8] In die geval van HD 209458 verdof die ster byvoorbeeld met 1,7%. Die meeste transito-seine is egter aansienlik kleiner, byvoorbeeld, 'n aarde-grootte planeet wat 'n sonagtige ster vervoer, lewer 'n verduistering van slegs 80 dele per miljoen (0,008 persent).

'N Teoretiese eksoplanet-ligkrommemodel wat deurtrek voorspel die volgende eienskappe van 'n waargenome planetêre stelsel: transito-diepte (δ), transito-duur (T), die in- / uitgangsduur (τ) en periode van die eksoplanet (P). Hierdie waargenome hoeveelhede is egter gebaseer op verskeie aannames. Vir die gemak van die berekeninge neem ons aan dat die planeet en ster bolvormig is, dat die stertskyf uniform is en dat die baan sirkelvormig is. Afhangend van die relatiewe posisie wat 'n waargenome transito-exoplanet is tydens die transito van 'n ster, sal die waargenome fisiese parameters van die ligkromme verander. Die transito-diepte (δ) van 'n transito-ligkromme beskryf die afname in die genormaliseerde vloed van die ster tydens 'n transito. Dit beskryf die radius van 'n eksoplanet in vergelyking met die radius van die ster. As 'n eksoplanet byvoorbeeld 'n ster van die sonradius uitstuur, sal 'n planeet met 'n groter radius die transito-diepte verhoog en 'n planeet met 'n kleiner radius die transito-diepte verminder. Die transito-duur (T) van 'n eksoplanet is die tydsduur wat 'n planeet deurbring deur 'n ster te vervoer. Hierdie waargenome parameter verander in verhouding tot hoe vinnig of stadig 'n planeet in sy baan beweeg terwyl dit deur die ster beweeg. Die ingangs- / uitgangsduur (τ) van 'n transito-ligkromme beskryf die tydsduur wat die planeet neem om die ster volledig te bedek (ingang) en die ster (uitgang) volledig te ontbloot. As 'n planeet van die een einde van die deursnee van die ster na die ander kant oorgaan, is die in- / uitgangsduur korter omdat dit minder tyd neem vir 'n planeet om die ster volledig te bedek. As 'n planeet 'n ster verlaat ten opsigte van enige ander punt as die deursnee, verleng die in- / uitgangsduur namate u verder van die deursnee af beweeg, want die planeet spandeer 'n langer tyd om die ster gedeeltelik te bedek tydens sy deurvoer. [9] Uit hierdie waarneembare parameters word 'n aantal verskillende fisiese parameters (semi-hoofas, stermassa, sterradius, planeetradius, eksentrisiteit en hellings) deur berekeninge bepaal. Met die kombinasie van radiale snelheidsmetings van die ster word die massa van die planeet ook bepaal.

Hierdie metode het twee groot nadele. Eerstens is planetêre deurgange slegs waarneembaar as die baan van die planeet perfek in lyn is met die uitkykpunt van die sterrekundiges. Die waarskynlikheid dat 'n planetêre baanvlak direk op die siglyn tot 'n ster is, is die verhouding tussen die deursnee van die ster en die deursnee van die baan (in klein sterre is die radius van die planeet ook 'n belangrike faktor) . Ongeveer 10% van die planete met klein wentelbane het so 'n belyning, en die breuk neem af vir planete met groter wentelbane. Vir 'n planeet wat om 1 AU om 'n songrootte ster wentel, is die waarskynlikheid dat 'n ewekansige belyning 'n transito sal produseer 0,47%. Daarom kan die metode nie waarborg dat enige spesifieke ster nie 'n gasheer vir planete is nie. Deur groot dele van die hemel te skandeer wat duisende of selfs honderdduisende sterre gelyktydig bevat, kan transito-opnames egter meer buitesolêre planete vind as die radiale snelheidsmetode. [10] Verskeie opnames het die benadering gevolg, soos die grondgebaseerde MEarth-projek, SuperWASP, KELT en HATNet, sowel as die ruimte-gebaseerde COROT-, Kepler- en TESS-missies. Die transito-metode het ook die voordeel dat planete opgespoor word rondom sterre wat enkele duisende ligjare weg is. Die verste planete wat deur die Boogskutter Window Eclipsing Extrasolar Planet Search opgespoor word, is naby die galaktiese sentrum geleë. Betroubare opvolgwaarnemings van hierdie sterre is egter bykans onmoontlik met die huidige tegnologie.

Die tweede nadeel van hierdie metode is 'n hoë mate van vals opsporing. In 'n studie uit 2012 is bevind dat die koers van vals positiewe positiewe transitte wat deur die Kepler-missie waargeneem word, tot 40% in enkel-planeetstelsels kan wees.[11] Om hierdie rede benodig 'n ster met 'n enkele transito-opsporing addisionele bevestiging, tipies deur die radiale snelheidsmetode of die orbitale helderheidsmoduleringsmetode. Die radiale snelheidsmetode is veral nodig vir Jupiter-grootte of groter planete, aangesien voorwerpe van daardie grootte nie net planete bevat nie, maar ook bruin dwerge en selfs klein sterretjies. Aangesien die vals positiewe koers baie laag is in sterre met twee of meer planeetkandidate, kan sulke opspoorings gereeld gevalideer word sonder uitgebreide opvolgwaarnemings. Sommige kan ook bevestig word deur middel van die variasietoetsmetode vir vervoer. [12] [13] [14]

Baie ligpunte in die lug het helderheidsvariasies wat deur middel van vloedmetings as planete van oorgang kan voorkom. Vals-positiewe in die transito-fotometrie-metode kom voor in drie algemene vorme: gemengde verduisterende binêre stelsels, weiding wat verduistering van binêre stelsels en deurgange deur planeetgrootte sterre. Verduisterende binêre stelsels produseer gewoonlik diep verduisterings wat hulle onderskei van deurgange van eksoplaneet, aangesien planete gewoonlik kleiner is as ongeveer 2RJ, [15] maar verduisterings is vlakker vir gemengde of weidende verduisterende binêre stelsels.

Gemengde verduisterende binêre stelsels bestaan ​​uit 'n normale verduisterende binêre gemeng met 'n derde (gewoonlik helderder) ster langs dieselfde siglyn, gewoonlik op 'n ander afstand. Die konstante lig van die derde ster verdun die gemete verduisteringsdiepte, sodat die ligkromme kan lyk soos dié vir 'n oorgangsoplanet. In hierdie gevalle bevat die teiken meestal 'n groot hoofreeks primêr met 'n klein hoofreeks sekondêr of 'n reuse-ster met 'n hoofreeks sekondêr. [16]

Weidingverduisterende binêre stelsels is stelsels waarin die een voorwerp die ledemaat van die ander net-net sal bewei. In hierdie gevalle sal die maksimum transito-diepte van die ligkromme nie eweredig wees met die verhouding van die vierkante van die radiusse van die twee sterre nie, maar sal dit slegs afhang van die klein fraksie van die primêre wat deur die sekondêre geblokkeer word. Die klein gemete duik in vloed kan die van 'n eksoplanetdoorvoer naboots. Sommige van die vals positiewe gevalle van hierdie kategorie kan maklik gevind word as die verduisterende binêre stelsel 'n sirkelbaan het, en die twee metgeselle het verskillende massas. As gevolg van die sikliese aard van die baan, sou daar twee verduisteringsgebeurtenisse plaasvind, waarvan die primêre sekondêre sekondêr is en andersom. As die twee sterre aansienlik verskillende massas het, en hierdie verskillende straal en ligsterkte, dan sal hierdie twee verduisterings verskillende dieptes hê. Hierdie herhaling van 'n vlak en diep transito-gebeurtenis kan maklik opgespoor word en sodoende kan die stelsel herken word as 'n weidingverduisterende binêre stelsel. As die twee sterregenote egter ongeveer dieselfde massa het, sal hierdie twee verduisterings nie onderskei kan word nie, wat dit onmoontlik maak om aan te toon dat 'n weidingverduisterende binêre stelsel slegs waargeneem word deur slegs die transito-fotometrie-metings te gebruik.

Laastens is daar twee soorte sterre wat ongeveer dieselfde grootte het as gasreusplanete, wit dwerge en bruin dwerge. Dit is te wyte aan die feit dat gasreusplanete, wit dwerge en bruin dwerge almal ondersteun word deur ontaarde elektrondruk. Die ligkromme onderskei nie tussen massas nie, want dit hang slegs af van die grootte van die transito-voorwerp. As dit moontlik is, word radiale snelheidsmetings gebruik om te verifieer dat die liggaam wat deurtrek of verduister, van 'n planetêre massa is, wat minder as 13M beteken.J. Transito-tydvariasies kan ook M bepaalP. Doppler Tomografie met 'n bekende radiale snelheidsbaan kan minimum M behaalP en geprojekteerde sing-orbit-belyning.

Rooi reuse-taksterre het 'n ander probleem om planete om hulle op te spoor: alhoewel die planete rondom hierdie sterre baie groter is as gevolg van die groter stergrootte, is dit moeilik om hierdie transito-seine van die hoofster se helderheidsligkromme te skei, aangesien rooi reuse gereeld pulsasies in helderheid met 'n periode van 'n paar uur tot dae. Dit is veral opmerklik by subreuse. Daarbenewens is hierdie sterre baie helderder, en deurgangsplanete blokkeer 'n baie kleiner persentasie lig wat van hierdie sterre af kom. Daarteenoor kan planete 'n baie klein ster soos 'n neutronster of 'n wit dwerg heeltemal okkulteer, 'n gebeurtenis wat maklik van die aarde af opgespoor kan word. As gevolg van die klein stergroottes, is die kans dat 'n planeet met so 'n sterrestelsel in lyn sal kom, egter baie klein.

Die grootste voordeel van die transito-metode is dat die grootte van die planeet vanuit die ligkurwe bepaal kan word. In kombinasie met die radiale-snelheidsmetode (wat die massa van die planeet bepaal), kan 'n mens die digtheid van die planeet bepaal en dus iets leer oor die fisiese struktuur van die planeet. Die planete wat deur albei metodes bestudeer is, is verreweg die beste gekenmerk van alle bekende eksoplanete. [17]

Die transito-metode maak dit ook moontlik om die atmosfeer van die transito-planeet te bestudeer. Wanneer die planeet die ster deurgaan, gaan lig van die ster deur die boonste atmosfeer van die planeet. Deur die sterrespektrum met 'n hoë resolusie noukeurig te bestudeer, kan u elemente in die atmosfeer van die planeet opspoor. 'N Planetêre atmosfeer, en 'n planeet, kan ook opgespoor word deur die polarisasie van die sterlig te meet soos dit deur die atmosfeer van die planeet deurgaan of weerkaats word. [18]

Verder laat die sekondêre verduistering (wanneer die planeet deur sy ster geblokkeer word) direkte meting van die planeet se straling toe en help dit om die planeet se omwenteling van die planeet te beperk sonder dat die teenwoordigheid van ander planete nodig is. As die fotometriese intensiteit van die ster tydens die sekondêre verduistering voor of daarna van sy intensiteit afgetrek word, bly slegs die sein oor wat deur die planeet veroorsaak word. Dit is dan moontlik om die planeet se temperatuur te meet en selfs moontlike tekens van wolkformasies daarop op te spoor. In Maart 2005 het twee groepe wetenskaplikes met die tegniek met die Spitzer-ruimteteleskoop metings gedoen. Die twee spanne, van die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, gelei deur David Charbonneau, en die Goddard Space Flight Centre, gelei deur L. D. Deming, het die planete onderskeidelik TrES-1 en HD 209458b bestudeer. Die metings het die planete se temperature onthul: 1 060 K (790 ° C) vir TrES-1 en ongeveer 1 130 K (860 ° C) vir HD 209458b. [19] [20] Daarbenewens is die warm Neptunus Gliese 436 b bekend as sekondêre verduistering. Sommige transitiewe planete wentel egter sodanig dat hulle nie sekondêre verduistering betree ten opsigte van die aarde HD 17156 b nie, is waarskynlik meer as 90% van laasgenoemde.

Geskiedenis wysig

'N Missie van die Franse Ruimteagentskap, CoRoT, het in 2006 begin soek na planetêre deurgange vanaf 'n baan, waar die afwesigheid van atmosferiese skittering verbeterde akkuraatheid moontlik maak. Hierdie missie is ontwerp om planete ''n paar keer tot 'n paar keer groter as die aarde "op te spoor en het' beter as verwag 'uitgevoer, met twee ontdekkings van die eksoplanet [21] (albei van die' hot Jupiter'-tipe) vanaf die begin van 2008 In Junie 2013 was die telling van die exoplaneet van CoRoT 32, en nog 'n paar wat nog bevestig moes word. Die satelliet het die versending van data onverwags in November 2012 gestaak (nadat die missie twee keer uitgebrei is) en is in Junie 2013 afgetree. [22]

In Maart 2009 is die NASA-missie Kepler van stapel gestuur om 'n groot aantal sterre in die sterrebeeld Cygnus te skandeer met 'n meetpresisie wat na verwagting aardplanke sal opspoor en karakteriseer. Die NASA Kepler Mission gebruik die transito-metode om honderdduisend sterre vir planete te skandeer. Daar is gehoop dat die satelliet aan die einde van sy missie van 3,5 jaar genoeg data sou versamel om planete nog kleiner as die aarde te openbaar. Deur honderdduisend sterre gelyktydig te skandeer, kon dit nie net planete van die aarde opspoor nie, maar ook statistieke oor die aantal sulke planete rondom sonagtige sterre. [23]

Op 2 Februarie 2011 het die Kepler-span 'n lys van 1 235 kandidate vir buitekristelike planeet bekend gemaak, waaronder 54 wat in die bewoonbare gebied kan wees. Op 5 Desember 2011 het die Kepler-span aangekondig dat hulle 2 326 planeetkandidate ontdek het, waarvan 207 gelyk is aan die aarde, 680 super-aarde-grootte, 1 181 Neptunus-grootte, 203 Jupiter-grootte en 55 groter is as Jupiter. In vergelyking met die syfers van Februarie 2011 het die aantal planete op aarde en superaarde met onderskeidelik 200% en 140% toegeneem. Daarbenewens is 48 planeetkandidate gevind in die bewoonbare sones van ondervraagde sterre, wat 'n afname was in vergelyking met die Februarie-syfer, dit was te wyte aan die strenger kriteria wat in Desember-gegewens gebruik is. Teen Junie 2013 was die aantal planeetkandidate verhoog tot 3 278 en sommige bevestigde planete was kleiner as die aarde, sommige selfs Mars-groot (soos Kepler-62c) en een selfs kleiner as Mercurius (Kepler-37b). [24]

Refleksie- en emissiemodulasies

Korttydse planete in noue wentelbane om hul sterre sal weerkaatsde ligvariasies ondergaan omdat hulle, net soos die maan, deur fases van vol na nuut gaan en weer terug. Aangesien hierdie planete baie sterrelig ontvang, verhit dit hulle, wat termiese uitstoot moontlik opspoorbaar maak. Aangesien teleskope nie die planeet van die ster kan oplos nie, sien hulle slegs die gekombineerde lig, en dit lyk of die helderheid van die gasheer op 'n periodieke manier oor elke baan verander. Alhoewel die effek klein is - die vereiste fotometriese presisie is ongeveer dieselfde as om 'n planeet op aarde op te spoor wat deur 'n ster van die son getrek word - sulke Jupiter-planete met 'n wentelperiode van enkele dae is waarneembaar deur ruimteteleskope soos as die Kepler Space Observatory. Soos met die transito-metode, is dit makliker om groot planete op te spoor wat naby hul ouerster wentel as ander planete, aangesien hierdie planete meer lig van hul ouerster opvang. Wanneer 'n planeet 'n hoë albedo het en rondom 'n relatief helder ster geleë is, is sy ligvariasies makliker sigbaar in sigbare lig, terwyl donkerder planete of planete rondom lae-temperatuursterre met hierdie metode makliker met infrarooi lig waarneembaar is. Op die lange duur kan hierdie metode die meeste planete vind wat deur die missie ontdek sal word, omdat die gereflekteerde ligvariasie met die orbitale fase grotendeels onafhanklik is van die orbitale neiging en nie die planeet voor die skyf van die ster moet verbysteek nie. Dit kan steeds nie planete met sirkelvormige wentelbane vanuit die Aarde beskou nie, aangesien die hoeveelheid weerkaatsde lig nie tydens sy baan verander nie.

Die fase-funksie van die reuse-planeet is ook 'n funksie van sy termiese eienskappe en atmosfeer, indien enige. Daarom kan die fasekurwe ander planeet-eienskappe beperk, soos die grootteverdeling van atmosferiese deeltjies. As daar gevind word dat 'n planeet deurtrek en die grootte daarvan bekend is, help die fasevariasie-kromme om die planeet se albedo te bereken of te beperk. Dit is moeiliker met baie warm planete, aangesien die gloed van die planeet kan inmeng wanneer u albedo probeer bereken. Teoreties kan albedo ook gevind word in planete wat nie deurtrek nie, wanneer die ligvariasies met veelvuldige golflengtes waargeneem word. Dit stel wetenskaplikes in staat om die grootte van die planeet te vind, selfs al gaan die planeet nie deur die ster nie. [25]

Die eerste direkte opsporing van die spektrum sigbare lig wat deur 'n eksoplanet gereflekteer word, is in 2015 deur 'n internasionale span sterrekundiges gedoen. Die sterrekundiges het lig bestudeer vanaf 51 Pegasi b - die eerste eksoplaneet wat ontdek is wat om 'n hoofreeksster ('n Sonagtige ster) wentel, met behulp van die HARPS-instrument (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) by die Europese Suid-sterrewag se La Silla Observatory in Chili. [26] [27]

Beide CoRoT [28] en Kepler [29] het die weerkaatsde lig vanaf planete gemeet. Hierdie planete was egter reeds bekend sedert hulle hul gasheerster deurtrek. Die eerste planete wat met hierdie metode ontdek is, is Kepler-70b en Kepler-70c, wat deur Kepler gevind is. [30]

Relativistiese straalwerk Redigeer

'N Afsonderlike nuwe metode om eksoplanete van ligvariasies op te spoor, gebruik relatiewe straling van die waargenome vloed vanaf die ster as gevolg van sy beweging. Dit staan ​​ook bekend as Doppler beaming of Doppler boosting. Die metode is die eerste keer deur Abraham Loeb en Scott Gaudi in 2003 voorgestel. [31] Terwyl die planeet die ster met sy gravitasie sleep, verander die digtheid van fotone en dus die skynbare helderheid van die ster vanuit die oogpunt van die waarnemer. Net soos die radiale snelheidsmetode, kan dit gebruik word om die wentel eksentrisiteit en die minimum massa van die planeet te bepaal. Met hierdie metode is dit makliker om massiewe planete naby hul sterre op te spoor, aangesien hierdie faktore die ster se beweging verhoog. In teenstelling met die radiale snelheidsmetode, benodig dit nie 'n akkurate spektrum van 'n ster nie, en kan dit dus makliker gebruik word om planete te vind rondom sterre wat vinnig draai en sterre.

Een van die grootste nadele van hierdie metode is dat die effek van die ligvariasie baie klein is. 'N Joviaanse massa-planeet wat 0,025 AE om 'n sonagtige ster wentel, is skaars waarneembaar, selfs nie as die baan aan die rand is nie. Dit is nie 'n ideale metode om nuwe planete te ontdek nie, aangesien die hoeveelheid uitgestraalde en weerkaatsde sterlig van die planeet gewoonlik baie groter is as ligvariasies as gevolg van relativistiese straling. Hierdie metode is egter steeds nuttig, aangesien dit die meting van die massa van die planeet moontlik maak sonder dat die opvolging van data vanaf radiale snelheidswaarnemings nodig is.

Die eerste ontdekking van 'n planeet wat hierdie metode gebruik (Kepler-76b) is in 2013 aangekondig. [32] [33]

Ellipsoïdale variasies

Massiewe planete kan hul gasheersterre effens verdraai. As 'n ster 'n effens ellipsoïde vorm het, wissel die skynbare helderheid daarvan, afhangend of die oblate deel van die ster na die gesigspunt van die waarnemer kyk. Soos met die relativistiese straalmetode, help dit om die minimum massa van die planeet te bepaal, en die sensitiwiteit daarvan hang af van die planeet se wentelhoek. Die omvang van die effek op die skynbare helderheid van 'n ster kan baie groter wees as met die relativistiese straalmetode, maar die helderheidsveranderingsiklus is twee keer so vinnig. Daarbenewens vervorm die planeet die vorm van die ster meer as dit 'n lae radiusverhouding van halfas tot ster het en die digtheid van die ster laag is. Dit maak hierdie metode geskik vir die vind van planete rondom sterre wat die hoofreeks verlaat het. [34]

Pulsar tydsberekening Wysig

'N Pulsar is 'n neutronster: die klein, ultradense oorblyfsel van 'n ster wat as 'n supernova ontplof het. Pulsars straal baie gereeld radiogolwe uit. Omdat die intrinsieke rotasie van 'n pulsar so gereeld is, kan ligte afwykings in die tydsberekening van die waargenome radiopulse gebruik word om die beweging van die pulsar op te spoor. Soos 'n gewone ster, sal 'n pols in sy eie klein baan beweeg as hy 'n planeet het. Berekenings gebaseer op waarnemings op polsslag kan dan die parameters van die baan openbaar. [35]

Hierdie metode was oorspronklik nie ontwerp vir die opsporing van planete nie, maar is so sensitief dat dit in staat is om planete op te spoor wat baie kleiner is as wat enige ander metode kan doen, tot minder as 'n tiende van die aarde se massa. Dit is ook in staat om wedersydse swaartekragversteurings tussen die verskillende lede van 'n planetêre stelsel op te spoor, en sodoende verdere inligting oor die planete en hul wentelparameters te openbaar. Daarbenewens kan dit maklik planete opspoor wat relatief ver van die pulser af is.

Die pulsar-tydsberekening-metode het twee groot nadele: pulsars is relatief skaars, en spesiale omstandighede is nodig vir 'n planeet om 'n pulsar te vorm. Daarom is dit onwaarskynlik dat 'n groot aantal planete op hierdie manier gevind sal word. [36] Daarbenewens sal die lewe waarskynlik nie oorleef op planete wat om die pulse wentel as gevolg van die hoë intensiteit van omringende straling nie.

In 1992 gebruik Aleksander Wolszczan en Dale Frail hierdie metode om planete rondom die pulserende PSR 1257 + 12 te ontdek. [37] Hulle ontdekking is vinnig bevestig, wat dit die eerste bevestiging van planete buite die sonnestelsel maak. [ aanhaling nodig ]

Wisselende ster-tydsberekening Wysig

Net soos pulsars, is sommige ander soorte pulserende veranderlike sterre gereeld genoeg dat radiale snelheid suiwer fotometries bepaal kan word vanaf die Doppler-verskuiwing van die polsfrekwensie, sonder dat spektroskopie nodig is. [38] [39] Hierdie metode is nie so sensitief soos die pulsêre tydsberekening-variasie-metode nie, omdat die periodieke aktiwiteit langer en minder gereeld is. Die gemak van die opsporing van planete rondom 'n veranderlike ster hang af van die pulsasietydperk van die ster, die reëlmaat van die pulsasies, die massa van die planeet en die afstand daarvan vanaf die gasheerster.

Die eerste sukses met hierdie metode was in 2007, toe V391 Pegasi b rondom 'n polsende dwergster ontdek is. [40]

Tydsberekening van vervoer Wysig

Die metode vir die tydsberekening van transito-tydsberekening oorweeg of deurgange met 'n streng periodisiteit plaasvind, of dat daar 'n variasie is. Wanneer verskeie planete wat deurtrek, opgespoor word, kan dit dikwels bevestig word deur die variasietydmetode vir transito. Dit is handig in planetêre stelsels ver van die son, waar radiale snelheidsmetodes dit nie kan opspoor nie weens die lae sein-ruisverhouding. As 'n planeet deur die transito-metode opgespoor is, bied die variasies in die tydsberekening van die transito 'n uiters sensitiewe metode om addisionele planete wat nie deurtrek in die stelsel op te spoor nie, met massas wat vergelykbaar is met die aarde. Dit is makliker om variasietydsveranderings op te spoor as planete relatief noue wentelbane het, en as ten minste een van die planete massiewer is, wat veroorsaak dat die wentelperiode van 'n minder massiewe planeet versteur word. [41] [42] [43]

Die belangrikste nadeel van die transittydmetode is dat daar gewoonlik nie veel oor die planeet self geleer kan word nie. Die tydsberekening van transito kan help om die maksimum massa van 'n planeet te bepaal. In die meeste gevalle kan dit bevestig of 'n voorwerp 'n planetêre massa het, maar dit lê nie beperkte beperkings op die massa daarvan nie. Daar is egter uitsonderings, aangesien planete in die Kepler-36 en Kepler-88 stelsels naby genoeg wentel om hul massas akkuraat te bepaal.

Die eerste beduidende opsporing van 'n planeet wat nie deurtrek deur middel van TTV nie, is met NASA se Kepler-ruimtetuig uitgevoer. Die transiterende planeet Kepler-19b toon TTV met 'n amplitude van vyf minute en 'n periode van ongeveer 300 dae, wat dui op die teenwoordigheid van 'n tweede planeet, Kepler-19c, wat 'n periode het wat 'n byna rasionele veelvoud is van die periode van transito planeet. [44] [45]

In sirkinêre planete word variasietydreëling hoofsaaklik veroorsaak deur die orbitale beweging van die sterre, in plaas van swaartekragversteurings deur ander planete. Hierdie variasies maak dit moeiliker om hierdie planete op te spoor deur middel van outomatiese metodes. Dit maak dit egter maklik om hierdie planete te bevestig sodra dit opgespoor word. [ aanhaling nodig ]

Tydsduur variasie wysig

"Duurvariasie" verwys na veranderinge in hoe lank die vervoer duur.Duurvariasies kan veroorsaak word deur 'n eksomoon, apsidale presessie vir eksentrieke planete as gevolg van 'n ander planeet in dieselfde stelsel, of algemene relatiwiteit. [46] [47]

Wanneer 'n planeet rondom gevind word deur middel van die transito-metode, kan dit maklik bevestig word met die variasie-metode vir transito-duur. [48] ​​In noue binêre stelsels verander die sterre die beweging van die metgesel aansienlik, wat beteken dat enige transito-planeet 'n beduidende variasie in die duur van vervoer het. Die eerste bevestiging kom van Kepler-16b. [48]

Verduistering van binêre minima tydsberekening

Wanneer 'n binêre sterstelsel sodanig in lyn is dat die sterre - vanuit die oogpunt van die Aarde - in hul wentelbane voor mekaar verbyloop, word die stelsel 'n 'verduisterende binêre' sterstelsel genoem. Die tyd van minimum lig, wanneer die ster met die helderder oppervlak ten minste gedeeltelik deur die skyf van die ander ster verduister word, word die primêre verduistering genoem, en ongeveer 'n halwe wentelbaan later, vind die sekondêre verduistering plaas wanneer die helderder oppervlakster verduister 'n gedeelte van die ander ster. Hierdie tye van minimum lig, of sentrale verduisterings, vorm 'n tydstempel op die stelsel, net soos die pulse van 'n pulsar (behalwe dat dit 'n duik in helderheid is in plaas van 'n flits). As daar 'n planeet in 'n wentelbaan rondom die binêre sterre is, sal die sterre om 'n binêre massamiddelpunt verreken word. Aangesien die sterre in die binêre heen en weer deur die planeet verplaas word, sal die tye van die verduisteringsminima wissel. Die periodisiteit van hierdie verrekening is miskien die betroubaarste manier om buitesolêre planete rondom nabye binêre stelsels op te spoor. [49] [50] [51] Met hierdie metode is planete makliker opspoorbaar as hulle massiewer is, relatief nouer om die stelsel wentel en as die sterre lae massas het.

Met die verduisteringstydmetode kan planete opgespoor word wat verder van die gasheerster af is as die transito-metode. Seine rondom kataklismiese veranderlike sterre wat op planete dui, is egter geneig om ooreen te stem met onstabiele wentelbane. [ opheldering nodig ] [52] In 2011 het Kepler-16b die eerste planeet geword wat definitief gekenmerk is deur variëring van binêre tydsberekening. [53]

Swaartekrag-mikrolensering Redigeer

Swaartekrag-mikrolensering vind plaas wanneer die swaartekragveld van 'n ster soos 'n lens optree, wat die lig van 'n verre agtergrondster vergroot. Hierdie effek kom slegs voor wanneer die twee sterre amper presies in lyn is. Lensgeleenthede is kort en duur vir weke of dae, want die twee sterre en die aarde beweeg almal relatief tot mekaar. Meer as duisend sulke gebeure is die afgelope tien jaar waargeneem.

As die ster van die voorste lens 'n planeet het, kan die planeet se eie swaartekragveld 'n waarneembare bydrae lewer tot die lenseffek. Aangesien dit 'n hoogs onwaarskynlike belyning vereis, moet 'n baie groot aantal sterre deurlopend gemonitor word om planetêre mikrolensbydraes teen 'n redelike tempo op te spoor. Hierdie metode is die vrugbaarste vir planete tussen die aarde en die middel van die sterrestelsel, aangesien die galaktiese middelpunt 'n groot aantal agtergrondsterre bied.

In 1991 het sterrekykers Shude Mao en Bohdan Paczyński voorgestel om swaartekrag-mikrolensering te gebruik om na binêre metgeselle na sterre te soek, en hul voorstel is deur Andy Gould en Abraham Loeb in 1992 verfyn as 'n metode om eksoplanete op te spoor. Suksesse met die metode dateer uit 2002, toe 'n groep Poolse sterrekundiges (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak en Michał Szymański van Warskou en Bohdan Paczyński) tydens die projek OGLE (die Optical Gravitational Lensing Experiment) 'n werkbare tegniek ontwikkel het. Gedurende een maand het hulle verskeie moontlike planete gevind, hoewel beperkings in die waarnemings duidelike bevestiging verhinder het. Sedertdien is verskeie bevestigde buitesolêre planete met behulp van mikrolensering opgespoor. Dit was die eerste metode wat planete van aardagtige massa rondom gewone hoofreekssterre kon opspoor. [54]

In teenstelling met die meeste ander metodes, met die opsporing van planete met klein (of vir resolusiewe beeldvorming, groot) wentelbane, is die mikrolenseringsmetode die sensitiefste vir die opsporing van planete rondom 1-10 sterrekundige eenhede weg van sonagtige sterre.

'N Opvallende nadeel van die metode is dat die lens nie herhaal kan word nie, omdat die kanslyn nooit weer plaasvind nie. Die bespeurde planete sal ook geneig wees om 'n paar kiloparsek weg te wees, dus is waarnemings met ander metodes gewoonlik onmoontlik. Daarbenewens is die enigste fisiese eienskap wat deur mikrolensering bepaal kan word, die massa van die planeet binne los beperkings. Orbitale eienskappe is ook geneig om onduidelik te wees, want die enigste baankenmerk wat direk bepaal kan word, is die huidige semi-hoofas vanaf die ouerster, wat misleidend kan wees as die planeet 'n eksentrieke baan volg. Wanneer die planeet ver van sy ster af is, spandeer hy slegs 'n klein gedeelte van sy baan in 'n toestand waar dit met hierdie metode waarneembaar is, sodat die wentelperiode van die planeet nie maklik bepaal kan word nie. Dit is ook makliker om planete rondom sterre met lae massa op te spoor, aangesien die swaartekrag-mikrolensingseffek toeneem met die planeet-tot-ster-massaverhouding.

Die belangrikste voordele van die swaartekrag-mikrolenseringsmetode is dat dit planete met lae massa kan opspoor (in beginsel tot by die Mars-massa met toekomstige ruimteprojekte soos WFIRST), en dat dit planete kan opspoor in wye wentelbane wat vergelykbaar is met Saturnus en Uranus, wat ook wentelperiodes het verlang na die radiale snelheid of deurvoermetodes en dit kan planete rondom sterre in die verte opspoor. Wanneer genoeg agtergrondsterre met genoeg akkuraatheid waargeneem kan word, moet die metode uiteindelik wys hoe algemeen aardagtige planete in die sterrestelsel is. [ aanhaling nodig ]

Waarnemings word gewoonlik gedoen met behulp van netwerke van robotteleskope. Benewens OGLE wat deur die Europese Navorsingsraad gefinansier word, werk die groep Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) om hierdie benadering te vervolmaak.

Die PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork) / RoboNet-projek is selfs meer ambisieus. Dit bied byna deurlopende dekking 24 uur per dag deur 'n wêreldwye teleskoopnetwerk, wat die geleentheid bied om mikrolensbydraes op te neem van planete met massas so laag as die aarde s'n. Hierdie strategie slaag daarin om die eerste planeet met 'n lae massa op 'n wye baan op te spoor, met die naam OGLE-2005-BLG-390Lb. [54]

Direkte beelding Wysig

Planete is uiters flou ligbronne in vergelyking met sterre, en die bietjie lig wat daarvandaan kom, verloor gewoonlik die glans van hul ouerster. In die algemeen is dit baie moeilik om dit direk vanaf hul gasheer op te spoor en op te los. Planete wat ver genoeg van sterre wentel om opgelos te word, weerspieël baie min sterlig, sodat planete eerder deur hul termiese emissie opgespoor word. Dit is makliker om beelde te verkry wanneer die sterrestelsel relatief naby die son is, en as die planeet veral groot is (aansienlik groter as Jupiter), wyd geskei van sy ouerster, en warm is sodat dit intense infrarooi-stralingsbeelde uitstraal. is in die infrarooi gemaak, waar die planeet helderder is as op sigbare golflengtes. Koronagrawe word gebruik om die lig van die ster te blokkeer, terwyl die planeet sigbaar is. Direkte beelding van 'n aardagtige eksoplaneet vereis uiterste optotermiese stabiliteit. [55] Gedurende die aanwasfase van planetêre vorming kan die ster-planeet-kontras selfs beter wees in H alfa as in infrarooi - 'n H alfa-opname is tans aan die gang. [56]

Direkte beelding kan slegs los beperkinge gee van die massa van die planeet, wat afgelei word van die ouderdom van die ster en die temperatuur van die planeet. Massa kan aansienlik wissel, aangesien planete 'n paar miljoen jaar kan vorm nadat die ster gevorm het. Hoe koeler die planeet is, hoe minder moet die planeet se massa wees. In sommige gevalle is dit moontlik om die radius van 'n planeet op grond van die temperatuur van die planeet, sy skynbare helderheid en die afstand van die aarde, redelike beperkings te gee. Die spektra wat van planete afgestuur word, hoef nie van die ster geskei te word nie, wat die bepaling van die chemiese samestelling van planete vergemaklik.

Soms is waarnemings op verskillende golflengtes nodig om uit te sluit dat die planeet 'n bruin dwerg is. Direkte beelding kan gebruik word om die baan van die planeet om die ster akkuraat te meet. In teenstelling met die meeste ander metodes, werk direkte beeldvorming beter met planete met omwentelingsbane eerder as om randbane, want 'n planeet in 'n omwentelingsbaan is waarneembaar gedurende die hele baan van die planeet, terwyl planete met 'n rand-aan-baan wentelbane is die maklikste waarneembaar tydens die grootste skeidingsperiode van die ouerster.

Die planete wat deur direkte beelding opgespoor word, val tans in twee kategorieë. Eerstens word planete gevind rondom sterre massiewer as die Son, wat jonk genoeg is om protoplanetêre skywe te hê. Die tweede kategorie bestaan ​​uit moontlike subbruin dwerge wat rondom baie dowwe sterre voorkom, of bruin dwerge wat minstens 100 AU van hul ouersterre af is.

Voorwerpe van planeetmassa wat nie swaartekrag aan 'n ster gebind is nie, word ook deur direkte beelding gevind.

Vroeë ontdekkings Redigeer

In 2004 het 'n groep sterrekundiges die Very Large Telescope-skikking van die European Southern Observatory in Chili gebruik om 'n beeld van 2M1207b, 'n metgesel van die bruin dwerg 2M1207, te lewer. [59] In die volgende jaar is die planetêre status van die metgesel bevestig. [60] Daar word beraam dat die planeet 'n paar keer massiewer as Jupiter is, en dat hy 'n wentelstraal van meer as 40 AE het.

In September 2008 is 'n voorwerp by 'n skeiding van 330 AE van die ster 1RXS J160929.1-210524 afgebeeld, maar eers in 2010 is bevestig dat dit 'n metgeselle planeet vir die ster is en nie net 'n kanslyning nie. [61]

Die eerste multiplane-stelsel, wat op 13 November 2008 aangekondig is, is in 2007 afgeneem met behulp van teleskope by die Keck-sterrewag en die Tweeling-sterrewag. Drie planete is direk waargeneem wat om HR 8799 wentel, waarvan die massas ongeveer tien, tien en sewe keer dié van Jupiter is. [62] [63] Op dieselfde dag, 13 November 2008, is aangekondig dat die Hubble-ruimteteleskoop direk 'n eksoplanet waarneem wat om Fomalhaut wentel, met 'n massa van nie meer as 3 M nie J. [64] Albei stelsels word omring deur skywe wat nie soos die Kuiper-gordel is nie.

In 2009 is aangekondig dat die ontleding van beelde wat terugdateer tot 2003 'n planeet onthul wat om Beta Pictoris wentel. [ aanhaling nodig ]

In 2012 is aangekondig dat 'n "Super-Jupiter" planeet met 'n massa ongeveer 12,8 M J om Kappa Andromedae wentel, is direk met die Subaru-teleskoop op Hawaii afgebeeld. [65] [66] Dit wentel om sy ouerster op 'n afstand van ongeveer 55 AE, of byna twee keer die afstand van Neptunus vanaf die son.

'N Bykomende stelsel, GJ 758, is in November 2009 deur 'n span wat die HiCIAO-instrument van die Subaru Telescope gebruik, afgeneem, maar dit was 'n bruin dwerg. [67]

Ander moontlike eksoplanete wat direk afgebeeld is, sluit in GQ Lupi b, AB Pictoris b en SCR 1845 b. [68] Vanaf Maart 2006 is niemand eerder as planete bevestig nie, dit is miskien klein bruin dwerge. [69] [70]

Beeldvormende instrumente Redigeer

Sommige projekte om teleskope toe te rus met instrumente wat met planeet-beeldvorming in staat is, sluit in die grondteleskope Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE, die Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) instrument, Palomar Project 1640 en die ruimteteleskoop WFIRST. Die New Worlds Mission stel 'n groot okkulter in die ruimte voor om die lig van sterre in die omgewing te blokkeer om hul planete om te sien. Dit kan gebruik word met bestaande, reeds beplande of nuwe, doelgerigte teleskope.

In 2010 het 'n span van die Jet Propulsion Laboratory van NASA getoon dat 'n vortex-koronagraaf klein omvang in staat stel om planete direk af te beeld. [72] Hulle het dit gedoen deur die voorgestelde foto's van HR 8799-planete te beeld, deur slegs 'n 1,5 meter wye gedeelte van die Hale-teleskoop te gebruik.

Daar is ook voorgestel dat ruimteteleskope wat lig fokus deur middel van sone-plate in plaas van spieëls, 'n hoër kontrasbeelding sal bied, en dat dit goedkoper is om die ruimte in te stuur, omdat hulle die liggewig-folie-sone-plaat kan opvou. [74]

Polarimetrie wysig

Die lig wat deur 'n ster afgegee word, is ongepolariseerd, dit wil sê die ossillasierigting van die liggolf is willekeurig. Wanneer die lig egter van die atmosfeer van 'n planeet af weerkaats word, wissel die liggolwe met die molekules in die atmosfeer en word dit gepolariseer. [75]

Deur die polarisasie in die gekombineerde lig van die planeet en ster (ongeveer een deel in 'n miljoen) te ontleed, kan hierdie metings in beginsel baie sensitief gemaak word, aangesien polarimetrie nie beperk word deur die stabiliteit van die Aarde se atmosfeer nie. Nog 'n groot voordeel is dat polarimetrie die samestelling van die planeet se atmosfeer kan bepaal. Die grootste nadeel is dat dit nie in staat is om planete sonder atmosfeer op te spoor nie. Groter planete en planete met hoër albedo is makliker waarneembaar deur polarimetrie, aangesien dit meer lig weerkaats.

Astronomiese toestelle wat vir polarimetrie gebruik word, genoem polarimeters, is in staat om gepolariseerde lig op te spoor en ongepolariseerde balke te verwerp. Groepe soos ZIMPOL / CHEOPS [76] en PlanetPol [77] gebruik tans polarimeters om na buite-solare planete te soek. Die eerste suksesvolle opsporing van 'n buitesolêre planeet met behulp van hierdie metode het plaasgevind in 2008, toe HD 189733 b, 'n planeet wat drie jaar tevore ontdek is, met behulp van polarimetrie opgespoor is. [78] Daar is egter nog geen nuwe planete met behulp van hierdie metode ontdek nie.

Astrometrie Edit

Hierdie metode bestaan ​​uit 'n presiese meting van die posisie van 'n ster in die lug en om te kyk hoe die posisie mettertyd verander. Oorspronklik is dit visueel gedoen, met handgeskrewe rekords. Teen die einde van die 19de eeu het hierdie plate fotografiese plate gebruik, wat die akkuraatheid van die metings aansienlik verbeter en 'n data-argief geskep het. As 'n ster 'n planeet het, sal die swaartekraginvloed van die planeet die ster self in 'n klein sirkelvormige of elliptiese baan laat beweeg. Effektief wentel ster en planeet elk om hul onderlinge massamiddelpunt (barycenter), soos verduidelik deur oplossings vir die tweeliggaamsprobleem. Aangesien die ster baie massiewer is, sal sy baan baie kleiner wees. [79] Dikwels sal die onderlinge massamiddelpunt binne die radius van die groter liggaam lê. Gevolglik is dit makliker om planete te vind rondom sterre met lae massa, veral bruin dwerge.

Astrometrie is die oudste soekmetode vir buite-solare planete, en was oorspronklik gewild vanweë die sukses daarvan om astrometriese binêre sterstelsels te kenmerk. Dit dateer ten minste uit uitsprake van William Herschel in die laat 18de eeu. Hy beweer dat 'n ongesiene metgesel beïnvloed die posisie van die ster wat hy gekatalogiseer het 70 Ophiuchi. Die eerste bekende formele astrometriese berekening vir 'n buitekolêre planeet is in 1855 deur William Stephen Jacob vir hierdie ster gemaak. [80] Soortgelyke berekeninge is deur ander herhaal vir nog 'n halwe eeu [81] tot uiteindelik weerlê in die vroeë 20ste eeu. [82] [83] Gedurende twee eeue het eise versprei oor die ontdekking van ongesiene metgeselle in 'n wentelbaan om nabygeleë sterstelsels wat glo volgens hierdie metode gevind is, [81] wat uitgeloop het op die prominente aankondiging van 1996, van veelvuldige planete wat om die nabygeleë ster Lalande 21185 deur George Gatewood wentel. [84] [85] Geen van hierdie bewerings het ondersoek deur ander sterrekundiges oorleef nie, en die tegniek het in oneer verval. [86] Helaas is veranderinge in die sterreposisie so klein - en atmosferiese en stelselmatige vervormings so groot - dat selfs die beste teleskope op die grond nie presies genoeg metings kan lewer nie. Alle eise van 'n planetêre metgesel van minder as 0,1 sonmassa, aangesien die massa van die planeet, wat voor 1996 met behulp van hierdie metode gemaak is, waarskynlik vals is. In 2002 slaag die Hubble-ruimteteleskoop wel daarin om astrometrie te gebruik om 'n voorheen ontdekte planeet rondom die ster Gliese 876 te karakteriseer. [87]

Die ruimte-gebaseerde sterrewag Gaia, wat in 2013 van stapel gestuur is, sal na verwagting duisende planete via astrometrie vind, maar voor die lansering van Gaia, geen planeet wat deur astrometrie bespeur is, is bevestig nie.

SIM PlanetQuest was 'n Amerikaanse projek (gekanselleer in 2010) wat soortgelyke eksoplanet-vindingsmoontlikhede sou gehad het as Gaia.

Een moontlike voordeel van die astrometriese metode is dat dit die sensitiefste is vir planete met groot wentelbane. Dit maak dit aanvullend tot ander metodes wat die sensitiefste is vir planete met klein wentelbane. Daar sal egter baie lang waarnemingstye benodig word - jare en moontlik dekades, aangesien planete ver genoeg van hul ster af is om die astrometrie op te spoor, ook lank neem om 'n baan te voltooi.

Planete wat in binêre stelsels om een ​​van die sterre wentel, is makliker waarneembaar, want dit veroorsaak versteurings in die wentelbane van sterre self. Met hierdie metode is opvolgwaarnemings egter nodig om te bepaal watter ster die planeet wentel.

In 2009 is die ontdekking van VB 10b deur astrometrie aangekondig. Hierdie planeetvoorwerp, wat wentel om die lae massa rooi dwergster VB 10, het na bewering sewe keer die massa van Jupiter gehad. As dit bevestig word, sou dit die eerste eksoplanet wees wat deur astrometrie ontdek is, van die vele wat deur die jare geëis is. [88] [89] Onlangse studies met onafhanklike radiale snelheid sluit egter die bestaan ​​van die beweerde planeet uit. [90] [91]

In 2010 is ses binêre sterre astrometries gemeet. Een van die sterstelsels, genaamd HD 176051, het met 'n hoë vertroue 'n planeet gevind. [92]

In 2018 kon 'n studie wat die waarnemings van die Gaia-ruimtetuig met Hipparcos-data vir die Beta Pictoris-stelsel vergelyk, die massa van Beta Pictoris b meet en dit tot 11 ± 2 Jupiter-massas beperk. [93] Dit stem goed ooreen met vorige massa-beramings van ongeveer 13 Jupiter-massas.

Die kombinasie van radiale snelheid en astrometrie is gebruik om 'n paar kortperiode planete op te spoor en te karakteriseer, alhoewel geen koue Jupiters voorheen op soortgelyke wyse opgespoor is nie. In 2019 is data van die Gaia-ruimtetuig en sy voorganger Hipparcos aangevul met HARPS-data wat 'n beter beskrywing van ε Indi Ab as die naaste Jupiteragtige eksoplaneet met 'n massa van 3 Jupiters op 'n effens eksentrieke baan met 'n wenteltyd van 45 jaar moontlik maak. . [94]

X-straalverduistering Wysig

In September 2020 is die opsporing van 'n kandidaatplaneet wat om die massamassa X-straal-M51-ULS-1 wentel, in die Whirlpool Galaxy aangekondig. Die planeet is bespeur deur verduisterings van die X-straalbron, wat bestaan ​​uit 'n sterrestelsel ('n neutronster of 'n swart gat) en 'n massiewe ster, waarskynlik 'n B-tipe superreus. Dit is die enigste metode wat 'n planeet in 'n ander sterrestelsel kan opspoor. [95]

Skyf kinematika Wysig

Planete kan opgespoor word deur die gapings wat hulle op protoplanetêre skywe produseer. [96] [97]

Flare en veranderlikes-echo-opsporing

Nie-periodieke veranderlikheidsgebeurtenisse, soos fakkels, kan uiters flou eggo`s in die ligkromme voortbring as dit weerkaats van 'n eksoplanet of ander verstrooiingsmedium in die sterstelsel. [98] [99] [100] [101] Meer onlangs, gemotiveer deur vordering in instrumentasie- en seinverwerkingstegnologieë, word voorspel dat eggo van eksoplanete herstel kan word uit fotometriese en spektroskopiese metings van aktiewe sterstelsels, soos M-dwerge, met hoë kadens. . [102] [103] [104] Hierdie eggo's is teoreties waarneembaar in alle wentelneigings.

Transito-beelde Wysig

'N Optiese / infrarooi interferometer skikking versamel nie soveel lig as 'n enkele teleskoop van dieselfde grootte nie, maar het die resolusie van 'n enkele teleskoop die grootte van die skikking. Vir helder sterre kan hierdie oploskrag gebruik word om 'n ster se oppervlak tydens 'n transito-gebeurtenis te beeld en die skaduwee van die planeet te sien verbytrek. Dit kan 'n direkte meting gee van die planeet se hoekradius en, via parallaks, die werklike radius daarvan. Dit is meer akkuraat as radiusskattings gebaseer op transito-fotometrie, wat afhanklik is van sterradiusskattings wat afhang van modelle van sterkenmerke. Beeldvorming bied ook 'n akkurater bepaling van die helling as wat fotometrie doen. [105]

Magnetosferiese radiovrystellings Edit

Radiovrystellings deur magnetosfere kan met toekomstige radioteleskope opgespoor word. Dit kan die rotasiesnelheid van 'n planeet bepaal, wat moeilik is om anders op te spoor. [106]

Auroral radio-uitstoot Redigeer

Aurorale radio-uitstoot van reuse-planete met plasmabronne, soos Jupiter se vulkaniese maan Io, kan met radioteleskope soos LOFAR opgespoor word. [107] [108]

Optiese interferometrie Redigeer

In Maart 2019 het ESO-sterrekundiges, wat die GRAVITY-instrument gebruik op hul Very Large Telescope Interferometer (VLTI), die eerste direkte opsporing van 'n eksoplanet, HR 8799 e, met behulp van optiese interferometrie aangekondig. [109]

Gewysigde interferometrie Wysig

Deur na die wiggels van 'n interferogram met behulp van 'n Fourier-Transform-spektrometer te kyk, kan verhoogde sensitiwiteit verkry word om dowwe seine van die aarde-agtige planete op te spoor. [110]

Sirkelvormige skywe Redigeer

Skyfies ruimtestof (puinskywe) omring baie sterre. Die stof kan opgespoor word omdat dit gewone sterlig absorbeer en weer as infrarooi bestraling uitstraal. Al het die stofdeeltjies 'n totale massa wat minder is as die aarde, kan hulle steeds 'n groot genoeg oppervlakte hê sodat hulle hul ouerster in infrarooi golflengtes oorskry. [111]

Die Hubble-ruimteteleskoop kan stofskyfies waarneem met sy NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) instrument. Nog beter foto's is nou geneem deur sy susterinstrument, die Spitzer-ruimteteleskoop, en deur die Herschel Space Observatory van die Europese Ruimtevaart, wat baie dieper in infrarooi golflengtes kan sien as wat die Hubble kan. Stofskywe is nou gevind by meer as 15% van die nabygeleë sonagtige sterre. [112]

Die stof word vermoedelik gegenereer deur botsings tussen komete en asteroïdes. Stralingsdruk vanaf die ster sal die stofdeeltjies oor 'n relatiewe kort tydskaal in die interstellêre ruimte wegstoot. Daarom dui die opsporing van stof op voortdurende aanvulling deur nuwe botsings, en lewer sterk indirekte bewyse van die aanwesigheid van klein liggame soos komete en asteroïdes wat om die ouerster wentel. [112] Die stofskyf rondom die ster Tau Ceti dui byvoorbeeld aan dat die ster 'n populasie voorwerpe het wat analoog is aan ons eie Sonnestelsel se Kuiper-gordel, maar ten minste tien keer dikker. [111]

Meer spekulatief, kenmerke op stofskywe dui soms op die voorkoms van planete in die volle grootte. Sommige skywe het 'n sentrale holte, wat beteken dat hulle regtig ringvormig is. Die sentrale holte kan veroorsaak word deur 'n planeet wat die stof binne-in sy baan skoonmaak. Ander skywe bevat polle wat deur die swaartekraginvloed van 'n planeet veroorsaak kan word. Albei hierdie soorte kenmerke is op die stofskyf rondom Epsilon Eridani aan te dui, wat dui op die teenwoordigheid van 'n planeet met 'n wentelstraal van ongeveer 40 AE (bykomend tot die innerlike planeet wat deur die radiale snelheidmetode opgespoor word). [113] Hierdie soort interaksies tussen planeet en skyf kan numeries gemodelleer word deur middel van botsingstegnieke. [114]

Besoedeling van sterre atmosfeer Redigeer

Spektrale analise van die atmosfeer van wit dwerge vind dikwels besoedeling van swaarder elemente soos magnesium en kalsium. Hierdie elemente kan nie uit die sterre se kern kom nie, en dit is waarskynlik dat die besmetting afkomstig is van asteroïdes wat te naby (binne die Roche-limiet) aan hierdie sterre gekom het deur gravitasie-interaksie met groter planete en deur die getye van die ster uitmekaar geskeur is. Tot 50% van die jong wit dwerge kan op hierdie manier besmet wees. [115]

Daarbenewens kan die stof wat verantwoordelik is vir die atmosferiese besoedeling deur infrarooi bestraling opgespoor word as dit in voldoende hoeveelheid bestaan, soortgelyk aan die opsporing van afvalskyfies rondom hoofreekssterre. Gegewens van die Spitzer-ruimteteleskoop dui daarop dat 1-3% van die wit dwerge bespeurbare sirkelvormige stof het. [116]

In 2015 is klein planete ontdek wat deur die witdwerg WD 1145 + 017 beweeg. [117] Hierdie materiaal wentel ongeveer 4,5 uur, en die vorms van die dwarsligkrommes dui daarop dat die groter liggame besig is om te disintegreer, wat bydra tot die besoedeling in die atmosfeer van die wit dwerg.

Die meeste bevestigde buitesolare planete is gevind met behulp van ruimtelike teleskope (vanaf 01/2015). [118] Baie van die opsporingsmetodes kan effektiewer werk met ruimtegebaseerde teleskope wat atmosferiese waas en onstuimigheid vermy. COROT (2007-2012) en Kepler was ruimtesendings gewy aan die soek na buitesolêre planete met behulp van deurgange. COROT het ongeveer 30 nuwe eksoplanete ontdek. Kepler (2009-2013) en K2 (2013-) het meer as 2000 geverifieerde eksoplanete ontdek. [119] Hubble-ruimteteleskoop en MOST het ook enkele planete gevind of bevestig. Die infrarooi Spitzer-ruimteteleskoop is gebruik om deurgange van buitesolêre planete, asook okkulasies van die planete deur hul gasheerster en fasekurwes op te spoor. [19] [20] [120]

Die Gaia-missie, wat in Desember 2013 van stapel gestuur is, [121] sal astrometrie gebruik om die ware massa van 1000 nabygeleë eksoplanete te bepaal. [122] [123] TESS, wat in 2018 bekendgestel is, CHEOPS wat in 2019 van stapel gestuur is en PLATO in 2026 sal die transito-metode gebruik.


Is daar iemand? Tientalle potensiaal bewoonbare wêrelde kan die aarde sedert die aanbreek van die mensdom sien

(CN) - Sedert die vroeë menslike beskawing kon tientalle potensieel bewoonbare planete en duisende van hul sterre binne hoorafstand van radiogolwe gewees het en met die oog op astronomiese instrumente & # 8212, as die wêreld bewoon word en dat die inwoners voldoende gevorderde tegnologie ontwikkel het .

Een manier om eksoplanete - planete buite ons sonnestelsel - op te spoor, is om na hul spore te soek as hulle oor 'n ster beweeg. Met hierdie konsep in gedagte, het navorsers van die Cornell Universiteit in Ithaca, New York, voorgestel dat die aarde ook met behulp van hierdie metode opspoorbaar kan word deur ander planete.

Die idee is gedeeltelik ondersoek, en vorige studies het die ruimte ondersoek waar sterre in die omgewing moontlik die aarde kon oorsteek.

Die Cornell-universiteitstudie wat Woensdag bekend gemaak is en in die vaktydskrif Nature gepubliseer is, is die eerste wat die verskillende uitkykpunte oorweeg wat die nabygeleë sterre en eksoplanete oor tyd gehad het.

Vir die studie het navorsers Lisa Kaltenegger en Jaqueline Faherty gebruik gemaak van die Europese Ruimteagentskap se Gaia-databasis, wat 'n katalogus bevat van nabygeleë ruimtevoorwerpe binne 100 parsek & # 8212, ongeveer 300 ligjare van die son. Hulle het vasgestel dat 1 715 sterre die afgelope 5 000 jaar die aarde kon sien.

"Die heelal is dinamies en verander die uitkykpunt van ander sterre, waarvandaan hulle ons duisende jare kon vind - sowel as ons s'n, waaruit ons planete kon opspoor wat ander sterre deurgaan", het die skrywers van die studie geskryf. 'Gedurende die aarde se antroposeen-periode - tot dusver 237 jaar, begin met die stoomenjin in 1784, toe mense die Aarde se klimaat begin beïnvloed het - het 1 424 sterre die aarde deur die son sien vervoer. Vir 'n verdere periode van 1 000 en 5 000 jaar sal die getal styg tot onderskeidelik 1 489 en 1 743. ”

Navorsers merk op dat 'n bykomende 319 sterre daardie uitkykpunt binne die volgende 5000 jaar sal betree en dat 75 sterre nou naby is - binne 100 ligjare van die aarde - om radio-seine wat deur die mens gemaak is, te ontvang.

"Hier aanvaar ons dat enige nominale beskawing op 'n eksoplanet astronomiese instrumentasie sal hê wat vergelykbaar is met wat ons nou het," het die skrywers van die studie geskryf. “Onlangse tegnosignature - soos radiogolwe - kan ook 'n tegnologiese beskawing op aarde aandui. Alhoewel radiogolwe slegs vir 'n relatief kort tydjie (ongeveer 100 jaar) deur mense uitgesaai is, het hulle in die verlede al 75 sterre bereik en tans [aarde-transito-sone] in ons omgewing, en hulle reis steeds verder daarbuite. '

Die studie het bevind dat 29 potensieel bewoonbare planete wat om sommige van hierdie sterre wentel, albei radiogolwe kon ontvang het en die aarde vanuit hul uitkykpunte kon waarneem. Die skatting is gebaseer op die afstand wat radiogolwe afgelê het, wat ongeveer 100 ligjaar is.

Sterre wat in staat is om die aarde deur die son te kan sien, word as prioriteitsdoelwitte beskou in die soeke na potensieel bewoonbare planete.

"Sewe van die 2 344 sterre is bekend as gasheersterre van die eksoplanet," het die navorsers geskryf. 'Die Trappist-1-stelsel bied 12.467 parsec's aan wat sewe planete van aardse grootte verlaat, waarvan vier in die gematigde bewoonbare sone is. Hierdie stelsel sal die [aarde-transito-sone] binne 1 642 jaar binnegaan en vir 2 371 jaar daar bly. ”

Navorsers het nie dadelik op druktyd op 'n versoek om kommentaar gereageer nie.


Eerste water bespeur op potensieel 'bewoonbare' planeet

Waterdamp is in die atmosfeer van 'n super-aarde met bewoonbare temperature deur UCL-navorsers in 'n wêreldwye bespeur.

K2-18b, wat agt keer die massa van die aarde is, is nou die enigste planeet wat om 'n ster buite die sonnestelsel wentel, of 'exoplanet', wat bekend is dat dit water en temperature het wat die lewe kan ondersteun.

Die ontdekking, wat vandag in Natuursterrekunde, is die eerste suksesvolle atmosferiese opsporing vir 'n eksoplanet wat in sy ster se 'bewoonbare sone' wentel, op 'n afstand waar water in vloeibare vorm kan bestaan.

Eerste skrywer, dr Angelos Tsiaras (UCL-sentrum vir ruimte-eksochemie-data (CSED)), het gesê: "Om water in 'n potensieel bewoonbare wêreld buiten die aarde te vind, is ongelooflik opwindend. K2-18b is nie 'Earth 2.0' nie, want dit is aansienlik swaarder en het 'n ander atmosferiese samestelling. Dit bring ons egter nader daaraan om die fundamentele vraag te beantwoord: Is die aarde uniek? '

Die span het argiefdata vanaf 2016 en 2017 gebruik wat deur die ESA / NASA Hubble-ruimteteleskoop vasgelê is en het oopbronalgoritmes ontwikkel om die sterlig wat deur K2-18b se atmosfeer gefiltreer is, te ontleed. Die resultate het die molekulêre handtekening van waterdamp onthul, wat ook dui op die teenwoordigheid van waterstof en helium in die atmosfeer van die planeet.

Die outeurs meen dat ander molekules, insluitend stikstof en metaan, wel mag voorkom, maar met huidige waarnemings bly dit onopspoorbaar. Verdere studies is nodig om die wolkdekking en die persentasie teenwoordige atmosferiese water te skat.

Die planeet wentel om die koel dwergster K2-18, wat ongeveer 110 ligjaar van die aarde af in die Leo-konstellasie is. Gegewe die hoë aktiwiteitsvlak van sy rooi dwergster, kan K2-18b meer vyandig wees as die Aarde en waarskynlik aan meer bestraling blootgestel word.

K2-18b is in 2015 ontdek en is een van honderde superaarde - planete met 'n massa tussen die aarde en Neptunus - wat deur NASA se Kepler-ruimtetuig gevind is. Na verwagting sal die NASA se TESS-missie in die komende jare nog honderde super-Aarde opspoor.

Mede-outeur dr Ingo Waldmann (UCL CSED) het gesê: 'Met die verwagting dat soveel nuwe super-Aarde gedurende die volgende paar dekades sal gevind word, is dit waarskynlik die eerste ontdekking van baie potensieel bewoonbare planete. Dit is nie net omdat superaarde soos K2-18b die algemeenste planete in ons Melkweg is nie, maar ook omdat rooi dwerge - sterre kleiner as ons son - die mees algemene sterre is. ”

Die volgende generasie ruimteteleskope, insluitend die NASA / ESA / CSA James Webb-ruimteteleskoop en die ARIEL-missie van ESA, sal atmosferes in meer besonderhede kan karakteriseer, aangesien hulle meer gevorderde instrumente sal dra. ARIEL sal na verwagting in 2028 van stapel gestuur word en sal 1 000 planete in detail waarneem om 'n werklike representatiewe beeld te kry van hoe dit lyk.

Professor Giovanna Tinetti (UCL CSED), medeskrywer en hoofondersoeker vir ARIEL, het gesê: “Ons ontdekking maak K2-18 b een van die interessantste teikens vir toekomstige studie. Meer as 4 000 eksoplanete is opgespoor, maar ons weet nie veel oor hul samestelling en aard nie. Deur 'n groot aantal planete waar te neem, hoop ons dat ons geheime oor hul chemie, vorming en evolusie kan openbaar. '

"Hierdie studie dra by tot ons begrip van bewoonbare wêrelde buite ons sonnestelsel en dui op 'n nuwe era in eksoplanetnavorsing, wat noodsaaklik is om die aarde, ons enigste huis, uiteindelik in die groter prentjie van die Kosmos te plaas," het dr Tsiaras gesê.

Die staatsekretaris Andrea Leadsom het gesê: “Die verkenning van die ruimte is een van die grootste avonture van ons tyd, en wetenskaplikes en sterrekundiges het al dekades lank die hemel gesoek na planete wat die lewe kan ondersteun. Hierdie ontdekking deur Britse navorsers is 'n groot sprong vorentoe in hierdie poging, wat 'n nuwe wêreld van moontlikhede open. Die geheime van ons heelal is daar, en ek is baie trots daarop dat ons regeringsondersteunde navorsers en rade aan die voorpunt is van die pogings om antwoorde te ontsluit vir raaisels wat eeue lank bestaan. '

Chris Lee, hoofwetenskaplike van die Britse Ruimteagentskap, het gesê: "Hierdie opwindende ontdekking toon die vernaamste sterkpunte van die Verenigde Koninkryk in die wetenskap van eksoplanete."

“Ons bou voort op hierdie kundigheid, met UCL as kern van 'n nuwe missie - ARIEL - om die atmosfeer van wêrelde te bestudeer wat om ander sterre in ons Melkweg wentel. Dit is een van 'n aantal internasionale missies in die ruimtevaartwetenskap wat leidende rolle vir die Britse wetenskap en nywerheid behels en vorm deel van ons voortgesette verbintenis tot die Europese Ruimteagentskap, 'het hy gesê.

Dr Colin Vincent, hoof van STFC se Afdeling Sterrekunde, het gesê: 'Die vind van ander planete wat moontlik die lewe kan ondersteun, is een van die heilige grale van sterrekunde-navorsing. Hierdie resultaat, gebaseer op data van die Hubble-ruimteteleskoop, gee 'n opwindende voorsmakie van wat moontlik in die volgende paar jaar moontlik sal wees, aangesien 'n aantal nuwe teleskope en ruimtemissies ondersteun deur STFC en die UK Space Agency aanlyn kom. ”

Die navorsing is befonds deur die European Research Council en die UK Council for Science and Technology Facilities, wat deel uitmaak van UKRI.


'N Styf pas: planete in die bewoonbare sone

Hoeveel bewoonbare planete moet ons verwag in die gemiddelde sterrestelsel? 'N Mens klink vir my na 'n goeie nommer, selfs 'n optimistiese nommer. Maar dit is 'n moeilike vraag, want ons weet nie presies wat 'n 'gemiddelde' sterrestelsel is nie; daar word tans so 'n wye verskeidenheid ontdek.

Daar was 'n tyd minder as 'n eeu gelede toe die idee dat daar drie bewoonbare planete sou wees, dit wil sê bewoonbaar deur mense en # 8212 in die sonnestelsel was. Stel jou Venus voor as iets soos Frans-Polinesië, of miskien die destydse Belgiese Kongo. Stel jou Mars voor met 'n dikker atmosfeer en antieke see, Edgar Rice Burroughs-gebied.

Vandag dink ons ​​aan meervoudige bewoonbaarheid hier in die sonnestelsel as om die oseaanlewe onder die ys van die mane van reuse-planete in te sluit, maar ons het uitgesluit dat 'n mens relatief gemaklik kan rondloop. Die vraag wat ons sonnestelsel in staat stel om net een planeet in die menslike bewoonbaarheidsgebied te ondersteun, het Stephen Kane (UC-Riverside) gepla weens voorbeelde soos die sewe planete rondom TRAPPIST-1, waarvan drie in die planeet se vloeibare water blyk te wees bewoonbare sone. Hoekom so baie? Waarom so min om ons eie ster?

Beeld: Die Trappist-1 planetêre stelsel het drie planete in sy bewoonbare sone, vergeleke met ons sonnestelsel, wat net een het. (NASA / JPL / Caltech).

Uit sulke bespiegelinge het 'n manier gekom om die vraag te ontleed. Kane en die span het gravitasie-interaksies gesimuleer terwyl planete op verskillende afstande van mekaar miljoene jare om hul sterre wentel. Die resultaat is dat 'n ster soos die son volgens hierdie berekeninge soveel as ses planete in wentelbane vir vloeibare water kan ondersteun. Die feit dat ons nie so iets sien nie, kan net die gevolg wees van Jupiter en sy vermoë om wentelbane te ontwrig as gevolg van sy massa. Nog 'n vereiste eienskap van bewoonbare sone-planete: hul wentelbane moet sirkelvormig wees.

Kane se span het na die breedte van die bewoonbare sone gekyk, afhangend van die spektraaltipe, en beskou die dinamiese beperkings op stabiele wentelbane binne die bewoonbare sone, en het opgemerk dat '& # 8230dynamiese beperkinge

6 HZ Aardmassaplanete vir sterismassas ≿0.7M, afhangend van die teenwoordigheid van reuse-planete verder. ”

Om hierdie sake verder te ondersoek, het Kane veral belanggestel in Beta Canum Venaticorum (Beta CVn), 'n skrale 27 ligjaar weg in die noordelike konstellasie Canes Venatici. Dit is 'n ster van die G-klas 'n bietjie meer metaalarm as die Son, hoewel dit in die meeste ander opsigte 'n redelike verdubbeling is vir ons ster in terme van massa en ouderdom. Maggie Turnbull (SETI Institute), 'n medeskrywer van hierdie artikel, het Beta CVn al 12 jaar gelede uitgesonder as een van die sterre van moontlike astrobiologiese belang binne tien parseke.

Hier is tans geen planete bekend nie, maar die feit dat daar geen gasreus is nie, laat Kane belangstel om na verskeie kleiner wêrelde te soek. Dit is 'n ster in die omgewing wat op grond van die waarskynlikhede wat Kane bereken, transito-resultate kan lewer, en dit bied die geleentheid om scenario's vir bewoonbare sone te verpak. Om nabygeleë G-klas-sterre sonder gasreuse te vind, kan 'n winsgewende manier wees om planetêre orbitale argitekture te beoordeel en te bepaal hoe algemeen ons eie sonnestelsel kan wees:

Alhoewel reuse-planete meer algemeen is aan sonkrag-analoë as sterre van later tipe (Zechmeister et al. 2013 Wittenmyer et al. 2016), is dit steeds relatief skaars, met 'n gemiddelde voorkoms van 6,7% buite wentelperiodes van 300 dae (Wittenmyer et al. 2020). Gevolglik is die sonnestelsel moontlik nie verteenwoordigend van omwentelingsargitekture nie, en dit is nuttig om direk met 'n ander nabygeleë ster soos die Beta CVn te vergelyk.

Die artikel bied 20 jaar radiale snelheidsgegewens aan oor Beta CVn van HIRES (Keck / High Resolution Echelle Spectrometer) sowel as die Automated Planet Finder (APF) instrument, wat planete meer massief as Saturnus uitsluit binne 10 AU van die ster. Die potensiële verpakking van die gegewe wenteldinamika rondom hierdie ster en # 8212 talle wêreldklaswerelde kan hier bestaan ​​& # 8212 toon dat relatief nabygeleë teikens soos Beta CVn ook interessant kan wees vir ruimtelike direkte beeldmissies van die toekoms soos HabEx en LUVOIR, as ons begin afboor na kleiner wêrelde in die hoop om hul atmosfeer uiteindelik te kenmerk.

Tot dusver het ons hoofsaaklik lae-massa sterre met oorgangsplanete bestudeer, wat die verskynsel van kompakte, dig verpak stelsels aan die lig gebring het. Die vraestel gaan voort:

Daar is gevind dat sommige van hierdie stelsels, soos TRAPPIST-1, meerdere aardse planete in die HZ het, wat bespiegelings veroorsaak of so 'n dinamiese verpakking in die HZ normaal of skaars is. Ons analise wat hier aangebied word, toon aan dat die dinamiese beperkinge op die verpakking van HZ-aardplanete in werklikheid most5 planete is vir die meeste spektraaltipes, ∼6 planete vir sterremassas ≳ 0.7M. Die verpakking van 7 planete in die HZ is moontlik binne sekere spesifieke massa- en argitektuurregimes, maar word kwesbaar vir MMR [gemiddelde bewegingsresonansie] -stoornisse wat die dinamiese stabiliteit van sulke konfigurasies in gevaar stel. Die 20 jaar van RV-data vir Beta CVn wat hier aangebied word, sluit 'n groot verskeidenheid reuse-planeetmassas en baanparameters uit, wat 'n uitstekende kandidaat bied vir komplekse aardse argitekture.

'N Paar gedagtes oor vroeëre werk:

Baie verpakte sterrestelsels soos TRAPPIST-1 trek ook die aandag van Alysa Obertas (Universiteit van Toronto). Obertas het die vraag in 2016 aangepak, maar daar was 'n onbekende sleutel of daar genoeg massa in die planeetvormende skyf is om stelsels te produseer wat verpak is tot die perke wat rekenaarsimulasies toelaat. Die resulterende artikel het gekyk na simulasies van tot 10 miljard wentelbane, wat hoofsaaklik fokus op M-dwergsterre, waarvan TRAPPIST-1 'n voorbeeld is. "As ons die uitkomste van ons simulasies toepas, wys ons dat geïsoleerde stelsels van tot vyf aardmassaplanete in die bewoonbare sone van 'n sonagtige ster kan pas sonder dat hulle ten minste 10 9 wentelbane ontmoet," het die koerant gesê. stabiliteit onproblematies.

Ons het ook gepraat oor die implikasies van planete wat strak wentel in terme van astrobiologie. Kepler-36 word in 1530 ligjare weg in Cygnus wentel deur 'n 'super-Aarde' en 'n 'mini-Neptunus' in wentelbane wat met 0,013 AE verskil, wat variasietydsveranderings vir albei planete lewer. Hier het ons 'n 7: 6 orbitale resonansie en vermoedelik skouspelagtige uitsigte vanaf die gesmelte oppervlak van die super-Aarde as die groter planeet oor sy lug beweeg.

Die stelsel het werk geïnspireer deur Jason Steffen (UNLV) en Gongjie Li (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), wat dit uitgebrei het tot bespiegelinge oor die oordrag van lewe tussen nabye planete in bewoonbare sones. Raadpleeg Bewoonbare planete in dieselfde stelsel vir die een.

Beeld: 'N Gasreuseplaneet wat drie keer meer lug strek as die maan, gesien vanaf die aarde, dreig oor die gesmelte landskap van Kepler-36b. Krediet: Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika.

Die Kane et al. vraestel is “Dynamical Packing in the Habitable Zone: The Case of Beta CVn,” Sterrekundige Tydskrif Vol. 160, nr. 2 (27 Julie 2020). Abstract / Voorafdruk. Sien ook Steffen en Li, “Dinamiese oorwegings vir die lewe in multi-bewoonbare planetêre stelsels,” Astrofisiese joernaal Vol. 816, nr. 2 (14 Januarie 2016). Abstract / Voorafdruk. Die Obertas-papier is 'Die stabiliteit van styf verpakte stelsels van aardmassaplanete wat in 'n sonagtige ster wentel,' Ikarus Jaargang 293 (1 September 2017), pp. 52-58 (abstrak / voorafdruk).

Kommentaar op hierdie inskrywing is gesluit.

Hierdie studie bied goeie belange, nie net vir die aantal vloeibare water draende wêrelde nie, maar ook vir die skuifgetalle van kleiner planete met warm en koue temperatuurreekse. Hoe meer siele, hoe meer vreugde. Steeds meer wêrelde om te verken!

Ek wonder of dit nie dalk kan wees dat die Sol & # 8217 s stelsel dalk ondergemiddeld kan wees ten opsigte van die totale planeetgetal onder enkelsterrestelsels nie.

Hoe helderder 'n ster is, hoe wyer is sy bewoonbare sone, soos gewoonlik gedefinieërd (wentelbane waar planeetoppervlak in vloeibare vorm is). Helder reuse het 'n uiters wye habitat, en rooi dwerge het baie noue. Maar baie van die moontlik bewoonbare eksoplanete wat ons onlangs ontdek het, is naby dwerge met 'n lae helderheid. Is dit bloot 'n seleksie-effek (massiewe planete naby klein sterre is maklik vir ons planeetopsporingstegnologie om te vind) of het dit te make met die meganika van vorming van planetêre stelsels (sterre met lae massa het planete nader aan hulle, as 'n reël, as hoë massa)

Hierdie vraag het ingrypende astrobiologiese gevolge. Lig, massiewe sterre kan baie planete in hul ruim woonstelle hê, maar hierdie sterre is baie skaars, gewoonlik van korte duur en ontwikkel dit te vinnig om biologiese prosesse tot 'n intelligente lewe te lei. Die dwerge daarenteen is baie algemeen en baie oud en stabiel, maar hul wonings is so smal dat dit onwaarskynlik is dat enige planeet daar sal vorm.

Hierdie twee prosesse werk kruis-doeleindes met mekaar, en ons tegnologie is baie beter om baie groot planete baie naby baie klein sterre op te spoor, wat ons toetse verder bemoeilik. Weet iemand of hierdie parameters noukeurig bestudeer is en die relatiewe gewig daarvan in ag geneem is?

I.E., is ons Son werklik verteenwoordigend van lewensdraende wêrelde, of is kleiner, later spektraalsoorte 'n beter plek om na te kyk?

& # 8220Hierdie twee prosesse werk kruis-doeleindes aan mekaar & # 8221.
Presies! Plus getyvergrendeling en superflares, vir die kleintjies.
Ek meen dat die optimale (vir hoër lewensduur) iewers rondom laat G, vroegste K, sal wees met 'n breed genoeg en langtermyn stabiele HZ, en terselfdertyd nie deur getyvergrendeling gepla word nie.

K3-sterre het die hoofreeksleeftye wat die meeste ooreenstem met die afname in tye vir aardse planete in die bewoonbare sone. (Van 'n eerste periode van 8 uur tot 'n getyvergrendeling van 1: 1 draai.)

Dit is net 'n newe-effek van hoe ons na die planete soek. Dit is makliker om op te spoor of die ster klein is in vergelyking met die planeet.

Dit is nou nie waar as die M-dwergstelsel dieselfde is as enige ander nie, en dit is meer waarskynlik dat hulle planete in hul bewoonbare gebied het. Die voorbeeld van Trappist 1 het die idee omgedraai dat M-dwerge nie 'n goeie plek is om na die lewe te soek nie. Ons is nog vroeg besig om planetêre stelsels te verstaan ​​en hoe dit opgemaak word. Ek wil graag 'n bietjie tyd spandeer om die resultate van 'n lys van eksoplanete op te soek om te sien wat die geheime van planete in die bewoonbare sone bevat:

Onthou dat die meeste van die navorsing gesoek het na stelsels soos ons G2V wanneer rooi dwerge dof is, hulle nog steeds nuwes naby die son vind. Hulle is die meeste meer as 75% van alle sterre en het die hoogste land en see beskikbaar vir die langste lewensduur en ET om te ontwikkel. Ek is bly om te hoor dat ons stelsel nie 'n frats van die natuur is nie, maar dat ons vooroordele oorweldigend is teenoor die idee van lewe op enige ander plek as op aarde! Lank lewe die magtige ROOI DWARF!

Hulle het stabiele wentelbane met mekaar, maar sou enige van hierdie hipotetiese ses aardmassaplanete die mane kon vashou? Of sou hulle hulle verloor deur gravitasie-interaksie?

Miskien klein, in mane naby (soos Mars dit het), maar groter mane op groot wentelbane sou in diggepakte stelsels wees.

Wat van regtig groot mane met 'n kort baan? Daar is 'n seldsame moontlikheid daar. As die maan groot genoeg is, veel groter as ons maan, kan albei liggame vroeg in hul geskiedenis gety aan mekaar vassluit, en sodoende verdere getyversnelling verhoed en hulle slegs om 'n paar veelvoude van die roche-baan wentel. Die vorming van & # 8220binêre planete & # 8221 is gesimuleer (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014DPS….4620102R/abstract) en word verwag in 'n baie klein aantal weidingsbotsings.

Dit is ook die soort ding wat meer gereeld sou gebeur as u met 'n volgepakte stelsel begin. Daar word verwag dat verpakte stelsels groter heuwelreduksiefaktore vir mane sou hê, maar as twee byna gelyke massaplanete mekaar op 'n tydswêreld om net 5 radiusse omring, dan sou hulle langer sou kon aanhou as kleiner mane wat nie hul planeet binnekort kan sluit nie genoeg om te voorkom dat dit na buite gespin word om die invloed van die ander planete in die gesig te staar, of om na binne te bots. 'N Bewoonbare planeet kan op hierdie manier 'n bewoonbare maan hê, selfs in 'n andersins diggepakte stelsel (alhoewel hulle hulle min of meer teenoor die ander planete sou gedra as 'n voorwerp met hul gesamentlike massa)

As u wel 'n binêre planeet / dubbele planeet soos hierdie gesien het, sou dit buitengewoon moeilik wees om as sodanig op te spoor.

Dubbele planeetkonfigurasies is 'n interessante moontlikheid Ryan.
Ek veronderstel dat 'n baie lang baanstabiliteit afhang van hoe naby 'n dubbele planete en naburige planete is.

'N Aksiale kanteling van 'n planeet word beïnvloed deur ander planete in die stelsel. Sou 'n maan min of meer nodig wees om 'n stabiele kanteling vir 'n planeet in 'n dig verpakte stelsel te handhaaf?

Hier kan dit gepas wees om weer eens te onthou dat geen van ons planete tans waarneembaar sou wees as hulle naby 'n ander ster soos die son was nie. Die feit dat ons soveel sterre met meer waarneembare planete (groter planete of strenger wentelbane) sien, beteken dat ons stelsel 'n buitengewoon klein aantal planete bevat. As ons aanvaar dat daar niks ongewoon aan ons planete is nie, moet ons aanneem dat daar soortgelyke sterre rondom die meeste sterre bestaan, behalwe dié wat ons bespeur het. Dus, baie planete daar buite, meer as wat ons kan sien, en die onsigbare sal waarskynlik meer soos ons s'n wees as dié wat ons kan sien.

Ek kan nie wag dat ons uiteindelik toerusting daar bo kry wat planete soos ons s'n kan sien nie. Ek dink dit is nog net een generasie instrumente, miskien 'n dekade of so.

Ek hoop (as gematigde rotsagtige planeetbewoner) dat die gemiddelde eksoplanetêre massa sal daal namate ons opsporingsvermoë verbeter. Gasakke mag nie saamstem nie, maar hulle is net vol warm lug.

Kon die veronderstelde Mars-grootte Theia wat met die aarde gebots het, 'n voorbeeld wees van 'n ander planeet in ons HZ wat verval het weens die botsing, of was die baan te eksentriek?

In 'n ander pos was daar 'n voorbeeld van twee planete wat baie soortgelyke wentelbane kon inneem wat van tyd tot tyd van posisie omgeruil het. Ek dink dit was stabiel. Ongewoon miskien, maar sou dit help om die verpakking te sluit?

Maar Theia, wat Mars-grootte is, sou nie massief genoeg gewees het om bewoonbaar te wees in die Son & # 8217; s HZ nie.

Soos vir mane in 'n druk sonkrag-HZ, sal dit deels afhang van elke planeet en die Hill-sfeer. Solank daar nie 'n oorvleueling is nie, is groot mane waarskynlik OK.

Weereens uitstekende boodskap, en 'n interessante onderwerp, ook baie bemoedigend. Hierdie soort papier maak my bly.
Soos ek vroeër aangevoer het, sou dit impliseer dat sterre met 'n kleiner sonkrag van die son, sonder die gulsige reuse, die beste kandidate kan wees, met 'n hele reeks aardse planete.
En 'n latere spektrale tipe sonkragster kan beter wees om 'n meer langtermyn stabiele HZ te hê.

Dit is ook my enigste twyfel oor Beta CVn: dit is 'n G0-ster, ietwat warmer as die son en ietwat ouer, 5,3 gy orso. Dit beteken dat die HZ vinniger na buite beweeg as ons s'n, en dat enige planete wat in die HZ was vir die eerste 4 gy orso, dit aan die binnekant (warm!) Gelos het. En planete wat nou binne die HZ was, was nie so vir die eerste 3 of 4 gy nie.

Dit kan (selfs) beter wees om later soort sonsterre, rondom G6 & # 8211 G8, te bestudeer, soos: Tau Ceti, 82 Eridani, 61 Virginis, Alpha Mensae, ens.
Alpha Mensae het geen (reuse) planete bespeur nie.

Alex Tolley, Theia sou vandag in ons bewoonbare sone wees, maar 'n Marsagtige planeet in die HZ-sone sou die atmosfeer nog steeds verloor en vandag soos Mars beland as gevolg van die kleiner massa en laer swaartekrag. Mars het 'n ontsnappingssnelheid van slegs 5,1 myl per sekonde en die aarde 7 myl per sekonde. 'N Planeet met 'n laer ontsnap snelheid sal 'n atmosfeer vinniger verloor as gevolg van die beginsels van atmosferiese ontsnapping. Die ysterkern van Theia het vermoedelik die aarde binnegegaan en wat oorgebly het, het die maan geword. Dit is waarskynlik nie goed om twee planete relatief op dieselfde afstand te hê nie, want die kans is hoog vir 'n botsing.

Vroeër in my lewe wou ek my voorstel hoe dit sou wees om meer as een bewoonbare planeet in ons sonnestelsel te hê, of ten minste een met 'n gemaklike oppervlak wat 'n persoon nie nodig sou hê om 'n ruimtepak te hê nie. Dit sou help as Mars die grootte van Venus of groter was. As Venus ongeveer 87 miljoen myl of verder 89 km van die son af was, sou dit gemaklik wees. Die kans is daarteen om meer as een Aarde soos 'n planeet met 'n maan en 'n magneetveld in dieselfde sonnestelsel te hê, omdat Alex Tolley dit moet noem, want twee planete moet byna dieselfde baanafstand hê om te bots en waarmee hulle kan bots. drie Aardagtige planete, sou ons drie Marsagtige planete in ongeveer dieselfde wentelbane nodig hê om met hulle te bots. Gunstiger kanse sou 'n G-klas sterstelsel met drie Aarde-agtige planete in die bewoonbare sone insluit, maar slegs een daarvan met 'n maan en 'n magnetiese veld wat 'n menslike lewe sou lewer.

Henry Cordova, ek dink intuïtief dat die grootte en massa van die ster regtig saak maak soos die Trappist-1 planetêre stelsel, wat 'n M-dwerg al sy planete naby mekaar het as gevolg van die ster se kleiner massa en laer swaartekrag as 'n G-klas ster. 'N Kleiner ster moet dus 'n kleiner aanwas-protoplanetêre skyf hê. Na my mening is die migrasie van planete om die noue wentelbaan van planete in die Trappist-1-saak te produseer, om meer as een rede twyfelagtig.

'N Artikel is gedoen met die sterre en die beste sterre met die beste sterre om bewoonbare planete te vind. Dit blyk dat dit die K-dwergsterre is, nie die M of G. Hulle is meer en het langer lewensduur as die G-sterre, en het baie minder probleme met die bestraling en bewoonbare sone as die M-dwerge.


Bewoonbare aardgrootte planete wat dwarsoor die heelal voorkom, bestudeer voorstelle

Bewoonbare uitheemse planete soortgelyk aan die aarde is miskien nie so skaars in die heelal nie, suggereer 'n nuwe studie.

Ongeveer een uit elke vyf sonagtige sterre waargeneem deur NASA se planeetjag-Kepler-ruimtetuie het 'n Aarde-grootte planeet in die sogenaamde bewoonbare sone, waar vloeibare water - en moontlik lewens - kan bestaan, volgens die nuwe studie. As hierdie resultate elders in die sterrestelsel van toepassing is, kan die naaste sulke planeet net 12 ligjaar weg wees.

"Mense kyk al duisende jare na die sterre," het navorser Erik Petigura, 'n gegradueerde student aan die Universiteit van Kalifornië, Berkeley (UC Berkeley), gesê. "Hoeveel van die sterre het planete wat op die een of ander manier soos die Aarde lyk? Ons is vandag baie opgewonde om die vraag te begin beantwoord," het Petigura aan SPACE.com gesê. [9 Eksoplanete wat uitheemse lewe kan huisves]

Die bevindings, wat vandag (4 November) in die vaktydskrif Proceedings of the National Academy of Sciences uiteengesit word, en in 'n video wat die frekwensie van aardagtige planete beskryf, sê niks oor die vraag of hierdie planete die lewe werklik ondersteun nie - net dat hulle aan sommige van die bekende kriteria vir bewoonbaarheid. Petigura het die resultate ook vandag in 'n inligtingsessie tydens die tweede Kepler-wetenskapskonferensie in NASA-navorsingspark in Moffett Field, Kalifornië, aangebied, waarin die Kepler-span ook die ontdekking van honderde nuwe eksoplanete aangekondig het, waaronder baie in die bewoonbare sone.

"Ek dink dit is verreweg die betroubaarste skatting wat beskikbaar is, maar ek dink nie dit is finaal nie," het Francois Fressin, 'n sterrekundige by die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, gesê wat nie by die studie betrokke was nie.

Om hierdie aardse exoplanete te vind, het Petigura en sy kollegas Kepler se metings van sterre helderheid gebruik om te soek na verduistering, bekend as deurgange, terwyl planete voor hul gasheer gekruis is.

Neem 'n planeetsensus

Petigura en sy kollegas het noukeurig sagteware ontwikkel om deur Kepler se reusagtige datastel te kyk. Die ruimtetuig se gesigsveld bevat ongeveer 150 000 sterre, maar die meeste hiervan wissel te veel in helderheid om 'n planeet op te spoor. Die span het 42 000 van die "stilste" sterre ondersoek en 603 planeetkandidate rondom hierdie sterre gevind, waarvan tien op aarde was en in die bewoonbare gebied gelê het.

Die span het aarde-grootte planete gedefinieer as een wat een tot twee keer die radius van die aarde het. Planete is in die bewoonbare gebied beskou as hulle ongeveer soveel lig as die aarde van die son ontvang (binne 'n faktor van vier). [7 maniere om uitheemse planete te ontdek]

Hulle het die Keck I-teleskoop op Hawaii gebruik om spektrums van die sterre te neem om die radiusse van die planete vas te pen.

Maar dit was nie die einde van die verhaal nie. Net soos om 'n sensus statisties reg te stel vir die mense wat die opname mis, moes die navorsers regstellings aanbring vir Kepler se planete.

Die transito-metode om planete te vind, ontdek per definisie slegs planete wat in dieselfde sieningsvlak wentel as hul gasheerster, wat slegs 'n fraksie van die totale aantal planete insluit. Studie-navorser Geoff Marcy van UC Berkeley vergelyk planeetbane met vraestelle wat deur die lug wapper. Baie min gaan voorspoedig wees, het hy gesê.

Tweedens mis die analise sommige planete bloot omdat die klein hoeveelheid sterlig wat hulle blokkeer, moeilik is om op te spoor. Om dit reg te stel, het die navorsers "vals planete" in die data ingevoeg sodat hulle kon sien hoeveel hul sagteware sou mis.

Die ontleding was 'n 'Herculean-taak', het Marcy gesê.

Nadat hierdie regstellings aangebring is, het die navorsers hul resultaat gehad: Ongeveer 22 persent van die sonagtige sterre wat deur Kepler waargeneem is, het aardse, potensieel bewoonbare planete.

Kanse vir die lewe

Die navorsers het vinnig daarop gewys dat die feit dat hierdie planete Aardgrootte is en in die bewoonbare gebied lê, nie beteken dat hulle die lewe kan onderhou nie. Die planete het miskien gloeiende warm atmosfeer of glad nie atmosfeer nie, het hulle gesê. Al het die planete al die basiese bestanddele vir die lewe, weet wetenskaplikes nie die waarskynlikheid dat die lewe ooit sou begin nie.

Die definisie van planete op aarde-grootte in hierdie studie was redelik breed, het Fressin gesê. Byvoorbeeld, 'n planeet wat twee keer so groot is as die aarde se aarde, is miskien nie eens rotsagtig nie, het hy gesê.

Kepler-sendingwetenskaplike Natalie Batalha, 'n sterrekundige by die NASA se Ames-navorsingsentrum, wat nie by die studie betrokke was nie, stem saam dat dit 'n ruim definisie is. Rotsagtige planete met 'n radius van ongeveer 1 tot 1,5 keer die grootte van die aarde is gevind, maar die fraksie van groter planete wat rotsagtig is, is waarskynlik baie laer, het Batalha aan SPACE.com gesê. Tog is dit 'n goeie begin, het sy gesê.

"Kepler se hoofdoel was om die voorkoms van bewoonbare planete in die sterrestelsel te verstaan," het Batalha op 'n nuuskonferensie gesê. "Dit is die eerste keer dat 'n span so 'n nommer vir sterre soos die son aanbied."

Die navorsers moes die aantal planete met wentelbane langer as 200 dae ekstrapoleer, omdat dit nie in die Kepler-data opgespoor is nie. 'Ideaal gesproke sal ons nie op ekstrapolasies staatmaak nie,' het Batalha gesê. "Maar as 'n eerste keer, is dit 'n geldige ding om te doen."

Verlede week het Marcy en sy kollegas die ontdekking van die vreemde planeet Kepler-78b gerapporteer, 'n rotsagtige wêreld byna dieselfde grootte en digtheid as die aarde. Maar Kepler-78b omhels sy ster op 'n afstand wat te naby en warm is om bewoonbaar te wees, met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 3,680 grade Fahrenheit (2,027 grade Celsius).

Kepler is in Mei uit diens, ná die verlies van 'n wiel wat gebruik is om die ruimtetuig te wys. Nietemin sal wetenskaplikes dekades lank Kepler-data ontgin om potensieel bewoonbare planete te soek.

'Miskien kan ons hierdie planete met toekomstige instrumente in beeld neem,' het Petigura gesê.


Aardagtige bewoonbare planete wat verrassend algemeen voorkom, stel die Kepler-ruimteteleskoop-data voor (VIDEO)

Bewoonbare uitheemse planete soortgelyk aan die aarde is miskien nie so skaars in die heelal nie, dui 'n nuwe studie aan.

Ongeveer een uit elke vyf sonagtige sterre waargeneem deur NASA se planeetjag-Kepler-ruimtetuie het 'n Aarde-grootte planeet in die sogenaamde bewoonbare sone, waar vloeibare water - en moontlik lewens - kan bestaan, volgens die nuwe studie. As hierdie resultate elders in die sterrestelsel van toepassing is, kan die naaste sulke planeet net 12 ligjaar weg wees.

"Mense kyk al duisende jare na die sterre," het navorser Erik Petigura, 'n gegradueerde student aan die Universiteit van Kalifornië, Berkeley (UC Berkeley), gesê. "Hoeveel van die sterre het planete wat op die een of ander manier soos die Aarde lyk? Ons is vandag baie opgewonde om die vraag te begin beantwoord," het Petigura aan SPACE.com gesê. [9 Eksoplanete wat uitheemse lewe kan huisves]

Die bevindings, wat vandag (4 November) in die vaktydskrif Proceedings of the National Academy of Sciences uiteengesit word, en in 'n video wat die frekwensie van aardagtige planete beskryf, sê niks oor die vraag of hierdie planete die lewe werklik ondersteun nie - net dat hulle aan sommige van die bekende kriteria vir bewoonbaarheid.


'N Kunstenaar se voorstelling van die' bewoonbare sone ', die omvang van wentelbane rondom 'n ster waar vloeibare water op die oppervlak van 'n planeet kan bestaan. 'N Nuwe studie wat op 4 November 2013 bekendgestel is, dui daarop dat een uit elke vyf sonagtige sterre wat deur NASA se Kepler-ruimtetuig gesien word, potensiële bewoonbare planete op aarde het.

Petigura het die resultate ook vandag in 'n inligtingsessie tydens die tweede Kepler-wetenskapskonferensie in NASA-navorsingspark in Moffett Field, Kalifornië, aangebied, waarin die Kepler-span ook die ontdekking van honderde nuwe eksoplanete aangekondig het, waaronder baie in die bewoonbare sone.

"Ek dink dit is verreweg die betroubaarste skatting wat beskikbaar is, maar ek dink nie dit is finaal nie," het Francois Fressin, 'n sterrekundige by die Harvard-Smithsonian Sentrum vir Astrofisika, gesê wat nie by die studie betrokke was nie.

Neem 'n planeetsensus

Petigura en sy kollegas het sagteware sagteware ontwikkel om deur Kepler se reusagtige datastel te kyk. Die ruimtetuig se gesigsveld bevat ongeveer 150 000 sterre, maar die meeste hiervan wissel te veel in helderheid om 'n planeet op te spoor. Die span het 42 000 van die "stilste" sterre ondersoek en 603 planeetkandidate rondom hierdie sterre gevind, waarvan tien op aarde was en in die bewoonbare gebied gelê het.

Die span het aarde-grootte planete gedefinieer as een wat een tot twee keer die radius van die aarde het. Planete word beskou as in die bewoonbare sone as hulle ongeveer soveel lig as die aarde van die son ontvang (binne 'n faktor van vier). [7 maniere om uitheemse planete te ontdek]

Hulle het die Keck I-teleskoop op Hawaii gebruik om spektrums van die sterre te neem om die radiusse van die planete vas te pen.

Maar dit was nie die einde van die verhaal nie. Net soos die opname van sensus statistiese regstellings benodig vir die mense wat die opname mis, moes die navorsers regstellings aanbring vir planete wat Kepler misgeloop het.


Hierdie beeld toon die gesigsveld van die NASA se Kepler-ruimteteleskoop, wat na een enkele sterregebied in die sterrebeeld Cygnus gestaar het, net bokant die vlak van die Melkwegstelsel.

Die transito-metode om planete te vind, bepaal per definisie slegs planete wat in dieselfde sieningsvlak wentel as hul gasheerster, wat slegs 'n fraksie van die totale aantal planete insluit. Studie-navorser Geoff Marcy van UC Berkeley vergelyk planeetbane met vraestelle wat deur die lug wapper. Baie min gaan voorspoedig wees, het hy gesê.

Tweedens, mis die analise sommige planete bloot omdat die klein hoeveelheid sterlig wat hulle blokkeer, moeilik is om op te spoor. Om dit reg te stel, het die navorsers "vals planete" in die data ingevoeg sodat hulle kon sien hoeveel hul sagteware sou mis.

Die ontleding was 'n 'Herculean-taak', het Marcy gesê.

Nadat hierdie regstellings aangebring is, het die navorsers hul resultaat gehad: Ongeveer 22 persent van die sonagtige sterre wat deur Kepler waargeneem is, het aardse, potensieel bewoonbare planete.

Kanse vir die lewe

Die navorsers het vinnig daarop gewys dat die feit dat hierdie planete Aardgrootte is en in die bewoonbare gebied lê, nie beteken dat hulle die lewe kan onderhou nie. Die planete het miskien gloeiende warm atmosfeer, of geen atmosfeer nie, het hulle gesê. Al het die planete al die basiese bestanddele vir die lewe, weet wetenskaplikes nie die waarskynlikheid dat die lewe ooit sou begin nie.

Die definisie van planete op aarde was in hierdie studie redelik breed, het Fressin gesê. Byvoorbeeld, 'n planeet met 'n radius wat twee keer so groot is as die aarde s'n is miskien nie eens rotsagtig nie, het hy gesê.

Kepler-sendingwetenskaplike Natalie Batalha, 'n sterrekundige by die Ames-navorsingsentrum van NASA, wat nie by die studie betrokke was nie, stem saam dat dit 'n ruim definisie is. Rotsagtige planete met 'n radius van ongeveer 1 tot 1,5 keer die grootte van die aarde is gevind, maar die fraksie van groter planete wat rotsagtig is, is waarskynlik baie laer, het Batalha aan SPACE.com gesê. Tog is dit 'n goeie begin, het sy gesê.

"Kepler se hoofdoel was om die voorkoms van bewoonbare planete in die sterrestelsel te verstaan," het Batalha op 'n nuuskonferensie gesê. "Dit is die eerste keer dat 'n span so 'n nommer vir sterre soos die son aanbied."

Die navorsers moes die aantal planete met wentelbane langer as 200 dae ekstrapoleer, omdat dit nie in die Kepler-data opgespoor is nie. 'Ideaal gesproke sal ons nie op ekstrapolasies staatmaak nie,' het Batalha gesê. "Maar as 'n eerste keer, is dit 'n geldige ding om te doen."


Analise van vier jaar presiese metings van NASA se planeetjag Kepler-ruimtetuig toon dat ongeveer een uit elke vyf sonagtige sterre planete van die aarde in die bewoonbare gebied kan hê.

Verlede week het Marcy en sy kollegas die ontdekking van die vreemde planeet Kepler-78b gerapporteer, 'n rotsagtige wêreld byna dieselfde grootte en digtheid as die aarde. Maar Kepler-78b omhels sy ster op 'n afstand wat te naby en warm is om bewoonbaar te wees, met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 3,680 grade Fahrenheit (2,027 grade Celsius).

Kepler is in Mei uit diens, ná die verlies van 'n wiel wat gebruik is om die ruimtetuig te wys. Nietemin sal wetenskaplikes dekades lank Kepler-data ontgin om potensieel bewoonbare planete te soek.

'Miskien kan ons hierdie planete met toekomstige instrumente in beeld neem,' het Petigura gesê.


Watter persentasie planete wat bewoonbaar is, is opspoorbaar deur vervoer? - Sterrekunde

Die Son-agtige ster Kepler-160 (KOI-456) is bekend as gasheer vir twee oorgangsplanete, Kepler-160 b en c, waarvan planeet c aansienlike variasies vir transito-tydsberekening (TTV's) toon. Ons het die transito-fotometrie en die TTV's van hierdie stelsel bestudeer in ons soeke na 'n vermeende derde planeet. Ons het die argief-Kepler-fotometrie van Kepler-160 gebruik om na bykomende planete te reis wat met behulp van 'n kombinasie van ons Wōtan-afleidende algoritme en ons opsporingsalgoritme vir die minste-vierkante gebruik het. Ons het ook die Mercury N-liggaams-gravitasiekode gebruik om die orbitale dinamika van die stelsel te bestudeer om die waargenome TTV's van die planeet c te probeer verklaar. Eerstens het ons die bekende transito-reeks planete Kepler-160 b en c herwin. Toe vind ons 'n nuwe oorgangskandidaat met 'n radius van 1,91 -0,14 +0,17 Aardstrale (R ⊕), 'n wentelperiode van 378,417 -0,025 +0,028 d, en Aardagtige insolasie. Die vespa-sagteware voorspel dat hierdie sein 'n astrofisiese vals-positiewe waarskynlikheid van FPP 3 = 1,8 × 10 -3 het as die veelheid van die stelsel in ag geneem word. Kepler-keurdiagnostiek lewer 'n veelvoudige gebeurtenisstatistiek van MES = 10,7, wat ooreenstem met 'n

85% betroubaarheid teen valse alarms as gevolg van instrumentele artefakte soos rollende bande. Ons kan ook die waargenome TTV's van planeet c verklaar met die teenwoordigheid van 'n voorheen onbekende planeet. Die tydperk en massa van hierdie nuwe planeet stem egter nie ooreen met die tydperk en massa van die nuwe transito-kandidaat nie. Ons Markov-ketting Monte Carlo-simulasies van die TTV's van Kepler-160 c kan onomwonde verklaar word deur 'n nuwe planeet wat nie deurtrek nie, met 'n massa tussen ongeveer 1 en 100 aardmassas en 'n wentelperiode tussen ongeveer 7 en 50 d. Ons kom tot die gevolgtrekking dat Kepler-160 ten minste drie planete het, waarvan een die nie-transiterende planeet Kepler-160 d is. Die verwagte sterre radiale snelheidsamplitude wat deur hierdie nuwe planeet veroorsaak word, wissel tussen ongeveer 1 en 20 m s -1. Ons vind ook die super-Aarde-grootte transito-planeetkandidaat KOI-456.04 in die bewoonbare sone van hierdie stelsel, wat die vierde planeet kan wees.


Watter persentasie planete wat bewoonbaar is, is opspoorbaar deur vervoer? - Sterrekunde

Ons bied die resultate aan van 'n uitgebreide studie van die waarneembaarheid van planete en superaarde van die aarde in die bewoonbare sones van koel sterre met 'n lae massa, met behulp van die variasietydmetode. Ons het 'n stelsel wat bestaan ​​uit 'n ster, 'n reuse-planeet wat deurtrek en 'n aardse klasstoornis oorweeg, en TTV's bereken vir verskillende waardes van die parameters van die stelsel. Om die reekse van die parameters waarvoor hierdie variasies deur Kepler waarneembaar sou wees, te identifiseer, het ons die ontleding wat deur Ford et al aangebied is, oorweeg. (Waarnemings deur transito-tydsberekening van Kepler: I. Statistiese ontleding van die eerste vier maande. ArXiv: 1102.0544, 2011) en aanvaar dat 'n piek-tot-piek-variasie van 20 s binne die omvang van die fotometriese sensitiwiteit van hierdie teleskoop sou wees. Ons het simulasies vir resonante en nie-resonante wentelbane uitgevoer, en die bane van die half asse en eksentrisiteite van die oorgangs- en steurende liggame geïdentifiseer waarvoor 'n planeet op aarde of 'n super-aarde in die bewoonbare sone van 'n ster met 'n lae massa sulke TTV's vervaardig. Die resultate van ons simulasies dui aan dat die buitenste versteurings naby eerste- en tweede-orde resonansies 'n hoër vooruitsig vir opsporing het. Binnestoornisse is moontlik slegs waarneembaar wanneer dit naby 1: 2 en 1: 3 gemiddelde bewegingsresonansies is. Vir 'n tipiese M-ster met 'n planeet wat deur die Jupiter-massa oorgaan, kan 'n aardmassastoornis in die bewoonbare sone waarneembare TTV's oplewer wanneer die baan van die planeet wat tussen 30 en 80 dae duur. Ons bied die besonderhede van ons simulasies aan en bespreek die implikasies van die resultate vir die opsporing van aardse planete rondom verskillende sterre met lae massa.


Kyk die video: Как бы вы выглядели, если бы жили на других планетах (Januarie 2023).