A más csillagok körül keringő bolygók szülőcsillagokhoz képest nagyon gyenge fényforrások, így az exobolygók közvetlen megfigyelése és észlelése meglehetősen nagy kihívás. Az ilyen gyenge fényforrások észlelésének jelentős nehézsége mellett van egy további probléma is azzal a ténnyel kapcsolatban, hogy a szülőcsillag fényessége sok nagyságrenddel nagyobb, mint a fényforrás .egy bolygó, amely az anyacsillagról visszaverődő fénytől világít, és így rendkívül nehezen megfigyelhetővé teszi az exobolygók optikai megfigyelését. Emiatt a 2011 novemberéig felfedezett exobolygóknak csak körülbelül 5%-át figyelték meg közvetlenül. Az összes többi bolygót közvetett módszerekkel találják meg, amelyek abból állnak, hogy észlelik a bolygó hatását a környező testekre [2] .
A Doppler-módszer ( radiális sebességek, radiális sebességek ) az exobolygók kimutatására szolgáló módszer , amely egy csillag sugársebességének spektrometriai méréséből áll . A bolygórendszerrel rendelkező csillag a saját kis pályáján mozog , válaszul a bolygó vonzására . Ez viszont változáshoz vezet a sebességben, amellyel a csillag a Föld felé és onnan távolodik (vagyis megváltozik a csillag sugárirányú sebessége a Földhöz képest). Egy csillag ilyen sugárirányú sebessége a Doppler-effektus okozta spektrumvonalak eltolódásából számítható ki [3] .
Egy csillag sebessége egy közös tömegközéppont körül sokkal kisebb, mint egy bolygóé, mivel pályájának sugara nagyon kicsi. Mindazonáltal a csillagok sebessége 1 m/s és annál nagyobb korszerű spektrométerekkel határozható meg : HARPS ( Eng. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ), amelyet a La Silla Obszervatórium ESO teleszkópjára vagy a Keck HIRES spektrométerére szereltek fel. Obszervatóriumi távcső . A radiális sebesség mérésének egyszerű és olcsó módszere a "külsőleg diszperzív interferometria" [4] .
Az elfogadható mérési pontosság eléréséhez nagy jel-zaj arányra van szükség , ezért a radiális sebesség módszerét általában csak viszonylag közeli csillagok esetén alkalmazzák (160 fényévig és 11 magnitúdóig). A Doppler-módszer megkönnyíti a hatalmas bolygók megtalálását a csillagok közelében. A (a Föld látószögéhez képest) erősen ferde pályával rendelkező bolygók kevésbé ingadoznak a csillagok a Föld irányában, ezért nehezebb észlelni őket.
A radiális sebesség módszerének egyik fő hiányossága, hogy csak a bolygó minimális tömegét lehet meghatározni. A radiális sebesség módszere további módszerként használható a bolygók jelenlétének tesztelésére, amikor megerősítik a tranzit módszerrel történt felfedezéseket. Ezenkívül, ha mindkét módszert együtt alkalmazzuk, lehetővé válik a bolygó valódi tömegének becslése.
Most a módszer közel áll a képességeinek kimerítéséhez. Kevés haszna van a többbolygós rendszerek (különösen az alacsony tömegű vagy erős bolygóközi kölcsönhatást mutató bolygókat tartalmazó) és az aktív fotoszférával rendelkező csillagrendszerek (különösen a vörös és későnarancssárga törpék) paramétereinek pontos meghatározásához, mivel ehhez szükséges egy csillag tevékenysége bolygójelekre.
A periodikus pulzálás (impulzusidőzítés ) módszere a pulzárok közelében lévő exobolygók kimutatására szolgáló módszer , amely az impulzusok szabályszerűségében bekövetkező változások kimutatásán alapul. A pulzár a rádió ( rádiópulzár ), optikai (optikai pulzár), röntgen ( röntgenpulzár ) és/vagy gamma (gamma-pulzár) sugárzás kozmikus forrása, amely periodikus kitörések (impulzusok) formájában érkezik a Földre. . A rádiós pulzárok egyik jellemzője a nagyon pontos és szabályos impulzuskibocsátás, a csillag forgási sebességétől függően . A pulzár saját forgása rendkívül lassan változik, így állandó értéknek tekinthető, rádióimpulzusainak periodicitásában jelentkező apró anomáliák segítségével követhető nyomon a pulzár saját mozgása. Mivel egy bolygórendszerű pulzár a saját pályáján alig mozog (hasonlóan egy közönséges csillaghoz), az impulzusok periodicitásának megfigyelésén alapuló számítások feltárhatják a pulzár pályájának paramétereit [3] [5] .
Ezt a módszert eredetileg nem bolygók detektálására szánták, de a pulzárok mozgásának meghatározásában nagyon nagy pontossága lehetővé tette a bolygók észlelésében való alkalmazását. Például a módszer lehetővé teszi bármely más módszernél sokkal kisebb tömegű bolygók észlelését - a Föld tömegének 1/10-éig . Ezenkívül képes észlelni a bolygórendszer különböző objektumai közötti kölcsönös gravitációs zavarokat, és ezáltal további információkat szerezni ezekről a bolygókról és pályaparamétereikről.
A módszer fő hátránya a pulzárok alacsony előfordulása a Tejútrendszerben (2008-ban kb. 1790 rádiópulzár ismeretes), ezért nem valószínű, hogy ezzel a módszerrel nagyszámú bolygót lehet megtalálni. Emellett az általunk ismert élet nem tudna fennmaradni egy pulzár körül keringő bolygón a nagyon intenzív sugárzás miatt .
1992-ben Alexander Volshchan és Dale Freil ezzel a módszerrel észlelt egy bolygót a PSR 1257+12 pulzár közelében [6] . Felfedezésüket gyorsan megerősítették, és ez lett az első megerősítés a Naprendszeren kívüli bolygóról .
A tranzit módszer ( method of tranzit ) az exobolygók felkutatásának módszere, amely a csillag fényerejének csökkenésén alapul, amikor egy bolygó áthalad a korongja előtt [3] . Ezzel a fotometriai módszerrel meg lehet határozni a bolygó sugarát , míg a korábban megadott módszerekkel a bolygó tömegéről kaphatunk információt . Ha egy bolygó elhalad egy csillag korongja előtt, akkor a megfigyelt fényessége kissé csökken, és ez az érték a csillag és a bolygó relatív méretétől függ. Például a HD 209458 bolygó áthaladása közben a csillag 1,7%-kal elhalványul.
A szállítási módnak két nagy hátránya van. Először is, a tranzit csak azokon a bolygókon figyelhető meg, amelyek pályája áthalad a csillag korongján. Annak a valószínűsége, hogy a bolygó keringési síkja egyenes vonalban van a csillaggal és a Földről érkező megfigyelővel, a csillag átmérőjének és a bolygó pályája átmérőjének aránya. Azaz minél nagyobb a csillag mérete és minél közelebb van hozzá a bolygó pályája, annál valószínűbb, hogy a Földről érkező megfigyelő számára a bolygó áthalad a csillag korongján, és ez a valószínűség csökken a bolygó pályája növekszik. 1 AU távolságban forgó bolygóra. egy Nap méretű csillag körül 0,47% a valószínűsége annak, hogy egy olyan pályahelyzet alakuljon ki, amely lehetővé teszi az áthaladást. Így ez a módszer nem teszi lehetővé a bolygók jelenlétének kérdését egy adott csillagban. Az égbolt több ezer, sőt százezer csillagot tartalmazó nagy területeinek megfigyelése azonban jelentős számú exobolygó megtalálását teszi lehetővé [8] . Ugyanennyi ideig a tranzit módszer lehetővé teszi, hogy sokkal több bolygót találjon, mint a radiális sebességek módszere . A módszer második hátránya a téves pozitívumok magas szintje, ezért az észlelt tranzitokat további megerősítésre van szükség (általában statisztikai adatok és a szülőcsillagról készült nagy felbontású képek felhalmozásával a háttér binárisok kizárása érdekében) [9] .
A tranzit módszer fő előnye abban rejlik, hogy a csillag fénygörbéje alapján meg lehet határozni a bolygó méretét. Így a radiális sebességek módszerével kombinálva (amely lehetővé teszi a bolygó tömegének meghatározását) lehetővé válik a bolygó fizikai szerkezetéről és sűrűségéről való információszerzés . Például az összes ismert exobolygó közül azok a legtöbbet tanulmányozott exobolygó, amelyeket mindkét módszerrel vizsgáltak [10] .
További lehetőség az áthaladó bolygók tanulmányozásában a bolygó légkörének vizsgálata. Az áthaladás során a csillag fénye áthalad a bolygó felső atmoszféráján , ezért ennek a fénynek a spektrumát tanulmányozva kimutatható a bolygó légkörében található kémiai elemek . A légkör úgy is kimutatható, hogy megmérjük a csillag fényének polarizációját, amint az áthalad a légkörön, vagy ahogy visszaverődik a bolygó légköréről.
Ezenkívül a másodlagos napfogyatkozás (amikor egy bolygót elzár a csillaga) lehetővé teszi a bolygó sugárzásának közvetlen mérését. Ha egy csillag fénytani intenzitását a másodlagos fogyatkozás során levonjuk a fogyatkozás előtti vagy utáni intenzitásából, akkor csak a bolygóra vonatkozó jel marad meg. Ez lehetővé teszi a bolygó hőmérsékletének mérését, és még a felhők jelenlétére utaló jelek észlelését is. 2005 márciusában a Spitzer Űrteleszkópon két tudóscsoport méréseket végzett ezzel a technikával. A Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (David Charbonneau) és a Goddard Space Flight Center (L. D. Deming vezette) csapatai a TrES-1 és HD 209458b bolygókat tanulmányozták . A mérések azt mutatták, hogy a bolygók hőmérséklete a TrES-1 esetében 1060 K (790 °C ), a HD 209458b esetében pedig körülbelül 1130 K (860 °C ) [11] [12] . Az esetleges excentricitás miatt azonban nem minden tranzit bolygó kering úgy, hogy másodlagos fogyatkozás történjen. A HD 17156 b bolygó több mint 90%-os valószínűséggel ez a típusú bolygó.
2006-ban a francia űrkutatási hivatal Föld körüli pályára bocsátotta a COROT műholdat , hogy bolygótranzitokat keressen. Az űrben lévő műhold jobb pontosságot tesz lehetővé a légköri szcintillációk hiánya miatt. A COROT műszerek „a Földnél többszörösebb” bolygókat is képesek észlelni, és a küldetés eredményeit jelenleg a következőképpen értékelik: „a vártnál jobb” [13] . 2011 végén a műhold 17 exobolygót fedezett fel.
2009 márciusában a NASA felbocsátotta a Kepler űrtávcsövet , amely 2013 májusáig folyamatosan megfigyelte a Cygnus csillagképben az égbolt egy körülbelül 150 000 csillagot tartalmazó régióját. Ugyanakkor a mérés pontossága lehetővé tette a Kepler számára a Föld méretű bolygók észlelését . A teleszkóp egyik célja az volt, hogy csillagának lakható zónájában Föld méretű bolygókat észleljen . A Föld- szerű bolygók észlelése mellett a Kepler statisztikai adatokat szolgáltatott a tudósoknak a napszerű csillagok körüli bolygók gyakoriságáról . 2013 májusában a stabilizációs problémák miatt a Kepler befejezte fő küldetését.
Vannak földi projektek is, mint például a MEarth projekt .
Jelenleg a tranzit módszer az egyetlen módszer az exobolygók nagy megbízhatóságú kimutatására.
Ha a bolygót tranzit módszerrel találjuk meg, akkor a megfigyelt tranzitok periodicitásában bekövetkezett eltérések lehetővé teszik további bolygók észlelését a rendszerben [3] . Ugyanakkor a módszer pontossága meglehetősen nagy, és lehetővé teszi a Föld méretű bolygók megtalálását [14] [15] [16] . A Kepler-teleszkóp adatainak elemzése eredményeként először fedeztek fel nem tranzitáló bolygót a TTV módszerrel ( English Transit timing variation method ) : a Kepler-19 b bolygó áthaladási gyakoriságának változása kb. 5 perc 300 napos periódussal, ami egy második bolygó jelenlétét jelezte, a Kepler-19 c periódussal, amely szinte racionális többszöröse az áthaladó bolygó periódusának [17] [18] .
A TTV-módszer azon alapul, hogy meghatározzuk a tranzit kezdetének időpontját, és kikövetkeztetjük, hogy a bolygó tranzitja szigorú periodikussággal történik-e, vagy vannak-e eltérések. A TDV-módszer ( Tranit duration variation method ) a tranzit időtartamának kiszámításán alapul. A tranzitidő változását az exobolygók körüli műholdak jelenléte okozhatja [19] .
A csillagaik körül keringő óriásbolygók visszavert fényfázis - változásokat tapasztalnak (mint a Hold ), vagyis minden fázison átmennek: a teljes megvilágítástól a fogyatkozásig és vissza. Mivel a modern teleszkópok nem tudják elválasztani a bolygót a csillagtól, megfigyelik azok kombinált fényét, így a csillag fényereje valószínűleg periodikusan változik [3] . Bár ez a hatás kicsi, az észleléshez szükséges fotometriai pontosság körülbelül akkora, mint a napelem típusú csillagon áthaladó Föld méretű bolygók észlelésekor. Ily módon a Jupiter méretű bolygók űrteleszkópokkal (például Kepler) észlelhetők. Sok bolygó megtalálható ezzel a módszerrel, mivel a visszavert fény keringési fázisának változása független a bolygó pályájának dőlésszögétől , így nincs szükség a bolygónak a csillag korongja előtti áthaladására. Ezenkívül egy óriásbolygó fázisfüggvénye a termikus jellemzőitől és a légkörétől is függ, ha van ilyen. Így a fázisgörbe a bolygó egyéb jellemzőit is meghatározhatja [20] .
Mindkét távcsőnek ( COROT 'u [21] és Kepler [22] ) sikerült észlelnie és megmérnie a bolygókról visszaverődő fényt, de ezek a bolygók már ismertek voltak, mivel elhaladnak a csillag korongja előtt. Az ezzel a módszerrel felfedezett első bolygók a Kepler-jelöltek: KOI 55.01 és 55.02 [23] .
A gravitációs mikrolencsék akkor lépnek fel, amikor egy közeli csillag gravitációs tere felnagyítja egy távoli csillag fényét, és lencseként működik . Ha ráadásul az előtérben lévő csillagnak van bolygója, akkor a bolygó saját gravitációs tere jelentősen hozzájárulhat a lencsehatáshoz. Ennek a módszernek az a hátránya, hogy a hatás csak akkor jelenik meg, ha a két csillag pontosan egy egyenes mentén helyezkedik el. Problémát jelent az is, hogy az objektív események rövidek, csak néhány napig vagy hetekig tartanak, mivel a távoli csillag, a közeli csillag és a Föld folyamatosan mozog egymáshoz képest. Ennek ellenére azonban a tudósok több mint ezer ilyen eseményt rögzítettek az elmúlt tíz évben. Ez a módszer a legtermékenyebb a Föld és a galaxis közepe között elhelyezkedő bolygók megtalálására , mivel a galaktikus központban nagyszámú háttércsillag található.
1991-ben Shude Mao és Bogdan Pachinsky , a Princeton Egyetem csillagászai javasolták először a gravitációs mikrolencsék használatát exobolygók felkutatására, és ennek a technikának a sikerét 2002-ben az OGLE projekt ( Eng. Optical Gravitational Lensing Experiment - optikai ) végrehajtása során is megerősítették. gravitációs lencsés kísérlet). Egy hónapon belül a tudósok számos lehetséges bolygót találtak, bár a megfigyelési korlátok megakadályozták ezek pontos megerősítését. 2011 közepéig 13 megerősített exobolygót fedeztek fel mikrolencse segítségével [24] .
Ennek a módszernek jelentős hátránya, hogy az objektívezési esemény nem ismételhető meg, mivel a Föld és a 2 csillag újrabeállításának valószínűsége közel nulla. Ráadásul a talált bolygók gyakran több ezer fényévnyire vannak egymástól , így más módszerekkel végzett nyomon követés általában nem lehetséges. Ha azonban folyamatosan kellően nagy számú háttércsillag figyelhető meg, akkor a módszer végső soron segíthet meghatározni a galaxisban található Föld-szerű bolygók mennyiségét.
Az objektív események észlelése általában automatikus távcsövek hálózatán keresztül történik. Az OGLE projekt mellett a Microlensing Observations in Astrophysics csoport is dolgozik ezen megközelítés fejlesztésén . A PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet projekt még ambiciózusabb. Szinte folyamatos, éjjel-nappal vizsgálja az égboltot a teleszkópok világméretű hálózatával, és lehetővé teszi a Földhöz hasonló tömegű bolygó mikrolencsés eseményéhez való hozzájárulásának kimutatását. Ez a stratégia vezetett az első széles pályán keringő szuper-Föld ( OGLE-2005-BLG-390L b ) felfedezéséhez [24] .
A bolygók a csillagokhoz képest rendkívül halvány fényforrások, és a belőlük érkező finom fényt az anyacsillag nagy fényereje miatt nagyon nehéz megkülönböztetni. Ezért az exobolygók közvetlen észlelése nagyon nehéz feladat.
2004 júliusában egy csillagászcsoport az Európai Déli Obszervatórium VLT -teleszkópjával Chilében leképezte a 2M1207 b jelű társobjektumot a 2M1207 barna törpével [25] , majd 2005 decemberében megerősítették a társ bolygói státuszát [26] . Feltételezik, hogy a bolygó többszöröse tömege, mint a Jupiter , és a pálya sugara meghaladja a 40 AU-t. 2008 szeptemberében az 1RXS J160929.1-210524 csillagtól 330 AU távolságra egy bolygóhoz hasonló méretű és tömegű objektumot rögzítettek közvetlen megfigyeléssel, majd 2010-ben az objektumot megerősítették [27] . 2007-ben a Keck és Gemini Obszervatóriumok teleszkópjai fényképezték le az első többbolygós rendszert . A HR 8799 csillag körül a tudósok három olyan bolygót figyeltek meg, amelyek tömege megközelítőleg 10, 10 és 7-szer nagyobb, mint a Jupiter [28] [29] . 2008. november 13-án pedig bejelentették, hogy a Hubble-teleszkóp egy legfeljebb 3M J tömegű exobolygót figyelt meg a Fomalhaut csillag közelében [30] . Mindkét rendszert lemezek veszik körül, nem úgy, mint a Kuiper-öv . 2009 novemberében a Subaru Telescope HiCIAO műszerével sikerült lefényképezni a GJ 758 -as rendszert egy barna törpével [31] .
2010-ig a teleszkópok csak kivételes körülmények között tudtak egy exobolygót lefényképezni. A legegyszerűbb módja annak, hogy képet kapjunk, amikor a bolygó meglehetősen nagy méretű (jelentősen nagyobb, mint a Jupiter), jelentősen eltávolodott szülőcsillagától, és magas a hőmérséklete, és infravörös sugárzást bocsát ki . 2010-ben azonban a NASA Jet Propulsion Laboratory tudósai kimutatták, hogy a koronagráf jó lehetőséget kínál a bolygók közvetlen fényképezésére [32] . A (korábban fényképezett) HR 8799 bolygót csak a Hale-teleszkóp 1,5 méteres szakaszával készítették el. Egy másik ígéretes módszer a bolygók fényképezésére az interferometria nullázása [33] .
Más, közvetlenül megfigyelt objektumok ( GQ Volka b , AB Pivotsa b és SCR 1845 b ) nagy valószínűséggel barna törpék [34] [35] [36] . 2018-ban a Subaru teleszkóp egy fiatal 2M0437 b óriásbolygót fényképezett le, amelynek tömege 318 Földtömeg volt, és 400 ly-on található. évre van a Naptól és 100 AU távolságra kering. a szülőcsillagtól, amelynek életkorát 2-5 millió évre becsülik, tömegét pedig 0,15-0,18 naptömegűre (vörös törpe) [37] .
Folyamatban vannak a projektek a teleszkópok planetáris képalkotó műszerekkel való felszerelésére: Gemini Observatory (GPI), VLT (SPHERE) és Subaru Telescope (HiCiao).
Az asztrometriai módszer abból áll, hogy pontosan megmérjük egy csillag helyzetét az égen, és meghatározzuk, hogy ez a helyzet hogyan változik az idő múlásával. Ha egy bolygó egy csillag körül kering, akkor a csillagra gyakorolt gravitációs hatása maga a csillag kis kör- vagy elliptikus pályán mozog . Valójában a csillag és a bolygó a közös tömegközéppontjuk ( baricentrum ) körül forog, és mozgásukat a kéttest -probléma megoldása írja le , és mivel a csillagok sokkal tömegesebbek, mint a bolygók, pályájuk sugara nagyon kicsi, és nagyon gyakran a kölcsönös tömegközéppont egy nagyobb test belsejében található [38] . A bolygók csillagászati észlelésének nehézsége abból adódik, hogy a csillagok helyzetében bekövetkezett változások olyan kicsik, és a légköri és szisztematikus torzulások olyan nagyok, hogy még a legjobb földi távcsövek sem képesek kellően pontos méréseket végezni, és a bolygók minden állítása. Az 1996 előtt felvett és ezzel a módszerrel talált naptömegek kevesebb mint 1/10-e valószínűleg hamis.
Az asztrometriai módszer egyik lehetséges előnye a legnagyobb érzékenység a nagy pályájú bolygók észlelésére , de ehhez nagyon hosszú megfigyelési időre van szükség – évekre, sőt akár évtizedekre is, mivel a csillaguktól elég távol lévő bolygók asztrometriával észlelhetők. egy keringési periódus is sokáig tart.
Az asztrometria a legrégebbi módszer az exobolygók megtalálására, és az asztrometriai binárisok leírásában elért sikerének köszönhetően népszerű . Úgy tartják, hogy az asztrometria a 18. század végén jelent meg, és alapítója William Herschel volt , aki kijelentette, hogy egy láthatatlan társ befolyásolja a 70 Ophiuchus csillag helyzetét. Az első formális asztrometriai számítást W. S. Jacob végezte 1855-ben ugyanerre a csillagra [39] [40] [41] . Kezdetben az asztrometriai méréseket vizuálisan és kézzel rögzítették, de a 19. század végére elkezdték használni a fényképező lemezeket , amelyek nagymértékben javították a mérések pontosságát, és lehetővé tették az adatok archívumának felhalmozását is. A közeli csillagok körül keringő láthatatlan társak felfedezéséről szóló két évszázada keringő állítások [39] George Gatewood 1996-os bejelentésében csúcsosodtak ki a Lalande 21185 csillag körül keringő több bolygó felfedezéséről [42] [43] . Ez az információ az 1930 - tól 1984 -ig terjedő időszakra vonatkozó fényképes adatok és a csillag 1988 -tól 1996 -ig terjedő mozgására vonatkozó adatok elemzésén alapult . Ám egyik felfedezést sem erősítették meg más módszerek, és az asztrometriai módszer negatív hírnévre tett szert [44] . 2002-ben azonban a Hubble Űrteleszkópnak sikerült asztrometriával leírnia egy korábban felfedezett bolygót a Gliese 876 csillag közelében [45] , 2009-ben pedig asztrometria segítségével bejelentették egy objektum felfedezését a Wolf 1055 csillag közelében. A bolygóobjektum a számítások szerint a Jupiter tömegének hétszerese , keringési periódusa pedig 270 nap volt [46] [47] , de a legújabb Doppler -vizsgálatok kizárták a bejelentett bolygó jelenlétét [48] [49] .
A jövőbeli űrobszervatóriumoknak (például az Európai Űrügynökség Gaia -jának ) sikerülhet új bolygókat észlelni az asztrometriai módszerrel, de jelenleg csak egy megerősített bolygót találtak ezzel a módszerrel - a HD 176051 b.
Ha a kettőscsillagok rendszere úgy helyezkedik el, hogy a Földről érkező megfigyelő oldaláról a csillagok periodikusan elhaladnak egymás korongja előtt, akkor a rendszert " fogyatkozó kettőscsillagoknak " nevezzük . A minimális fényerő pillanatát (amikor a fényesebb csillagot legalább részben eltakarja a második csillag korongja) elsődleges fogyatkozásnak nevezzük . Miután a csillag áthaladt pályája körülbelül felén, másodlagos fogyatkozás következik be (amikor a fényesebb csillag lefedi társának egy részét). Ezek a minimális fényerő pillanatai (központi fogyatkozás) egy időbélyeget jelentenek a rendszerben, a pulzár impulzusaihoz hasonló módon . Ha egy bolygó egy kettős csillagrendszer körül kering, akkor a bolygó gravitációjának hatására a csillagok a csillagbolygó tömegközéppontjához képest elmozdulnak , és saját kis pályájuk mentén mozognak. Ennek eredményeként a fogyatkozási minimumok időpontjai folyamatosan változnak: először későn, majd időben, majd korábban, majd időben, majd későn stb. Ennek az eltolódásnak a periodicitásának tanulmányozása lehet a legmegbízhatóbb módszer a bináris rendszerek körül keringő exobolygók kimutatására. [50] [51] [52] .
A csillagok által kibocsátott fény polarizálatlan , vagyis a fényhullám rezgési iránya véletlenszerű. Amikor azonban a fény visszaverődik egy bolygó légköréről, a fényhullámok kölcsönhatásba lépnek a légkörben lévő molekulákkal , és polarizálódnak [53] .
Egy bolygó és egy csillag kombinált fényének polarizációjának elemzése (nagyjából egy milliórész) nagyon nagy pontossággal elvégezhető, mivel a polarimetriát nem befolyásolja jelentősen a Föld légkörének instabilitása .
A polarimetriához használt csillagászati műszerek ( polariméterek ) képesek a polarizált fény érzékelésére és a polarizálatlan sugárzás elkülönítésére. A ZIMPOL/CHEOPS [54] és a PlanetPol [55] csoportok jelenleg polarimétereket használnak az exobolygók keresésére, de a mai napig nem találtak bolygót ezzel a módszerrel.
Az aurora a töltött részecskék és a bolygó magnetoszférájának kölcsönhatásából keletkezik, és a felső légkörben izzó. A csillagászok számításai azt mutatják, hogy sok exobolygó egyidejűleg elég erős rádióhullámokat bocsát ki , amelyeket földi rádióteleszkópok 150 sv távolságból érzékelnek. év . Ebben az esetben az exobolygók meglehetősen távol lehetnek csillaguktól (például a Naprendszerben a Plútótól) [ 56] .
A kozmikus porlemezek ( porkorongok ) sok csillagot vesznek körül, és a közönséges fény por általi elnyelése és az infravörös tartományban történő újrakibocsátása miatt észlelhetők . Még akkor is, ha a porrészecskék össztömege kisebb, mint a Föld tömege, kellően nagy területet foglalhatnak el, és felülmúlják a szülőcsillagot az infravörösben [57] .
A porkorongokat a Hubble Űrteleszkóp NICMOS (közeli infravörös kamera és több objektum spektrométer) műszerével figyelheti meg, de az eddigi legjobb képeket a Spitzer és Herschel űrteleszkópok készítették , amelyek sokkal mélyebb megfigyelésre képesek. az infravörös, mint a Hubble. Összességében a közeli napszerű csillagok több mint 15%-ánál találtak porkorongokat [58] .
Feltételezik, hogy a port üstökös és aszteroida ütközései okozzák, és a csillag fényének nyomása viszonylag rövid időn belül a csillagközi térbe löki a porrészecskéket . Így a por észlelése folyamatos ütközéseket jelez a rendszerben, és megbízható közvetett bizonyítékot szolgáltat a szülőcsillag körül keringő kis testek (üstökösök és aszteroidák) jelenlétére [58] . Például a Tau Ceti csillag körüli porkorong azt mutatja, hogy a csillagnak a Kuiper-övhöz hasonló objektumok vannak , de a korong tízszer vastagabb [57] .
A porkorongok bizonyos jellemzői egy nagy bolygó jelenlétét jelzik. Például egyes lemezeken van egy központi üreg, amelyet egy bolygó jelenléte okozhat, amely "megtisztította" a port a pályáján belül. Más korongok csomókat tartalmaznak, amelyek jelenlétét a bolygó gravitációs hatása okozhatja. Mindkét jellemző megtalálható az Epsilon Eridani csillag körüli porkorongban, ami egy körülbelül 40 AU sugárú bolygó jelenlétére utal . ( a radiális sebesség módszerrel felfedezett belső bolygón kívül ) [59] . Az ilyen típusú bolygó-korong kölcsönhatások numerikusan szimulálhatók az "ütközéses ápolás" módszerével [60] .
A fehér törpék atmoszférájának Spitzer űrteleszkóppal készült spektrális elemzése kimutatta, hogy nehéz elemekkel ( magnézium és kalcium ) vannak szennyezve. Ezeket az elemeket nem lehet előállítani a csillag magjában, és lehetséges, hogy a szennyezés olyan aszteroidáktól származik, amelyek túl közel vannak ( a Roche-határon túl ) a csillaghoz a nagy bolygókkal való gravitációs kölcsönhatás miatt, és végül szétszakítják őket a csillag árapály-ereje . . A Spitzer-teleszkóp adatai azt mutatják, hogy a fehér törpék körülbelül 1-3%-a rendelkezik ezzel a szennyeződéssel [61] .
A jövőben több űrmissziót terveznek, amelyek már bevált módszereket alkalmaznak a bolygók észlelésére. Az űrben végzett mérések potenciálisan pontosabbak, mivel nincs torzító hatása a légkörnek , és lehetőség van objektumok tanulmányozására az infravörösben , amely nem hatol át a légkörbe. A tervezett űrhajók egy része képes lesz a Földhöz hasonló bolygók észlelésére .
A NASA űrinterferometriai küldetése asztrometriát kívánt használni, de most törölték. Talán képes lesz felfedezni a földi bolygókat néhány közeli csillag körül. Az Európai Űrügynökség „ Darwin ” projektje és a NASA Terrestrial Planet Finder [62] célja, hogy közvetlen képeket készítsen a bolygókról, de ezeket felfüggesztik, és nem tervezik a közeljövőben való megvalósítását. A New Worlds Mission részeként a tervek szerint a csillagok fényének blokkolására tervezett speciális eszközt küldenek az űrbe, amely lehetővé teszi más csillagok körüli bolygók megfigyelését, de a projekt állása egyelőre nem tisztázott.
Az épülő 30 méteres osztályú földi teleszkópok képesek exobolygók észlelésére, sőt fényképezésre is. Az Európai Déli Obszervatórium a közelmúltban kezdte meg Chilében az Európai Extrém Nagy Teleszkóp építését , amelynek tükörátmérője 39,3 méter. A koronagráf , valamint az adaptív optika jelenléte nagy valószínűséggel lehetővé teszi számunkra, hogy a közeli csillagok közelében Föld méretű bolygókat készítsünk.
Az Űrteleszkóp Űrkutatási Intézete az ATLAST Nagy Űrteleszkóp projektet javasolja , amelynek egyik célja a közeli csillagok körüli bolygók észlelése és képalkotása. A távcső egy későbbi időpontban elfogadott végleges koncepciójától függően az ATLAST képes lesz a bolygók légkörének jellemzésére is, sőt akár a kontinenseket lefedő növényzet lehetséges változásainak észlelésére is.
A Transiting Exoplanet Survey Satellite ( TESS ) projekt egy űrműhold, amely a Földhöz legközelebb eső és legfényesebb csillagokat fogja követni (körülbelül 500 000 csillagot), hogy a tranzit módszerrel észlelje a sziklás bolygókat. A TESS képes lesz megtalálni a Földhöz legközelebb eső tranzit sziklás bolygókat , amelyek csillaguk lakható zónájában helyezkednek el. Ezt a projektet a Massachusetts Institute of Technology és a Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics fejleszti . A TESS Föld körüli pályára bocsátását 2018 márciusára tervezik.
| exobolygók | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| osztályok |
| ||||||||||||||||
| Típusok és módszerek |
| ||||||||||||||||
| Listák |
| ||||||||||||||||
| Küldetések |
| ||||||||||||||||