For en generation siden var ideen om en planet, der kredser om en fjern stjerne, stadig inden for science fiction. Men siden opdagelsen af den første exoplanet i 1988, har vi fundet hundreder af dem, hvor opdagelserne kom hurtigere med tiden.
Relateret indhold
- Der er sandsynligvis langt mere jordlignende eksoplaneter end vi forestillede os
- De 5 fedeste planeter, der kredser om fjerne stjerner
Sidste måned afslørede NASA-astronomer i en enkelt meddelelse opdagelsen af 715 tidligere ukendte planeter i data indsamlet af Kepler-rumteleskopet, hvilket bragte det samlede antal kendte exoplaneter til 1771. Inden for dette er alle slags exoplaneter: nogle, der kredser om to stjerner, nogle, der er fyldt med vand, andre, der er nogenlunde jordstørrelse, og nogle er mere end dobbelt så store som Jupiter.
Men langt de fleste af alle disse fjerne planeter har én ting til fælles - med nogle få undtagelser er de for langt væk til at vi kan se, selv med vores mest kraftfulde teleskoper. Hvis det er tilfældet, hvordan ved astronomer, at de er der?
I løbet af de sidste par årtier har forskere udviklet en række teknikker til at få øje på de mange planeter uden for vores solsystem, ofte brugt i kombination til at bekræfte den første opdagelse og lære mere om planetens egenskaber. Her er en forklaring af de hidtil mest anvendte metoder.
Transit
Forestil dig at se på en lille planet, der kredser rundt en stjerne langt, langt væk. Lejlighedsvis passerer planeten muligvis mellem dig og dens stjerne, hvilket kort blokerer for noget af stjernelyset. Hvis denne dæmpning skete med tilstrækkelig hyppighed, kan du muligvis udlede planetens tilstedeværelse, selvom du ikke kan se den.
(Billede via Wikimedia Commons / Nikola Smolenski) Dette er essensen af transitmetoden til at detektere exoplaneter, der er ansvarlig for størstedelen af vores eksoplanet-opdagelser indtil videre. For fjerne stjerner er der naturligvis ingen måde, som det blotte menneskelige øje ville være i stand til pålideligt at opdage en dæmpning i den lysmængde, vi ser, så videnskabsmænd er afhængige af teleskoper (især Kepler-rumteleskopet) og andre instrumenter til at samle og analysere disse data.
Således ser en astronom, at "se" en fjern exoplanet via transitmetoden generelt se ud som sådan:
Mængden af lys fra en fjern stjerne, tegnet, dyppes, når en planet passerer mellem den og os. (Billede via Wikimedia Commons / Сам посчитал) I nogle tilfælde kan mængden af dæmpning forårsaget af planeten, der passerer mellem sin stjerne og os, også fortælle astronomer et groft skøn over planetens størrelse. Hvis vi kender størrelsen på en stjerne og planetens afstand fra den (sidstnævnte bestemt af en anden detektionsmetode, radial hastighed, nede på denne liste), og vi bemærker, at planeten blokerer en vis procentdel af stjernens lys, kan vi beregne planetens radius udelukkende baseret på disse værdier.
Der er imidlertid ulemper ved transitmetoden. En planet skal indrettes korrekt for at passere mellem os og dens stjerne, og jo længere der er i kredsløb, jo mindre er chancen for denne linie. Beregninger indikerer, at der for en jordstørrelse planet, der udskriver sin stjerne i samme afstand, som vi kredser omkring vores (ca. 93 millioner miles), kun er 0, 47 procent chance for, at den justeres korrekt for at forårsage en dæmpning.
Metoden kan også føre til et stort antal falske positiver - episoder med dæmpning, som vi identificerer som transiterende planeter, men i sidste ende er forårsaget af noget helt andet. En undersøgelse fandt, at så meget som 35 procent af de store, tæt omløbende planeter, der blev identificeret i Kepler-data, faktisk ikke kunne eksistere, og dæmpningen tilskrives støv eller andre stoffer placeret mellem os og stjernen. I de fleste tilfælde forsøger astronomer at bekræfte planeter fundet via denne metode med andre metoder på denne liste.
Orbital lysstyrke
I nogle tilfælde får en planet, der kredser rundt om sin stjerne, den mængde lys, der når Jorden, til at stige frem for at dyppe. Generelt er dette tilfælde, hvor planeten kredser meget tæt ind, så den opvarmes til den grad, at den udsender påviselige mængder termisk stråling.
Selvom vi ikke er i stand til at skelne denne stråling fra selve stjernen, vil en planet, der kredser i den rigtige linie, blive udsat for os i en regelmæssig sekvens af stadier (svarende til månens faser), så regelmæssige, periodiske stiger i mængden af lys, som rumteleskoper modtager fra disse stjerner, kan bruges til at udlede en planets nærvær.
Ligesom transitmetoden er det lettere at registrere store planeter, der kredser tæt på deres stjerner med denne teknik. Selvom kun en håndfuld planeter er blevet opdaget ved hjælp af udelukkende denne metode, kan det ende med at være den mest produktive metode på lang sigt, fordi det ikke kræver, at en exoplanet passerer direkte mellem os og stjernen for at vi kan opdage det åbner et meget bredere udvalg af mulige opdagelser.
Radial hastighed
I folkeskolen lærer vi, at et solsystem er en stationær stjerne omgivet af langsomt kredsende planeter, asteroider og andet affald. Sandheden er dog lidt mere kompliceret: På grund af planeternes tyngdepunkt trækker stjernen væk fra systemets tyngdepunkt nogensinde så let:
(Billede via Wikimedia Commons / Zhatt) Fænomenet går sådan i retning: en stor planet, hvis den har masse nok, kan være i stand til at trække stjernen mod den, hvilket får stjernen til at bevæge sig fra at være det nøjagtige centrum af det fjerntliggende solsystem. Så periodiske, forudsigelige, men stadig små skift i stjernens position kan bruges til at udlede tilstedeværelsen af en stor planet i nærheden af denne stjerne.
Astronomer har draget fordel af dette fænomen til at detektere hundredevis af exoplaneter. Indtil for nylig, da den blev overgået med transit, var denne metode (kaldet radial hastighed) ansvarlig for størstedelen af de opdagede exoplaneter.
Det kan synes svært at måle lette bevægelser i stjerner, der er hundreder af lysår væk, men det viser sig, at astronomer kan registrere, når en stjerne accelererer mod (eller væk fra) Jorden med hastigheder så lave som en meter per sekund på grund af Doppler-effekten.
Virkningen er fænomenet med bølger (hvad enten lyd, synligt lys eller andre former for elektromagnetisk energi) ser ud til at være lidt højere i frekvensen, når objektet, der udsender dem, bevæger sig mod en observatør og lidt lavere, når det bevæger sig væk. Du har oplevet førstehånds, hvis du nogensinde har hørt den høje slyng af en nærliggende ambulancesirene erstattet med en lidt lavere tone, når den kører væk.
Udskift ambulancen med en fjern stjerne og lyden af en sirene med det lys, den udsender, og du har stort set idéen. Ved hjælp af spektrometre, der måler de bestemte frekvenser af lys, der udsendes af en stjerne, kan astronomer søge efter tilsyneladende forskydninger, hvilket indikerer, at stjernen bevæger sig lidt tættere på os eller driver lidt væk.
Bevægelsesgraden kan endda afspejle planetens masse. Når det kombineres med planetens radius (beregnet via transitmetoden), kan dette give forskere mulighed for at bestemme planetens densitet og dermed dens sammensætning (hvis det f.eks. Er en gasgigant eller en stenet planet).
Denne metode er også underlagt begrænsninger: det er meget lettere at finde en større planet, der kredser om en mindre stjerne, fordi en sådan planet har større indflydelse på stjernens bevægelse. Forholdsvis små, jordstørrede planeter ville sandsynligvis være svære at opdage, især i langt afstand.
Direkte billeddannelse
I nogle få sjældne tilfælde har astronomer været i stand til at finde eksoplaneter på den mest enkle måde: ved at se dem.
Tre massive planeter - sandsynligvis større end Jupiter - blev direkte afbildet i kredsløb om stjernen HR8799 i 2010. (Stjernen i sig selv er blokeret med et korrekt afsnit. (Billede via NASA / JPL-Caltech / Palomar Observatory) Disse tilfælde er så sjældne af nogle få grunde. For at være i stand til at skelne en planet fra dens stjerne, er den nødt til at være relativt langt væk fra den (det er let at forestille sig, at f.eks. Merkur ville være skelnen fra solen langt fra). Men hvis en planet er for langt fra sin stjerne, reflekterer den ikke nok af stjernens lys til overhovedet at være synlig.
Eksoplaneter, der mest pålideligt kan ses af teleskoper er store (som Jupiter) og meget varme, så de afgiver deres egen infrarøde stråling, som kan detekteres ved teleskoper og bruges til at skelne dem fra deres stjerner. Planeter, der kredser rundt om brune dværge (genstande, der ikke er teknisk klassificeret som stjerner, fordi de ikke er varme eller massive nok til at generere fusionsreaktioner og dermed afgiver lidt lys) kan også opdages lettere.
Direkte billeddannelse er også blevet brugt til at opdage et par særligt massiv useriøse planeter - dem, der flyder frit gennem rummet i stedet for at kredse rundt en stjerne.
Gravitationslinse
Alle de foregående metoder på denne liste giver nogen mening for en ikke-videnskabsmand på et eller andet intuitivt niveau. Gravitationslinse, der bruges til at opdage en håndfuld exoplaneter, kræver noget mere abstrakt tanke.
Forestil dig en stjerne meget langt væk, og en anden stjerne omtrent halvvejs mellem den og Jorden. I sjældne øjeblikke er de to stjerner måske næsten på linje overlapper hinanden på nattehimlen. Når dette sker, fungerer kraften i den tættere stjerners tyngdekraft som en linse og forstørrer det indkommende lys fra den fjerne stjerne, når den passerer nær den for at nå os.
En simulering af gravitationslinse, der viser lyset fra en fjern galakse, der kort forstørres af et sort hul i mellemgrunden. (Billede via Urbane Legend) Hvis en stjerne, der har en planet i nærheden af bane, fungerer som gravitationslinsen, kan planetens tyngdefelt tilføje et let, men detekterbart bidrag til forstørrelseshændelsen. I nogle sjældne tilfælde har astronomer således været i stand til at udlede tilstedeværelsen af fjerne planeter ved den måde, de forstørrer lyset fra endnu fjernere stjerner.
En graf over eksoplanetopdagelser efter år med detekteringsmetode repræsenteret ved farve. Grøn = transit, blå = radial hastighed, rød = direkte billeddannelse, orange = gravitationslinse. (Billede via Wikimedia Commons / Aldaron)
