Астрономия

Методы обнаружения экзопланет

Обнаружение планет за пределами Солнечной системы является чрезвычайно трудным делом с традиционными методами наблюдения. Во-первых, потому, что планеты едва ли излучают свет сами по себе и поэтому видны только по отражению сияния своей звезды. Во-вторых, потому, что эти планеты находятся рядом со звездой, которая излучает огромное количество света и полностью заглушает слабое сияние планеты. Наконец, поскольку есть проблема атмосферной турбулентности, что значительно усложняет измерения для наземных телескопов.

По всем этим причинам поиски внесолнечных планет действительно могли начаться только в конце XX века новыми методами и приборами беспрецедентной точности.

Метод радиальной скорости

Метод радиальной скорости основан на возмущениях, которые планета вызывает при движении своей звезды. В самом деле, так же как звезда оказывает гравитационное воздействие на планету, последняя создает равную и противоположную силу на звезду. Очевидно, что звезда намного массивнее планеты, и поэтому влияние этой обратной силы чрезвычайно слабое.

 

Изменения в положении звезды под воздействием этого планетарного возмущения очень малы и их слишком трудно обнаружить в настоящее время. Поэтому метод радиальной скорости стремится измерять небольшие изменения в скорости, а не в положении звезды.

Очень эффективным способом для этого является использование эффекта Доплера. Действительно, изменения скорости звезды вдоль нашей линии прицеливания переводятся, благодаря эффекту Доплера, в небольшие смещения длины волны видимого спектра звезды. Поэтому теоретически достаточно идентифицировать определенные линии этого спектра и наблюдать небольшие изменения их длины волны с течением времени, чтобы вывести из них наличие гравитационного возмущения другим телом.

Очевидно, что эти колебания всегда очень малы и обычно обнаруживаются только тогда, когда планета производит значительные гравитационные возмущения. Это ограничивает метод лучевой скорости для массивных планет типа газового гиганта и только в том случае, если эти планеты находятся ближе к своей звезде, чем Меркурий от нашего Солнца. Когда эти условия выполняются, очень точные спектроскопические наблюдения могут выявить планету и предоставить приблизительно ее массу и информацию о ее орбите.

Метод транзита

Второй основной метод обнаружения экзопланет является наблюдение за возможным транзитом, то есть прохода планеты точно между звездой и Землей по ее орбите. Очевидно, что прохождение планеты не является непосредственно наблюдаемым с учетом задействованных расстояний, но когда это происходит, видимая яркость звезды немного уменьшается, потому что небольшая часть ее поверхности временно скрыта, и точные измерения может обнаружить эту ситуацию.

Этот метод дает более точную информацию о массе и орбите планеты, чем предыдущий. Это также позволяет рассчитать размер планеты: чем она больше, тем больше отмечается временное снижение яркости.

К сожалению, метод транзита может выявить только планеты, которые проходят точно между их звездой и Землей, что редко. Это также ограничено довольно большими планетами, потому что маленькая земная планета не вызовет падения яркости, которое легко обнаружить в данный момент.

Эффект гравитационного микролинзирования

Классический эффект гравитационной линзы возникает, например, когда близкая звезда проходит точно между Землей и более отдаленной звездой. Согласно общей теории относительности, лучи света, которые приходят к нам от далекой звезды, слегка отклоняются при прохождении ближайшей. Это может создавать оптические эффекты, такие как множественные изображения далекой звезды или увеличение ее видимой яркости.

Гораздо более редкая ситуация возникает, когда близкая звезда сопровождается планетой, которая способствует отклонению световых лучей. В этом случае анализ конечного изображения может выявить искажения, которые внесла планета, и, следовательно, обеспечивает косвенный метод обнаружения последнего.

Эффект гравитационного микролинзирования вычисляет массу планеты и ее приблизительное расстояние от звезды. Этот метод требует идеального выравнивания между двумя звездами и поэтому является относительно ограниченным. Тем не менее он имеет огромное преимущество в том, что он способен обнаруживать планеты, которые меньше и дальше от своей звезды, поскольку он не зависит от гравитационных возмущений или измерения светимости.

Back to top button