For en generasjon siden var ideen om en planet som kretser rundt en fjern stjerne fremdeles innen science fiction. Men siden oppdagelsen av den første eksoplaneten i 1988, har vi funnet hundrevis av dem, med funnene kommet raskere over tid.
Relatert innhold
- Det er sannsynligvis langt flere jordlignende eksoplaneter enn vi forestilte oss
- De 5 kuleste planetene som kretser rundt fjerne stjerner
I en enkelt kunngjøring avslørte NASA-astronomer forrige måned funnet av 715 tidligere ukjente planeter i data samlet av Kepler-romteleskopet, og bringer det totale antallet kjente eksoplaneter til 1771. Innenfor dette er alle slags eksoplaneter: noen som kretser om to stjerner, noen som er fulle av vann, noen som er omtrent jordstore og noen som er mer enn dobbelt så store som Jupiter.
Men de aller fleste av disse fjerne planetene har en ting til felles - med noen få unntak er de for langt unna for oss å se, selv med de kraftigste teleskopene våre. Hvis det er tilfelle, hvordan vet astronomer at de er der?
I løpet av de siste tiårene har forskere utviklet en rekke teknikker for å få øye på de mange planetene utenfor solsystemet vårt, ofte brukt i kombinasjon for å bekrefte den opprinnelige oppdagelsen og lære mer om planetens egenskaper. Her er en forklaring av de viktigste metodene som er brukt så langt.
Gjennomreise
Se for deg å se på en liten planet som kretser rundt en stjerne langt, langt borte. Noen ganger kan planeten passere mellom deg og stjernen, og kort blokkere noe av stjernelyset. Hvis denne dimmingen skjedde med nok frekvens, kan du kanskje utlede planetens nærvær, selv om du ikke kan se den.
(Bilde via Wikimedia Commons / Nikola Smolenski) Dette er essensen av transittmetoden for å oppdage eksoplaneter, som er ansvarlig for de fleste av eksoplanettfunnene våre så langt. For fjerne stjerner er det selvfølgelig ingen måte at det blotte menneskelige øye vil være i stand til pålitelig å oppdage en demping i lysmengden vi ser, så forskere er avhengige av teleskoper (spesielt Kepler-romteleskopet) og andre instrumenter for å samle og analysere disse dataene.
For en astronom vil "se" en fjern eksoplanett via transittmetoden generelt ende opp med å se slik ut:
Lysmengden fra en fjern stjerne, grafisk, dypper når en planet går mellom den og oss. (Bilde via Wikimedia Commons / Сам посчитал) I noen tilfeller kan mengden dimming forårsaket av at planeten passerer mellom stjernen og oss også fortelle astronomer et grovt estimat av planetens størrelse. Hvis vi vet størrelsen på en stjerne og planetens avstand fra den (sistnevnte bestemt av en annen deteksjonsmetode, radial hastighet, lavere nede på denne listen), og vi observerer at planeten blokkerer en viss prosent av stjernens lys, kan vi beregne planetens radius utelukkende basert på disse verdiene.
Det er imidlertid ulemper med transittmetoden. En planet må rettes opp riktig for å passere mellom oss og stjernen, og jo lenger ut den går i bane, jo lavere er sjansen for denne innrettingen. Beregninger indikerer at for en jordstørr planet som forkaster stjernen sin i samme avstand som vi går i bane rundt vår (omtrent 93 millioner miles), er det bare 0, 47 prosent sjanse for at den vil bli justert riktig for å forårsake dimming.
Metoden kan også føre til et stort antall falske positiver - episoder med nedtoning som vi identifiserer som transiterende planeter, men til slutt skyldes noe helt annet. En studie fant at så mye som 35 prosent av de store, tett kretsende planetene identifisert i Kepler-data, faktisk ikke kunne eksistere, og dæmpningen tilskrives støv eller andre stoffer som ligger mellom oss og stjernen. I de fleste tilfeller prøver astronomer å bekrefte planeter funnet via denne metoden med andre metoder på denne listen.
Orbital Brightness
I noen tilfeller fører en planet som kretser rundt stjernen, til at mengden av lys som når jorden stiger, i stedet for å dyppe. Generelt er dette tilfeller der planeten kretser veldig tett inn, slik at den varmes opp i den grad at den avgir påviselige mengder termisk stråling.
Selv om vi ikke er i stand til å skille denne strålingen fra den fra stjernen selv, vil en planet som kretser i den rette linjen bli utsatt for oss i en regelmessig sekvens av stadier (ligner på månens faser), så regelmessige, periodiske stiger i mengden lys som romteleskop mottar fra disse stjernene, kan brukes til å utlede tilstedeværelsen av en planet.
I likhet med transittmetoden er det lettere å oppdage store planeter som går i bane rundt stjernene sine med denne teknikken. Selv om bare en håndfull planeter har blitt oppdaget ved bruk av kun denne metoden så langt, kan det ende opp som den mest produktive metoden på lang sikt, fordi det ikke krever at en exoplanet skal passere direkte mellom oss og stjernen for at vi skal oppdage Det åpner for et mye større utvalg av mulige funn.
Radial hastighet
På barneskolen læres vi at et solsystem er en stasjonær stjerne omgitt av langsomt kretsende planeter, asteroider og annet rusk. Sannheten er imidlertid litt mer komplisert: På grunn av planetens gravitasjonstrekk, vingler stjernen bort fra systemets tyngdepunkt så godt:
(Bilde via Wikimedia Commons / Zhatt) Fenomenet går slik ut: en stor planet, hvis den har masse nok, kan være i stand til å trekke stjernen mot den, noe som får stjernen til å bevege seg fra å være det eksakte sentrum av det fjerntliggende solsystemet. Så periodiske, forutsigbare, men likevel små skift i stjernens posisjon, kan brukes til å utlede tilstedeværelsen av en stor planet i nærheten av den stjernen.
Astronomer har benyttet seg av dette fenomenet for å oppdage hundrevis av exoplaneter. Inntil nylig, da den ble overgått med transitt, var denne metoden (kalt radial hastighet) ansvarlig for de fleste eksoplaneter som ble oppdaget.
Det kan virke vanskelig å måle lette bevegelser i stjerner hundrevis av lysår unna, men det viser seg at astronomer kan oppdage når en stjerne akselererer mot (eller bort fra) Jorden med hastigheter så lave som en meter per sekund på grunn av Doppler-effekten.
Effekten er fenomenet bølger (enten lyd, synlig lys eller andre former for elektromagnetisk energi) ser ut til å være litt høyere i frekvens når objektet som sender ut dem beveger seg mot en observatør, og litt lavere når det beveger seg bort. Du har opplevd førstehånds om du noen gang har hørt den høye sutren fra en nærliggende ambulansesirene erstattet med en litt lavere tone når den kjører bort.
Bytt ut ambulansen med en fjern stjerne og lyden av en sirene med lyset den avgir, så har du ganske mye ideen. Ved hjelp av spektrometre, som måler de bestemte frekvensene av lys som sendes ut av en stjerne, kan astronomer søke etter tilsynelatende skift, noe som indikerer at stjernen beveger seg litt nærmere oss eller driver litt bort.
Grad av bevegelse kan til og med gjenspeile planetenes masse. Når det kombineres med planetens radius (beregnet via transittmetoden), kan dette tillate forskere å bestemme planetens tetthet, og dermed dens sammensetning (hvis det for eksempel er en gassgigant eller en steinete planet).
Denne metoden er også underlagt begrensninger: det er mye lettere å finne en større planet som kretser rundt en mindre stjerne, fordi en slik planet har større innvirkning på stjernens bevegelse. Relativt små planeter på jordstørrelsen vil sannsynligvis være vanskelig å oppdage, spesielt på store avstander.
Direkte avbildning
I noen få sjeldne tilfeller har astronomer klart å finne eksoplaneter på den enkleste måten: ved å se dem.
Tre massive planeter - sannsynligvis større enn Jupiter - ble direkte avbildet i bane rundt stjernen HR8799 i 2010. (Selve stjernen er blokkert med et koroneksjon. (Bilde via NASA / JPL-Caltech / Palomar Observatory) Disse tilfellene er så sjeldne av noen få grunner. For å kunne skille en planet fra stjernen sin, må den være relativt langt borte fra den (det er lett å se for seg at for eksempel Merkur ville være skille fra solen langt borte). Men hvis en planet er for langt fra stjernen, reflekterer den ikke nok av stjernens lys til å være synlig i det hele tatt.
Eksoplaneter som mest pålitelig kan sees av teleskoper er store (som Jupiter) og veldig varme, slik at de gir fra seg sin egen infrarøde stråling, som kan oppdages av teleskoper og brukes til å skille dem fra stjernene deres. Planeter som går i bane rundt brune dverger (objekter som ikke er teknisk klassifisert som stjerner, fordi de ikke er varme eller massive nok til å generere fusjonsreaksjoner, og dermed avgir lite lys) kan også lettere oppdages.
Direkte avbildning er også blitt brukt til å oppdage noen få spesielt massive useriøse planeter - de som flyter fritt gjennom verdensrommet, i stedet for å bane rundt en stjerne.
Gravitasjonslinsing
Alle de tidligere metodene på denne listen gir noen mening for en ikke-vitenskapsmann på noe intuitivt nivå. Gravitasjonslinser, som brukes til å oppdage en håndfull eksoplaneter, krever litt mer abstrakt tanke.
Se for deg en stjerne veldig langt unna, og en annen stjerne omtrent halvveis mellom den og jorden. I sjeldne øyeblikk kan de to stjernene nesten stemme opp, nesten overlapper hverandre på nattehimmelen. Når dette skjer, virker kraften på den nærmere stjernens tyngdekraft som en linse, og forsterker det innkommende lyset fra den fjerne stjernen når den passerer nær den for å nå oss.
En simulering av gravitasjonslinser, som viser lyset fra en fjern galakse som kort blir forstørret av et svart hull i mellomgrunnen. (Bilde via Urbane Legend) Hvis en stjerne som har en planet i nærheten av bane, fungerer som gravitasjonslinsen, kan planetens gravitasjonsfelt tilføre et lite, men detekterbart bidrag til forstørrelseshendelsen. I noen sjeldne tilfeller har astronomer således klart å utlede tilstedeværelsen av fjerne planeter på den måten at de forstørrer lyset fra enda fjernere stjerner.
En graf over eksoplanettfunn etter år, med påvisningsmetode representert med farge. Grønn = transitt, blå = radiell hastighet, rød = direkte avbildning, oransje = gravitasjonslinser. (Bilde via Wikimedia Commons / Aldaron)
