Metody poszukiwania egzoplanet (planet pozasłonecznych)

Takie wyjaśnienie powinno pojawić się już dawno. Jest to spis metod służących do poszukiwania planet pozasłonecznych (wg. EPE). Będzie to bardzo przydatny tekst, gdyż nie będę musiał tłumaczyć danej metody przy każdym nowym odkryciu egzoplanety. Od dziś będę jedynie umieszczał odnośnik do tej rozpiski. Tak więc do rzeczy:

Uwaga! Sumując wyniki uzyskane przez poszczególne metody można dojść do błędnego wniosku. Ta liczba znacznie przewyższałaby rzeczywistą liczbę znanych planet pozasłonecznych. Dzieje się tak jedynie dlatego, że do potwierdzenia istnienia niektórych planet używa się więcej niż jednej metody.

Astrometria

Rys.1 Gwiazda i planeta krążą
wokół środka masy.

Astrometria jest najstarszą z metod poszukiwania planet poza granicami naszego układu słonecznego. Metoda ta polega na mierzeniu pozycji danej gwiazdy i obserwacji czy pozycja ta ulega zmianom z biegiem czasu. Jeśli gwiazda posiada planetę to wpływ grawitacyjny tej planety zmusi gwiazdę do zataczania niewielkich orbit. Dzieje się tak ponieważ zarówno gwiazda, jak i planeta krążą wokół środka masy układu (rys. 1). Obserwacje astrometryczne są najefektywniejsze dla planet o dużych orbitach, przez co jednak czas takich obserwacji musi trwać bardzo długo - lata, a nawet dekady, w zależności od odległości planety od gwiazdy. Obecnie astrometria stanowi jedynie uzupełnienie innych metod. Mimo, że jest bardzo pomocna w poszukiwaniu planet, to jednak ma na koncie tylko jedną odkrytą egzoplanetę - HD 176051 b.

Prędkości Radialne (RV)

Rys. 2 Przesunięcie ku fioletowi
oraz przesunięcie ku czerwieni.

Jak już wiadomo, jeśli gwiazda posiada planetę to zmusza to ją to do wykonywania okrążeń wokół środka masy tego układu. Taka sytuacja powoduje widoczne zmiany prędkości gwiazdy względem Ziemi. Wariacje te następują gdy dana gwiazda oddala się lub przybliża do Ziemi. Zamiany prędkości radialnych mogą być zauważone poprzez obserwacje linii spektralnych w widmie gwiazdy. Linie te charakteryzują światło gwiazdy, które ulega charakterystycznym zmianom spowodowanym efektem Dopplera. Rezultatem takich badań jest przesunięcie ku czerwieniu oraz przesunięcie ku fioletowi. Kiedy gwiazda oddala się od obserwatora, może on zauważyć przesunięcie ku czerwieni linii spektralnych, natomiast jeśli gwiazda zbliża się widzi on przesunięcie ku fioletowi (rys. 2). Jest to najbardziej produktywna metoda dla poszukiwaczy planet. Za jej pomocą łatwo wykryć masywne planety krążące blisko swoich gwiazd macierzystych. Wykrycie planet o większych orbitach wymaga znacznie dłuższych badań. Wadą tej metody jest niemożność do dokładnego ustalenia masy obiektu. Można jedynie oszacować jego masę minimalną. Metoda prędkości radialnych często idzie w parze z metodą tranzytu, dzięki czemu ustalenie dokładnej masy staje się możliwe.

Tranzyt 

Rys. 3 Przejście planety przed
tarczą gwiazdy i obserwowany
wówczas spadek jasności.

Metoda ta polega na obserwacji zmian zachodzących w świetle danej gwiazdy. Tranzyt pojawia się gdy planeta przesłania tarczę gwiazdy względem obserwatora. W takiej sytuacji można zaobserwować spadek jasności gwiazdy na krzywej światła (rys. 3). Metoda ta ma jednak dwie podstawowe wady. Po pierwsze, tranzyt można zaobserwować jedynie w bardzo wyjątkowej sytuacji - planeta musi przechodzić przed gwiazdą w odpowiedniej linii obserwacja dla obserwatora na Ziemi. Zjawisko to zachodzi dla zaledwie 10% gwiazd posiadających planety na bardzo ciasnych orbitach. Dla planet krążących w odległości 1 AU (1 jednostka astronomiczna - średnia odległość Ziemi od Słońca) od gwiazd podobnych do Słońca, obserwacja tranzytu będzie możliwa w zaledwie 0,47%. Drugą wadą tej metody jest fakt, iż okresowe spadki jasności gwiazd mogą być spowodowane przez wiele innych procesów. Dlatego też dla potwierdzenia istnienia planet często należy zastosować jednocześnie metodę prędkości radialnych.

Mikrosoczewkowanie Grawitacyjne

Rys. 4 Mikrosoczewkowanie grawitacyjne.

Metoda ta działa gdy obserwator, gwiazda soczewkująca oraz źródło światła (gwiazda) znajdują się na prawie jednej linii prostej. Ułożenia takie trwa zazwyczaj kilka dni lub tygodni. Grawitacja gwiazdy soczewkującej powoduje wzrost jasności źródła (patrz rys. 4!). Jeśli gwiazda soczewkująca posiada planetę, można zaobserwować kolejny, choć niewielki wzrost jasności. Mikrosoczewkowanie grawitacyjne jest niestety jednorazowym wydarzeniem, co jest główną wadą tej metody. Zaletą jest możliwość wykrywania egzoplanet wielkości Ziemi.

Timing

Rys. 5 Planeta pulsara.

Ta metoda ma zastosowanie dla pulsarów (rodzaj gwiazdy neutronowej powstałej po wybuchy supernovej) oraz dla podwójnych układów gwiazd. 

a) Pulsary podczas swoich niezwykle częstych i regularnych obrotów, emitują fale radiowe. Jeśli wokół takiego pulsara krąży planeta, to tak jak każda 'normalna' gwiazda będzie on zataczał niewielkie orbity wokół środka masy. Obserwacja jakichkolwiek zmian w częstotliwości emitowanych impulsów radiowych, dostarcza informacji na temat parametrów tej orbity, a co za tym idzie - parametrów planety. Zaletą tej metody jest możliwość wykrywania bardzo niewielkich obiektów. Wadą jest rzadkość występowania pulsarów.

b) Podwójne układy gwiazdy występują czasem w specyficznym położeniu, kiedy to możemy z Ziemi zaobserwować ich wzajemne zaćmienia. Podobnie jak częstotliwość emisji impulsów pulsarów, zaćmienia te powinny być bardzo regularne. Jakiekolwiek zmiany częstotliwości zaćmień mogą dowodzić istnienia planety w tych układach. Metoda ta jest najskuteczniejsza kiedy gwiazdy znajdują się blisko siebie.

Obrazowanie

Polega na bezpośrednim fotografowaniu planet pozasłonecznych. Jest to jednak rzadko możliwe ponieważ planety, w odróżnieniu do gwiazd, są bardzo słabymi źródłami światła. Aby bezpośrednia obserwacja była możliwa, planeta powinna krążyć wokół gwiazdy na dalekiej orbicie. Powinna być również bardzo masywnym i gorącym obiektem. Z biegiem lat i rozwojem astronomii będą możliwe obserwacje coraz to mniejszych egzoplanet. Zdjęcia dostępne ->TUTAJ<-

Rys. 6 System HR 8799 z 4 planetami.