Wie ein Künstler den Exoplaneten Proxima sieht b . Es wird angenommen, dass es lebensunfreundlich ist, da es aufgrund der Eigenschaften seines Muttersterns keine Atmosphäre hat. Dies ist, wie Astronomen sagen, die "blickende" Welt - eine Seite des Planeten schaut ständig auf den Stern und brät in seinem Licht und die andere friert ein. Vielleicht sind dies die Planeten im Universum am meisten.
Es gibt einen populären Mythos in der Astronomie, dass die Sonne ein typischer Stern ist. Wenn wir über die Tatsache sprechen, dass die Sonne in nichts Besonderem auffällt - dann ist es das ja. Es besteht aus den gleichen Zutaten wie der Rest der Sterne. Es ist 70% Wasserstoff, 28% Helium, 1-2% andere Elemente. Es erhält Energie aus der Kernfusion, die im Kern stattfindet. In gewissem Sinne ist dies ein "typischer" Stern, der in der überwiegenden Mehrheit von etwa 10 24 enthalten istSterne im beobachtbaren Universum.
In Wirklichkeit ist die Sonne jedoch heller und massiver und ihre Lebensdauer ist kürzer als die von 95% der Sterne im Universum. Wenn Sie einen zufälligen Stern wählen, ist er mit einer Wahrscheinlichkeit von 80% ein roter Zwerg - er ist kleiner, kälter, dunkler und weniger massereich als unsere Sonne. Die meisten Sterne sind nicht wie unsere Sonne.
Was ist mit den Planeten? Wenn wir nur diejenigen berücksichtigen, die wir bisher gefunden haben - und das sind bereits mehr als 4000 -, können wir daraus schließen, dass es meistens Planeten gibt, die etwas größer als die Erde sind. Dies ist jedoch höchstwahrscheinlich nicht der Fall. Wenn Sie nicht aufpassen, kann uns das Universum leicht austricksen - wir haben jedoch genügend Informationen, um dies zu vermeiden. Und so wissen wir am meisten darüber, welche Art von Planeten im Universum am meisten sind.
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Als wir anfingen, Exoplaneten zu untersuchen, waren die ersten Planeten, die außerhalb unseres Sonnensystems gefunden wurden, anders als alles, was wir zuvor gesehen haben. Die erste Charge solcher Planeten wurde in den 1990er Jahren gefunden. Es waren außergewöhnlich große und massive Planeten, die selbst im Vergleich zu Jupiter - dem massereichsten Planeten in unserem Sonnensystem - riesig waren. Außerdem befanden sie sich nicht so weit von ihrem Stern entfernt wie unsere Gasriesen - sie standen sich sehr nahe und es dauerte nur wenige Tage, bis sie eine Revolution um den Stern vollendet hatten. Die ersten Planeten wie diese kreisten noch schneller als Merkur, unser innerster Planet.
Haben diese so genannten. "Heiße Jupiter" zu den häufigsten Arten von Planeten? Gar nicht. Aber sie hatten etwas Besonderes: An solche Planeten wurden unsere ersten Methoden zu ihrer Erkennung angepasst. Als allererste der erfolgreichen Techniken zur Erkennung von Planeten außerhalb des Sonnensystems nannten wir die "Sternzittern" -Methode: Da ein Stern einen Planeten, der sich um ihn dreht, durch Gravitation anzieht, zieht der Planet ihn wiederum mit gleicher und entgegengesetzter Kraft an. Tatsächlich bewegen sich die Planeten nicht in einer Ellipse um ihre Elternsterne: Beide Mitglieder des Planeten-Stern-Systems drehen sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt.
Die Radialgeschwindigkeitsmethode, auch als Stern-Tremor-Methode zur Suche nach Exoplaneten bekannt, basiert auf der Messung der Bewegung des Muttersterns unter dem Gravitationseinfluss der Planeten, die sich um ihn drehen. Da sich der Planet und der Stern um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen, steht der Stern nicht still, sondern "zittert". Periodische Rot- und Blauverschiebungen des Lichtlichts des Sterns ermöglichen die Berechnung der Masse und der Umlaufzeit eines Exoplaneten.
Diese Sterne sind zu weit entfernt und bewegen sich seitlich zu wenig (von einer Seite zur anderen), als dass wir diese Bewegung erkennen könnten. Es kann jedoch eine Bewegung in radialer Richtung entlang der Sichtlinie erfasst werden. Die Eigenschaften des vom Stern ausgehenden Lichts hängen von seiner Bewegung ab.
Wenn sich ein Stern auf uns zubewegt, verschiebt sich die Wellenlänge seines Lichts zu höheren Frequenzen, kürzeren Wellenlängen, höheren Energien und Blau. Wenn sich ein Stern von uns entfernt, verschiebt sich die Wellenlänge seines Lichts zu niedrigeren Frequenzen, längeren Wellenlängen, niedrigeren Energien und Rottönen.
Wenn Sie einen Stern beobachten, um den sich ein massiver Begleitplanet für eine lange Zeit dreht, werden Sie regelmäßig sehen, wie sich der Stern in Ihre Richtung bewegt, dann von Ihnen weg, dann zurück zu Ihnen usw. Wenn es mehrere Planeten hat, werden mehrere Signale überlagert. Der ursprüngliche Begriff "Sternjitter" ist aus der Mode gekommen und wir nennen ihn jetzt die "Radialgeschwindigkeit" -Methode. Wir begannen erst, Planeten zu finden, als unsere spektroskopischen Fähigkeiten ausreichend genau wurden. Wir teilen Licht in verschiedene Wellenlängen auf, um nach bestimmten Elementen sowie Absorptions- und Emissionsmerkmalen zu suchen.
Spectrum Echelle (Stufengitter) - so wurde in den 1990er Jahren Licht auf dem Hamilton-Spektrographen angezeigt. Das System ermöglichte es, die Radialgeschwindigkeit mit einer Genauigkeit von 15 bis 20 m / s zu messen - viel genauer als die vorherigen Methoden. Zu dieser Zeit wurden dank dieses Durchbruchs mehrere Exoplaneten entdeckt, darunter: und heiße Jupiter.
Und dies ist die erste Lektion in Statistik. Wir haben diese "heißen Jupiter" nicht gefunden, weil sie der häufigste Planetentyp im Universum sind. Wir haben sie gefunden, weil Planeten dieses Typs mit einer bestimmten Methode am einfachsten zu erkennen waren. Wenn Sie die Radialgeschwindigkeitsmethode verwenden, müssen Sie sich die Frage stellen: Welche Art von System bietet den sichtbarsten Effekt? Es stellt sich heraus, dass in diesem Fall drei Faktoren die größte Rolle spielen.
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Daher neigt diese Methode dazu, die Planeten zu finden, die dem Stern am nächsten sind, mit einer großen Masse und einer Umlaufbahn, die sich direkt neben uns befindet. Es überrascht nicht, dass sich die meisten der ersten entdeckten Planeten als "heiße Jupiter" herausstellten.
Sichtfeld der ersten Suche nach dem Kepler-Teleskop vor dem Hintergrund der Milchstraße (gelber Kegel). Die meisten Beobachtungen Kepler beobachtete kontinuierlich denselben Teil des Himmels und untersuchte gleichzeitig 100.000 Sterne. Während des Transits des Planeten über die Scheibe des Sterns beobachtete "Kepler" den periodischen Zerfall seines Lichts.
Natürlich begann die moderne exoplanetare Revolution, sobald das Kepler-Teleskop beteiligt war und Daten sammelte. Anstelle der Radialgeschwindigkeit wurde die Hauptmethode zum Auffinden von Planeten hochempfindlich gemacht Transitmethode . Einige der Systeme, deren Planetenbahnen von Kante zu Kante verlaufen, sind so gut ausgerichtet, dass ihre Planeten genau zwischen uns und ihrem Stern verlaufen. In diesen Momenten blockieren sie einen kleinen Prozentsatz des Lichts des Sterns.
Bei einer idealen Umlaufbahnposition verblasst die Helligkeit des Sterns regelmäßig, da der Stern normalerweise relativ gleichmäßig emittiert. Wenn jedoch ein kälterer Planet vor ihm vorbeizieht, wird ein Teil des Lichts blockiert.
Das Schema von Keplers Arbeit war genial: Das Teleskop schaute auf die Stelle am Himmel, an der sich ein großes Sternfeld befindet, das sich entlang der nächsten Verdickung des Spiralarms der Galaxie erstreckt. In einer Region mit einem Durchmesser von mehreren tausend Lichtjahren konnten gleichzeitig über 100.000 Sterne beobachtet werden, wobei regelmäßige Abnahmen und Helligkeitsschwankungen verfolgt wurden. Obwohl heute über 4.000 bestätigte Exoplaneten bekannt sind (von denen mehr als die Hälfte von Kepler gefunden wurden), ist die Entdeckung eines Quecksilber-ähnlichen Planeten, der einen Stern umkreist, der unserer Sonne ähnlich ist, jenseits unserer derzeitigen Technologie. Aus Keplers Sicht wäre Merkur 285-mal kleiner als die Sonne, was es noch schwieriger machen würde, es zu bemerken als von der Erde aus - daher beträgt seine scheinbare Größe 1/194 der Sonne.
Nachdem Kepler seine Arbeit erledigt hatte, erhöhten wir unsere Sammlung bekannter Exoplaneten von etwas mehr als 100 auf über 4.000. Meistens beobachtete Kepler drei Jahre lang dieselben 100.000 Sterne und fand Planeten, die so groß wie Jupiter und kleiner als die Erde waren. Auf dem Diagramm der von ihm entdeckten Planeten ist zu sehen, dass der Erkennungspeak in dem Intervall liegt, das zu den sogenannten gehört. "Super-Erden". Aber je mehr wir über Exoplaneten lernen, desto wahrscheinlicher ist es, dass es sich nicht um Supererden handelt, sondern um Mini-Neptune - Planeten mit einem hohen Gehalt an instabilem Gas.
Es ist sehr verlockend zu schließen, dass der häufigste Planetentyp im Universum eine Supererde ist. Nachdem Kepler uns Planetenkandidaten gegeben hatte, bestätigten wir natürlich ihre Existenz durch Messung der Radialgeschwindigkeit. Aber da Kepler uns sagte, wo, wann und wie genau wir den Stern beobachten sollen, haben wir die Möglichkeit, alle Kandidaten zu überprüfen, die er gefunden hat. Aus den erhaltenen Daten könnte geschlossen werden, dass der häufigste Planetentyp im Universum nicht "heißer Jupiter", sondern Supererden sein wird. In der Grafik: das Verhältnis des Radius der Planeten zur Helligkeit des Sterns. Links sind helle Sterne, rechts sind dunkle. Weiter oben in der Grafik befinden sich die größeren Planeten. Orange - Kepler Kandidaten. Blau - Planeten, die durch die Transitmethode von der Erde entdeckt wurden.
Die meisten von Kepler entdeckten Planeten sind größer als die Erde und drehen sich um dunklere Sterne als unsere. Große Planeten sind jedoch in schwachen Sternen selten.
Diese Schlussfolgerung wird jedoch höchstwahrscheinlich falsch sein. Obwohl es keinen radialen Fehlern unterliegt, weisen die Kepler-Mission im Besonderen und die Transitmethode im Allgemeinen ihre eigenen Verzerrungen auf, die ihre Fähigkeiten grundlegend einschränken. Stellen Sie sich vor, wir betrachten das Sonnensystem aus der Ferne. Wie hoch sind die Chancen, dass ein Planet so gut ausgerichtet ist, dass er direkt vor der Sonne vorbeizieht? Und was ist die wahrscheinlichste Konfiguration?
Die erste Verzerrung ist einfach: Je näher ein Planet an einem Stern ist, desto wahrscheinlicher wird er vor ihm vorbeiziehen. Innere Planeten können auch bei stark geneigten Umlaufbahnen einen Durchgang entlang der Scheibe eines Sterns haben - und damit die äußeren Planeten die Scheibe passieren können, muss ihre Umlaufbahn sehr genau ausgerichtet sein.
Umlaufbahnen der Planeten des Sonnensystems, Draufsicht. Es ist ersichtlich, wie genau die Orbitalebene ausgerichtet sein muss, damit der Planet die Scheibe des Sterns durchquert. Im Fall von Quecksilber kann es durch eine leichte Neigung immer noch die Sonnenscheibe durchqueren. Aber je weiter vom Stern entfernt, desto genauer sollte die Position der Umlaufbahn sein.
Für einen Stern von der Größe der Sonne kann die Umlaufbahn eines Planeten von der Größe der Umlaufbahn von Merkur um 1,37 ° von der idealen Randposition abweichen, und Merkur kann die Scheibe des Sterns immer noch mit einer Wahrscheinlichkeit von 0,76% durchqueren. Die Umlaufbahn desselben Planeten, die sich in einer Entfernung vom Stern befindet, die mit der Entfernung von der Sonne zur Erde vergleichbar ist, kann um nicht mehr als 0,53 ° abweichen, und die Wahrscheinlichkeit, dass sie über die Scheibe verläuft, beträgt 0,30%. In einer Entfernung von der Sonne zum Jupiter fällt die Auslenkung auf eine Größe von 0,101 ° ab, und die Wahrscheinlichkeit, durch die Scheibe zu gelangen, beträgt 0,056%. Im Fall von Neptun sind dies bereits 0,0177 ° und 0,0098%.
Daher sollten wir eine häufigere Entdeckung von Planeten in der Nähe des Sterns erwarten. Je weiter der Planet vom Stern entfernt ist, desto schwieriger wird es sein, ihn zu finden. Während eines dreijährigen Beobachtungszeitraums dreht sich die überwiegende Mehrheit der entdeckten Planeten in engeren Bahnen und bewegt sich schneller entlang dieser Planeten als die Planeten in unserem Sonnensystem.
Der Haupttransit des Exoplaneten entlang des Sterns KOI-64 (L) und der Abflug des Planeten hinter dem Mutterstern ®. Der erste Helligkeitsabfall ermöglicht eine grobe Bestimmung des Transits, und die zusätzlichen Informationen helfen den Wissenschaftlern, die verschiedenen Eigenschaften des Planeten neben dem Radius und der Umlaufzeit zu lernen. Beachten Sie, dass für die Erkennung eines Planeten ein Signal erforderlich ist, das nicht schwächer als 100 ppm der Grundlinie (ppm) ist.
Und dann gibt es das Problem der physischen Größe. Ein Planet muss einen signifikanten Teil des Lichts des Sterns blockieren, um in den Kepler-Datensatz zu gelangen. Und hier ergibt sich ein kleiner Kompromiss: Ein kleinerer Planet, der 30 Mal durch die Scheibe seines Sterns geht, kann nur ein Zehntel des Lichts blockieren (was ihn etwa 3,2 Mal kleiner macht), verglichen mit einem Planeten, der nur 3 durch die Scheibe des Sterns geht mal ...
Es stellt sich heraus, dass wir zwei Verzerrungen haben, die paarweise arbeiten: Wir neigen dazu, Planeten zu entdecken, die näher an den Elternsternen liegen, weil die Chancen für die korrekte Position ihrer Umlaufbahn in Bezug auf uns höher sind, sowie Planeten, deren Größe größer ist Vergleich mit ihren Elternsternen. Wenn wir daher die Daten von Kepler analysieren, werden wir feststellen, dass die Verteilung der Planeten für Sterne verschiedener Typen unterschiedlich ist.
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Zum Beispiel werden Keplers Fähigkeiten nicht ausreichen, um einen erdgroßen Planeten zu finden, der einen Stern von der Größe der Sonne oder größer umkreist. Große Sterne haben riesige Scheiben - es würden 12.000 erdgroße Planeten benötigt, um die Scheibe der Sonne zu bedecken, und Kepler kann keine 1 / 12.000ste Abnahme der Helligkeit feststellen. In Sternen von der Größe der Sonne können wir nur Planeten finden, die größer sind als unsere Erde - Supererden. In der Umlaufbahn der Riesensterne finden wir nur Gasriesen.
Wenn wir Planeten von der Größe der Erde oder kleiner finden wollen - die wahrscheinlich felsig sind und eine kleine Atmosphäre haben - müssen wir sie in den Umlaufbahnen der kleinsten Sterne suchen - Sterne der M-Klasse, rote Zwerge. Die kleinsten Planeten drehen sich normalerweise um solche Sterne, aber da sie sehr schwach sind, wird es für uns schwierig sein, Änderungen in ihrer Helligkeit zu messen. Aber:
Vergleich des TRAPPIST-1-Systems und der inneren Planeten des Sonnensystems sowie der Jupitermonde. Obwohl die Klassifizierung dieser Planeten zufällig erscheint, besteht ein unveränderlicher Zusammenhang zwischen der Bildung und Entwicklung all dieser Himmelskörper und ihren aktuellen physikalischen Eigenschaften. Planetensysteme von Roten Zwergen sind den vergrößerten Gegenstücken von Jupiter oder Saturn mit ihren Monden sehr ähnlich.
Es ist wichtig zu verstehen, dass vieles, was wir heute durch Teleskope sehen, nicht viel von dem entspricht, was im Universum existiert. In jeder Wissenschaft und insbesondere in der Astronomie neigen wir immer zu solchen Phänomenen, die für die Erkennung durch unsere Detektoren, Instrumente und aktuellen Fähigkeiten optimiert sind. Die am einfachsten zu erzielenden Ergebnisse spiegeln nicht unbedingt das tatsächliche Bild wider.
Der häufigste Planetentyp war lange Zeit der "heiße Jupiter". Nun scheinen Welten von der Größe Neptuns häufiger zu sein, und Mini-Neptune sind noch häufiger. Wir haben keine Welten gefunden, die so groß wie die Erde sind und in ausreichender Anzahl kleiner sind, aber dies hat mehr mit den Einschränkungen der von uns erstellten Teleskope zu tun als mit irgendetwas anderem. Aus unserem Wissen extrapoliert, können wir sagen, dass die typischste Art von Planeten felsige Planeten von der Größe der Erde oder kleiner sein werden, die rote Zwerge umkreisen. Es stellt sich heraus, dass die Sonne kein typischer Stern ist und unser Planet kein typischer Planet. Bis wir geeignete Tools erstellen, um sie zu finden, wie beispielsweise die in Entwicklung befindliche LUVOIR- Mission . - Wir werden nicht in der Lage sein, unseren Verdacht mit der Genauigkeit zu überprüfen und zu bestätigen oder zu widerlegen, die wissenschaftlichen Standards entspricht.