Planeter er så veldig små ved siden av stjerner utenfor solsystemet, noe som gjør det virkelig vanskelig å få øye på eksoplaneter med mindre de passerer over ansiktet til stjernen (eller hvis de er veldig, veldig store). Ofte kan astronomer bare utlede eksistensen av planeter av deres innvirkning på vertsstjernen eller andre stjerner.
Det er spesielt sant for den nysgjerrige saken om Kepler-88 c, som forskere som bruker Kepler-romteleskopet sa var en mulig planet på grunn av dens effekter på bane til Kepler-88 b, en planet som går over verten til vertsstjernen. Europeiske astronomer bekreftet nettopp Kepler-dataene ved hjelp av SOPHIE-spektrografen ved Frankrikes Haute-Provence-observatorium.
Det er første gang forskere med suksess har brukt en teknikk for å uavhengig verifisere en planets masse basert på hva som ble funnet fra transittidspunktet variasjonen, eller hvordan en planetens bane varierer fra hva som forventes når den går over solens ansikt. Det betyr at TTV sannsynligvis kan brukes som en sterk metode på egen hånd, sier talsmenn.
SOPHIEs teknikk er avhengig av å måle stjerners hastighet, som også kan avsløre en planetes masse ved å se dens effekt på stjernen.
"Denne uavhengige bekreftelsen er et veldig viktig bidrag til de statistiske analysene av Kepler-planetenes systemer," uttalte Magali Deleuil, en eksoplanettforsker ved Aix-Marseille universitet som deltok i forskningen. "Det hjelper med å bedre forstå de dynamiske interaksjonene og dannelsen av planetariske systemer."
Egentlig oppfører de to planetene seg på samme måte som Jorden og Mars i vårt eget solsystem i forhold til baner, ifølge arbeid fra et tidligere team (ledet av David Nesvorny fra Southwest Research Institute). De spådde at planetene har en to-til-en-resonans, noe som tilnærmet stemmer med vårt eget solsystem siden Mars tar omtrent to jordår å kretsa rundt solen.
Den nye forskningen ble ledet av S.C.C. Barros ved Aix-Marseille universitet i Frankrike. Du kan lese studien i 17. desember-utgaven av Astronomy & Astrophysics, eller i forhåndstrykkversjon på Arxiv.
Kilde: Center for Astrophysics ved University of Porto
