Extrasolar Planets Encyclopedia teller 548 bekreftede ekstrasolare planeter 6. mai 2011, mens NASA Star og Exoplanet Database (oppdatert ukentlig) rapporterte i dag 535. For eksempel var det de 1235 kandidatene som ble kunngjort av Kepler-oppdraget i februar, inkludert 54 som kan være i en beboelig sone.
Så hvilke teknikker blir brakt for å komme med disse funnene?
Pulsar timing - En pulsar er en nøytronstjerne med en polar jet omtrent på linje med jorden. Når stjernen snurrer og en jet kommer inn i siktlinjen på Jorden, oppdager vi en ekstremt regelmessig lyspuls. Det er faktisk så regelmessig at en lett vingling i stjernens bevegelse, på grunn av at den har planeter, er påvisbar.
De første ekstrasolære planetene (dvs. eksoplaneter) ble funnet på denne måten, faktisk tre av dem, rundt pulsaren PSR B1257 + 12 i 1992. Selvfølgelig er denne teknikken bare nyttig for å finne planeter rundt pulsarer, hvorav ingen kunne betraktes som beboelige - i det minste etter gjeldende definisjoner - og i alt er bare fire slike pulsarplaneter bekreftet til dags dato.
For å se etter planeter rundt hovedsekvensstjerner har vi ...
Metoden for radial hastighet - Dette ligner i prinsippet påvisning via pulsar tidsavvik, der en planet eller planeter forskyver stjernen sin frem og tilbake når de går i bane, og forårsaker små endringer i stjernens hastighet i forhold til jorden. Disse endringene måles vanligvis som skift i en stjerners spektrallinjer, som kan påvises via Doppler-spektrometri, selv om deteksjon gjennom astrometri (direkte deteksjon av minuttskift i en stjerners posisjon på himmelen) også er mulig.
Hittil har radialhastighetsmetoden vært den mest produktive metoden for eksoplanetdeteksjon (finne 500 av 548), selv om den hyppigst plukker opp massive planeter i nære stjernebaner (dvs. varme Jupitere) - og som en konsekvens er disse planetene over -representert i den nåværende bekreftede eksoplanettpopulasjonen. Isolert sett er metoden bare effektiv opp til omtrent 160 lysår fra Jorden - og gir deg bare minimumsmassen, ikke størrelsen, på eksoplaneten.
For å bestemme en planets størrelse, kan du bruke ...
Transittmetoden - Transittmetoden er effektiv til både å oppdage eksoplaneter og bestemme deres diameter - selv om den har en høy grad av falske positiver. En stjerne med en transiterende planet, som delvis blokkerer lyset, er per definisjon en variabel stjerne. Imidlertid er det mange forskjellige grunner til at en stjerne kan være variabel - hvorav mange ikke innebærer en transiterende planet.
Av denne grunn blir metoden for radial hastighet ofte brukt for å bekrefte funn for transittmetode. Selv om 128 planeter tilskrives transittmetoden - er disse også en del av de 500 som er talt for metoden for radial hastighet. Metoden for radial hastighet gir deg planetens masse - og transittmetoden gir deg dens størrelse (diameter) - og med begge disse målene kan du få planetens tetthet. Planetens omløpsperiode (med en av metodene) gir deg også avstanden fra eksoplaneten fra stjernen, av Keplers (det er Johannes ') tredje lov. Og det er slik vi kan avgjøre om en planet befinner seg i en stjernes beboelige sone.
Fra vurdering av små variasjoner i transittperioden (dvs. regelmessighet) og varigheten av transitt, er det også mulig å identifisere flere mindre planeter (faktisk har man funnet 8 via denne metoden, eller 12 hvis du inkluderer pulsar tidsregistreringer). Med økt følsomhet i fremtiden, kan det også være mulig å identifisere eksempler på denne måten.
Transittmetoden kan også tillate en spektroskopisk analyse av en planetens atmosfære. Så et sentralt mål her er å finne en jordanalog i en beboelig sone, deretter undersøke dens atmosfære og overvåke dens elektromagnetiske sendinger - med andre ord, skanne etter livstegn.
For å finne planeter i større baner, kan du prøve ...
Direkte avbildning - Dette er utfordrende siden en planet er en svak lyskilde i nærheten av en veldig lys lyskilde (stjernen). Likevel er 24 funnet på denne måten hittil. Nulling interferometri, der stjernelyset fra to observasjoner effektivt avbrytes gjennom destruktiv interferens, er en effektiv måte å oppdage svakere lyskilder som normalt er skjult av stjernens lys.
Gravitasjonslinsing - En stjerne kan lage en smal gravitasjonslinse og dermed forstørre en fjern lyskilde - og hvis en planet rundt den stjernen er i akkurat den rette posisjonen for å skjule denne linsevirkningen litt, kan den gjøre sin tilstedeværelse kjent. En slik hendelse er relativt sjelden - og må deretter bekreftes gjennom gjentatte observasjoner. Ikke desto mindre har denne metoden oppdaget 12 så langt, som inkluderer mindre planeter i brede baner som OGLE-2005-BLG-390Lb.
Disse nåværende teknikkene forventes ikke å gi en fullstendig folketelling av alle planeter innenfor nåværende observasjonsgrenser, men gir oss et inntrykk av hvor mange som kan være der ute. Det er spekulativt anslått ut fra de til nå foreløpig knappe dataene at det kan være 50 milliarder planeter i galaksen vår. Imidlertid gjenstår det en rekke definisjonsspørsmål til å bli gjennomtenkt, for eksempel hvor du tegner streken mellom en planet kontra en brun dverg. Extrasolar Planets Encyclopedia setter foreløpig grensen til 20 Jupiter-masser.
Uansett, 548 bekreftede eksoplaneter i bare 19 år med planetflekker er ikke dårlig. Og søket fortsetter.
Videre lesning:
Extrasolar Planets Encyclopedia
NASAs stjerne- og eksoplanettdatabase (NStED)
Metoder for å oppdage ekstrasolare planeter
Kepler-oppdraget.
