Slingrenes kraft:At finde exoplaneter i stjernelysets skift

De siger, at der er mere end én måde at flå en interstellar kat på, og i astronomi er der mere end én måde at finde fremmede exoplaneter, der kredser om en fjern stjerne. Med den nylige nedlukning af NASAs produktive Kepler-mission og dens uventede opdagelser, det er tid til at se mod fremtiden, og mod alternativer.

Dans med stjernen

Kepler rumfartøjet, og dets efterfølger TESS, er afhængig af at finde exoplaneter ved heldig tilfældig justering. Hvis en fremmed planets kredsløb tilfældigvis skærer vores syn på dens moderstjerne, så vil planeten lejlighedsvis krydse vores synsfelt, forårsager en lille, men målbar formørkelse - et tydeligt fald i stjernens lysstyrke, der afslører tilstedeværelsen af ​​planeten.

Det er klart, at de fleste solsystemer ikke vil have sådanne heldige justeringer, så disse missioner bruger meget tid på at stirre frugtløst på mange stjerner. Hvad mere er, disse transitmetoder afslører en forudindtaget demografi af universet. For bedre at øge chancerne for en heldig justering, det er bedst, hvis exoplaneten er tæt på sin stjerne; hvis planeten er langt væk, så skal den være rigtig heldig for at dens bane falder langs vores synslinje. Så den slags planeter fundet af en mission som Kepler vil give et uretfærdigt portræt af alle de slags planeter, der virkelig er derude.

Det er godt, at der er mere end én måde at finde en exoplanet på.

Vi ved alle, at tyngdekraftens kæder lænker en planet til dens stjerne. Den stjernes enorme gravitationspåvirkning holder dens planetariske familie i kredsløb. Men tyngdekraften virker begge veje:mens planeterne fejer rundt i deres baner, de trækker i deres forældrestjerner frem og tilbage, får disse stjerner til at vakle.

Alle planeter gør dette til en vis grad. I tilfældet med Jorden er effekten næsten ubetydelig, men den store del af Jupiter er i stand til at trække vores stjerne en afstand, der er større end solens egen radius. Bare på grund af Jupiter alene, vores sol når en hastighed på omkring et dusin meter i sekundet, det tager over ti år at gentage sin cyklus. En ret ringe bedrift for en ydmyg planet.

Et skift, To Skift

Undtagen i yderst sjældne tilfælde, vi kommer faktisk aldrig til at se stjernerne slingre og slingre frem og tilbage under gravitationsforslagene fra deres exoplaneter. Men vi kan se lyset fra de stjerner, og objekter i bevægelse vil ændre deres lys.

På nøjagtig samme måde som en sirene skifter i tonehøjde op og derefter ned, når ambulancen kører forbi dig, lyset kan skifte rødere eller blåre afhængigt af dets bevægelse:en lyskilde, der bevæger sig mod dig, vil virke en smule blåere, og et vigende lys ser en lille smule rødere ud.

Så selvom vi ikke kan se stjernen i bevægelse, vi kan registrere den lille ændring i dets lysmønster, når planeten får den til at svinge tættere og længere fra os. Denne metode fungerer bedst, når planeten er direkte langs vores synslinje (ligesom med transitmetoden), men det kan også give et detekterbart signal, når det ikke er perfekt justeret. Så længe stjernen har en anstændig mængde frem og tilbage i vores retning, lyset vil skifte.

Selvfølgelig er stjernerne selv i bevægelse gennem rummet, forårsager et generelt lysskifte, og solide målinger er svære at finde, da stjernens overflader bulder, kogende kedler – ikke ligefrem den bedste kilde til at få præcise målinger af bevægelser. Men den almindelige, rytmisk, gentagne bevægelser på grund af indflydelsen fra en kredsende planet stikker ud på en meget tydelig måde, i form af en karakteristisk kurve, selvom vi ikke har observeret systemet i en hel exoplanetbane.

Ja, astronomer er så gode.

Dobbelttjek exoplaneterne

Dermed ikke sagt, at denne metode (kaldet med forskellige sjove tekniske navne såsom "radial hastighed" og "Doppler-spektroskopi") er helt perfekt og øjeblikkeligt låser op for alle de videnskabelige hemmeligheder i en fremmed verden. Langt fra. Som enhver anden teknik, der hænger fra videnskabeligt værktøjsbælte, der er mangler og begrænsninger.

For en, lysets forskydning alene er ikke nok til fuldt ud at afsløre detaljerne i den exoplanetariske bane. Ser vi en relativt lille planet perfekt på linje med vores synslinje? Eller en meget større planet med en skrå bane? Begge sager ville føre til det samme signal - vi har brug for en dommer.

Med de hundredvis af kandidat exoplaneter i posen ved hjælp af radialhastighedsmetoden, hvor mange af dem passerer også foran deres stjerne? Mere specifikt, nu hvor vi har set en planet en gang med én teknik, kan vi fange det igen i en opfølgning med noget som TESS-missionen?

Ikke alene ville en opfølgning bekræfte detaljer om planeten (densitet, radius, osv.) det ville også afdække nye. Hvad mere er, disse former for krydstjek er helt afgørende for at hjælpe med at afdække skjulte skævheder og svagheder i de respektive metoder. Er radial hastighed og transitmetoder altid enige om egenskaberne for de exoplaneter, de finder? Hvis ikke, hvorfor ikke? For bedre at bruge metoderne selvstændigt, vi skal nøje undersøge resultaterne, når de bruges samtidigt.

Desværre kan vi ikke forvente for meget planetjagtende crossover. En nylig undersøgelse kørte tallene:begyndende med hundredvis af kandidater mærket med radialhastighedsmetoden, kun et par dusin burde også være så heldige at være i transit. Af disse, kun omkring et dusin vil blive målt af TESS i løbet af dets to-årige observationsforløb. Og af dem, kun omkring tre vil være aldrig-før-set transitter.

Selvom det ikke er mange prøver, hvilke værdifulde data vi får, vil stadig være uvurderlige for fremtidige søgninger og fremtidig forståelse af vores exoplanetariske naboer.