Extrasolar Planets Encyclopedia tællede 548 bekræftede ekstrasolære planeter den 6. maj 2011, mens NASA Star- og Exoplanet-databasen (opdateret ugentligt) rapporterede i dag 535. F.eks. Var der de 1.235 kandidater, der blev annonceret af Kepler-missionen i februar, inklusive 54, der muligvis være i en beboelig zone.
Så hvilke teknikker bruges til at komme med disse fund?
Pulsar timing - En pulsar er en neutronstjerne med en polær jet nogenlunde på linje med Jorden. Når stjernen drejer, og en jet kommer ind i jordens synslinie, registrerer vi en ekstremt regelmæssig lyspuls. Faktisk er det så regelmæssigt, at en let vingle i stjernens bevægelse, på grund af at den besidder planeter, er detekterbar.
De første ekstrasolære planeter (dvs. eksoplaneter) blev fundet på denne måde, faktisk tre af dem, omkring den pulsære PSR B1257 + 12 i 1992. Naturligvis er denne teknik kun nyttig til at finde planeter omkring pulsarer, hvoraf ingen kunne betragtes som beboelige - i det mindste ved de nuværende definitioner - og i alt er kun fire sådanne pulsarplaneter blevet bekræftet indtil videre.
For at se efter planeter omkring hovedsekvensstjerner har vi ...
Metoden radial hastighed - Dette ligner i princippet detektering via pulsar timing-afvigelser, hvor en planet eller planeter flytter deres stjerne frem og tilbage, mens de går i kredsløb, hvilket forårsager små ændringer i stjernens hastighed i forhold til Jorden. Disse ændringer måles generelt som forskydninger i en stjernes spektrallinjer, der kan påvises via Doppler-spektrometri, selvom detektion er muligvis gennem astrometri (direkte detektion af minutskift i en stjernes position på himlen).
Hidtil har metoden med radial hastighed været den mest produktive metode til detektion af exoplaneter (finde 500 af 548), selvom den hyppigst samler massive planeter i tæt stjernebane (dvs. varme Jupiters) - og som en konsekvens er disse planeter forbi -repræsenteret i den nuværende bekræftede exoplanetpopulation. Isoleret set er metoden kun effektiv op til ca. 160 lysår fra Jorden - og giver dig kun den minimale masse, ikke størrelsen, på exoplaneten.
For at bestemme en planets størrelse kan du bruge ...
Transitmetoden - Transitmetoden er effektiv til både at detektere exoplaneter og bestemme deres diameter - selvom den har en høj grad af falske positiver. En stjerne med en transiterende planet, som delvist blokerer for dens lys, er per definition en variabel stjerne. Der er dog mange forskellige grunde til, at en stjerne kan være variabel - hvoraf mange ikke involverer en transiterende planet.
Af denne grund bruges metoden radialhastighed ofte til at bekræfte en transitmetodefinding. Selvom 128 planeter tilskrives transitmetoden - er disse også en del af de 500, der tælles med metoden for radialhastighed. Metoden med radial hastighed giver dig planetens masse - og transitmetoden giver dig dens størrelse (diameter) - og med begge disse mål kan du få planetens densitet. Planetens omløbsperiode (ved hjælp af en hvilken som helst metode) giver dig også afstanden fra exoplaneten fra dens stjerne, af Keplers (det er Johannes ') tredje lov. Og det er sådan, vi kan bestemme, om en planet befinder sig i en stjernes beboelige zone.
Fra overvejelse af små variationer i transitperiode (dvs. regelmæssighed) og transitens varighed er det også muligt at identificere yderligere mindre planeter (faktisk er der fundet 8 via denne metode, eller 12, hvis du inkluderer detekteringer af pulsar timing). Med øget følsomhed i fremtiden kan det også være muligt at identificere eksempler på denne måde.
Transitmetoden kan også tillade en spektroskopisk analyse af en planetens atmosfære. Så et centralt mål her er at finde en jordanalog i en beboelig zone, derefter undersøge dens atmosfære og overvåge dens elektromagnetiske udsendelser - med andre ord, scanne efter livstegn.
For at finde planeter i bredere kredsløb, kan du prøve ...
Direkte billeddannelse - Dette er udfordrende, da en planet er en svag lyskilde nær en meget lys lyskilde (stjernen). Ikke desto mindre er 24 fundet på denne måde hidtil. Nullende interferometri, hvor stjernelyset fra to observationer effektivt annulleres gennem destruktiv interferens, er en effektiv måde at registrere alle svagere lyskilder, der normalt er skjult af stjernens lys.
Gravitationslinse - En stjerne kan skabe en smal gravitationslinse og dermed forstørre en fjern lyskilde - og hvis en planet omkring denne stjerne er lige nøjagtigt til at skjule denne linseeffekt lidt, kan den gøre sin tilstedeværelse kendt. En sådan begivenhed er relativt sjælden - og skal derefter bekræftes gennem gentagne observationer. Ikke desto mindre har denne metode fundet 12 indtil videre, som inkluderer mindre planeter i brede kredsløb, såsom OGLE-2005-BLG-390Lb.
Disse nuværende teknikker forventes ikke at levere en fuldstændig folketælling af alle planeter inden for de nuværende observationsgrænser, men giver os et indtryk af, hvor mange der kan være derude. Det er spekulativt estimeret ud fra de hidtil disponible knappe data, at der kan være 50 milliarder planeter i vores galakse. Imidlertid er det stadig et antal definitive spørgsmål, der skal tænkes fuldt ud, som hvor du tegner linjen mellem en planet kontra en brun dværg. Extrasolar Planets Encyclopedia sætter i øjeblikket grænsen til 20 Jupiter-masser.
Under alle omstændigheder er 548 bekræftede exoplaneter for kun 19 år med pletspotting ikke dårligt gående. Og søgningen fortsætter.
Yderligere læsning:
Det ekstrasolære planets encyklopædi
NASA-stjerne- og eksoplanetdatabasen (NStED)
Metoder til at detektere ekstrasolære planeter
Kepler-missionen.
