V astronomii je hledání exoplanet vyžaduje několik detekčních metod . Většina těchto metod je v současné době nepřímá, protože blízkost těchto planet k jejich hvězdě je tak velká, že jejich světlo je zcela ponořeno do světla hvězdy.
Metoda radiální rychlosti je metoda, která umožnila švýcarským astronomům Michelovi Mayorovi a Didieru Quelozovi detekovat první exoplanetu kolem hvězdy 51 Peg . Tato detekční technika v současnosti poskytuje nejvíce výsledků a je stále široce používána, zejména u spektrografů CORALIE a HARPS instalovaných na observatoři La Silla v Chile .
Detekce radiální rychlosti spočívá v použití Doppler-Fizeauova jevu . Pohyb planety kolem její hvězdy ve skutečnosti vyvolá její mírný zpětný pohyb, který je detekovatelný tímto efektem. Poté změříme změny radiální rychlosti hvězdy, a pokud jsou tyto změny periodické, existuje velká šance, že je to způsobeno planetou. Tato metoda upřednostňuje detekci masivní planety v blízkosti hvězdy (slavné horké Jupitery ), protože v tomto případě je pohyb vyvolaný hvězdou maximální. Vyžaduje však extrémní stabilitu spektrografu v čase a také poměrně vysoké spektrální rozlišení , které omezuje detekci na docela jasné hvězdy.
Právě tato metoda dosud umožnila objevit většinu extrasolárních planet, které známe. K objevení planet nacházejících se v 1 AU a velikosti Země je zapotřebí velmi vysoká přesnost přístrojů, přesnost, která pro tuto chvíli neexistuje.
Je-li sklon k oběžné dráze planetového vzhledem k pozorovateli, je v blízkosti 90 stupňů, systém je vidět téměř dokonale od okraje. Planeta tedy projde před svou hvězdou a velmi mírně sníží svou svítivost. Mluvíme pak o planetárním tranzitu . Tranzitní metoda spočívá především v opakovaném pozorování maximálního počtu hvězd na obloze po celá léta. S účinností, která závisí hlavně na počtu pozorování, jejich přesnosti a (neznámém) počtu planet se správným sklonem a vzdáleností od jejich hvězdy, je možné detekovat planetární přechody. Po detekci takového přechodu je potom hvězda mnohokrát jednotlivě pozorována, aby se potvrdil průchod. Je-li skutečný, musí se opakovat. Pokud ano, je potvrzena přítomnost těla obíhajícího kolem hvězdy. Transit poskytuje hlavně dvě informace:
Jsou-li také známy charakteristiky hvězdy, například identifikací v Hertzsprung-Russellově diagramu z jejího spektrálního typu , je možné odhadnout:
V angličtině tranzitní časování variace (TTV).
Tato technika je extrémně citlivá a umožňuje detekci dalších exoplanet v planetárních systémech, ve kterých je již známá tranzitní planeta . Pomocí této techniky lze detekovat planety o tak malé hmotě, jako je Země . V praxi tato technika spočívá ve stanovení, zda k přechodu planety před její hvězdou dochází s přísnou periodicitou nebo zda existuje variace. Tato technika je doplňkem k hledání variací v době přepravy .
Změna doby přepravy (TDV)V angličtině varianta trvání tranzitu (TDV).
Hledání variací v délce tranzitu (v angličtině varianta trvání tranzitu , zkráceně TDV ) je metoda používaná zejména k detekci exoplanet. Tato technika je extrémně citlivá a dokáže detekovat další planety v planetárních systémech, ve kterých je již známá tranzitní planeta . V praxi tato technika spočívá v určení, zda k přechodu planety před její hvězdou dochází vždy během stejného trvání nebo zda existuje variace. Tato technika je doplňkem k hledání variací v okamžiku tranzitu .
Variace v přepravní hloubce (TPV)V angličtině variační hloubka přechodu (TPV).
Astrometrická metoda spočívá v měření s největší přesností absolutní polohy hvězdy na obloze. Stejným způsobem, jakým lze Doppler-Fizeauův efekt použít při pozorování systému ze strany, lze pomocí astrometrie sledovat pohyb hvězdy, když je systém viděn „shora“. Pokud hvězda popisuje pravidelnou elipsu na obloze, je to jistě kvůli pohybu vyvolanému exoplanetou.
Gravitační mikročočky efekt nastává když dané hvězdy gravitační pole deformuje časoprostor , vychylování světlo ze vzdálené hvězdy za sebou, podobně jako čočka . Tento efekt je viditelný, pouze pokud jsou dvě hvězdy prakticky vyrovnány. Takové události jsou proto vzácné a trvají několik dní až několik týdnů kvůli relativnímu pohybu mezi hvězdami a Zemí. Za posledních 10 let bylo pozorováno více než tisíc případů.
Pokud má hvězda, která funguje jako čočka, planetu, její pole může mít účinek, který, i když je slabý, je detekovatelný. Protože to vyžaduje relativně výjimečné zarovnání, je třeba neustále sledovat vzdálené hvězdy, aby bylo možné získat dostatečný počet pozorování. Tato metoda, která detekuje tyto „gravitační mikročočky“, funguje mnohem lépe pro planety blízko Země a středu Galaxie , kde pozadí tvoří mnoho hvězd.
V roce 1991 tuto metodu navrhl polský astronom Bohdan Paczyński z Princetonské univerzity. První objevy přišly v roce 2002 , kdy se skupině polských astronomů (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak a Michał Szymański z Varšavy a Bohdan Paczyński) během projektu OGLE ( Optical Gravitational Lensing Experiment ) podařilo jej realizovat. Během měsíce našli několik kandidátských planet, ale kvalita pozorování chyběla a nebyla potvrzena.
Od, ze dne 16. prosince 2017Pomocí této metody bylo detekováno 65 extrasolárních planet. V roce 2006 to byla stále jediná metoda detekce planet podobných Zemi.
V únoru 2008 tato metoda umožnila detekovat šest exoplanet : OGLE-2005-BLG-071L, OGLE-2005-BLG-390L b první světelná planeta na velké oběžné dráze, OGLE-2005-BLG-169L a dvě exoplanety kolem hvězdy OGLE-2006-BLG-109.
Jednou nevýhodou je, že je nemožné reprodukovat pozorování: zarovnání je jedinečné. Objevené planety lze navíc lokalizovat na několika kiloparsecích, což znemožňuje jejich pozorování jinými metodami.
Pozorování se obvykle provádějí pomocí polí robotických dalekohledů. Kromě projektu OGLE se skupina MOA ( Microlensing Observations in Astrophysics ) snaží tento přístup vylepšit.
Projekt PLANET / RoboNet ( Probing Lensing Anomalies NETwork ) je ještě ambicióznější. Nabízí stálý dohled a kdekoli na světě, schopný zachytit jakékoli vyrovnání a detekovat planety o hmotnosti Země.
Přímá detekce exoplanet je jednou z nejdůležitějších výzev moderní astronomické instrumentace. Je založen na zobrazování s vysokým rozlišením a vysokým kontrastem (planeta, jako je Země, je nejméně miliardkrát méně zářivá než její hvězda), s využitím takzvaných „extrémních“ technik adaptivní optiky, hvězdné koronografie a chytrého zpracování obrazu , ve vývoji. Je tomu věnováno mnoho budoucích projektů v největších pozemských nebo vesmírných dalekohledech a budoucí obří dalekohledy o průměru více než 30 metrů našly důvod, proč tam být.
Teoreticky to umožní detekci řady planet všech velikostí kolem blízkých hvězd, informování nás o formování sluneční soustavy a zodpovězení otravné otázky „Je naše výjimka?“ », A ve spojení se spektroskopií je bude moci poprvé chemicky a tepelně charakterizovat a odhalit, zda je tam život možný, i když vůbec existuje.
Úsilí, které v této oblasti v posledních letech přetékalo Dovolte nám doufat v snímky planet někdy o velikosti Jupitera do roku 2010, v „Jupitery“ a některé „ superzemě “ (5krát pevnina) v 2021 , s příchodem nového vesmírného dalekohledu Jamese Webba . Planety, jako je Země, lze v zásadě detekovat kolem všech nejbližších hvězd (<100 světelných let) kolem roku 2030, a to díky novým obřím dalekohledům a nejnovějším zobrazovacím technikám.
Zde je stručný popis hlavních zobrazovacích technik s vysokým kontrastem (které budou muset být použity v řetězci v nástroji, pokud chceme zobrazit planety o velikosti Jupitera nebo menší) a zvažovaných projektů.
Adaptivní optika spočívá v použití snímače vlnoplochy a deformovatelné optiky (obvykle zrcadla zkresleného akčními členy) k opravě atmosférické turbulence v reálném čase, což omezuje rozlišení všech pozemských dalekohledů o více než několik desítek centimetrů v průměru. Je implementován na všech velkých dalekohledech, jako jsou VLT , Keck atd., A v současné době dokáže dosáhnout poloviny limitu fyzického rozlišení stanoveného difrakcí v infračerveném (H pásmu).
Nyní si představte planetu velmi málo světla a velmi blízko její hvězdy, vyžaduje to, aby bylo možné oddělit jejich příslušný signál („řešení“), a zejména zabránit světlu z prosakující masky hvězdy a planety s velmi slabým osvětlením. Deformovatelná zrcadla, která se dnes používají, takový výkon neumožňují: nedeformují se dostatečně rychle (korekční smyčka, otáčí se několika stovkami hertzů, příliš pomalu), ani dostatečně jemně (nedostatek akčních členů).
Nyní přichází implementace efektivnějších systémů, včetně až tří deformovatelných zrcadel na 1064 akčních členů, senzorů a přední vlny, mnohem rychlejší a přesnější než analyzátory, které Shack-Hartmann nejčastěji používá.
Nejnovější systémy adaptivní optiky z laboratoří velkých observatoří hlásí optickou kvalitu dosahující 80% limitu stanoveného difrakcí za stejných podmínek.
Samozřejmě existuje další řešení, jak se vyhnout atmosférickým turbulencím: vyslat do vesmíru dalekohled . Aktivní optika (pomalu se pohybující deformovatelné zrcadlo) je vždy nutná k opravě drobných vad v optice dalekohledu, ale difrakční mez je snadno dosažitelná. To je důvod, proč vědci naděje pro novou James Webb Space Telescope z NASA , nástupce HST (6 krát větší), které nesou několik nástrojů, včetně vysoce kontrastní hvězdné koronografu.
Hvězdné koronografyChcete-li detekovat planetu milionkrát méně zářivou než její hvězda , i když je použitá kamera extrémně citlivá, je naprosto nezbytné hvězdu zatměnit, pokud chceme mít šanci odlišit planetu od okolního hluku (hluk fotonů, hluk detekce, rezidua z adaptivní optiky).
Je proto nutné skrýt nebo „vypnout“ světlo unikající kolem hvězdy, a to pouze světla hvězdy, co nejblíže k ní. Reprodukovat zatmění , tak pomocí coronagraphs , nástroje vynalezený Bernard Lyot v polovině XX th století pozorovat sluneční koronu a upravený v 80. pozorovat exoplanet.
To je skutečná výzva, protože difrakce brání maskování zdroje tak malou maskou (která skrývá pouze hvězdu a ne planetu): světlo „prosakuje“, dokonce is optickým systémem. Perfektní.
K řešení tohoto problému bylo vyvinuto mnoho koronografů: používají mírně upravené mezipaměti (odvozené z Lyotova principu), snaží se eliminovat difrakci změkčením okrajů světelného paprsku před maskou nebo hrají na interferenci ze světla hvězdy na sám. Například na konci roku 2000 byl tímto nástrojem objevena exoplaneta Fomalhaut b . Předpokládala se také jiná technika spočívající v umístění vesmírné okultní lodi ve velké vzdálenosti od dalekohledu. Zde je většina dosud vyvinutých principů, jejich výkon a slabé stránky:
Upravené koronografy Lyot
Apodizační koronografy
Interferenční koronografy
Vnější korektor
Kromě toho je s koronografem někdy spojena aktivní optika, aby se napravily malé vady, které jsou vlastní optice.
Speciální zpracování obrazu nebo obrazuNa coronographs z větší části stále propouštějí nenormální světelné paprsky (optické vady, chyby korekce turbulencí), a zbytkového světla hvězdy, která je vidět v podobě kropenaté zrn ( „skvrny“ ve francouzštině), je ještě často 1000krát jasnější než planeta, kterou je třeba pozorovat.
Tyto skvrny pocházející z aberací atmosféry nebo samotného dalekohledu, může být v průměru nebo opraveny pomocí adaptivní optiky, ale jsou zde často statické skvrny vlivem aberací optiky v koronograf. Právě odstranění těchto posledních statických skvrn je zaměřeno zejména na následující techniky.
Simultánní diferenciální zobrazování
Rotační diferenciální zobrazování
Self-coherent camera (Obs. Meudon, Francie)