egzoplaneta -Exoplanet

Upływ czasu ruchu orbitalnego egzoplanet
Cztery egzoplanety krążące wokół swojej gwiazdy macierzystej w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara ( HR 8799 ).

Egzoplaneta lub planeta pozasłoneczna to planeta poza Układem Słonecznym . Pierwszy możliwy dowód na istnienie egzoplanety odnotowano w 1917 roku, ale nie został uznany za taki. Pierwsze potwierdzenie wykrycia miało miejsce w 1992 r. Inna planeta, początkowo wykryta w 1988 r., została potwierdzona w 2003 r. Na dzień 1 listopada 2022 r. istnieje 5246 potwierdzonych egzoplanet w 3875 układach planetarnych , z czego 842 systemy mają więcej niż jedną planetę .

Istnieje wiele metod wykrywania egzoplanet . Fotometria tranzytowa i spektroskopia dopplerowska wykazały najwięcej, ale te metody mają wyraźny błąd obserwacyjny faworyzujący wykrywanie planet w pobliżu gwiazdy; w związku z tym 85% wykrytych egzoplanet znajduje się w strefie blokowania pływów . W kilku przypadkach zaobserwowano wiele planet wokół gwiazdy. Około 1 na 5 gwiazd podobnych do Słońca ma planetę „wielkości Ziemi ” w ekosferze . Zakładając, że w Drodze Mlecznej jest 200 miliardów gwiazd, można postawić hipotezę, że w Drodze Mlecznej znajduje się 11 miliardów potencjalnie nadających się do zamieszkania planet wielkości Ziemi, a liczba ta wzrasta do 40 miliardów, jeśli uwzględni się planety krążące wokół licznych czerwonych karłów .

Najmniej masywną znaną egzoplanetą jest Draugr (znana również jako PSR B1257+12 A lub PSR B1257+12 b), która ma około dwukrotnie większą masę niż Księżyc . Najbardziej masywna egzoplaneta wymieniona w NASA Exoplanet Archive to HR 2562 b , około 30 razy większa od masy Jowisza . Jednak zgodnie z niektórymi definicjami planety (opartymi na syntezie jądrowej deuteru ) jest zbyt masywna, aby być planetą i zamiast tego może być brązowym karłem . Znane czasy orbitalne egzoplanet wahają się od mniej niż godziny (dla planet znajdujących się najbliżej ich gwiazdy) do tysięcy lat. Niektóre egzoplanety są tak daleko od gwiazdy, że trudno stwierdzić, czy są z nią związane grawitacyjnie.

Prawie wszystkie planety wykryte do tej pory znajdują się w Drodze Mlecznej. Istnieją jednak dowody na to, że mogą istnieć planety pozagalaktyczne , egzoplanety znajdujące się dalej w galaktykach poza lokalną Drogą Mleczną. Najbliższe egzoplanety znajdują się 4,2 lat świetlnych (1,3 parseka ) od Ziemi i krążą wokół Proximy Centauri , gwiazdy najbliższej Słońcu.

Odkrycie egzoplanet wzmogło zainteresowanie poszukiwaniem życia pozaziemskiego . Szczególnym zainteresowaniem cieszą się planety krążące w strefie nadającej się do zamieszkania gwiazdy (lub czasami nazywanej „strefą złotowłosej”), gdzie na powierzchni może istnieć woda w stanie ciekłym, niezbędna do życia , jakie znamy. Jednak badanie planetarnej zdatności do zamieszkania uwzględnia również szeroki zakres innych czynników określających przydatność planety do życia.

Planety zbuntowane to takie, które nie krążą wokół żadnej gwiazdy. Takie obiekty są uważane za odrębną kategorię planet, zwłaszcza jeśli są to gazowe olbrzymy , często zaliczane do sub-brązowych karłów . Zbuntowane planety w Drodze Mlecznej prawdopodobnie liczą miliardy lub więcej.

Definicja

IAU

Oficjalna definicja terminu planeta używana przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU) obejmuje tylko Układ Słoneczny , a zatem nie ma zastosowania do egzoplanet. Grupa Robocza IAU ds. Planet Pozasłonecznych wydała w 2001 r. Stanowisko zawierające roboczą definicję „planety”, która została zmodyfikowana w 2003 r. Egzoplaneta została zdefiniowana na podstawie następujących kryteriów:

  • Obiekty o masach rzeczywistych poniżej masy granicznej dla termojądrowej syntezy deuteru (obecnie obliczanej na 13 mas Jowisza dla obiektów metalicznych Słońca ), które krążą wokół gwiazd lub pozostałości gwiazd, są „planetami” (bez względu na to, jak powstały). Minimalna masa/rozmiar wymagany do uznania obiektu pozasłonecznego za planetę powinna być taka sama jak w Układzie Słonecznym.
  • Obiekty podgwiazdowe o rzeczywistych masach przekraczających masę graniczną dla termojądrowej syntezy deuteru to „ brunatne karły ”, bez względu na to, jak powstały i gdzie się znajdują.
  • Swobodnie unoszące się obiekty w młodych gromadach gwiazd o masach poniżej masy granicznej dla termojądrowej syntezy deuteru nie są „planetami”, ale „sub-brązowymi karłami” (lub jakąkolwiek nazwą, która jest najbardziej odpowiednia).

Ta robocza definicja została zmieniona przez Komisję IAU F2: Egzoplanety i Układ Słoneczny w sierpniu 2018 r. Oficjalna robocza definicja egzoplanety jest teraz następująca:

  • Obiekty o masie rzeczywistej poniżej masy granicznej dla termojądrowej syntezy deuteru (obecnie obliczanej na 13 mas Jowisza dla obiektów metalicznych Słońca), które krążą wokół gwiazd, brązowych karłów lub pozostałości gwiazdowych i których stosunek masy do obiektu centralnego znajduje się poniżej L4/ Niestabilność L5 (M/M centralna < 2/(25+ 621 )) to „planety” (bez względu na to, jak powstały).
  • Minimalna masa/rozmiar wymagana do uznania obiektu pozasłonecznego za planetę powinna być taka sama jak w naszym Układzie Słonecznym.

IAU zauważyła, że ​​można oczekiwać, że ta definicja będzie ewoluować wraz z rozwojem wiedzy.

Alternatywy

Robocza definicja IAU nie zawsze jest używana. Jedną z alternatywnych sugestii jest to, że planety należy odróżnić od brązowych karłów na podstawie formacji. Powszechnie uważa się, że planety-olbrzymy powstają w wyniku akrecji jądra , która może czasami prowadzić do powstawania planet o masach powyżej progu syntezy deuteru; masywne planety tego rodzaju mogły już być obserwowane. Brązowe karły powstają jak gwiazdy z bezpośredniego grawitacyjnego zapadania się obłoków gazu, a ten mechanizm formowania tworzy również obiekty, które znajdują się poniżej granicy 13  M Jup i mogą mieć nawet 1  M Jup . Obiekty w tym zakresie mas, które krążą wokół swoich gwiazd w szerokich odstępach setek lub tysięcy jednostek astronomicznych i mają duży stosunek masy gwiazda/obiekt, prawdopodobnie powstały jako brązowe karły; ich atmosfery prawdopodobnie miałyby skład bardziej podobny do ich gwiazdy macierzystej niż planety powstałe w wyniku akrecji, które zawierałyby zwiększoną obfitość cięższych pierwiastków. Większość planet sfotografowanych bezpośrednio w kwietniu 2014 r. Jest masywna i ma szerokie orbity, więc prawdopodobnie reprezentują one koniec formowania się brązowych karłów o małej masie. Jedno z badań sugeruje, że obiekty powyżej 10  M Jup powstały w wyniku niestabilności grawitacyjnej i nie należy ich uważać za planety.

Również odcięcie masy 13 Jowisza nie ma dokładnego znaczenia fizycznego. Fuzja deuteru może wystąpić w niektórych obiektach o masie poniżej tej granicy. Ilość stopionego deuteru zależy w pewnym stopniu od składu obiektu. Od 2011 r. Encyklopedia planet pozasłonecznych obejmowała obiekty o masach do 25 mas Jowisza, mówiąc: „Fakt, że w obserwowanym widmie masowym nie ma żadnej specjalnej cechy wokół 13  M Jup , wzmacnia wybór zapomnienia o tym limicie masy”. Od 2016 r. Limit ten został zwiększony do 60 mas Jowisza na podstawie badania zależności masa-gęstość. Exoplanet Data Explorer zawiera obiekty o masie do 24 mas Jowisza z poradą: „Rozróżnienie 13 mas Jowisza przez Grupę Roboczą IAU jest fizycznie nieumotywowane dla planet ze skalistymi jądrami i jest problematyczne w obserwacjach ze względu na grzech i niejednoznaczność ”. NASA Exoplanet Archive zawiera obiekty o masie (lub masie minimalnej) równej lub mniejszej niż 30 mas Jowisza. Innym kryterium oddzielania planet i brązowych karłów, a nie fuzją deuteru, procesem powstawania lub lokalizacją, jest to, czy ciśnienie w jądrze jest zdominowane przez ciśnienie kulombowskie lub ciśnienie degeneracji elektronów z linią podziału przy masie około 5 mas Jowisza.

Nomenklatura

Egzoplaneta HIP 65426b jest pierwszą odkrytą planetą krążącą wokół gwiazdy HIP 65426 .

Konwencja oznaczania egzoplanet jest rozszerzeniem systemu stosowanego do oznaczania układów wielokrotnych, przyjętego przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU). W przypadku egzoplanet krążących wokół pojedynczej gwiazdy oznaczenie IAU jest tworzone przez przyjęcie wyznaczonej lub właściwej nazwy jej gwiazdy macierzystej i dodanie małej litery. Litery są podane w kolejności odkrycia każdej planety wokół gwiazdy macierzystej, tak że pierwsza odkryta planeta w układzie jest oznaczona jako „b” (gwiazda macierzysta jest uważana za „a”), a późniejsze planety otrzymują kolejne litery. Jeśli w tym samym czasie odkryto kilka planet w tym samym układzie, następną literę otrzymuje planeta znajdująca się najbliżej gwiazdy, a następnie pozostałe planety w kolejności według wielkości orbity. Istnieje tymczasowy standard usankcjonowany przez IAU, aby uwzględnić oznaczenie planet krążących wokół układu podwójnego . Ograniczona liczba egzoplanet ma nazwy własne zatwierdzone przez IAU . Istnieją inne systemy nazewnictwa.

Historia wykrywania

Przez wieki naukowcy, filozofowie i pisarze fantastyki naukowej podejrzewali, że istnieją planety pozasłoneczne, ale nie było sposobu, aby dowiedzieć się, czy są one rzeczywiście prawdziwe, jak powszechne są i jak bardzo mogą być podobne do planet Układu Słonecznego . Astronomowie odrzucili różne twierdzenia o wykryciu, które pojawiły się w XIX wieku.

Pierwsze dowody na istnienie możliwej egzoplanety krążącej wokół Van Maanena 2 odnotowano w 1917 r., ale nie uznano jej za taką. Astronom Walter Sydney Adams , który później został dyrektorem Obserwatorium Mount Wilson , stworzył widmo gwiazdy za pomocą 60-calowego teleskopu Mount Wilson . Zinterpretował widmo jako widmo gwiazdy ciągu głównego typu F , ale obecnie uważa się, że takie widmo może być spowodowane przez pozostałości pobliskiej egzoplanety, która została sproszkowana w pył przez grawitację gwiazdy. pył opadający na gwiazdę.

Pierwsze przypuszczalne naukowe wykrycie egzoplanety miało miejsce w 1988 roku. Wkrótce potem pierwsze potwierdzenie wykrycia przyszło w 1992 roku, wraz z odkryciem kilku planet o masie ziemskiej krążących wokół pulsara PSR B1257+12 . Pierwszego potwierdzenia istnienia egzoplanety krążącej wokół gwiazdy ciągu głównego dokonano w 1995 r., kiedy odkryto olbrzymią planetę na czterodniowej orbicie wokół pobliskiej gwiazdy 51 Pegasi . Niektóre egzoplanety zostały sfotografowane bezpośrednio przez teleskopy, ale zdecydowana większość została wykryta metodami pośrednimi, takimi jak metoda tranzytów i metoda prędkości radialnych . W lutym 2018 roku naukowcy korzystający z obserwatorium rentgenowskiego Chandra w połączeniu z techniką wykrywania planet zwaną mikrosoczewkowaniem znaleźli dowody na istnienie planet w odległej galaktyce, stwierdzając: „Niektóre z tych egzoplanet są tak (stosunkowo) małe jak księżyc, podczas gdy inne są tak masywne jak Jowisz. W przeciwieństwie do Ziemi większość egzoplanet nie jest ściśle związana z gwiazdami, więc faktycznie wędrują w przestrzeni lub krążą luźno między gwiazdami. Możemy oszacować, że liczba planet w tej [odległej] galaktyce jest większa niż bilion”.

21 marca 2022 roku potwierdzono istnienie 5000. egzoplanety poza Układem Słonecznym.

Wczesne spekulacje

Ogłaszamy, że ta przestrzeń jest nieskończona... Jest w niej nieskończona liczba światów tego samego rodzaju, co nasz.

—  Giordano Bruno (1584)

W XVI wieku włoski filozof Giordano Bruno , wczesny zwolennik teorii Kopernika , że ​​Ziemia i inne planety krążą wokół Słońca ( heliocentryzm ), przedstawił pogląd, że gwiazdy stałe są podobne do Słońca i podobnie towarzyszą im planety.

W XVIII wieku o tej samej możliwości wspomniał Izaak Newton w „ General Scholium ”, które kończy jego Principia . Dokonując porównania do planet Słońca, napisał: „A jeśli gwiazdy stałe są centrami podobnych systemów, wszystkie zostaną zbudowane zgodnie z podobnym projektem i będą podlegać panowaniu Jednego ”.

W 1952 roku, ponad 40 lat przed odkryciem pierwszego gorącego Jowisza , Otto Struve napisał, że nie ma przekonującego powodu, dla którego planety nie mogłyby znajdować się znacznie bliżej swojej gwiazdy macierzystej niż ma to miejsce w Układzie Słonecznym, i zaproponował, aby spektroskopia dopplerowska i metoda tranzytowa mogłaby wykryć superjowisze na krótkich orbitach.

Zdyskredytowane roszczenia

Twierdzenia o wykryciu egzoplanet pojawiają się od XIX wieku. Niektóre z najwcześniejszych dotyczą gwiazdy podwójnej 70 Ophiuchi . W 1855 roku William Stephen Jacob z Obserwatorium w Madrasie należącego do Kompanii Wschodnioindyjskiej poinformował, że anomalie orbitalne uczyniły „wysoce prawdopodobnym” obecność „ciała planetarnego” w tym układzie. W latach 90. XIX wieku Thomas JJ See z University of Chicago i United States Naval Observatory stwierdził, że anomalie orbitalne dowiodły istnienia ciemnego ciała w systemie 70 Ophiuchi z 36-letnim okresem wokół jednej z gwiazd. Jednak Forest Ray Moulton opublikował artykuł dowodzący, że układ trzech ciał o takich parametrach orbitalnych byłby wysoce niestabilny. W latach pięćdziesiątych i sześćdziesiątych XX wieku Peter van de Kamp ze Swarthmore College dokonał kolejnej znaczącej serii twierdzeń o wykryciu, tym razem dotyczących planet krążących wokół Gwiazdy Barnarda . Obecnie astronomowie na ogół uważają wszystkie wczesne doniesienia o wykryciu za błędne.

W 1991 roku Andrew Lyne , M. Bailes i SL Shemar twierdzili, że odkryli pulsarową planetę na orbicie wokół PSR 1829-10 , wykorzystując zmiany synchronizacji pulsarów . Twierdzenie to na krótko spotkało się z dużym zainteresowaniem, ale Lyne i jego zespół wkrótce je wycofali.

Potwierdzone odkrycia

Fałszywie kolorowe, bezpośrednie zdjęcie z odjęciem gwiazd przy użyciu koronografu wirowego 3 egzoplanet wokół gwiazdy HR8799
Trzy znane planety gwiazdy HR8799 , sfotografowane przez Teleskop Hale'a . Światło z centralnej gwiazdy zostało wygaszone przez wektorowy koronograf wirowy .
Zdjęcie z Hubble'a przedstawiające brązowego karła 2MASS J044144 i jego towarzysza o masie 5–10 mas Jowisza, przed i po odjęciu gwiazd
2MASS J044144 to brązowy karzeł z towarzyszem o masie około 5–10 mas Jowisza. Nie jest jasne, czy ten obiekt towarzyszący jest sub-brązowym karłem , czy planetą.

Na dzień 1 listopada 2022 r. W Encyklopedii planet pozasłonecznych wymieniono łącznie 5246 potwierdzonych egzoplanet, w tym kilka, które były potwierdzeniem kontrowersyjnych twierdzeń z późnych lat 80. Pierwszego opublikowanego odkrycia, które zostało później potwierdzone, dokonali w 1988 roku kanadyjscy astronomowie Bruce Campbell, GAH Walker i Stephenson Yang z University of Victoria i University of British Columbia . Chociaż byli ostrożni, jeśli chodzi o twierdzenie o wykryciu planetarnym, ich obserwacje prędkości radialnych sugerowały, że planeta krąży wokół gwiazdy Gamma Cephei . Częściowo dlatego, że obserwacje były wówczas na granicy możliwości instrumentalnych, astronomowie przez kilka lat pozostawali sceptyczni co do tej i innych podobnych obserwacji. Uważano, że niektóre z widocznych planet mogły zamiast tego być brązowymi karłami , obiektami o masie pośredniej między planetami a gwiazdami. W 1990 roku opublikowano dodatkowe obserwacje, które potwierdziły istnienie planety krążącej wokół Gamma Cephei, ale późniejsze prace w 1992 roku ponownie wzbudziły poważne wątpliwości. Wreszcie w 2003 roku udoskonalone techniki pozwoliły potwierdzić istnienie planety.

Zdjęcie koronograficzne AB Pictoris przedstawiające towarzysza (na dole po lewej), którym jest albo brązowy karzeł, albo masywna planeta. Dane uzyskano 16 marca 2003 r. za pomocą NACO na VLT , używając maski zasłaniającej o długości 1,4 sekundy łuku na szczycie AB Pictoris.

9 stycznia 1992 r. radioastronomowie Aleksander Wolszczan i Dale Frail ogłosili odkrycie dwóch planet krążących wokół pulsara PSR 1257+12 . Odkrycie to zostało potwierdzone i jest ogólnie uważane za pierwsze ostateczne wykrycie egzoplanet. Dalsze obserwacje ugruntowały te wyniki, a potwierdzenie trzeciej planety w 1994 roku ożywiło temat w popularnej prasie. Uważa się, że te planety pulsarowe powstały z niezwykłych pozostałości supernowej , która wytworzyła pulsar, w drugiej rundzie formowania się planet, lub też są pozostałymi skalistymi jądrami gazowych olbrzymów , które w jakiś sposób przetrwały supernową, a następnie rozpadły się do obecnego stanu. orbity. Ponieważ pulsary są agresywnymi gwiazdami, w tamtym czasie uważano za mało prawdopodobne, aby na ich orbicie mogła powstać planeta.

Na początku lat 90. grupa astronomów kierowana przez Donalda Backera , którzy badali coś, co uważali za pulsar podwójny ( PSR B1620-26 b ), ustaliła, że ​​do wyjaśnienia obserwowanych przesunięć Dopplera potrzebny jest trzeci obiekt . W ciągu kilku lat zmierzono efekty grawitacyjne planety na orbicie pulsara i białego karła , dając oszacowanie masy trzeciego obiektu, który był zbyt mały, aby mógł być gwiazdą. Wniosek, że trzecim obiektem była planeta, ogłosił Stephen Thorsett i jego współpracownicy w 1993 roku.

6 października 1995 r. Michel Mayor i Didier Queloz z Uniwersytetu Genewskiego ogłosili pierwsze ostateczne wykrycie egzoplanety krążącej wokół gwiazdy ciągu głównego , znajdującej się w pobliżu gwiazdy typu G 51 Pegasi . Odkrycie to, dokonane w Observatoire de Haute-Provence , zapoczątkowało współczesną erę odkrywania planet pozasłonecznych i zostało uhonorowane częścią Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 2019 roku . Postęp technologiczny, zwłaszcza w spektroskopii wysokiej rozdzielczości , doprowadził do szybkiego wykrycia wielu nowych egzoplanet: astronomowie mogli wykrywać egzoplanety pośrednio, mierząc ich wpływ grawitacyjny na ruch ich gwiazd macierzystych. Później wykryto więcej planet pozasłonecznych, obserwując zmiany pozornej jasności gwiazdy, gdy orbitująca planeta przechodziła przed nią.

Początkowo większość znanych egzoplanet była masywnymi planetami krążącymi bardzo blisko swoich gwiazd macierzystych. Astronomowie byli zaskoczeni tymi „ gorącymi Jowiszami ”, ponieważ teorie formowania się planet wskazywały, że gigantyczne planety powinny powstawać tylko w dużych odległościach od gwiazd. Ale ostatecznie odkryto więcej planet innego rodzaju i teraz jest jasne, że gorące Jowisze stanowią mniejszość wśród egzoplanet. W 1999 roku Upsilon Andromedae stała się pierwszą gwiazdą ciągu głównego, o której wiadomo, że ma wiele planet. Kepler-16 zawiera pierwszą odkrytą planetę, która krąży wokół podwójnego układu gwiezdnego ciągu głównego.

26 lutego 2014 roku NASA ogłosiła odkrycie przez Kosmiczny Teleskop Keplera 715 nowo zweryfikowanych egzoplanet wokół 305 gwiazd . Te egzoplanety zostały sprawdzone za pomocą techniki statystycznej zwanej „weryfikacją przez wielokrotność”. Przed tymi wynikami większość potwierdzonych planet była gazowymi olbrzymami porównywalnymi wielkością do Jowisza lub większymi, ponieważ są one łatwiejsze do wykrycia, ale planety Keplera są w większości między rozmiarami Neptuna i Ziemi.

W dniu 23 lipca 2015 r. NASA ogłosiła Kepler-452b , planetę wielkości zbliżoną do Ziemi, krążącą wokół nadającej się do zamieszkania strefy gwiazdy typu G2.

6 września 2018 roku NASA odkryła egzoplanetę w odległości około 145 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Panny. Ta egzoplaneta, Wolf 503b, jest dwa razy większa od Ziemi i została odkryta na orbicie typu gwiazdy znanego jako „pomarańczowy karzeł”. Wolf 503b wykonuje jedną orbitę w ciągu zaledwie sześciu dni, ponieważ znajduje się bardzo blisko gwiazdy. Wolf 503b to jedyna tak duża egzoplaneta, którą można znaleźć w pobliżu tak zwanej szczeliny Fultona . Luka Fultona, po raz pierwszy zauważona w 2017 roku, jest obserwacją, że niezwykłe jest znajdowanie planet w określonym zakresie mas. W ramach badań szczeliny Fultona otwiera to nowe pole dla astronomów, którzy wciąż badają, czy planety znalezione w szczelinie Fultona są gazowe czy skaliste.

W styczniu 2020 roku naukowcy ogłosili odkrycie TOI 700 d , pierwszej planety wielkości Ziemi w ekosferze wykrytej przez TESS.

Odkrycia kandydatów

Według stanu na styczeń 2020 r. Misje Kepler i TESS NASA zidentyfikowały 4374 kandydatów na planety, które jeszcze nie zostały potwierdzone, z których kilka ma rozmiary zbliżone do Ziemi i znajduje się w strefie nadającej się do zamieszkania, niektóre wokół gwiazd podobnych do Słońca.

Populacje egzoplanet – czerwiec 2017 r
Populacje egzoplanet
Małe planety występują w dwóch rozmiarach
Planety w ekosferze Keplera

We wrześniu 2020 roku astronomowie po raz pierwszy zgłosili dowody na istnienie pozagalaktycznej planety M51-ULS-1b , wykrytej przez zaćmienie jasnego źródła promieniowania rentgenowskiego (XRS) w Galaktyce Wir (M51a).

Również we wrześniu 2020 roku astronomowie korzystający z technik mikrosoczewkowania poinformowali o wykryciu po raz pierwszy planety samotnej o masie ziemi, nieograniczonej żadną gwiazdą i swobodnie unoszącej się w galaktyce Drogi Mlecznej .

Metody wykrywania

Obrazowanie bezpośrednie

Dwie bezpośrednio sfotografowane egzoplanety wokół gwiazdy Beta Pictoris, odjęte od gwiazd i sztucznie ozdobione zarysem orbity jednej z planet.  Biała kropka w środku to druga egzoplaneta w tym samym układzie.
Bezpośrednio sfotografowana planeta Beta Pictoris b

Planety są bardzo słabe w porównaniu z ich gwiazdami macierzystymi. Na przykład gwiazda podobna do Słońca jest około miliarda razy jaśniejsza niż światło odbite od dowolnej okrążającej ją egzoplanety. Trudno jest wykryć tak słabe źródło światła, a ponadto gwiazda macierzysta powoduje blask, który ma tendencję do jej zmywania. Konieczne jest zablokowanie światła gwiazdy macierzystej, aby zredukować odblaski, pozostawiając wykrywalne światło planety; zrobienie tego jest poważnym wyzwaniem technicznym, które wymaga ekstremalnej stabilności optotermicznej . Wszystkie egzoplanety, które zostały bezpośrednio sfotografowane, są zarówno duże (masywniejsze niż Jowisz ), jak i znacznie oddalone od swojej gwiazdy macierzystej.

Specjalnie zaprojektowane instrumenty do bezpośredniego obrazowania, takie jak Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE i SCExAO , zobrazują dziesiątki gazowych olbrzymów, ale zdecydowana większość znanych planet pozasłonecznych została wykryta jedynie metodami pośrednimi.

Metody pośrednie

Animacja krawędziowa układu gwiazda-planeta, pokazująca geometrię rozważaną w metodzie tranzytu wykrywania egzoplanet
Kiedy gwiazda znajduje się za planetą, jej jasność wydaje się słabnąć
Jeśli planeta przecina (lub tranzytuje ) przed dyskiem swojej gwiazdy macierzystej, wówczas obserwowana jasność gwiazdy spada o niewielką wartość. Stopień przyciemnienia gwiazdy zależy między innymi od jej wielkości i wielkości planety. Ponieważ metoda tranzytu wymaga, aby orbita planety przecinała linię widzenia między gwiazdą macierzystą a Ziemią, prawdopodobieństwo, że egzoplaneta na losowo zorientowanej orbicie zostanie zaobserwowana jako tranzyt przez gwiazdę, jest nieco małe. Teleskop Keplera wykorzystał tę metodę.
Wykrywanie egzoplanet rocznie, stan na czerwiec 2022 r.
Gdy planeta krąży wokół gwiazdy, gwiazda również porusza się po swojej małej orbicie wokół środka masy układu. Zmiany prędkości radialnej gwiazdy - to znaczy prędkości, z jaką porusza się ona w kierunku Ziemi lub od niej - można wykryć na podstawie przesunięć w liniach widmowych gwiazdy spowodowanych efektem Dopplera . Można zaobserwować bardzo małe zmiany prędkości radialnej, rzędu 1 m/s lub nawet nieco mniejsze.
Gdy obecnych jest wiele planet, każda z nich nieznacznie zaburza orbity pozostałych. Niewielkie różnice w czasach tranzytu jednej planety mogą zatem wskazywać na obecność innej planety, która sama może tranzytować lub nie. Na przykład zmiany w tranzytach planety Kepler-19b sugerują istnienie drugiej planety w układzie, nie tranzytującej Kepler-19c .
Animacja pokazująca różnicę między czasem tranzytu planet w systemach jednoplanetarnych i dwuplanetarnych
Kiedy planeta krąży wokół wielu gwiazd lub jeśli planeta ma księżyce, czas jej tranzytu może się znacznie różnić w zależności od tranzytu. Chociaż za pomocą tej metody nie odkryto żadnych nowych planet ani księżyców, jest ona wykorzystywana do pomyślnego potwierdzania wielu tranzytujących planet krążących wokół układu podwójnego.
Mikrosoczewkowanie występuje, gdy pole grawitacyjne gwiazdy działa jak soczewka, wzmacniając światło odległej gwiazdy tła. Planety krążące wokół soczewkującej gwiazdy mogą powodować wykrywalne anomalie w powiększeniu, które zmienia się w czasie. W przeciwieństwie do większości innych metod, które mają tendencję do wykrywania planet o małych (lub w przypadku obrazowania rozdzielczego, dużych) orbitach, metoda mikrosoczewkowania jest najbardziej czuła na wykrywanie planet w odległości około 1–10  jednostek astronomicznych od gwiazd podobnych do Słońca.
Astrometria polega na precyzyjnym pomiarze pozycji gwiazdy na niebie i obserwowaniu zmian tej pozycji w czasie. Ruch gwiazdy spowodowany grawitacyjnym wpływem planety może być obserwowalny. Ponieważ jednak ruch jest tak mały, metoda ta nie była jeszcze bardzo produktywna. Doprowadził tylko do kilku spornych odkryć, chociaż z powodzeniem wykorzystano go do badania właściwości planet znalezionych w inny sposób.
Pulsar (mała, ultragęsta pozostałość po gwieździe, która eksplodowała jako supernowa ) emituje fale radiowe niezwykle regularnie, gdy się obraca. Jeśli planety krążą wokół pulsara, spowodują niewielkie anomalie w synchronizacji obserwowanych impulsów radiowych. Tą metodą dokonano pierwszego potwierdzonego odkrycia planety pozasłonecznej . Ale od 2011 roku nie było to zbyt produktywne; wykryto w ten sposób pięć planet wokół trzech różnych pulsarów.
Podobnie jak pulsary, istnieją inne rodzaje gwiazd, które wykazują okresową aktywność. Odchylenia od okresowości mogą czasami być spowodowane przez planetę krążącą wokół niej. Od 2013 roku tą metodą odkryto kilka planet.
Kiedy planeta krąży bardzo blisko gwiazdy, łapie znaczną ilość światła gwiazdy. Gdy planeta krąży wokół gwiazdy, ilość światła zmienia się z powodu faz planet z punktu widzenia Ziemi lub planety świecącej bardziej z jednej strony niż z drugiej z powodu różnic temperatur.
Promieniowanie relatywistyczne mierzy obserwowany strumień z gwiazdy w wyniku jej ruchu. Jasność gwiazdy zmienia się, gdy planeta zbliża się lub oddala od swojej gwiazdy macierzystej.
Masywne planety blisko swoich gwiazd macierzystych mogą nieznacznie zniekształcić kształt gwiazdy. Powoduje to nieznaczne odchylenia jasności gwiazdy w zależności od tego, jak jest ona obrócona względem Ziemi.
Dzięki metodzie polarymetrycznej spolaryzowane światło odbite od planety jest oddzielane od niespolaryzowanego światła emitowanego przez gwiazdę. Za pomocą tej metody nie odkryto żadnych nowych planet, chociaż za pomocą tej metody wykryto kilka już odkrytych planet.
Dyski kosmicznego pyłu otaczają wiele gwiazd, które prawdopodobnie powstały w wyniku zderzeń asteroid i komet. Pył można wykryć, ponieważ pochłania światło gwiazd i ponownie emituje je jako promieniowanie podczerwone . Cechy dysków mogą sugerować obecność planet, chociaż nie jest to uważane za ostateczną metodę wykrywania.

Formacja i ewolucja

Planety mogą powstawać w ciągu kilku do kilkudziesięciu (lub więcej) milionów lat od formowania się gwiazd. Planety Układu Słonecznego można obserwować tylko w ich obecnym stanie, ale obserwacje różnych układów planetarnych w różnym wieku pozwalają nam obserwować planety na różnych etapach ewolucji. Dostępne obserwacje obejmują zarówno młode dyski protoplanetarne, na których wciąż formują się planety, jak i układy planetarne mające ponad 10 lat. Kiedy planety tworzą się w gazowym dysku protoplanetarnym , akreują otoczki wodoru / helu . Otoczki te ochładzają się i kurczą w miarę upływu czasu i, w zależności od masy planety, część lub całość wodoru/helu jest ostatecznie tracona w przestrzeni kosmicznej. Oznacza to, że nawet planety typu ziemskiego mogą zacząć od dużych promieni, jeśli uformują się wystarczająco wcześnie. Przykładem jest Kepler-51b , który ma tylko około dwa razy większą masę niż Ziemia, ale jest prawie wielkości Saturna, który jest sto razy masywniejszy od Ziemi. Kepler-51b jest dość młody, ma kilkaset milionów lat.

Gwiazdy goszczące planety

System klasyfikacji widmowej Morgana-Keenana, przedstawiający porównania rozmiarów i kolorów gwiazd M, K, G, F, A, B i O
Klasyfikacja widmowa Morgana-Keenana
Artystyczna wizja egzoplanety krążącej wokół dwóch gwiazd.

Na gwiazdę przypada średnio co najmniej jedna planeta. Około 1 na 5 gwiazd podobnych do Słońca ma planetę „wielkości Ziemi” w ekosferze .

Większość znanych egzoplanet krąży wokół gwiazd z grubsza podobnych do Słońca , tj . gwiazd ciągu głównego kategorii widmowych F, G lub K. W przypadku gwiazd o mniejszej masie ( czerwone karły , kategorii widmowej M) planety są na tyle masywne, że można je wykryć metodą prędkości radialnych . Mimo to sonda Kepler , która wykorzystuje metodę tranzytów do wykrywania mniejszych planet , odkryła kilkadziesiąt planet krążących wokół czerwonych karłów .

Korzystając z danych z Keplera , znaleziono korelację między metalicznością gwiazdy a prawdopodobieństwem, że gwiazda posiada gigantyczną planetę, podobną do wielkości Jowisza . Gwiazdy o wyższej metaliczności częściej mają planety, zwłaszcza planety-olbrzymy, niż gwiazdy o niższej metaliczności.

Niektóre planety krążą wokół jednego członka układu podwójnego gwiazd i odkryto kilka planet krążących wokół obu elementów układu podwójnego. Znanych jest kilka planet w układach potrójnych gwiazd i jedna w układzie poczwórnym Kepler-64 .

Parametry orbitalne i fizyczne

Główne cechy

Kolor i jasność

Diagram kolor-kolor porównujący kolory planet Układu Słonecznego z egzoplanetą HD 189733b.  HD 189733b odbija tyle zieleni co Mars i prawie tyle samo błękitu co Ziemia.
Ten diagram kolorów porównuje kolory planet w Układzie Słonecznym z egzoplanetą HD 189733b . Głęboki niebieski kolor egzoplanety jest wytwarzany przez krzemianowe kropelki, które rozpraszają niebieskie światło w jej atmosferze.

W 2013 roku po raz pierwszy określono kolor egzoplanety. Pomiary najlepiej dopasowanego albedo HD 189733b sugerują, że jest ciemnoniebieski. Później tego samego roku określono kolory kilku innych egzoplanet, w tym GJ 504 b , która wizualnie ma kolor karmazynowy, oraz Kappa Andromedae b , która widziana z bliska wydawałaby się czerwonawa. Oczekuje się, że planety helowe będą miały biały lub szary wygląd.

Pozorna jasność (jasność pozorna ) planety zależy od tego, jak daleko znajduje się obserwator, jak odblaskowa jest planeta (albedo) i ile światła planeta otrzymuje od swojej gwiazdy, co zależy od odległości planety od gwiazdy i jak jasna jest gwiazda. Tak więc planeta o niskim albedo, która znajduje się blisko swojej gwiazdy, może wydawać się jaśniejsza niż planeta o wysokim albedo, która jest daleko od gwiazdy.

Najciemniejszą znaną planetą pod względem geometrycznego albedo jest TrES-2b , gorący Jowisz , który odbija mniej niż 1% światła swojej gwiazdy, co czyni go mniej odblaskowym niż węgiel lub czarna farba akrylowa. Oczekuje się, że gorące Jowisze będą dość ciemne ze względu na sód i potas w ich atmosferach, ale nie wiadomo, dlaczego TrES-2b jest tak ciemny — może to być spowodowane nieznanym związkiem chemicznym.

W przypadku gazowych olbrzymów geometryczne albedo generalnie maleje wraz ze wzrostem metaliczności lub temperatury atmosferycznej, chyba że występują chmury, które modyfikują ten efekt. Zwiększona głębokość kolumny chmur zwiększa albedo przy długościach fal optycznych, ale zmniejsza je przy niektórych długościach fal podczerwonych. Optyczne albedo wzrasta wraz z wiekiem, ponieważ starsze planety mają większe głębokości słupów chmur. Optyczne albedo maleje wraz ze wzrostem masy, ponieważ planety-olbrzymy o większej masie mają większą grawitację powierzchniową, co skutkuje niższymi głębokościami słupów chmur. Ponadto orbity eliptyczne mogą powodować duże wahania składu atmosfery, co może mieć znaczący wpływ.

W przypadku masywnych i/lub młodych gazowych olbrzymów w przypadku niektórych długości fal bliskiej podczerwieni występuje więcej emisji ciepła niż odbicia. Tak więc, chociaż jasność optyczna jest w pełni zależna od fazy , nie zawsze tak jest w przypadku bliskiej podczerwieni.

Temperatury gazowych olbrzymów zmniejszają się wraz z upływem czasu i odległością od ich gwiazdy. Obniżenie temperatury zwiększa optyczne albedo nawet bez chmur. W wystarczająco niskiej temperaturze tworzą się chmury wodne, które dodatkowo zwiększają albedo optyczne. W jeszcze niższych temperaturach tworzą się chmury amoniaku, co skutkuje najwyższym albedo w większości długości fal optycznych i bliskiej podczerwieni.

Pole magnetyczne

W 2014 roku wywnioskowano o polu magnetycznym wokół HD 209458 b na podstawie sposobu parowania wodoru z planety. Jest to pierwsze (pośrednie) wykrycie pola magnetycznego na egzoplanecie. Szacuje się, że pole magnetyczne jest około jednej dziesiątej siły Jowisza.

Pola magnetyczne egzoplanet mogą być wykrywane przez ich emisje radiowe zorzy za pomocą wystarczająco czułych radioteleskopów, takich jak LOFAR . Emisje radiowe mogą umożliwić określenie prędkości obrotowej wnętrza egzoplanety i mogą zapewnić dokładniejszy sposób pomiaru rotacji egzoplanety niż badanie ruchu chmur.

Ziemskie pole magnetyczne wynika z płynnego, metalicznego rdzenia, ale w masywnych superziemiach o wysokim ciśnieniu mogą tworzyć się różne związki, które nie dorównują tym, które powstają w warunkach ziemskich. Mogą tworzyć się związki o większej lepkości i wysokich temperaturach topnienia, które mogą zapobiegać rozdzielaniu się wnętrza na różne warstwy, a tym samym skutkować niezróżnicowanymi płaszczami bezrdzeniowymi. Formy tlenku magnezu, takie jak MgSi 3 O 12 , mogą być ciekłym metalem przy ciśnieniach i temperaturach występujących na superziemiach i mogą generować pole magnetyczne w płaszczach superziem.

Zaobserwowano, że gorące Jowisze mają większy promień niż oczekiwano. Może to być spowodowane interakcją między wiatrem gwiazdowym a magnetosferą planety, tworzącą prąd elektryczny przepływający przez planetę, który ją podgrzewa ( ogrzewanie Joule'a ), powodując jej rozszerzenie. Im bardziej magnetycznie aktywna jest gwiazda, tym większy jest wiatr gwiazdowy i większy prąd elektryczny, co prowadzi do większego ogrzewania i rozszerzania się planety. Teoria ta pasuje do obserwacji, że aktywność gwiazd jest skorelowana z zawyżonymi promieniami planet.

W sierpniu 2018 roku naukowcy ogłosili przemianę gazowego deuteru w ciekłą metaliczną postać wodoru. Może to pomóc naukowcom lepiej zrozumieć gigantyczne planety gazowe , takie jak Jowisz , Saturn i pokrewne egzoplanety, ponieważ uważa się, że takie planety zawierają dużo ciekłego metalicznego wodoru, który może być odpowiedzialny za obserwowane przez nie silne pola magnetyczne .

Chociaż naukowcy wcześniej ogłosili, że pola magnetyczne bliskich egzoplanet mogą powodować zwiększone rozbłyski gwiazdowe i plamy gwiazdowe na swoich gwiazdach macierzystych, w 2019 roku wykazano, że twierdzenie to jest fałszywe w systemie HD 189733 . Niepowodzenie w wykryciu „interakcji gwiazda-planeta” w dobrze zbadanym systemie HD 189733 stawia pod znakiem zapytania inne powiązane twierdzenia o tym efekcie.

W 2019 roku oszacowano siłę powierzchniowego pola magnetycznego 4 gorących Jowiszów i wahała się ona od 20 do 120 gausów w porównaniu z powierzchniowym polem magnetycznym Jowisza wynoszącym 4,3 gausa.

Płyty tektoniczne

W 2007 roku dwa niezależne zespoły badaczy doszły do ​​przeciwnych wniosków na temat prawdopodobieństwa wystąpienia tektoniki płyt na większych superziemiach. Jeden zespół stwierdził, że tektonika płyt byłaby epizodyczna lub stała, a drugi zespół stwierdził, że tektonika płyt jest bardzo prawdopodobna na super-Ziemiach. nawet jeśli planeta jest sucha.

Jeśli superziemie mają ponad 80 razy więcej wody niż Ziemia, stają się planetami oceanicznymi , a cały ląd jest całkowicie zanurzony. Jeśli jednak wody jest mniej niż ta granica, cykl głębokiej wody przeniesie wystarczającą ilość wody między oceanami a płaszczem, aby umożliwić istnienie kontynentów.

Wulkanizm

Duże wahania temperatury powierzchni na 55 Cancri e przypisano możliwej aktywności wulkanicznej uwalniającej duże chmury pyłu, które pokrywają planetę i blokują emisje termiczne.

Pierścienie

Gwiazda 1SWASP J140747.93-394542.6 jest okrążana przez obiekt, który jest okrążony przez system pierścieni znacznie większy niż pierścienie Saturna . Jednak masa obiektu nie jest znana; może to być brązowy karzeł lub gwiazda o małej masie zamiast planety.

Jasność obrazów optycznych Fomalhaut b może być spowodowana odbiciem światła gwiazd od okołoplanetarnego układu pierścieni o promieniu od 20 do 40 razy większym od promienia Jowisza, mniej więcej wielkości orbit księżyców Galileusza .

Pierścienie gazowych olbrzymów Układu Słonecznego są wyrównane z równikiem ich planety. Jednak w przypadku egzoplanet, które krążą blisko swojej gwiazdy, siły pływowe z gwiazdy doprowadziłyby do wyrównania najbardziej zewnętrznych pierścieni planety z płaszczyzną orbity planety wokół gwiazdy. Najbardziej wewnętrzne pierścienie planety nadal byłyby wyrównane z równikiem planety, więc jeśli planeta ma nachyloną oś obrotu , to różne wyrównania między wewnętrznymi i zewnętrznymi pierścieniami utworzyłyby wypaczony układ pierścieni.

księżyce

W grudniu 2013 roku ogłoszono kandydata na egzoksiężyc planety zbuntowanej . W dniu 3 października 2018 r. Zgłoszono dowody sugerujące duży egzoksiężyc krążący wokół Keplera-1625b .

Atmosfery

Czyste i pochmurne atmosfery na dwóch egzoplanetach.

Wokół kilku egzoplanet wykryto atmosfery. Pierwszą zaobserwowaną była HD 209458 b w 2001 roku.

Artystyczna koncepcja statku kosmicznego Cassini przed zachodem słońca na księżycu Saturna, Tytanie
Badania zachodu Słońca na Tytanie przeprowadzone przez Cassini pomagają zrozumieć atmosfery egzoplanet (koncepcja artysty).

Od lutego 2014 r. Zaobserwowano ponad pięćdziesiąt tranzytujących i pięć bezpośrednio sfotografowanych atmosfer egzoplanet, w wyniku czego wykryto molekularne cechy widmowe; obserwacja gradientów temperatur dnia i nocy; oraz ograniczenia pionowej struktury atmosfery. Wykryto również atmosferę na gorącym, nie tranzytującym Jowiszu Tau Boötis b .

W maju 2017 r. odkryto, że błyski światła z Ziemi , widziane jako migotanie z orbitującego satelity oddalonego o milion mil, są odbiciem światła od kryształków lodu w atmosferze . Technologia wykorzystana do określenia tego może być przydatna w badaniu atmosfer odległych światów, w tym planet pozasłonecznych.

Warkocze przypominające komety

KIC 12557548 b to mała skalista planeta, bardzo blisko swojej gwiazdy, która paruje i pozostawia za sobą warkocz chmur i pyłu jak kometa . Pył może być popiołem wybuchającym z wulkanów i uciekającym z powodu niskiej grawitacji powierzchniowej małej planety lub metalami, które odparowują w wysokich temperaturach przebywania tak blisko gwiazdy, a opary metalu skraplają się w pył.

W czerwcu 2015 roku naukowcy poinformowali, że atmosfera GJ 436 b parowała, w wyniku czego wokół planety powstał gigantyczny obłok, aw wyniku promieniowania gwiazdy macierzystej długi ogon o długości 14 milionów km (9 milionów mil).

Wzór nasłonecznienia

Planety zsynchronizowane pływowo w rezonansie wirowo-orbitalnym 1: 1 miałyby swoją gwiazdę zawsze świecącą bezpośrednio nad głową w jednym miejscu, które byłoby gorące, a przeciwna półkula nie otrzymywałaby światła i byłaby lodowato zimna. Taka planeta mogłaby przypominać gałkę oczną z punktem zapalnym będącym źrenicą. Planety o ekscentrycznej orbicie mogą być zablokowane w innych rezonansach. Rezonanse 3:2 i 5:2 skutkowałyby wzorem podwójnej gałki ocznej z punktami aktywnymi zarówno na półkuli wschodniej, jak i zachodniej. Planety z ekscentryczną orbitą i nachyloną osią obrotu miałyby bardziej skomplikowane wzorce nasłonecznienia.

Powierzchnia

Skład powierzchni

Cechy powierzchni można odróżnić od cech atmosfery, porównując spektroskopię emisyjną i odbiciową ze spektroskopią transmisyjną . Spektroskopia egzoplanet w średniej podczerwieni może wykrywać powierzchnie skaliste, a bliska podczerwień może identyfikować oceany magmy lub lawy o wysokiej temperaturze, powierzchnie uwodnionych krzemianów i lód wodny, dając jednoznaczną metodę rozróżniania skalistych i gazowych egzoplanet.

Temperatura na powierzchni

Artystyczna ilustracja przedstawiająca inwersję temperatury w atmosferze egzoplanety ze stratosferą i bez niej
Artystyczna ilustracja inwersji temperatury w atmosferze egzoplanety.

Temperaturę egzoplanety można oszacować, mierząc intensywność światła, jakie otrzymuje od swojej gwiazdy macierzystej. Na przykład szacuje się, że temperatura powierzchni planety OGLE-2005-BLG-390Lb wynosi około -220 ° C (50 K). Jednak takie szacunki mogą być w znacznym stopniu błędne, ponieważ zależą od zwykle nieznanego albedo planety oraz ponieważ czynniki takie jak efekt cieplarniany mogą wprowadzać nieznane komplikacje. Kilku planetom zmierzono temperaturę, obserwując zmiany promieniowania podczerwonego, gdy planeta porusza się po swojej orbicie i jest zaćmiona przez swoją gwiazdę macierzystą. Na przykład szacuje się, że planeta HD 189733b ma średnią temperaturę 1205 K (932 ° C) po swojej dziennej stronie i 973 K (700 ° C) po nocnej.

Możliwość zamieszkania

W miarę odkrywania kolejnych planet dziedzina egzoplanetologii rozwija się w kierunku głębszych badań światów pozasłonecznych i ostatecznie zajmie się perspektywą życia na planetach poza Układem Słonecznym . Z kosmicznych odległości życie można wykryć tylko wtedy, gdy rozwinęło się na skalę planetarną i silnie zmodyfikowało środowisko planetarne w taki sposób, że modyfikacji tych nie można wytłumaczyć klasycznymi procesami fizyko-chemicznymi (procesy poza równowagą). Na przykład tlen cząsteczkowy ( O
2
) w atmosferze Ziemi jest wynikiem fotosyntezy żywych roślin i wielu rodzajów mikroorganizmów, więc może być używany jako wskaźnik życia na egzoplanetach, chociaż niewielkie ilości tlenu mogą być również wytwarzane metodami niebiologicznymi. Co więcej, potencjalnie nadająca się do zamieszkania planeta musi krążyć wokół stabilnej gwiazdy w odległości, w której obiekty o masie planetarnej o wystarczającym ciśnieniu atmosferycznym mogą utrzymywać wodę w stanie ciekłym na ich powierzchni.

Strefa mieszkalna

Strefa nadająca się do zamieszkania wokół gwiazdy to obszar, w którym temperatura jest odpowiednia do tego, aby woda w stanie ciekłym mogła istnieć na powierzchni planety; to znaczy nie za blisko gwiazdy, aby woda wyparowała, i niezbyt daleko od gwiazdy, aby woda mogła zamarznąć. Ciepło wytwarzane przez gwiazdy różni się w zależności od wielkości i wieku gwiazdy, tak więc strefa nadająca się do zamieszkania może znajdować się w różnych odległościach dla różnych gwiazd. Ponadto warunki atmosferyczne panujące na planecie wpływają na zdolność planety do zatrzymywania ciepła, tak więc lokalizacja strefy nadającej się do zamieszkania jest również specyficzna dla każdego typu planet: planety pustynne (znane również jako planety suche), z bardzo małą ilością wody, będą miały mniej pary wodnej w atmosferze niż Ziemia, a więc mają mniejszy efekt cieplarniany, co oznacza, że ​​pustynna planeta może utrzymywać oazy wody bliżej swojej gwiazdy niż Ziemia Słońca. Brak wody oznacza również, że jest mniej lodu odbijającego ciepło w kosmos, więc zewnętrzna krawędź pustynnej planety, nadającej się do zamieszkania, znajduje się dalej. Skaliste planety z gęstą atmosferą wodorową mogą utrzymywać wodę powierzchniową znacznie dalej niż odległość Ziemia-Słońce. Planety o większej masie mają szersze strefy nadające się do zamieszkania, ponieważ grawitacja zmniejsza głębokość słupa chmury wodnej, co zmniejsza efekt cieplarniany pary wodnej, przesuwając w ten sposób wewnętrzną krawędź strefy nadającej się do zamieszkania bliżej gwiazdy.

Szybkość rotacji planet jest jednym z głównych czynników determinujących cyrkulację atmosfery , a tym samym wzór chmur: wolno obracające się planety tworzą gęste chmury, które odbijają więcej, dzięki czemu mogą nadawać się do zamieszkania znacznie bliżej swojej gwiazdy. Ziemia z jej obecną atmosferą nadawałaby się do zamieszkania na orbicie Wenus, gdyby miała powolny obrót Wenus. Jeśli Wenus utraciła swój ocean wodny z powodu niekontrolowanego efektu cieplarnianego , prawdopodobnie w przeszłości miała wyższą prędkość rotacji. Alternatywnie, Wenus nigdy nie miała oceanu, ponieważ para wodna została utracona w kosmosie podczas jej formowania i mogła mieć powolną rotację w całej swojej historii.

Planety zablokowane pływowo (inaczej planety „gałki ocznej”) mogą nadawać się do zamieszkania bliżej swojej gwiazdy niż wcześniej sądzono ze względu na efekt chmur: przy dużym strumieniu gwiazdowym silna konwekcja wytwarza gęste chmury wodne w pobliżu punktu podgwiezdnego, które znacznie zwiększają planetarne albedo i zmniejszają temperatury powierzchni.

Strefy nadające się do zamieszkania były zwykle definiowane na podstawie temperatury powierzchni, jednak ponad połowa biomasy Ziemi pochodzi z drobnoustrojów podpowierzchniowych, a temperatura rośnie wraz z głębokością, więc podpowierzchnia może sprzyjać życiu drobnoustrojów, gdy powierzchnia jest zamarznięta i jeśli jest to brane pod uwagę, strefa nadająca się do zamieszkania rozciąga się znacznie dalej od gwiazdy, nawet planety zbuntowane mogą mieć wodę w stanie ciekłym na wystarczających głębokościach pod ziemią. We wcześniejszej epoce wszechświata temperatura kosmicznego mikrofalowego tła pozwalałaby każdej istniejącej skalistej planecie na posiadanie ciekłej wody na powierzchni, niezależnie od odległości od gwiazdy. Planety podobne do Jowisza mogą nie nadawać się do zamieszkania, ale mogą mieć nadające się do zamieszkania księżyce .

Epoki lodowcowe i stany kuli śnieżnej

Zewnętrzna krawędź strefy nadającej się do zamieszkania to miejsce, w którym planety są całkowicie zamarznięte, ale planety znajdujące się daleko w strefie nadającej się do zamieszkania mogą okresowo zamarzać. Jeśli fluktuacje orbitalne lub inne przyczyny powodują ochłodzenie, tworzy się więcej lodu, ale lód odbija światło słoneczne, powodując jeszcze większe ochłodzenie, tworząc pętlę sprzężenia zwrotnego, aż planeta zostanie całkowicie lub prawie całkowicie zamarznięta. Gdy powierzchnia jest zamarznięta, zatrzymuje to wietrzenie dwutlenku węgla , co powoduje gromadzenie się dwutlenku węgla w atmosferze z emisji wulkanicznych. Tworzy to efekt cieplarniany, który ponownie rozmraża planetę. Planety o dużym nachyleniu osiowym rzadziej wchodzą w stan kuli śnieżnej i mogą zatrzymywać wodę w stanie ciekłym dalej od swojej gwiazdy. Duże wahania nachylenia osiowego mogą mieć jeszcze większy efekt ocieplenia niż stałe duże nachylenie. Paradoksalnie, planety krążące wokół chłodniejszych gwiazd, takich jak czerwone karły, rzadziej wchodzą w stan kuli śnieżnej, ponieważ promieniowanie podczerwone emitowane przez chłodniejsze gwiazdy ma głównie długości fal pochłaniane przez lód, który je podgrzewa.

Ogrzewanie pływowe

Jeśli planeta ma ekscentryczną orbitę, ogrzewanie pływowe może zapewnić inne źródło energii poza promieniowaniem gwiazdowym. Oznacza to, że ekscentryczne planety w radiacyjnej strefie nadającej się do zamieszkania mogą być zbyt gorące dla wody w stanie ciekłym. Pływy również zataczają kołowe orbity w czasie, więc w strefie nadającej się do zamieszkania mogą znajdować się planety o okrągłych orbitach, które nie mają wody, ponieważ kiedyś miały orbity ekscentryczne. Ekscentryczne planety dalej niż strefa nadająca się do zamieszkania nadal miałyby zamarznięte powierzchnie, ale ogrzewanie pływowe mogłoby stworzyć podpowierzchniowy ocean podobny do tego na Europie . W niektórych układach planetarnych, takich jak układ Upsilon Andromedae , ekscentryczność orbit jest utrzymywana lub nawet okresowo zmieniana przez perturbacje z innych planet w układzie. Ogrzewanie pływowe może powodować odgazowanie z płaszcza, przyczyniając się do tworzenia i uzupełniania atmosfery.

Potencjalnie nadające się do zamieszkania planety

Przegląd przeprowadzony w 2015 roku zidentyfikował egzoplanety Kepler-62f , Kepler-186f i Kepler-442b jako najlepszych kandydatów do potencjalnego zamieszkania. Znajdują się one w odległości odpowiednio 1200, 490 i 1120 lat świetlnych. Spośród nich Kepler-186f ma rozmiar zbliżony do Ziemi z miarą 1,2 promienia Ziemi i znajduje się w kierunku zewnętrznej krawędzi ekosfery wokół swojego czerwonego karła .

Patrząc na najbliższych kandydatów na ziemskie egzoplanety, Proxima Centauri b znajduje się w odległości około 4,2 lat świetlnych. Jego temperaturę równowagi szacuje się na -39 ° C (234 K).

Planety wielkości Ziemi

  • W listopadzie 2013 roku oszacowano, że 22 ± 8% gwiazd podobnych do Słońca w galaktyce Drogi Mlecznej może mieć planetę wielkości Ziemi w strefie nadającej się do zamieszkania. Zakładając 200 miliardów gwiazd w Drodze Mlecznej, byłoby to 11 miliardów potencjalnie nadających się do zamieszkania Ziemi, wzrastając do 40 miliardów, jeśli uwzględnimy czerwone karły .
  • Kepler-186f , planeta o promieniu 1,2 Ziemi w nadającej się do zamieszkania strefie czerwonego karła , zgłoszona w kwietniu 2014 r.
  • Proxima Centauri b, planeta w ekosferze Proxima Centauri , najbliższej znanej gwiazdy Układu Słonecznego, o szacowanej minimalnej masie 1,27 masy Ziemi.
  • W lutym 2013 roku naukowcy spekulowali, że nawet 6% małych czerwonych karłów może mieć planety wielkości Ziemi. Sugeruje to, że najbliżej Układu Słonecznego może znajdować się 13 lat świetlnych stąd. Szacowana odległość wzrasta do 21 lat świetlnych, gdy stosuje się 95% przedział ufności . W marcu 2013 r. Zrewidowane szacunki dały 50% częstość występowania planet wielkości Ziemi w nadającej się do zamieszkania strefie czerwonych karłów.
  • Przy promieniu 1,63 razy większym od Ziemi Kepler-452b jest pierwszą odkrytą planetą wielkości zbliżonej do Ziemi w „strefie nadającej się do zamieszkania” wokół gwiazdy podobnej do Słońca typu G2 (lipiec 2015).

Wyszukaj projekty

  • CoRoT - Misja poszukiwania egzoplanet metodą tranzytową.
  • Kepler - Misja poszukiwania dużej liczby egzoplanet metodą tranzytów.
  • TESS - Poszukiwanie nowych egzoplanet; obracając się, więc pod koniec swojej dwuletniej misji będzie obserwował gwiazdy z całego nieba. Oczekuje się, że znajdzie co najmniej 3000 nowych egzoplanet.
  • HARPS – Precyzyjny spektrograf Echelle do wyszukiwania planet zainstalowany na 3,6-metrowym teleskopie ESO w Obserwatorium La Silla w Chile .

Notatki

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki