Невиявлені планети космічного телескопа Кеплера

Космічний телескоп Кеплера виявляє планети на основі занурення яскравості, спричиненого планетами, що рухаються повз зірку.

Чи це не означатиме, що є невідома кількість планет, орбіту яких не було б виявлено, оскільки їх орбіти не перетинають цей шлях між зіркою і телескопом?

Це вірно. Нахил орбітальної площини навколо зірок вважається випадковим у всій галактиці, тому планети, які ми можемо виявити транзитним методом, є лише крихітною часткою планет, яку нам слід очікувати в нашому зоряному сусідстві.

Метод транзиту дозволяє виявити планетарне виявлення лише тоді, коли лінія зору від Землі до системи міститься або майже міститься в орбітальній площині планети. Це означає, що лише невеликий діапазон орбітальних нахилів на кожній зірці хороший для виявлення.

Чому я сказав майже? Тому що існує деякий діапазон нахилів, який все-таки дав би транзит. Цей діапазон не є фіксованим, і це залежить від відстані планети до її приймаючої зірки. Як ви бачите на цій схемі:

Планета А знаходиться ближче до зірки і тим самим створює більш широку тінь. Якщо спостерігач розташований у тіні затіненого регіону далеко, він може виявити планету А. Натомість планета В розташована далі від зірки, і тому її тінь вужча. Цікаво зауважити, що навіть якщо обидві планети тут поділяють однакову орбітальну площину, є місця, звідки ви могли б виявити лише планету А і ніколи не виявити планету В (див. Зелені стрілки). Це є причиною того, що ми маємо ухил до планет на орбіті ближче до їх зірки.

Цей ефект насправді досить сильний: розгляньте нашу Сонячну систему з екзопланетної точки зору. Якщо ви знаходитесь у випадковій зірці на небі, які шанси ви помітите на Землі транзитом? Що ж, виявляється, що набагато ймовірніше виявити транзит Меркурія, навіть якщо Меркурій - найменша планета, саме через близькість до Сонця. Нещодавній документ показав цю діаграму областей неба, де деякі чужі мешканці помітять транзит для кожної нашої планети:

$a$

$R_s$$R_p$

$R_p$$R_s$$a$

$P \sim (R_s+R_p)/a$

Це відношення накладає кілька спостережних упереджень. Ми можемо бачити екзопланети, які великі і ближче до їх зірки, але ми не можемо побачити планети, які є маленькими і далі. Саме тому перші виявлені екзопланети - це так звані гарячі Юпітери : планети-гіганти набагато ближче до своїх зірок, ніж Меркурій до Сонця. Ця діаграма показує всі виявлення екзопланет, побудовані за розміром та орбітальною відстані:

Як бачите, маленькі планети можна виявити лише у тому випадку, якщо вони мають дуже маленькі орбіти навколо зірок. Ми ще не повинні знайти планету розміром із Землею (зовсім невеликою) та з орбітальним періодом 365 днів (відстань 1 АС) за допомогою транзитного методу. Немає підстав вважати, що це є репрезентативним для всього населення планети. Чорна область сюжету, ймовірно, заповнена крапками, але наші інструменти поки не можуть розвідати цей регіон.

$0.8\;\%$

Правда полягає в тому, що ця кількість занадто мала, тому що у Кеплера є ще кілька упереджень. Наприклад, Кеплер підтвердив планети лише після виявлення трьох транзитів. Оскільки місія Кеплера тривала чотири роки і чотири місяці, ми можемо сказати, що в найкращому випадку Кеплер зміг виявити планету з орбітальним періодом аж два роки і два місяці, але це навіть не так, оскільки для цього щоб трапився транзит, слід було б виявити лише на початку місії, на півдорозі та в точному кінці його, і цього збігу не сталося. Таким чином, Кеплер не мав шансу відкрити будь-яку планету з періодами довше двох років (достатньо для Землі, але недостатньо для нашого Юпітера, наприклад), навіть якщо орбітальний нахил ідеально відповідає транзиту.. Тож ви можете очікувати більше можливих перевезень, ніж ті, які насправді зображені телескопом Кеплера.

$10\;\%$$0.47 \;\%$$0.8\;\%$

$0.47\;\%$

Цей вид міркувань розширився. У нас є багато труднощів з їх виявленням, але якщо ви математично моделюєте цю складність і відповідні ухили, пов'язані з відомими інструментами, і ви припускаєте випадкові конфігурації, ви можете бачити, що кожне відкриття дає статистичне значення кількості можливих планет, які справді є там . Зараз існує так багато виявлень, що ми можемо нарешті зі статистичною впевненістю встановити, що в нашій галактиці більше планет, ніж зірок (навіть якщо ми пробували нескінченно малу частку всього населення), навіть якщо це було щось, чого можна було очікувати. тепер вагомі докази тому завдяки Кеплеру. Це означає, що тільки в Чумацькому Шляху може бути близько трильйона і більше рослин. Тепер ми також маємо змогу встановити деякі статистичні обмеження щодо появи землеподібних планет (на орбіті в зоні проживання їх сонця, як зірка) завдяки Кеплеру. Напевно, у нашій галактиці є близько 11 мільярдів планет з цими характеристиками .

TL; DR

Існує набагато більше планет, ніж тих, яких ми можемо виявити транзитним методом, від 10 до 100 разів більше, залежно від розміру та орбітального періоду планети, яку ви шукаєте.

Так.

$r/a$$r$$a$

$a/r$

$r \ll a$

$(1 - e^2)$$a$

Останній фрагмент деталей, який не може бути зафіксований простим рівнянням, - це шанси захопити транзит через обмежений каденційний або робочий цикл спостережень.

Навіть для такої місії, як Кеплер, існує обмеження, коли тривалість транзиту може охоплювати лише одну або дві точки спостереження, і транзит стає важко розрізнити. Дітто, звичайно, якщо тривалість місії охоплює лише один транзит, щоб планетарний характер не міг бути підтверджений.

$a$

Нарешті, ви повинні врахувати співвідношення сигнал / шум спостережень. Менші планети навколо слабших зірок виробляють транзитні сигнали, які важче виявити.

Ці питання можна (і є) вирішувати лише шляхом моделювання даних спостережень.