Це питання широке і занадто широке, щоб я міг відповісти всебічно. Його слід розбити на доплерівські методи, транзити та пряму візуалізацію; і це перш ніж ми перейдемо до питань виявлення поясів Койпера, радіовипромінювання тощо.
Я на даний момент дотримуюся того, що я знаю про виявлення планет за допомогою допплерівської методики коливання.
Доплерівська техніка
Напівамплітуда променевої швидкості рефлексу зірки для випадку планети масою обертається навколо зірки масою , на еліптичній орбіті з ексцентриситетом , орбітальним періодом і з орбітальною віссю, нахиленою до до лінії погляд із Землі:
Клуб (2008) дає
(дуже) детальне виведення .m 1 e P i ( 2 π Gм2м1еПi
( 2 πГП)1 / 3м2гріхiм2 / 31( 1 - е2)- 1 / 2.
Тож я створив собі невелику електронну таблицю і припустив, що всі планети бачились оптимально при (їх не можна було всі побачити оптимально, але найменший нахил був би приблизно для Ртуть, тому це не має великої різниці) Я також припускаю, що маса альфа-цена A становить приблизно . i = 83 ∘ M ≃ 1,1 M ⊙i = 90∘i = 83∘М≃ 1,1 М⊙
Результати є
Планета | Напівамплітуда RV (м / с)
Ртуть | 8,3 × 10- 3
Венера | 8,1 × 10- 2
Земля | 8,4 × 10- 2
Марс | 7,5 × 10- 3
Юпітер | 11.7
Сатурн | 2.6
Уран | 0,28
Нептун | 0,26
Межі , що можливі добре проілюстровані планети навколо Альфа Сеп B, стверджував, що в 3 дня орбіти а і з масою , подібної до Землі ( Dumusque і ін. 2012 , і побачити exoplanets.org ). Виявлена тут променева амплітуда радіальної швидкості становила м / с, а деякі спектрографи, зокрема інструменти HARPS, регулярно забезпечують точність нижче 1 м / с. Таким чином, Юпітер і Сатурн були б помітні, Уран і Нептун знаходяться прямо на межі виявлення (пам’ятайте, що ви можете оцінити серед багатьох РВ спостережень), але земних планет не було б знайдено (виявлення Землі вимагало б точності нижче 10 см / с. Пам’ятайте також, що слабші сигнали повинні бути видобуті з більших сигналів завдяки планетам, що нагадують Юпітер та Сатурн.0,51 ± 0,04
Однак є й друге обмеження: щоб знайти планету за допомогою доплерівського методу, потрібно спостерігати принаймні значну частину орбітального періоду. З огляду на , що струм м / с уточненням було доступно тільки для років, то малоймовірно , що Сатурн буде ще не виявлене.∼ 5
Зображення, що ілюструє ситуацію, можна отримати на веб-сайті exoplanets.org, до якого я додав рядки, які орієнтовно знаходяться, де напівамплітуди RV були б з точністю 10 м / с та 1 м / с (якщо вважати масу Альфа Цен А та кругові орбіти). Я позначив на Землі, Юпітера та Сатурна. Зауважте, що під лінією 1 м / с виявлено мало об’єктів. Також відзначте відсутність планет між лініями від 1 до 10 м / с з періодами, довшими на пару років - останнім часом підвищення чутливості ще повинно прогресувати до меншої маси, більш тривалих відкриттів екзопланет.
На закінчення: лише Юпітер дотепер був би знайдений за допомогою доплерівської техніки.
Транзитні прийоми
Я також додам кілька коментарів щодо транзитної техніки. Виявлення транзиту спрацює лише в тому випадку, якщо екзопланети обертаються на орбіті таким чином, що вони перетинаються перед зіркою. Тож високі нахили є обов'язковими. Хтось, хто кращий у сферичній тригонометрії, повинен використовувати опубліковані дані для Сонячної системи, щоб визначити, скільки (і які) планети проходять через деяку вкрай оптимальну орієнтацію. Враховуючи, що планети мають орбітальні нахили з розсіюванням на кілька градусів, то деяка пряма тригонометрія та порівняння із сонячним радіусом говорить про те, що ці орбіти, як правило, не проходять через будь-який конкретний кут огляду. Дійсно, кілька виявлених Кеплером декількох транзитних систем набагато «плоскіші», ніж Сонячна система.
Супутник Кеплера був / був здатний виявляти дуже малі транзитні планети завдяки дуже високій фотометричній точності (занурення потоку пропорційно квадратному кореню радіуса екзопланети). На малюнку нижче, представленому командою NASA Kepler (трохи застаріло зараз), видно, що виявлені кандидати в планетарну сферу , що не досягають розміру Марса. Однак вони, як правило, на орбітах короткого періоду, тому що транзитний сигнал потрібно бачити неодноразово, і Кеплер вивчає цю ділянку неба протягом приблизно 2,5 років (коли цей сюжет був створений).
Тож з цієї точки зору, можливо, була б помічена Венера, але жодна з інших планет не могла бути підтверджена.
Однак зморшка є. Альфа Цен A занадто яскравий для подібних досліджень і набагато яскравіший, ніж зірки Кеплера. Вам потрібно було б побудувати спеціальний прилад чи телескоп, щоб шукати транзити навколо дуже яскравих зірок. Частину цієї роботи проводили наземні опитування (в основному знаходження гарячих юпітерів). Новий супутник під назвою TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, запущений у квітні 2018 року) - це дворічна місія, орієнтована на пошук маленьких планет (розміром Землі та більше) навколо яскравих зірок. Однак більшість його цілей (включаючи Альфа Цен) спостерігаються лише протягом 1-2 місяців, тому будуть досліджені лише внутрішні частини їх планетарних систем.
