Teleskop kosmiczny Keplera niewykryte planety

Teleskop kosmiczny Keplera wykrywa planety na podstawie spadku jasności powodowanego przez planety poruszające się obok gwiazdy.

Czy nie oznacza to, że istnieje nieznana liczba planet, których orbita nie zostałaby wykryta, ponieważ ich orbity nie przecinają tej ścieżki między gwiazdą a teleskopem?

Zgadza się. Nachylenie płaszczyzny orbity wokół gwiazd jest uważane za losowe w całej galaktyce, dlatego planety, które możemy wykryć metodą tranzytu, to tylko niewielki ułamek planet, którego powinniśmy się spodziewać w naszym gwiezdnym sąsiedztwie.

Metoda tranzytu pozwala na wykrywanie planet tylko wtedy, gdy linia wzroku z Ziemi do układu jest zawarta lub prawie zamknięta w płaszczyźnie orbity planety. Oznacza to, że tylko niewielki zakres nachyleń orbity na każdej z gwiazd nadaje się do wykrywania.

Dlaczego powiedziałem prawie? Ponieważ istnieje pewien zakres nachyleń, które wciąż dawałyby tranzyt. Ten zasięg nie jest stały i zależy od odległości planety od gwiazdy macierzystej. Jak widać na tym schemacie:

Planeta A znajduje się bliżej gwiazdy i dlatego tworzy szerszy cień. Jeśli obserwator znajduje się w tym zacienionym regionie daleko, może wykryć planetę A. Planeta B znajduje się dalej od gwiazdy, a zatem jej cień jest węższy. Warto zauważyć, że nawet jeśli obie planety tutaj dzielą dokładnie tę samą płaszczyznę orbitalną, istnieją miejsca, z których można wykryć tylko planetę A i nigdy nie wykryć planety B (patrz zielone strzałki). To jest powód, dla którego mamy skłonność do planet krążących bliżej swojej gwiazdy.

Ten efekt jest w rzeczywistości dość silny: rozważ nasz Układ Słoneczny z perspektywy egzoplanetarnej. Gdybyś znalazł się w losowej gwieździe na niebie, jakie byłyby szanse na dostrzeżenie tranzytu ziemskiego? Okazuje się, że bardziej prawdopodobne jest wykrycie tranzytu Merkurego, nawet jeśli Merkury jest najmniejszą planetą, tylko ze względu na jej bliskość do Słońca. Niedawny artykuł pokazał ten schemat obszarów nieba, w których niektórzy obcy mieszkańcy dostrzegliby tranzyt dla każdej z naszych planet:

$a$

$R_s$$R_p$

$R_p$$R_s$$a$

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

Ta relacja narzuca szereg obserwacyjnych uprzedzeń. Widzimy egzoplanety, które są duże i bliższe ich gwiazdom, ale nie widzimy planet, które są małe i dalej. Właśnie dlatego pierwszymi wykrytymi egzoplanetami są tak zwane gorące Jowisze : gigantyczne planety znacznie bliżej swoich gwiazd niż Merkury od Słońca. Ten schemat pokazuje wszystkie wykrycia egzoplanet wykreślone na podstawie wielkości względem odległości orbity:

Jak widać, małe planety są wykrywalne tylko wtedy, gdy mają bardzo małe orbity wokół swoich gwiazd. Musimy jeszcze znaleźć planetę wielkości Ziemi (dość małą) z 365-dniowym okresem orbitalnym (odległość 1 AU) przy użyciu metody tranzytu. Nie ma powodu sądzić, że jest to reprezentatywne dla ogólnej populacji planet. Czarny obszar fabuły jest prawdopodobnie wypełniony kropkami, ale nasze instrumenty nie mogą jeszcze zbadać tego regionu.

$0.8\;\%$

Prawda jest taka, że ​​liczba ta jest zbyt mała, ponieważ Kepler ma jeszcze kilka stronniczości. Na przykład Kepler potwierdził planety dopiero po wykryciu trzech tranzytów. Ponieważ misja Keplera trwała cztery lata i cztery miesiące, możemy powiedzieć, że w najlepszym przypadku Kepler był w stanie wykryć planetę z okresem orbitalnym trwającym dwa lata i dwa miesiące, ale tak się nie dzieje, ponieważ aby się zdarzyć, tranzyt powinien był zostać wykryty na samym początku misji, w połowie i dokładnie na jej końcu, a ten zbieg okoliczności nie nastąpił. Zatem Kepler nie miał szansy odkryć żadnej planety z okresami dłuższymi niż dwa lata (wystarczające dla Ziemi, ale niewystarczające dla naszego Jowisza), nawet jeśli nachylenie orbity idealnie pasowało do tranzytu. Można się więc spodziewać więcej możliwych tranzytów niż te, które faktycznie przedstawia teleskop Keplera.

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

$0.47\;\%$

Ten rodzaj rozumowania został rozszerzony. Mamy wiele trudności z ich wykryciem, ale jeśli matematycznie modelujesz tę trudność i odpowiadające jej uprzedzenia związane ze znanymi instrumentami i zakładasz losowe konfiguracje, możesz zauważyć, że każde odkrycie daje statystyczną istotność do liczby możliwych planet, które naprawdę tam są . Jest teraz tak wiele detekcji, że w końcu możemy ostatecznie ustalić z statystyczną pewnością, że w naszej galaktyce jest więcej planet niż gwiazd (nawet jeśli sondowaliśmy nieskończenie małą część całej populacji), nawet jeśli tego można się było spodziewać teraz mocne dowody na to dzięki Keplerowi. Oznacza to, że w Drodze Mlecznej może znajdować się około biliona lub więcej roślin. Teraz jesteśmy w stanie ustalić pewne ograniczenia statystyczne dotyczące występowania planet podobnych do Ziemi (krążących w strefie zamieszkiwalnej ich podobnej do Słońca gwiazdy) dzięki Keplerowi. Prawdopodobnie w naszej galaktyce jest około 11 miliardów planet o tych specyfikacjach .

TL; DR

Istnieje o wiele więcej planet niż te, które możemy wykryć za pomocą metody tranzytu, od 10 do 100 razy więcej w zależności od wielkości i okresu obiegu planety, której szukasz.

Tak.

$r/a$$r$$a$

$a/r$

$r \ll a$

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

Ostatnim szczegółem, którego nie można uchwycić prostym równaniem, są szanse na uchwycenie tranzytu z powodu ograniczonej kadencji lub cyklu pracy obserwacji.

Nawet w przypadku misji takiej jak Kepler istnieje limit, gdy czas trwania tranzytu może obejmować tylko jeden lub dwa punkty obserwacyjne i trudno jest rozpoznać tranzyt. To samo oczywiście, jeśli czas trwania misji obejmuje tylko jeden tranzyt, aby natura planety nie mogła zostać potwierdzona.

$a$

Na koniec należy wziąć pod uwagę stosunek sygnału do szumu obserwacji. Mniejsze planety wokół słabszych gwiazd wytwarzają trudniejsze do wykrycia sygnały tranzytowe.

Problemami tymi (i są) można się zająć jedynie poprzez symulacje danych obserwacyjnych.