To szerokie pytanie, które jest dla mnie zbyt szerokie, aby udzielić kompleksowej odpowiedzi. Należy go podzielić na metody dopplerowskie, tranzyty i bezpośrednie obrazowanie; i to zanim przejdziemy do kwestii wykrywania pasów Kuipera, emisji radiowej itp.
Pozostanę na chwilę z tym, co wiem o wykrywaniu planet za pomocą techniki kołysania dopplerowskiego.
Technika Dopplera
m2m1ePi
(2πGP)1/3m2sinim2/31(1−e2)−1/2.
i=90∘i=83∘M≃1.1M⊙
Wyniki są
Planeta | Pół amplituda RV (m / s)
8.3×10−3
8.1×10−2
8.4×10−2
7.5×10−3
11.7
2.6
0.28
0.26
0.51±0.04m / s, a niektóre spektrografy, zwłaszcza przyrządy HARPS, rutynowo zapewniają precyzję poniżej 1 m / s. Zatem Jowisz i Saturn byłyby wykrywalne, Uran i Neptun znajdują się na granicy wykrywalności (pamiętaj, że możesz uśrednić na podstawie wielu obserwacji RV), ale planety lądowe nie zostałyby znalezione (wykrywanie Ziemi wymagałoby dokładności poniżej 10 cm / s. Pamiętaj także, że słabsze sygnały musiałyby zostać wykopane z większych sygnałów z powodu planet podobnych do Jowisza i Saturna.
∼5
Obraz ilustrujący sytuację można uzyskać ze strony internetowej exoplanets.org, do której dodałem linie przybliżające gdzie półamplitudy RV byłyby dla precyzji 10 m / si 1 m / s (przy założeniu masy Alpha Cen A i okrągłe orbity). Oznacziłem na Ziemi, Jowiszu i Saturnie. Zauważ, że kilka obiektów odkryto poniżej linii 1 m / s. Zwróć także uwagę na brak planet między liniami od 1 do 10 m / s z okresami dłuższymi niż kilka lat - niedawny wzrost czułości musi jeszcze przełożyć się na odkrycia mniejszej masy, dłuższe okresy egzoplanet.
Podsumowując: tylko Jowisz zostałby dotychczas znaleziony techniką dopplerowską.
Techniki tranzytowe
Dodam też kilka komentarzy na temat techniki tranzytu. Wykrywanie tranzytu działa tylko wtedy, gdy egzoplanety krążą tak, że przecinają się przed gwiazdą. Tak wysokie nachylenie jest obowiązkowe. Ktoś, kto jest lepszy w sferycznej trygonometrii, powinien wykorzystać opublikowane dane dotyczące układu słonecznego, aby obliczyć, ile (i które) planet przechodzi w bardzo optymalnej orientacji. Biorąc pod uwagę, że planety mają nachylenie orbity z rozproszeniem kilku stopni, wówczas prosta trygonometria i porównanie z promieniem słonecznym mówi, że orbity te zasadniczo nie wszystkie przechodzą dla określonego kąta widzenia. W rzeczywistości wiele odkrytych przez Keplera układów wielokrotnego transportu jest znacznie „bardziej płaskich” niż układ słoneczny.
Satelita Keplera jest w stanie wykryć bardzo małe planety tranzytowe dzięki bardzo wysokiej precyzji fotometrycznej (spadek strumienia jest proporcjonalny do pierwiastka kwadratowego promienia egzoplanety). Poniższy obraz, przedstawiony przez zespół NASA Kepler (obecnie nieco nieaktualny), pokazuje, że odkryto kandydatów planetarnych, których rozmiary są mniejsze niż na Marsie. Są one jednak na krótkich okresach, ponieważ sygnał tranzytowy musi być widziany wiele razy, a Kepler bada tę plamę nieba przez około 2,5 roku (kiedy ta fabuła została wyprodukowana).
Z tego punktu widzenia prawdopodobnie Wenus byłaby widziana, ale żadnej innej planety nie udało się potwierdzić.
Jest jednak zmarszczka. Alpha Cen A jest zdecydowanie zbyt jasny dla tego rodzaju badań i o wiele jaśniejszy niż gwiazdy Keplera. Będziesz musiał zbudować specjalny instrument lub teleskop, aby szukać tranzytów wokół bardzo jasnych gwiazd. Niektóre z tych prac zostały wykonane na podstawie badań naziemnych (głównie w poszukiwaniu gorących Jowisza). Nowy satelita o nazwie TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, wystrzelony w kwietniu 2018 r.) To dwuletnia misja skupiona na poszukiwaniu małych planet (wielkości Ziemi i większych) wokół jasnych gwiazd. Jednak większość jego celów (w tym Alpha Cen) obserwuje się tylko przez 1-2 miesiące, więc tylko wewnętrzne części ich układów planetarnych zostaną zbadane.
