Kepler-satelliitin havainnot ovat lisänneet tietämystään tähdistä ja niiden kiertävistä planeetoista, mikä on tuottanut yli 100 vahvistettua planeettaa ja noin 3 000ehdokkaita. Kuitenkin kiertävät planeetat eivät välttämättä ole lähde näistä havainnoista.
'Taivaalla on monia asioita, jotka voivat tuottaa läpikulkumaisia signaaleja, jotka eivät ole planeettoja, ja siksi meidän on oltava varmoja tunnistamaan, mikä Keplerin havaitsema planeetta todella on', Stephen Bryson kertoi Universe Todaylle. NASA Ames Research Centerin tutkijat Bryson ja Jon Jenkins (myös SETI-instituutissa) ovat johtavia kirjoittajia. uusi paperi jonka tarkoituksena on tunnistaa Keplerin havaitsemat pseudoplaneetat.
Keplerin kirkkausmittauksissa tähdelle (valokäyrä) esiintyvät pienet pimennykset voivat olla osoitus siitä, että kiertävä planeetta estää valon isäntätädeltään (katso kuva alla). Tietyissä olosuhteissa binääritähdet voivat kuitenkin jäljitellä tätä allekirjoitusta.
Ajatellaanpa Kepler-kohdetta, joka on todellisuudessa sattuma superpositio kirkkaalle tähdelle ja himmeämmin pimenevälle binäärijärjestelmälle, jolloin kohteet sijaitsevat eri etäisyyksillä tähtäysviivalla. Alla oleva kuva havainnollistaa, että niiden yhdistetty valo voi tuottaa valokäyrän, joka on samanlainen kuin kulkeva planeetta. Kirkas etualalla oleva tähti laimentaa binäärijärjestelmän tuottamia tyypillisesti suuria pimennyksiä.
Vasemmalla on läpikulkuplaneetan sisältävän tähden valokäyrä, jolloin planeetta estää pienen osan isäntätähden valosta (kuva: Institute for Astronomy, Manoan Havaijin yliopisto). Totta, etualalla olevan kirkkaan tähden ja heikommin pimentävän binäärijärjestelmän yhdistetty valo voi jäljitellä kulkevaa planeettaa (kuvan luotto: kartta ja kokoonpano, D. Majaess – rajattu tähtigrafiikka kohteesta Collier Cameron 2012 , Luonto).
'Suurin osan ajasta nämä pimentävät binääriteivät ole täsmälleen kohdakkainkohdetähteemme kanssa', Bryson lisäsi, 'ja voimme tutkia pikseleitä huolellisesti selvittääksemme, että siirtosignaalin sijainti ei ole kohdetähti.' Ryhmä kehitti algoritmeja pseudoplaneettojen tunnistamiseksi, kun tähdet erotetaan yksittäin. Valheellisten planeettojen havainnointien merkitseminen on tärkeää, koska ehdokkaita on useita, mutta tarkkailuaika on kuitenkin rajallinen seurantatoimiin.
Tiimi on jalostellut näitä algoritmeja satelliitin tuntemuksenapaikan päälläkäyttäytyminen lisääntyy. 'Näitä algoritmeja on kehitetty ja käytetty viimeisten neljän vuoden aikana. Jotkut paperin tekniikoiden yksityiskohdat ovat uusia ja tulevat näkyviin Keplerin [ohjelmistokäsittelyn] putkilinjan tuleviin versioihin', Bryson sanoi.
Jos samaan pikseliin putoaa useita tähtiä, Kepler ei kuitenkaan erottele niitä erikseen, ja niiden läsnäolon päättelemiseen tarvitaan erillinen lähestymistapa. Harkitse alla olevassa kuvassa korostettua esimerkkiä, jossa Kepler ei pystynyt ratkaisemaan useita tähtiä, mutta ne näkyvät korkeamman resoluution kuvissa. Asiaa pahentaa osittain, koska Keplerin avaruudellinen resoluutio ei ole optimaalinen, jolloin useat tähdet voivat sekoittua yhdeksi esineeksi. Sitä vastoin tietyt maassa sijaitsevat teleskoopit voivat saavuttaa ~ 20 kertaa Keplerin avaruudellisen resoluution adaptiivinen optiikka toteutetaan.
Korkearesoluutioiset kuvat (oikea paneeli) voivat paljastaa tähdet, jotka eivät olleet erottuneet pienemmän resoluution kuvissa (vasen paneeli, esim. Kepler). Ratkaisemattomat tähdet laimentavat läpikulkuplaneettojen aiheuttamia pimennyksiä ja voivat joissain tapauksissa vääristää johdettuja parametreja voimakkaasti (kuvan hyvitys: oikea paneeli alkaen Adams et ai. 2012 , arXiv/AJ – vasen paneeli, kuva on sumennettu, jotta saadaan pienemmän resoluution välähdys kohteesta, kokoonpano D. Majaess).
Adams et ai. 2012 saatu korkearesoluutioisia kuvia 90 Kepler-kohteesta, joista yksi on korostettu yllä. Tämä ryhmä totesi, että 'Lähikumppanit … ovat erityisen huolestuttavia … [90 tutkitusta Kepler-kohteesta] 20 prosentilla on vähintään yksi kumppani [puolessa Kepler-pikselissä].' Korkearesoluutioiset kuvat hankittiin kautta MMT-observatorio (näkyy alla) ja Palomar Hale-200 tuuman teleskooppi.
On selvää, että resoluutioongelma tulee akuutimmaksi, kun tarkkaillaan rikkaita tähtikenttiä (suuritiheyksisiä), kuten lähellä galaksimme tasoa.
'Taustapimennyksen binäärit muodostavat jopa 35 % kaikista planeetan kaltaisista kulkusignaaleista, kun katsomme Linnunradan lähelle, koska taustalla on monia tähtiä', Bryson kertoi Universe Todaylle. 'Kun katsomme pois Linnunradalta, taustaa peittävien binäärien osuus putoaa noin 10 prosenttiin kaikista planeetan kaltaisista kulkusignaaleista, koska kaikentyyppisiä taustatähtiä on paljon vähemmän.'
Keplerin karkeamman resoluution osalta Bryson kuitenkin korosti, että '[se on] odotettavissa näin suurella kenttäteleskooppilla'. Keplerin suuri kenttä on varmasti edullinen, koska sen avulla satelliitti voi tarkkailla 100 000+ tähteä yli 100 neliöasteen kentällä.
The adaptiivinen optiikka (AO) järjestelmä MMT-observatorio tarjoaa tähtitieteilijöille korkearesoluutioisia kuvia, joiden avulla he voivat etsiä Kepler-planeettaehdokkaiden läheisyydestä saastuneita tähtiä (kuvan luotto: Thomas Stalcup, VAKOJAT ).
Radiaalinopeusmittaukset ovat ihanteellinen tapa arvioida planeettaehdokkaita (ja auttaa tuottamaan massaa). Tiedot ovat olennaisia siitä lähtien spektrissä tapahtuu nopeusmuutoksia isäntätähdestä planeetan painovoiman vuoksi. Kuitenkin, Adams et ai. 2012 Huomaa, että 'Monilla näistä kohteista ei ole … säteittäisen nopeuden mittauksia, koska havainnointiaikaa tarvitaan, erityisesti pienille planeetoille suhteellisen himmeiden tähtien ympärillä. Toista menetelmää tarvitaan tällaisten planeettojen vahvistamiseksi… Korkearesoluutioiset kuvat ovat siten olennainen osa kaikkia kuljetusten seurantaohjelmia.
Ratkaisemattomien tähtien tunnistaminen on ratkaisevan tärkeää vielä toisesta syystä. Huomaa, että kulkevalle planeetalle määritetyt perusparametrit riippuvat osittain isäntätähden valon hämärästä osasta (pimennyssyvyydestä). Jos kuitenkin on olemassa useita ratkaisemattomia tähtiä, ne vaikuttavat kokonaiskirkkauteen, ja näin ollen havaittu planeetanpimennys laimenee ja aliarvioituu (katso kuva 2 yllä). Todellakin, Adams et ai. 2012 Huomaa, että 'Lähellä oleviin [saastuviin] tähtiin perustuvat planetaaristen parametrien korjaukset voivat vaihdella muutamasta kymmeniin prosenttiin, mikä tekee korkearesoluutioisista kuvista tärkeän työkalun muiden löydettyjen maailmojen todellisen koon ymmärtämisessä.'
K00098:n tapaus on erinomainen esimerkki, joka korostaa ratkaisemattomien saastuttavien tähtien tunnistamisen tärkeyttä. K00098:ssa on kaksi melko kirkasta tähteä, jotka olivat ratkaisemattomia ja tuntemattomia ennen korkearesoluutioisten kuvien hankintaa. Tämän seurauksena aiemmin määritetyt parametrit tämän tähden kauttakulkuplaneetalle olivat virheellisiä. K00098, Adams et ai. 2012 huomautti, että 'K00098:n osalta [pimennyssyvyyden] laimennus oli huomattava: [planeetan] säde kasvoi 10 %, massa 60 % … ja tiheys muuttui 25 % [julkaistusta]. Ilman korkearesoluutioisia kuvia olisimme saaneet erittäin epätarkan kuvan tästä planeettasta.
Matala- ja korkearesoluutioisia kuvia galaksin tähdistä M33 . Matalaresoluutioisessa kuvassa havaittu kirkas kohde on itse asiassa useita tähtiä, kuten korkeamman resoluution kuva (oikealla) osoittaa. Samanlainen vaikutus ilmenee, kun verrataan Kepleriä (alempi resoluutio) ja TO kuvat (korkearesoluutioinen). Yksi Kepler-kohde voi itse asiassa muodostaa useita tähtiä, jotka nähdään tähtäyslinjalla (kuvan luotto: Mochejska et ai. 2001 , arXiv).
Muuten, ratkaisemattomista tähdistä tuleva valo, jota ei ole havaittu, ei ole vain ongelma eksoplaneettojen tutkimuksissa. Ongelma on varsin ajankohtainen tutkittaessa kosmisen etäisyyden mittakaavaa ja Hubble-vakiota (universumin laajenemisnopeus). Harkitse yllä olevia kuvia, joissa on sama kenttä M33 . Vasemmalla oleva kuva on maanpäällisestä laitoksesta, kun taas oikealla näkyvä korkearesoluutioinen kuva on Hubble-avaruusteleskoopista (HST). Kirkkain tähti kuvan keskellä on a Kefeidi muuttuva tähti , joka on sykkivä tähti, jota käytetään määrittämään etäisyyksiä galakseihin. Näitä etäisyyksiä puolestaan käytetään myöhemmin Hubble-vakion määrittämiseen. HST-kuva paljastaa tähdet, jotka ovat ratkaisemattomia maan päällä olevassa kuvassa, ja siten havainnosta päätelty etäisyys vaarantuu, koska kefeidi näyttää (harhaanjohtavasti) kirkkaammalta kuin sen pitäisi olla.
'Sekoitus [esim. ratkaisemattomien tähtien aiheuttama lisävalo] johtaa systemaattisesti pieniin etäisyyksiin HST:llä havaittuihin galakseihin ja siten järjestelmällisesti korkeisiin Hubble-vakion arvioihin', huomautti. Mochejska et ai. 2004 . Meneillään on kuitenkin keskustelu tällaisen vaikutuksen tärkeydestä ( Ferrarese et ai. 2000 , Mochejska et ai. 2001 ).
Kaiken kaikkiaan monet ryhmät kehittävät menetelmiä pseudoplaneettojen tunnistamiseksi Kepler-tietokannasta. Koska planeettaehdokkaan vahvistamiseen tarvitaan suuri otos ja huomattava aikainvestointi: tällaiset ponnistelut ovat tärkeitä (esim. Bryson et ai. 2013 ). Kepler-operaation tiedot ovat auttaneet ymmärtämään tähtiä ja niitä kiertäviä planeettoja, ja lisää on vielä tulossa.Jos haluat auttaa Kepler-tiimiä tunnistamaan planeettoja muiden tähtien ympäriltä: liity Planeetan metsästäjät kansalaistieteen projekti.
The Bryson et ai. 2013 havainnot on toimitettu PASP vertaisarviointia varten, ja esipainos on saatavilla osoitteessa arXiv . Tutkimuksen mukana kirjoittajat ovat J. Jenkins, R. Gilliland, J. Twicken, B. Clarke, J. Rowe, D. Caldwell, N. Batalha, F. Mullally, M. Haas ja P. Tenenbaum. Kiinnostunut lukija, joka haluaa lisätietoa, löytää seuraavat oleelliset: Adams et ai. 2012 , Collier Cameron 2012 (esim. muissa skenaarioissa, jotka voivat jäljitellä kulkevan planeetan valokäyrää) Outoja uudet maailmat: ulkomaalaisten planeettojen ja aurinkokuntamme ulkopuolella olevan elämän etsintä ' kirjoittanut Ray Jayawardhana ' Distant Wanderers: The Search for Planets Beyond the Solar System ” kirjoittanut Bruce Dorminey. Katso keskustelua siitä, kuinka ratkaisemattomista lähteistä tuleva valo vaikuttaa kosmisen etäisyyden asteikkoon Mochejska et ai. 2004 (ja päinvastaisesta näkökulmasta ja myöhemmästä vastalauseesta: Ferrarese et ai. 2000 , Mochejska et ai. 2001 ).