الفلك

كيفية إزالة تأثيرات السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية من أطياف النجم المضيف؟

كيفية إزالة تأثيرات السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية من أطياف النجم المضيف؟

لدي أطياف من قزم M وأود إزالة تأثيرات إزاحة دوبلر بسبب كوكب خارجي معروف ، مع معلمات كوكبية معروفة ، من أطياف النجم بأكملها. لقد قمت بتحويل / تصحيح الأطياف الخاصة بالسرعة الشعاعية للنجم نفسه على طول خط الرؤية ولكني لست متأكدًا من كيفية تغييره / تصحيحه لتمايل النجم حول مركز كتلة مشترك بسبب كوكب يدور حوله. هل يمكن لاحد المساعدة رجاءا؟


كيفية إزالة تأثيرات السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية من أطياف النجم المضيف؟ - الفلك

كل ما نعرفه تقريبًا عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية حتى الآن يأتي من علم الفلك البصري. بينما يُتوقع أن يكون الشفق الكواكب خارج المجموعة الشمسية ساطعًا عند الترددات الراديوية المنخفضة (& lt1 جيجا هرتز) ، فإننا نأخذ في الاعتبار تأثير عبور كوكب خارج المجموعة الشمسية على الانبعاثات الراديوية من النجم المضيف. نظرًا لأن الانبعاثات الراديوية من النجوم الشبيهة بالشمس تتركز في المناطق النشطة ، فإن الكوكب الذي يخفي بقعة نجمية يمكن أن يتسبب في عبور عميق بشكل غير متناسب والذي يجب اكتشافه باستخدام مصفوفات الراديو الرئيسية قيد التطوير حاليًا ، مثل مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA). نحسب حساسية القياس الإشعاعي لمراحل ومكونات SKA ، ووجدنا أن SKA2-Mid يمكن أن يتوقع اكتشاف العبور حول أقرب النجوم الشبيهة بالشمس والعديد من الأقزام الرائعة. سوف يتأثر شكل منحنى الضوء الإشعاعي هذا بالتلألؤ والانعكاس من الغلاف المغناطيسي للكوكب وبالتالي تشفير معلمات الغلاف المغناطيسي. علاوة على ذلك ، ستسبر عمليات العبور هذه أيضًا توزيع النشاط النجمي عبر سطح النجم ، وستساعد في إزالة التلوث من النشاط النجمي على أطياف إرسال الكواكب الخارجية وأطياف السرعة الشعاعية. وبالتالي فإن نافذة الراديو هذه على الكواكب الخارجية ونجومها المضيفة هي مكمل قيِّم للأدوات البصرية الموجودة.


جميع رموز تصنيف Science Journal (ASJC)

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

كتيب الكواكب الخارجية. Springer International Publishing ، 2018. ص. 619-631.

مخرجات البحث: فصل في كتاب / تقرير / إجراء المؤتمر ›فصل

T1 - السرعات الشعاعية كطريقة لاكتشاف الكواكب الخارجية

N2 - تقنية السرعة الشعاعية الدقيقة هي حجر الزاوية في علم الفلك خارج المجموعة الشمسية. يقيس علماء الفلك تحولات دوبلر في السمات الطيفية للنجم ، والتي تتعقب تسارع الجاذبية على خط البصر لنجم بسبب الكواكب التي تدور حوله. تعود جذور هذه الطريقة إلى علم الفلك الثنائي للنجوم ، ويمثل اكتشاف الكواكب الخارجية الحد الأدنى للكتلة المصاحبة لهذا التطبيق. يتطلب هذا الحد التحكم في العديد من التأثيرات ذات الحجم الأكبر بكثير من الإشارة المطلوبة: يجب طرح حركة التلسكوب ، ويجب معايرة الأداة ، ويجب تخفيف أو تصحيح إزاحة دوبلر الزائفة "الارتعاش". شكلين أساسيين للمعايرة الآلية هما طيف الطيف الثابت وطرق امتصاص الخلايا ، الأول هو المسار الذي يسلكه الجيل التالي من أجهزة الطيف. يمكن أن تكون تحولات دوبلر الزائفة والواضحة بسبب الحركة غير المركزية للكتلة (الارتعاش) نتيجة نشاط مغناطيسي نجمي أو حركات ضوئية وتحبيب. توجد العديد من استراتيجيات التجنب والتخفيف والتصحيح ، بما في ذلك التحليل الدقيق لأشكال الخطوط والاعتماد على الطول الموجي للسرعة الشعاعية.

AB - تقنية السرعة الشعاعية الدقيقة هي حجر الزاوية في علم الفلك خارج المجموعة الشمسية. يقيس علماء الفلك تحولات دوبلر في السمات الطيفية للنجم ، والتي تتعقب تسارع الجاذبية على خط البصر لنجم بسبب الكواكب التي تدور حوله. تعود جذور هذه الطريقة إلى علم الفلك الثنائي للنجوم ، ويمثل اكتشاف الكواكب الخارجية الحد الأدنى للكتلة المصاحبة لهذا التطبيق. يتطلب هذا الحد التحكم في العديد من التأثيرات ذات الحجم الأكبر بكثير من الإشارة المطلوبة: يجب طرح حركة التلسكوب ، ويجب معايرة الأداة ، ويجب تخفيف أو تصحيح إزاحة دوبلر الزائفة "الارتعاش". شكلين أساسيين للمعايرة الآلية هما طيف الطيف الثابت وطريقة خلايا الامتصاص ، الأول هو المسار الذي يسلكه الجيل التالي من أجهزة الطيف. يمكن أن تكون تحولات دوبلر الزائفة والواضحة بسبب الحركة غير المركزية للكتلة (الارتعاش) نتيجة نشاط مغناطيسي نجمي أو حركات ضوئية وتحبيب. توجد العديد من استراتيجيات التجنب والتخفيف والتصحيح ، بما في ذلك التحليل الدقيق لأشكال الخطوط والاعتماد على الطول الموجي للسرعة الشعاعية.


كيفية إزالة تأثيرات السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية من أطياف النجم المضيف؟ - الفلك

سياق الكلام. الثنائية هي ظاهرة منتشرة حول النجوم من النوع الشمسي ، بما في ذلك النجوم المضيفة للكواكب خارج المجموعة الشمسية.
الأهداف: لقد أجرينا دراسة تفصيلية لستة أنظمة كوكبية عابرة ذات نجوم ساطعة نسبيًا قريبة بما يكفي للتأثير على ملاحظات هذه الأنظمة. تم تمييز هذه الملوثات في عمل مصاحب.
الطرق: استخدمنا الأطياف النظرية لنشر نسب الضوء المرصودة في النطاق K في نطاقات المرور الضوئية المستخدمة لمراقبة هذه الأنظمة. تم تحليل منحنيات الضوء مع مراعاة الضوء الملوث وعدم اليقين. قدمنا ​​وطبقنا طريقة لتصحيح سعة سرعة النجوم المضيفة لوجود ضوء ملوث.
النتائج: حددنا الخصائص الفيزيائية لستة أنظمة (WASP-20 و WASP-70 و WASP-8 و WASP-76 و WASP-2 و WASP-131) أثناء احتساب الضوء الملوث. في حالة WASP-20 ، تختلف الخصائص الفيزيائية المقاسة اختلافًا كبيرًا بالنسبة للسيناريوهات الثلاثة التي تم أخذها في الاعتبار: تجاهل الثنائية ، وعبور الكوكب بنجم أكثر سطوعًا ، وعبور الكوكب نجمًا باهتًا. في الحالات الخمس الأخرى ، تكون نتائجنا مشابهة جدًا لتلك التي تم الحصول عليها عند إهمال الضوء الملوث. استخدمنا نتائجنا لتحديد عوامل التصحيح المتوسطة لنصف قطر الكوكب ، X R⟩ ، الكتلة ، ⟨X M⟩ ، والكثافة ، ⟨X ρ⟩ ، الناتجة عن الأجسام القريبة. نجد ⟨X R⟩ = 1.009 ± 0.045 ، وهي أصغر من قيم الأدبيات لأننا كنا قادرين على رفض احتمال أن يدور الكوكب حول النجم الخافت في جميع الحالات باستثناء حالة واحدة. نجد ⟨X M⟩ = 1.031 ± 0.019 ، وهو أكبر من ⟨X R⟩ بسبب قوة تأثير الضوء الملوث على قياسات السرعة الشعاعية للنجم المضيف. نجد ⟨X ρ⟩ = 0.995 ± 0.046: يرجع الحجم الصغير لهذا التصحيح إلى تأثيرين: التصحيحات على نصف قطر الكوكب والكتلة تلغي جزئيًا وبعض النجوم القريبة قريبة بما يكفي لتلويث منحنيات الضوء للنظام ولكن ليس نصف قطري سرعات النجم المضيف. يمكن تطبيق هذه التصحيحات على عينات من كواكب المشتري الساخنة العابرة لإزالة التحيزات الناتجة عن تلوث الضوء إحصائيًا.
الاستنتاجات: نستنتج أن ثنائية النجوم المضيفة للكواكب مهمة للعدد الصغير من كواكب المشتري الحارة العابرة بنجم قريب شديد السطوع وقريبًا ، ولكن لها تأثير ضئيل فقط على الدراسات على مستوى السكان لهذه الأجسام.

بناءً على الملاحظات التي تم جمعها في المنظمة الأوروبية للبحوث الفلكية في نصف الكرة الجنوبي في إطار برامج ESO 098.C-0589 (A) و 099.C-0155 (A).


طريقة السرعة الشعاعية: الآفاق الحالية والمستقبلية

حتى الآن ، أكدنا وجود أكثر من 1500 كوكب خارج المجموعة الشمسية ، مع وجود أكثر من 3300 كوكب مرشح آخر في انتظار التأكيد. تم العثور على هذه الكواكب بطرق مختلفة (انظر الشكل 1). الأكثر نجاحًا حاليًا هما: طريقة العبور و ال طريقة السرعة الشعاعية. الأول يقيس التعتيم الدوري للنجم عندما يمر كوكب يدور أمامه ، ويميل إلى العثور على كواكب ذات نصف قطر كبير لفترة قصيرة. يعمل هذا الأخير على النحو التالي: عندما يدور كوكب حول نجمه المضيف ، يقوم الكوكب بسحب النجم المضيف مما يتسبب في تحرك النجم في مداره الصغير. يمكن اكتشاف هذه الحركة المتذبذبة - التي تزداد مع زيادة كتلة الكوكب - على أنها تحولات طفيفة في أطياف النجم. لقد وجدنا للتو كوكبًا.

ومع ذلك ، في سعينا للعثور على المزيد من الكواكب الخارجية ، أين نستثمر وقتنا وأموالنا؟ هل نختار طريقة على أخرى؟ أم ننشر جهودنا ونسعى جاهدين للنهوض بها جميعًا في وقت واحد؟ كيف نقيم كيف يعمل كل منهم وكيف نبدأ حتى؟ هنا من المفيد اتخاذ موقف ، واتخاذ بعض القرارات حول كيفية المضي قدمًا ، وتحديد أهداف واقعية وقابلة للتحقيق ، وتحديد مسار للمضي قدمًا يمكن لمجتمع الكواكب الخارجية الموافقة على اتباعه.

شكل 1: الكواكب المؤكدة حاليًا (اعتبارًا من ديسمبر 2014) ، تظهر كتل الكواكب كدالة للفترة. حتى الآن ، تعد طريقة السرعة الشعاعية (باللون الأحمر) وطريقة العبور (باللون الأخضر) من أكثر تقنيات اكتشاف الكواكب نجاحًا. تشمل الطرق الأخرى: العدسة الدقيقة ، والتصوير ، وتغيرات توقيت العبور ، وتعديل السطوع المداري. الشكل 42 من التقرير.

للقيام بذلك بشكل فعال ، والتأكد من أن نحن مجتمع كوكب خارج المجموعة الشمسية لديه خطة ، برنامج ناسا لاستكشاف الكواكب الخارجية (ExEP) يعين ما يسمى ب برنامج مجموعة التحليل (ExoPAG). هذه المجموعة مسؤولة عن تنسيق مدخلات المجتمع في تطوير وتنفيذ أهداف ناسا للكواكب الخارجية ، وتعمل كمنتدى لتحليل أولوياتها لاستكشاف الكواكب الخارجية في المستقبل. يتم تنفيذ معظم أعمال ExoPAG في عدد من مجموعات تحليل الدراسة (SAGs). تركز كل مجموعة على موضوع واحد محدد للكواكب الخارجية ، ويرأسها بعض العلماء البارزين في الموضوع الفرعي المقابل. تشمل هذه الموضوعات: مناقشة المهام الرئيسية المستقبلية ، وتوصيف الغلاف الجوي للكواكب الخارجية ، وتحليل تقنيات الكشف الفردية ومستقبلها. يتم الاحتفاظ بقائمة شاملة لمختلف SAGs هنا.

ركز أحد SAGs جهوده على تحليل الآفاق الحالية والمستقبلية لطريقة السرعة الشعاعية. نشرت المجموعة مؤخرًا تقريرًا تحليليًا يناقش الوضع الحالي لتقنية السرعة الشعاعية ، ويوصي بخطوات مستقبلية نحو زيادة حساسيتها. يلخص Astrobite اليوم هذا التقرير.

يمكن تقسيم الأسئلة التي درستها SAG تقريبًا إلى ثلاث فئات:

1-2: حساسية الكشف عن السرعة الشعاعية محدودة بشكل أساسي بفئتين من التأثيرات المنهجية. أولاً ، من خلال استقرار الجهاز طويل المدى ، وثانيًا ، من خلال المصادر الفيزيائية الفلكية تقطع.

3: يتطلب العثور على الكواكب بتقنية السرعة الشعاعية كميات كبيرة من وقت المراقبة. لذلك علينا أن نحسب التلسكوبات المتاحة وكيف نصمم مسوحات السرعة الشعاعية الفعالة.

لن نتحدث كثيرًا عن الفئة الأخيرة في هذا النجم. ولكن ، دعنا نتعمق في الأمرين السابقين.

أهداف الأجهزة

لا توجد أداة مثالية. جميع الأدوات لديها شيء يحد من حساسيتها في نهاية المطاف. يمكننا إجراء قياسات أكثر حساسية باستخدام المسطرة إذا جعلنا علامات التجزئة أكثر كثافة. اجعل علامات التجزئة كثيفة للغاية ، ولا يمكننا التمييز بينها. حساسيتنا محدودة.

الأدوات الفلكية التي تقيس السرعات الشعاعية - تسمى أجهزة قياس الطيف - محدودة أيضًا في الحساسية. يتم التحكم في حساسيتهم إلى حد كبير بمدى ثباتهم على مدى فترات طويلة من الزمن. تتسبب العوامل البيئية المختلفة - مثل الاهتزازات الميكانيكية والتغيرات الحرارية وتغيرات الضغط - في حدوث تحولات غير مرغوب فيها في الأطياف النجمية ، والتي يمكن أن تتنكر كإشارة سرعة شعاعية. قلل مثل هذه الاختلافات ، واعمل على تصحيح —أو معايرة- الإشارات غير المرغوب فيها التي تسببها ، ونزيد من الحساسية. ليست مهمة سهلة.

الشكل 2: تم اكتشاف كتل من الكواكب بتقنية السرعة الشعاعية كدالة في سنة اكتشافها. يتم العثور على المزيد من الكواكب كل عام جنبًا إلى جنب مع زيادة حساسية الأجهزة. بالنسبة للكواكب العابرة ، يتم رسم الكتل الفعلية ، وإلا يتم رسم الحد الأدنى من الكتلة. الشكل 43 من التقرير.

ومع ذلك ، يمكن القيام بذلك ، ونحن نتحسن فيه. يوضح الشكل 2 أننا نعثر على كواكب أخف وأخف وزنا - جنبًا إلى جنب مع زيادة حساسية الجهاز: نحن قادرون على اكتشاف الحركات المتذبذبة الأصغر والأصغر. تعتبر أجهزة الطيف الحديثة الحالية ، في المستوى البصري ، حساسة لحركات متذبذبة تصل إلى 1 م / ث ، وأسوأ قليلاً (1-3 م / ث) في الأشعة تحت الحمراء القريبة. لوضع الأشياء في منظورها الصحيح ، تتأرجح الأرض 9 سم / ثانية على الشمس. وبالتالي ، للعثور على نظائر الأرض الحقيقية ، نحتاج إلى أدوات حساسة لبضعة سنتيمترات. لاحظ مؤلفو التقرير أن تحقيق دقة للأداة من 10 إلى 20 سم / ثانية أمر واقعي في غضون بضع سنوات - حتى أن بعض هذه الأدوات يتم تطويرها أثناء حديثنا. ينصح المؤلفون بشدة بمزيد من الدفع على أجهزة قياس الطيف من الجيل التالي ، فهم يدعمون مسارًا نحو إيجاد نظائر الأرض.

أهداف العلوم

ومع ذلك ، فإن وجود مطياف مثالي ، بدقة تامة ، لن يحل المشكلة برمتها. هذا يرجع إلى ارتعاش نجمي: يمكن للنجم نفسه أن ينتج إشارات يمكن تفسيرها خطأً على أنها كواكب. إن حساسيتنا أو دقتنا النهائية مقيدة بفهمنا المادي للنجوم التي نلاحظها.

ينشأ الارتعاش النجمي من مصادر مختلفة. للمصادر نطاقات زمنية مختلفة ، تتراوح بين الدقائق والساعات (على سبيل المثال. تحبيب) ، إلى أيام وشهور (على سبيل المثال البقع النجمية) ، وحتى سنوات (على سبيل المثال دورات النشاط المغناطيسي). يعطي الشكل 3 نظرة عامة جيدة على المصادر الرئيسية للاهتزاز النجمي. العديد من المصادر مفهومة ، ويمكن التخفيف من حدتها (المربعات الخضراء) ، لكن الإشارات الأخرى لا تزال تشكل مشاكل (المربعات الحمراء) ، وتتطلب المزيد من العمل. يتم حل المربعات الزرقاء بشكل أو بآخر. نود أن نرى المزيد من الصناديق الخضراء.

الشكل 3: رسم تخطيطي نظرة عامة على الارتعاش النجمي الذي يؤثر على قياسات السرعة الشعاعية. لاحظ النطاقات الزمنية المختلفة. تشير المربعات الخضراء إلى مشكلة مفهومة ، لكن المربعات الحمراء تتطلب مزيدًا من العمل. المربعات الزرقاء في مكان ما بينهما. الشكل 44 من التقرير.

طريقة السرعة الشعاعية هي إحدى الطرق لاكتشاف وتمييز الكواكب الخارجية. في هذا التقرير ، تقوم إحدى مجموعات تحليل الدراسة التابعة لناسا و # 8217 بتقييم الحالة الحالية للطريقة. علاوة على ذلك ، مع مدخلات من مجتمع الكواكب الخارجية ، تناقش المجموعة التوصيات للمضي قدمًا ، للتأكد من أن هذه الطريقة لا تزال طريقة العمود الفقري في العثور على الكواكب الخارجية وتوصيفها. سيشمل ذلك مراصد مجدولة بكفاءة ، واستثمارات كبيرة في تطوير التكنولوجيا (انظر هنا قائمة كبيرة من أجهزة الطيف الحالية والمستقبلية) ، وتحليل البيانات وفي فهمنا للفيزياء الفلكية وراء الارتعاش النجمي. من خلال هذه الجهود ، نتخذ خطوات نحو اكتشاف وتوصيف نظائر الأرض الحقيقية.

الإفصاح الكامل: مستشاري هو أحد مؤلفي تقرير الورقة البيضاء SAG. اخترت تغطيتها هنا لسببين. أولاً ، أردت أن أعمق بصيرتك في هذا المجال الفرعي المثير ، وثانيًا ، أنا أيضًا.


عوالم الأطفال

يبلغ عمر الكواكب في نظامنا الشمسي حوالي 4.5 مليار سنة ، مما يعني أنه ليس لدينا سوى آثار أدلة لما كانت عليه عندما تشكلت لأول مرة. لفهم كيفية تشكل نظامنا الشمسي ، يبحث علماء الفلك عن أنظمة النجوم حديثة الولادة ، بما في ذلك الكواكب الصغيرة.

يحدد الباحثون موقع هؤلاء الأطفال من خلال إيجاد فجوات في أقراص الكواكب الأولية للمادة حول النجوم حيث تولد الكواكب. تكشف الكتل والمدارات والتركيبات الكيميائية للكواكب الجديدة كيف تتطور وتنتج في النهاية أنظمة الكواكب الخارجية التي نلاحظها حول المجرة.


بحث

المشروع الحالي: تقدير الكتلة عن طريق نمذجة السرعة الشعاعية

يتضمن مشروعي الحالي نمذجة كتلة كوكب خارج المجموعة الشمسية من خلال ملاحظات السرعة الشعاعية (قياسات مدى سرعة تحرك النجم المضيف نحو أو بعيدًا عن المراقبين). تسمى هذه الطريقة أحيانًا "طريقة التذبذب" ، حيث يبحث المراقبون عن تذبذبات صغيرة في حركة النجم لاكتشاف الجذب الثقالي لكوكب يدور في المدار. يخبرك تردد هذا التذبذب بالدورة المدارية للكوكب ، بينما يخبرك اتساع التذبذب بكتلة الكوكب. عندما تكون الإشارة صغيرة جدًا مقارنة بالضوضاء الصادرة عن النجم ، فإن تقنيات الاستخراج والنمذجة المتقدمة مطلوبة لاكتشاف وتحليل الإشارة من الكوكب.

أغسطس 2016 - فبراير 2018: التحقق من صحة الكواكب الخارجية

التحقق من صحة الكواكب الخارجية هو عملية تحديد احتمالية وجود كوكب خارج المجموعة الشمسية مرشح. بمعنى آخر ، التحقق من الصحة هو كيفية فرز الكواكب الخارجية الحقيقية من الكواكب المزيفة. توجد الكواكب الخارجية بشكل شائع باستخدام طريقة العبور ، حيث يحدد المراقبون الانخفاض الصغير في الضوء الناجم عن ظل كوكب ما أثناء عبوره أمام نجمه. عندما يكمل مثل هذا الكوكب مداره ، فإنه سيعبر مرة أخرى ، لذلك تحدث هذه الانخفاضات بشكل منتظم جدًا. ومع ذلك ، يمكن أيضًا أن تحدث الانخفاضات الدورية في الضوء بسبب كسوف نجم / نجم في نظام نجمي ثنائي أو ثلاثي ، أو عن طريق التذبذبات النجمية ، أو عن طريق التأثيرات المنتظمة الدورية في التلسكوب. التحقق من صحة الكواكب الخارجية هو كيفية استبعاد أو تقييم احتمالات هذه الاحتمالات.

التحقق من الصحة هو عملية مهمة للغاية لعدة أسباب. ضع في اعتبارك عالم فلك يريد متابعة الملاحظات على كوكب خارجي مرشح ، مثل قياس كتلته أو محاولة تحليل غلافه الجوي. آخر شيء تريد القيام به هو قضاء ساعات أو أيام من وقت التلسكوب الباهظ للغاية لتعلم أن كوكبها الخارجي ليس حقيقيًا. بالإضافة إلى ذلك ، يهتم بعض علماء الفلك بدراسة مجموعة الكواكب الخارجية الكاملة لتحديد الاتجاهات واختبار الفرضيات حول كيفية تشكل أنواع مختلفة من الكواكب. يتطلب هذا النوع من العمل أن تتكون عينة الكواكب الخارجية التي تتم دراستها من كواكب خارجية فقط ، وأن جميع النفايات التي تسببها مصادر آلية أو فيزيائية فلكية أخرى قد تمت إزالتها. يمنح التحقق من الصحة علماء الفلك اليقين (النسبي) الذي يحتاجون إليه لدراسة الكواكب الفردية وإجراء دراسات دقيقة عن السكان العامين للكواكب الخارجية.

من أغسطس 2016 حتى فبراير 2018 ، عملت مع مرشحين من الكواكب الخارجية من بعثة K2 التي حددها أندرو فاندربيرج (حاليًا زميل ما بعد الدكتوراه في UT Austin) من خلال خط أنابيب الحد من بيانات K2 وتحديد المرشح. K2 هي مهمة فضائية للكشف عن الكواكب الخارجية العابرة. لقد قمت ببناء نموذج عبور الكواكب الخارجية الخاصة بي بناءً على حزم BATMAN و emcee لتحديد نصف قطر الكواكب الخارجية والميل والمسافة من النجم المضيف ومعلمات عبور أخرى لكل من هؤلاء المرشحين. لقد حددت المعلمات النجمية (مثل درجة الحرارة ، والجاذبية السطحية ، والمعدنية) للنجوم المضيفة المرشحة للكواكب الخارجية باستخدام الأطياف التي تم جمعها مسبقًا باستخدام Tillinghast Reflector Echelle Spectrograph. بالإضافة إلى ذلك ، استفدت من أي صور عالية التباين متاحة للنجوم المضيفة لتحديد الرفاق النجميين القريبين أو تحديد مدى التعتيم الذي يجب أن يكون عليه الرفيق النجمي للهروب من الاكتشاف.

مع كل هذه المعلومات في متناول اليد ، استخدمت بعد ذلك VESPA ، حزمة التحقق من صحة الكواكب الخارجية. بشكل أساسي ، ينشئ VESPA مجموعة اصطناعية من النجوم (بعضها يحتوي على كواكب ، والبعض الآخر بدونها) ، ويحدد أيًا من هذه الأنظمة الاصطناعية يطابق الملاحظات ، ثم يحسب جزء تلك الأنظمة المسموح بها الذي يحتوي بالفعل على كوكب. هذه القيمة النهائية هي نفسها احتمال أن يكون المرشح خارج المجموعة الشمسية حقيقيًا. من أجل أغراضي ، قمت بتصنيف الكواكب الخارجية المرشحة على أنها كواكب تم التحقق من صحتها (أي حقيقية) فقط إذا كانت الاحتمالية التي أرجعها VESPA أكبر من 99.9٪. بمعنى آخر ، لقد قمت بالتحقق من صحة المرشحين فقط إذا كان احتمال أنهم مزيفين أقل من 1 في 1000.

لقد حددت 275 مرشحًا من خط أنابيب K2 لديهم ملاحظات متابعة كافية لإجراء التحقق من الصحة. ومن بين هؤلاء الـ 275 ، وجدت أن 149 لديها احتمالات عالية بما يكفي (> 99.9٪) ليتم تسميتها كواكب تم التحقق من صحتها (قد يكون الباقي كواكب خارج المجموعة الشمسية أو لا ، ولكن لا توجد بيانات كافية للتأكد من أي من الاتجاهين). تم التحقق من صحة حوالي ثلث هؤلاء بالفعل في مكان آخر ، وثلثًا آخر كانوا مرشحين فقط من قبل ، ولم يتم تحديد الثلث الأخير في أي مكان بعد. نتيجة لذلك ، سيضيف هذا البحث 95 كوكبًا خارجيًا إلى عينة الكواكب الخارجية المعروفة ، مما يزيد من عدد الكواكب الخارجية التي تم التحقق من صحتها والتي عثر عليها K2 بحوالي 50٪! لقد كان هذا المشروع تجربة رائعة لأنه ساعدني في تطوير إطار عمل مفيد للتحقق الدقيق والشامل من الكواكب الخارجية ، والذي من شأنه أن يساعد علماء الفلك في جهود التحقق القادمة في حملات K2 المستقبلية وخاصة مهمة Transiting Exoplanet Survey Satellite!

اسمحوا لي أن أذكر أخيرًا أنه يمكنك أيضًا عرض الورقة حول هذا المشروع هنا. وقد تم بالفعل قبوله ونشره من قبل المجلة الفلكية. تضم هذه الورقة أكثر من عشرين مؤلفًا مشاركًا ولديهم خالص شكري. لم أكن لأكمل هذا المشروع أبدًا بدون جهودهم المشتركة ، بما في ذلك التوجيه والتدقيق في القراءة وكميات كبيرة من جمع البيانات وتقليلها وتحليلها.


اكتشاف الكواكب التي تدور حول أقرب نجم إلى الشمس؟ & # 8220 نقطة ساخنة للكواكب الخارجية؟ & # 8221 & # 8211

على بعد ست سنوات ضوئية فقط من الأرض ، يعتبر نجم Barnard & # 8217s من بين الأقزام الحمراء القريبة التي تمثل هدفًا مثاليًا للبحث عن الكواكب الخارجية التي يمكن الوصول إليها يومًا ما عن طريق المركبات الفضائية بين النجوم المستقبلية ، كما يقول ستيفن فوغت ، الأستاذ الفخري في علم الفلك والفيزياء الفلكية في الجامعة. كاليفورنيا ، سانتا كروز. لكن البحث عن دليل على وجود كواكب حول هذا النجم القزم الأحمر الشهير خلال الخمسين عامًا الماضية لم ينجح.

حتى الآن. في اكتشاف تاريخي ، وجد فريق دولي من علماء الفلك بقيادة Ignasi Ribas من معهد دراسات الفضاء في كاتالونيا (IEEC) ومعهد علوم الفضاء (IEEC- CSIC) كوكبًا مرشحًا يدور حول نجم Barnard & # 8217s.

قد تدور الكواكب بحجم الأرض حول مليارات النجوم القزمة الحمراء ، وهي أكثر أنواع النجوم شيوعًا في مجرتنا ، والعديد منها أقدم من الأرض بملايين السنين. ولكن ، مثل شمسنا ، فإن العديد من هذه النجوم تندلع مع توهجات شديدة. هل الأقزام الحمراء حقاً صديقة للحياة كما تظهر ، أم أن هذه التوهجات تجعل أسطح أي كواكب تدور حولها غير مضيافة؟

لقد فتن نجم Barnard & # 8217s صيادي الكواكب الخارجية منذ عام 1960 & # 8217 ، ويرجع ذلك إلى حد كبير إلى قربه الشديد منا. إنه أقرب نجم منفرد للشمس وثاني أقرب نظام نجمي فقط لنظام النجوم الثلاثية Alpha Centauri.

كشفت القياسات المأخوذة من أدوات عالية الدقة ، بما في ذلك مطياف Echelle عالي الدقة (HIRES) في مرصد WM Keck في هاواي ، أن المرشح ، المسمى Barnard & # 8217s star b (أو GJ 699 b) ، هو كوكب بارد فوق الأرض مع a بحد أدنى 3.2 كتلة أرضية تدور حول نجمها القزم الأحمر كل 233 يومًا. هذا من شأنه أن يضع الكوكب في ما يسمى بخط الثلج للنجم ، حيث من المحتمل أن يكون عالماً متجمداً.

في حالة عدم وجود غلاف جوي ، من المرجح أن تكون درجة حرارة الكوكب حوالي -150 درجة مئوية ، مما يجعل من غير المحتمل أن يتمكن الكوكب من تحمل الماء السائل على سطحه. ومع ذلك ، فإن خصائصه تجعله هدفًا ممتازًا للتصوير المباشر باستخدام الجيل التالي من الأدوات.

& # 8220 هذا الاكتشاف يعني دفعة لمواصلة البحث عن الكواكب الخارجية حول أقرب جيراننا النجميين ، على أمل أن نواجه في النهاية واحدة تتمتع بالظروف المناسبة لاستضافة الحياة ، & # 8221 قالت المؤلفة المشاركة كريستينا رودريغيز لوبيز ، باحثة في المعهد الفلكي في الأندلس (IAA ، CSIC).

يبدو أن نجم Barnard & # 8217s يتحرك عبر سماء الأرض و # 8217s أسرع من أي نجم آخر. أصغر وأقدم من شمسنا ، وهو من بين الأقزام الحمراء الأقل نشاطًا المعروفة. & # 8220 هو أكثر أنواع النجوم شيوعًا في المجرة & # 8211 أكثر من 70 في المائة من نجوم درب التبانة تشبه هذا النجم القزم M القزم ، & # 8221 فوغت. & # 8220 على الرغم من أنه قريب للغاية ، إلا أن نجم Barnard & # 8217s خافت جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بالعين المجردة.

بدأ فريق البحث عن الكواكب الخارجية Vogt & # 8217s في مراقبة نجم Barnard & # 8217s في عام 1997 باستخدام Keck Observatory & # 8217s HIRES ، التي صممها Vogt. استخدموا طريقة السرعة الشعاعية لقياس التذبذب الخفي للنجم ذهابًا وإيابًا الناتج عن سحب الجاذبية لكوكب يدور في المدار.

ومع ذلك ، فإن الإشارات التي يمكن اكتشافها للتذبذب من الكواكب بحجم الأرض التي تجر على نجمها المضيف باهتة ومغمورة إلى حد كبير بالضوضاء الناتجة عن نشاط سطح الغليان للنجوم نفسها.

& # 8220 كنا نعلم أنه يجب علينا التحلي بالصبر. تابعنا نجم Barnard & # 8217s لمدة 16 عامًا في Keck ، حيث جمعنا حوالي 260 سرعة شعاعية لنجم Barnard & # 8217s بحلول عام 2013 ، وقال # 8221 Vogt. & # 8220 لحسن الحظ ، أعطانا برنامج بحث الكوكب Keck طويل الأمد السنوات التي احتجناها لجمع بيانات سرعة شعاعية دقيقة باستخدام HIRES لبدء الإحساس بوجود كوكب. & # 8221

في عام 2016 ، قام زميل Vogt & # 8217s الأوروبي Mikko Tuomi بدمج بيانات فريق & # 8217s HIRES مع البيانات المتاحة للجمهور من المرصد الأوروبي الجنوبي & # 8217s UVES و HARPS الطيفي وبدأ في رؤية تلميحات خافتة لدورة 230 يومًا في بيانات السرعة الشعاعية ، دلالة على كوكب بحجم الأرض.

ومع ذلك ، في ذلك الوقت ، كانت الإشارة لا تزال أضعف من أن يدعي علماء الفلك أنها مهمة ونشر نتائجهم. بمضاعفة جهودهم ، أضاف فريق Vogt & # 8217s 45 قياسًا إضافيًا للسرعة الشعاعية من تلسكوب Automated Planet Finder (APF) الذي تم تكليفه حديثًا في مرصد Lick UC & # 8217s ، 39 سرعة من معهد كارنيجي للعلوم & # 8217s Planet Finder Spectrograph (PFS) على تلسكوب ماجلان 2 في مرصد لاس كامباناس في تشيلي ، والمزيد من البيانات التي أصبحت متاحة للجمهور في السنوات الأخيرة من HARPS. في كل حالة ، جعلت البيانات الإضافية إشارة 230 يومًا تقريبًا تزداد قوة وأكثر أهمية.

جاءت الدفعة الأخيرة عندما قرر فريق Ribas & # 8217s إطلاق حملة مراقبة مكثفة من 2016 إلى 2017 تهدف إلى تأكيد الكوكب المشتبه به باستخدام CARMENES ، وهو مطياف جديد للكوكب في مرصد كالار ألتو في إسبانيا.

& # 8220 أكدت البيانات الإضافية من CARMENES بقوة الإشارة ، وأزالت أي شك باقٍ بشأن حقيقة هذا الكوكب ، & # 8221 Vogt.

& # 8220 بالنسبة للتحليل ، استخدمنا الملاحظات من سبعة أدوات مختلفة ، تمتد على مدى 20 عامًا ، مما يجعلها واحدة من أكبر مجموعات البيانات وأكثرها شمولاً المستخدمة على الإطلاق لدراسات السرعة الشعاعية الدقيقة. أدى الجمع بين جميع البيانات إلى إجمالي 771 قياسًا ، وقال & # 8221 ريباس.

ظهرت مرة أخرى إشارة واضحة في فترة 233 يومًا في إعادة تحليل جميع القياسات مجتمعة. تشير هذه الإشارة إلى أن نجم Barnard & # 8217s يقترب ويبتعد عنا بحوالي 1.2 متر في الثانية & # 8211 تقريبًا سرعة المشي لشخص & # 8211 وأن ​​أفضل تفسير لهذه الحركة هو نتيجة كوكب يدور حول النجم.

& # 8220 بعد إجراء تحليل دقيق للغاية ، نحن واثقون بنسبة تزيد عن 99 في المائة من وجود الكوكب ، لأن هذا هو النموذج الأنسب لرصداتنا ، & # 8221 قال ريباس. & # 8220 ومع ذلك ، يجب أن نظل حذرين ونجمع المزيد من البيانات لإبراز القضية في المستقبل ، لأن الاختلافات الطبيعية في السطوع النجمي الناتجة عن نقاط النجوم يمكن أن تنتج تأثيرات مماثلة لتلك المكتشفة. & # 8221

ملاحظات المتابعة لنجم Barnard & # 8217 تحدث بالفعل في مراصد مختلفة. وفقًا لـ Vogt ، يمكن أن تستبعد البيانات الحالية وجود كواكب عملاقة بحجم المشتري أقرب إلى النجم ، ولكن قد تكون هناك كواكب إضافية أصغر إلى حد ما من كتلة الأرض تدور حولها ولم يتم اكتشافها بعد.

لم يتم اكتشاف الكواكب الخارجية الصغيرة جدًا والبعيدة جدًا عن نجمها الأصلي قبل استخدام تقنية السرعة الشعاعية. هذا يعني أن علماء الفلك يتحسنون في العثور على هذه الأنواع من الكواكب خارج نظامنا الشمسي.

& # 8220 لقد عملنا جميعًا بجد على هذه النتيجة ، & # 8221 قال القائد المشارك Guillem Anglada-Escude في جامعة كوين ماري بلندن. & # 8220 هذا هو نتيجة تعاون كبير تم تنظيمه في سياق مشروع Red Dots ، ولهذا السبب لديه مساهمات من فرق من جميع أنحاء العالم بما في ذلك علماء الفلك شبه المحترفين بتنسيق من الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة. & # 8221

& # 8220 على الرغم من أن الأرض العملاقة التي اكتشفناها شديدة البرودة بحيث لا يمكن أن تكون صالحة للسكن على الأرجح ، إلا أنها تؤكد على إحصائيات الكواكب الخارجية التي تؤكد وجود عدد أكبر من الكواكب في الكون أكثر من عدد النجوم ، والكواكب التي يحتمل أن تكون بحجم الأرض صالحة للسكن أكثر من حبيبات الرمل الموجودة على الأرض جميع الشواطئ على كوكبنا! & # 8221 قال المؤلف المشارك Vogt.

رصيد الصورة: كواكب نجم قزم أحمر. صراع الأسهم.

The Daily Galaxy عبر Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA ، CSIC)

مراوح جالاكسي: ساعدنا في تقديم المحتوى المجاني من خارج هذا العالم. يرجى زيارتنا يوميا. نحن نحارب المعركة الجيدة في عالم يهيمن عليه عمالقة الوسائط المفضلة لدى بحث Google. زياراتك تولد دولارات إعلانية. مع الشكر! فريق التحرير غالاكسي.


3. شكليّة التأثير

لوصف كميًا شذوذ السرعة الشعاعية الناجم عن تأثير RMse ، نفترض وجود مشكلة جسمين مع نجم مركزي وكوكب كتل مس و مص، على التوالى. نحيل القارئ إلى الشكل 1 في Ohta et al. (2005) للحصول على توضيح تخطيطي للمنظر العلوي للمدار الكوكبي ومعادلاتهما (1) - (7). السرعة المدارية للكوكب كدالة زمنية فيما يتعلق بالنجم ، حتى ا(ه) كما هو مفصل في Murray & amp Dermott (1999) هو

مع جميع الكميات المحددة في الجدول 1.

الجدول 1. قائمة الترميز

المتغيرات تعريف المعنى
المعلمات المدارية
مس قسم 3 كتلة النجوم
مص قسم 3 كتلة الكوكب
ص قسم 3 المداري
أ شكل 1* نصف المحور الرئيسي
ه شكل 1* انحراف مدار الكوكب
شكل 1* حجة البيريسترون
ه شكل 1* شذوذ غريب الأطوار
ن شكل 1* يعني الحركة
م شكل 1* يعني الشذوذ
τ شكل 1* وقت مرور المركز
أنا الشكل 1 (أ) الميل المداري
F الشكل 1 (أ) شذوذ حقيقي
صص الشكل 1 (أ) كوكب إلى نجم المسافة
المعلمات الداخلية للنجم والكوكب
أناص الشكل 1 (أ) دوران الكوكب إلى-ذ-زاوية المحور
الشكل 1 (أ) السرعة الزاوية للكوكب
λص الشكل 1 (ب) زاوية الدوران المسقطة بالسماء
صس قسم 3 نصف قطر نجمي
صص قسم 3 نصف قطر الكوكب
الخامسص قسم 3 سرعة سطح الكوكب ،
تدوين رياضي
الأشكال 1 (أ) و (ب) ناقل عادي إلى مدار الكوكب
xس قسم 3 موقع النجم
xص قسم 3 موقف الكوكب
γ قسم 3 نسبة النجم إلى الكوكب ص*/صص
ηس معادلة (7) انظر الشكل 1 (ج)
x0 معادلة (12) انظر الشكل 1 (ج)
ض0 معادلة (13) انظر الشكل 1 (ج)
ζس معادلة (14) انظر الشكل 1 (ج)

ملحوظة. انظر الشكل 1 في Ohta et al. (2005) لجميع الكميات المميزة بعلامة (*) والمحددة كما هو متوقع.

يؤدي كسوف أو حجب جزء من سطح الكوكب الدوار إلى عدم تناسق يعتمد على الوقت في ملامح خط الامتصاص / الانبعاث. تؤدي حالات عدم التناسق هذه إلى حدوث تحول واضح في مواضع الخط الطيفي المركزي عندما لا يتم حل الخطوط.

لوصف شذوذ السرعة الشعاعية الناجم عن دوران الكوكب ، على غرار أوتا وآخرون. (2005) ، قمنا في البداية بتعيين نظام الإحداثيات في مركز النجم ونظامه ذ-محور يتزامن مع خط رؤية المراقب (الشكل 1 (أ)). يوصف موقع الكوكب بالإحداثيات (xص, ضص) ، المقابلة لموقع مستوي المدار ومعلمة تأثير الكوكب.

شكل 1. (أ) رسم تخطيطي لمستوى مدار الكواكب ومحور الدوران وخط رؤية المراقب (ب) مراحل دخول وخروج الكسوف الثانوي للكوكب ومحور الدوران (ج) تكبير للكوكب وتكوين النجم عند الدخول في الإحداثيات الجديدة (انظر الجدول 1 لتعريفات الرموز).

لتبسيط الوصف الرياضي للمشكلة ، نختار نظامًا مرجعيًا (x', ض') تتمحور حول الكوكب وتدور مثل ض'-axis is parallel to the rotation axis of the planet (i.e., parallel to , see Figure 1(b)) and the rotation axis lies in the ذ'–ض' plane. We define an angle λص between the sky-projected rotational angular velocity and the normal unit vector of the planet orbit, , see Figure 1(b). This differs from the definition of Ohta et al. (2005), who assume λ to be the angle between the sky-projected stellar rotation axis and the normal vector of the planetary orbit .

In all calculations we ignore differential rotation of the planet surface as well as motions associated with atmospheric dynamics. A point on the surface of the rotating planet with coordinates (x', ض') will move with a velocity الخامسص given by

where is the angular velocity of the planet. The associated radiation will exhibit a Doppler shift defined as

with respect to the observer along the ذ'-axis (i.e., the line of sight). We refer the reader to Section 3, Equations (14)–(19) in Ohta et al. (2005) for a derivation of the radial velocity profile for a star and adopt their expression (20) rewritten for the planet:

Equation (4) relates the radial velocity change and the line intensity أنا(x', ض'). Figure 2 illustrates the different cases of the RMse.

الشكل 2. Illustration of planet radial velocity curve anomaly due to RMse effect for nine (representative) prograde spin–orbital alignments. The curves are plotted with a constant 10 km s −1 offset for clarity. Cases A–I correspond to the top planet–star configurations. The curves flip and invert as λص increases to 360° and when ب < 0.

We evaluate the integrals assuming uniform model of the planet surface intensity . We ignore the role of planet limb-darkening as our goal is to estimate the first order rotational effect, and leave inclusion of the limb-darkening for future investigations. We also consider the star to be completely optically thick.

At ingress and egress the position of the stellar disc satisfies the relation . In order to simplify the computational task we rotate the coordinates in a time-dependent manner so that the stellar center is always located along the new -axis, as in Ohta et al. (2005), see Figure 1(b):


شاهد الفيديو: كوكب جديد قد ينضم للمجموعة الشمسية (شهر اكتوبر 2021).