Muita tähtiä kiertävät planeetat ovat erittäin heikon valon lähteitä emotähiensä verrattuna, joten eksoplaneettojen suora havainnointi ja havaitseminen on melkoinen haaste. Sen lisäksi, että tällaisen heikon valonlähteen havaitsemisessa on merkittäviä vaikeuksia, on olemassa lisäongelma, joka liittyy siihen tosiasiaan, että emotähden kirkkaus on monta suuruusluokkaa suurempi kuin suuruus .planeetta, joka hehkuu kantatähdestä heijastuvan valon kanssa ja tekee siten eksoplaneettojen optisista havainnoista erittäin vaikeasti havaittavissa. Tästä johtuen vain noin 5 % kaikista marraskuuhun 2011 mennessä löydetyistä eksoplaneetoista havaittiin suoraan. Kaikki muut planeetat löydetään epäsuorilla menetelmillä, joissa havaitaan planeetan vaikutus ympäröiviin kappaleisiin [2] .
Doppler-menetelmä ( radiaalinopeudet, radiaalinopeudet ) on menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseen , joka koostuu tähden säteittäisen nopeuden spektrometrisesta mittauksesta . Tähti, jolla on planeettajärjestelmä, liikkuu omalla pienellä kiertoradallaan vastauksena planeetan vetovoimaan . Tämä puolestaan johtaa muutokseen nopeudessa, jolla tähti liikkuu kohti Maata ja poispäin siitä (eli muutokseen tähden säteittäisnopeudessa suhteessa Maahan). Tällainen tähden radiaalinen nopeus voidaan laskea Doppler-ilmiön aiheuttamasta spektrilinjojen siirtymisestä [3] .
Tähden nopeus yhteisen massakeskuksen ympärillä on paljon pienempi kuin planeetan, koska sen kiertoradan säde on hyvin pieni. Siitä huolimatta tähden nopeus 1 m/s ja enemmän voidaan määrittää nykyaikaisilla spektrometreillä : HARPS ( Eng. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ), joka on asennettu ESO -teleskooppiin La Sillan observatorioon tai HIRES-spektrometriin Keckiin . Observatorion kaukoputki . Yksinkertainen ja halpa menetelmä radiaalisen nopeuden mittaamiseen on "ulkoisesti dispersiivinen interferometria" [4] .
Hyväksyttävän mittaustarkkuuden saavuttamiseksi tarvitaan korkea signaali-kohinasuhde , ja siksi radiaalinopeusmenetelmää käytetään yleensä vain suhteellisen lähellä oleville tähdille (jopa 160 valovuotta ja 11 magnitudia). Doppler-menetelmän avulla on helppo löytää massiivisia planeettoja niiden tähtien läheltä. Planeetat, joilla on erittäin kalteva (suhteessa Maan näkölinjaan) kiertoradalla, aiheuttavat vähemmän tähtien huojuntaa Maan suuntaan, ja siksi niitä on myös vaikeampi havaita.
Yksi radiaalinopeusmenetelmän suurimmista puutteista on mahdollisuus määrittää vain planeetan vähimmäismassa. Radiaalinopeusmenetelmää voidaan käyttää lisätapana planeettojen läsnäolon testaamiseen, kun vahvistetaan kauttakulkumenetelmällä tehtyjä löytöjä. Lisäksi kun molempia menetelmiä käytetään yhdessä, on mahdollista arvioida planeetan todellinen massa.
Nyt menetelmä on lähellä kykyjään käytettyä. Siitä ei ole juurikaan hyötyä moniplanetaaristen järjestelmien (etenkin sellaisten, jotka sisältävät pienimassaisia tai voimakkaita planeettojen vuorovaikutuksia) ja aktiivisten fotosfäärien (etenkin punaisten ja myöhään oranssejen kääpiöiden) sisältävien planeettojen parametrien tarkkaan määrittämiseen. tähtien aktiivisuus planeettojen signaaleille.
Jaksottaisten pulsaatioiden menetelmä (pulssiajoitus ) on pulssien lähellä olevien eksoplaneettojen havaitsemismenetelmä , joka perustuu pulssien säännöllisyyden muutosten havaitsemiseen. Pulsari on kosminen radio- ( radiopulsari ), optinen (optinen pulsari), röntgensäteilyn ( röntgenpulsari ) ja/tai gamma- (gammapulsari) säteilyn lähde, joka tulee Maahan jaksollisina purskeina (pulsseina). . Radiopulsareiden ominaisuus on erittäin tarkka ja säännöllinen pulssien lähettäminen tähden pyörimisnopeudesta riippuen . Pulsarin oma pyörimisnopeus muuttuu äärimmäisen hitaasti, joten sitä voidaan pitää vakioarvona, ja sen radiopulssien jaksollisuuden pienistä poikkeavuuksista voidaan seurata pulsarin omaa liikettä. Koska pulsarilla, jolla on planeettajärjestelmä, on vain vähän liikettä omalla kiertoradalla (kuten tavallinen tähti), pulssin jaksollisuuden havainnointiin perustuvat laskelmat voivat paljastaa pulsarin kiertoradan parametrit [3] [5] .
Tätä menetelmää ei alun perin ollut tarkoitettu planeettojen havaitsemiseen, mutta sen erittäin korkea tarkkuus pulsarien liikkeen määrittämisessä mahdollisti sen käytön planeettojen havaitsemisessa. Menetelmän avulla voit esimerkiksi havaita planeettoja, joiden massa on paljon pienempi kuin millään muulla menetelmällä - jopa 1/10 Maan massasta . Se pystyy myös havaitsemaan keskinäisiä gravitaatiohäiriöitä planeettajärjestelmän eri kohteiden välillä ja siten saamaan lisätietoa näistä planeetoista ja niiden kiertoradan parametreista.
Menetelmän suurin haittapuoli on pulsarien alhainen runsaus Linnunradalla (vuonna 2008 tunnetaan noin 1790 radiopulsaria) ja siksi on epätodennäköistä, että tällä menetelmällä voidaan löytää suuri määrä planeettoja. Myöskään tuntemamme elämä ei selviäisi pulsaria kiertävällä planeetalla erittäin voimakkaan säteilyn vuoksi .
Vuonna 1992 Alexander Volshchan ja Dale Freil käyttivät tätä menetelmää havaitakseen planeetan lähellä pulsaria PSR 1257+12 [6] . Heidän löytönsä vahvistettiin nopeasti ja siitä tuli ensimmäinen vahvistus aurinkokunnan ulkopuolella sijaitsevasta planeettasta .
Transit-menetelmä ( method of transits ) on menetelmä eksoplaneettojen etsimiseksi, joka perustuu tähden valoisuuden laskun havaitsemiseen planeetan kulkiessa sen kiekon edessä [3] . Tämän fotometrisen menetelmän avulla voit määrittää planeetan säteen , kun taas aiemmin annetuilla menetelmillä voit saada tietoa planeetan massasta . Jos planeetta kulkee tähden kiekon edestä, sen havaittu kirkkaus laskee hieman, ja tämä arvo riippuu tähden ja planeetan suhteellisista koosta. Esimerkiksi planeetan HD 209458 kauttakulku aikana tähti himmenee 1,7 %.
Kuljetusmenetelmällä on kaksi suurta haittaa. Ensinnäkin läpikulkua havaitaan vain niillä planeetoilla, joiden kiertorata kulkee tähden kiekon läpi. Todennäköisyys, että planeetan kiertoradan taso on suorassa linjassa tähden ja maasta tulevan havainnoinnin kanssa, on tähden halkaisijan suhde planeetan kiertoradan halkaisijaan. Toisin sanoen mitä suurempi tähti on ja mitä lähempänä planeetan kiertorata sitä on, sitä todennäköisempää on, että maasta tulevan tarkkailijan kannalta planeetta kulkee tähden kiekon läpi, ja tämä todennäköisyys pienenee planeetan kiertorata kasvaa. Planeetalle, joka pyörii 1 AU :n etäisyydellä . Auringon kokoisen tähden ympärillä kiertoradan sijainnin todennäköisyys, joka mahdollistaa läpikulun havainnoinnin, on 0,47 %. Näin ollen tämä menetelmä ei anna vastausta kysymykseen planeettojen läsnäolosta missään tietyssä tähdessä. Suurien tuhansia ja jopa satoja tuhansia tähtiä sisältävien taivaan alueiden havainnointi mahdollistaa kuitenkin huomattavan määrän eksoplaneettojen löytämisen [8] . Samaan aikaan kauttakulkumenetelmän avulla voit löytää paljon enemmän planeettoja verrattuna säteittäisten nopeuksien menetelmään . Toinen menetelmän haittapuoli on väärien positiivisten tulosten korkea taso, joten havaitut siirrot vaativat lisävahvistusta (yleensä keräämällä tilastoja ja korkearesoluutioisia kuvia isätähdestä taustabinäärien poissulkemiseksi) [9] .
Transit-menetelmän tärkein etu on mahdollisuus määrittää planeetan koko tähden valokäyrän perusteella . Siten yhdessä säteittäisten nopeuksien menetelmän kanssa (jolla voidaan määrittää planeetan massa) on mahdollista saada tietoa planeetan fyysisestä rakenteesta ja sen tiheydestä . Esimerkiksi kaikista tunnetuista eniten tutkituista eksoplaneetoista ovat ne, joita on tutkittu molemmilla menetelmillä [10] .
Lisämahdollisuus kauttakulkuplaneettojen tutkimuksessa on planeetan ilmakehän tutkimus. Kuljetuksen aikana tähdestä tuleva valo kulkee planeetan yläilmakehän läpi, joten tämän valon spektriä tutkimalla on mahdollista havaita planeetan ilmakehässä olevat kemialliset alkuaineet . Ilmakehä voidaan havaita myös mittaamalla tähden valon polarisaatiota sen kulkiessa ilmakehän läpi tai kun se heijastuu planeetan ilmakehästä.
Lisäksi toissijainen pimennys (kun tähti estää planeetan) mahdollistaa planeetan säteilyn suorien mittausten. Jos tähden fotometrinen intensiteetti sekundaarisen pimennyksen aikana vähennetään sen intensiteetistä ennen tai jälkeen pimennyksen, jäljelle jää vain planeettaan liittyvä signaali. Tämä mahdollistaa planeetan lämpötilan mittaamisen ja jopa pilvien läsnäolon merkkejä havaitsemisen . Maaliskuussa 2005 kaksi Spitzer-avaruusteleskoopin tutkijaryhmää teki mittauksia tällä tekniikalla. David Charbonneaun johtaman Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics -keskuksen ja L. D. Demingin johtaman Goddard Space Flight Centerin tiimit tutkivat planeettoja TrES -1 ja HD 209458b . Mittaukset osoittivat, että planeettojen lämpötila on 1060 K (790 °C ) TrES-1:lle ja noin 1130 K (860 °C ) HD 209458b:lle [11] [12] . Mahdollisen epäkeskisyyden vuoksi kaikki ohikulkevat planeetat eivät kuitenkaan kiertää niin, että toissijaisia pimennys tapahtuisi. Planeetta HD 17156 b on yli 90 % todennäköisesti tämän tyyppinen planeetta.
Vuonna 2006 Ranskan avaruusjärjestö laukaisi COROT - satelliitin Maan kiertoradalle etsimään planeettojen kauttakulkua. Avaruudessa sijaitseva satelliitti mahdollistaa paremman tarkkuuden, koska ilmakehän tuiketa ei esiinny. COROT-instrumenteilla voidaan havaita planeettoja, jotka ovat "useita kertoja Maan kokoisia", ja operaation tuloksia arvioidaan tällä hetkellä "odotettua paremmiksi" [13] . Vuoden 2011 lopussa satelliitti löysi 17 eksoplaneettaa.
Maaliskuussa 2009 NASA laukaisi Kepler-avaruusteleskoopin , joka toukokuuhun 2013 saakka tarkkaili jatkuvasti Cygnuksen tähdistössä olevaa taivaan aluetta, jossa oli noin 150 000 tähteä. Samaan aikaan mittauksen tarkkuus mahdollisti Keplerin havaitsemaan Maan kokoisia planeettoja . Yksi kaukoputken tavoitteista oli havaita Maan kokoisia planeettoja sen tähden asuttavalta vyöhykkeeltä . Maan kaltaisten planeettojen havaitsemisen lisäksi Kepler toimitti tutkijoille tilastoja tällaisten planeettojen esiintymistiheydestä auringon kaltaisten tähtien ympärillä . Toukokuussa 2013 Kepler lopetti päätehtävänsä vakautusongelmien vuoksi.
On myös maahankkeita, kuten MEarth-projekti .
Tällä hetkellä transit-menetelmä on ainoa erittäin luotettava menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseen.
Jos planeetta löydetään kauttakulkumenetelmällä, poikkeamat havaittujen kauttakulkujen jaksollisuudessa mahdollistavat lisäplaneettojen havaitsemisen järjestelmästä [3] . Samaan aikaan menetelmän tarkkuus on melko korkea ja mahdollistaa Maan kokoisten planeettojen löytämisen [14] [15] [16] . Ensimmäistä kertaa TTV-menetelmää ( englanniksi Transit timing variation method ) käyttävä planeetta löydettiin Kepler-teleskoopin tietojen analysoinnin tuloksena: Kepler-19 b -planeetan kulkutiheyden muutos oli n. 5 minuuttia 300 päivän jaksolla, mikä osoitti toisen planeetan, Kepler-19 c , olemassaolon jakson aikana, joka on lähes rationaalinen monikertainen kauttakulkuplaneetan jakson kanssa [17] [18] .
TTV-menetelmä perustuu siirtymisen alkamisajan määrittämiseen ja sen päättelemiseen, tapahtuuko planeetan kauttakulku tiukasti jaksoittaisesti vai onko siinä joitain poikkeamia. TDV - menetelmä ( Transit duration variation method ) perustuu kauttakulun keston laskemiseen. Siirron keston muutos voi johtua satelliittien läsnäolosta eksoplaneettojen ympärillä [19] .
Tähtiään kiertävät jättiläisplaneetat kokevat heijastuneen valon vaihemuutoksia (kuten Kuu ), eli ne käyvät läpi kaikki vaiheet: täydestä valaistuksesta pimennykseen ja takaisin. Koska nykyaikaiset teleskoopit eivät pysty erottamaan planeettaa tähdestä, ne tarkkailevat niiden yhdistettyä valoa, ja siten tähden kirkkaus todennäköisesti muuttuu ajoittain [3] . Vaikka tämä vaikutus on pieni, havaitsemiseen vaadittava fotometrinen tarkkuus on suunnilleen sama kuin Maan kokoisten planeettojen havaitsemisessa, jotka kulkevat aurinkotyyppisen tähden kautta. Tällä tavalla Jupiterin kokoiset planeetat voidaan havaita avaruusteleskooppien (esimerkiksi Kepler) avulla. Tällä menetelmällä voidaan löytää monia planeettoja, koska heijastuneen valon kiertoratavaiheen muutos on riippumaton planeetan kiertoradan kallistuksesta, joten planeetan kulkua tähden kiekon edestä ei vaadita. Lisäksi jättiläisplaneetan vaihefunktio on myös sen lämpöominaisuuksien ja mahdollisen ilmakehän funktio. Siten vaihekäyrä voi määrittää planeetan muita ominaisuuksia [20] .
Molemmat teleskoopit ( COROT 'u [21] ja Kepler [22] ) onnistuivat havaitsemaan ja mittaamaan planeetoilta heijastuneen valon, mutta nämä planeetat tunnettiin jo, kun ne kulkevat tähden kiekon edestä. Ensimmäiset tällä menetelmällä löydetyt planeetat ovat Kepler-ehdokkaat: KOI 55.01 ja 55.02 [23] .
Gravitaatiomikrolinssi tapahtuu, kun läheisen tähden gravitaatiokenttä suurentaa kaukaisen tähden valoa toimien linssinä . Jos etualalla olevalla tähdellä on lisäksi planeetta, niin planeetan oma gravitaatiokenttä voi vaikuttaa merkittävästi linssivaikutukseen. Tämän menetelmän haittana on, että vaikutus näkyy vain, kun kaksi tähteä ovat täsmälleen kohdakkain suoraa linjaa pitkin. Ongelmana on myös se, että linssitapahtumat ovat lyhyitä ja kestävät vain muutaman päivän tai viikon, koska kaukainen tähti, lähellä oleva tähti ja Maa liikkuvat jatkuvasti suhteessa toisiinsa. Tästä huolimatta tutkijat ovat kuitenkin tallentaneet yli tuhat tällaista tapahtumaa viimeisen kymmenen vuoden aikana. Tämä menetelmä on tehokkain etsimään planeettoja, jotka sijaitsevat Maan ja galaksin keskustan välissä , koska galaksin keskustassa on suuri määrä taustatähtiä.
Vuonna 1991 Princetonin yliopiston tähtitieteilijät Shude Mao ja Bogdan Pachinsky ehdottivat ensimmäisen kerran gravitaatiomikrolinssin käyttöä eksoplaneettojen etsimiseen, ja tämän tekniikan menestys vahvistettiin vuonna 2002 OGLE -projektin ( Eng. Optical Gravitational Lensing Experiment - optical) aikana. gravitaatiolinssikoe). Tutkijat löysivät kuukauden sisällä useita mahdollisia planeettoja, vaikka havainnointirajoitukset estivät niiden tarkan vahvistuksen. Vuoden 2011 puoliväliin mennessä 13 vahvistettua eksoplaneettaa on löydetty mikrolinssien avulla [24] .
Tämän menetelmän merkittävä haittapuoli on se, että linssitapahtumaa ei voida toistaa, koska Maan ja 2 tähden uudelleensuuntaamisen todennäköisyys on lähes nolla. Lisäksi löydetyt planeetat ovat usein useiden tuhansien valovuosien päässä , joten seurantahavainnot muilla menetelmillä eivät yleensä ole mahdollisia. Jos kuitenkin havaitaan jatkuvasti riittävän suuri määrä taustatähtiä, menetelmä voi lopulta auttaa määrittämään galaksissa olevien Maan kaltaisten planeettojen runsauden.
Linssitapahtumien havaitseminen suoritetaan yleensä automaattisten kaukoputkien verkon avulla. OGLE-projektin lisäksi Microlensing Observations in Astrophysics -ryhmä pyrkii parantamaan tätä lähestymistapaa . PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet-projekti on vielä kunnianhimoisempi. Se suorittaa lähes jatkuvan ympärivuorokautisen taivaantutkimuksen maailmanlaajuisen teleskooppiverkoston avulla ja mahdollistaa sen, että sen avulla voidaan havaita Maan massaltaan samanlaisen planeetan panos mikrolinssitapahtumaan. Tämä strategia johti ensimmäisen laajaa kiertävän supermaan ( OGLE-2005-BLG-390L b ) löytämiseen [24] .
Planeetat ovat tähtiin verrattuna erittäin heikkoja valonlähteitä, ja niistä tulevaa hienovaraista valoa on erittäin vaikea erottaa emotähden kirkkauden vuoksi. Siksi eksoplaneettojen suora havaitseminen on erittäin vaikea tehtävä.
Heinäkuussa 2004 tähtitieteilijöiden ryhmä käytti Euroopan eteläisen observatorion VLT -teleskooppia Chilessä kuvaamaan ruskean kääpiön 2M1207 kumppaniobjektin 2M1207 b [25] , ja joulukuussa 2005 seuralaisen planeettastatus vahvistettiin [26] . Oletetaan, että planeetta on useita kertoja massiivisempi kuin Jupiter ja sen kiertoradan säde on yli 40 AU. Syyskuussa 2008 330 AU:n etäisyydellä tähdestä 1RXS J160929.1-210524 otettiin kooltaan ja massaltaan planeettaan verrattavissa oleva esine suoralla havainnolla, ja vuonna 2010 kohde varmistettiin [27] . Vuonna 2007 ensimmäinen moniplaneettainen järjestelmä kuvattiin Keckin ja Gemini -observatorioiden kaukoputkella . HR 8799 -tähden ympäriltä tutkijat ovat havainneet kolme planeettaa, joiden massa on noin 10, 10 ja 7 kertaa suurempi kuin Jupiterin [28] [29] . Ja 13. marraskuuta 2008 ilmoitettiin, että Hubble-teleskooppi havaitsi eksoplaneetan, jonka massa oli enintään 3M J lähellä Fomalhaut -tähteä [30] . Molempia järjestelmiä ympäröivät levyt, toisin kuin Kuiperin vyö . Marraskuussa 2009 Subaru Teleskoopin HiCIAO-instrumentilla oli mahdollista kuvata GJ 758 -järjestelmää ruskean kääpiön kanssa [31] .
Vuoteen 2010 asti teleskoopit pystyivät kuvaamaan eksoplaneetan vain poikkeuksellisissa olosuhteissa. Helpoin tapa saada kuva oli, kun planeetta on kooltaan melko suuri (huomattavasti suurempi kuin Jupiter), erotettu merkittävästi emätähdestään ja sen lämpötila on korkea, ja se lähettää infrapunasäteilyä . Kuitenkin vuonna 2010 NASAn Jet Propulsion Laboratoryn tutkijat osoittivat, että koronagrafi tarjoaa hyvän mahdollisuuden planeettojen suoraan kuvaamiseen [32] . He kuvasivat planeetta HR 8799 (aiemmin valokuvattu) käyttämällä vain Hale-teleskoopin 1,5 metrin osaa. Toinen lupaava menetelmä planeettojen kuvaamiseen on interferometrian nollaus [33] .
Muut suoraan havaitut kohteet ( GQ Volka b , AB Pivotsa b ja SCR 1845 b ) ovat todennäköisimmin ruskeita kääpiöitä [34] [35] [36] . Vuonna 2018 Subaru-teleskooppi kuvasi nuorta jättiläisplaneettaa 2M0437 b, jonka massa oli 318 Maan massaa ja joka sijaitsee 400 ly:ssä. vuotta Auringosta ja kiertää 100 AU:n etäisyydellä. emätähdestä, jonka iän arvioidaan olevan 2-5 miljoonaa vuotta, ja massa - 0,15-0,18 auringon massaa (punainen kääpiö) [37] .
Parhaillaan on käynnissä projekteja teleskooppien varustamiseksi planeettakuvauslaitteilla: Gemini Observatory (GPI), VLT (SPHERE) ja Subaru Telescope (HiCiao).
Astometrisessä menetelmässä mitataan tarkasti tähden sijainti taivaalla ja määritetään, kuinka tämä sijainti muuttuu ajan myötä. Jos planeetta pyörii tähden ympärillä, sen painovoimavaikutus tähteen saa itse tähden liikkumaan pienellä ympyrämäisellä tai elliptisellä kiertoradalla . Itse asiassa tähti ja planeetta pyörivät keskinäisen massakeskipisteensä ( barycenter ) ympäri ja niiden liikettä kuvataan kahden kappaleen ongelman ratkaisulla , ja koska tähdet ovat paljon massiivisempia kuin planeetat, niiden kiertoradan säde on hyvin pieni ja hyvin usein keskinäinen massakeskus sijaitsee suuremman kappaleen sisällä [38] . Planeettojen astrometrisen havaitsemisen vaikeus johtuu siitä, että muutokset tähtien sijainnissa ovat niin pieniä ja ilmakehän ja systemaattiset vääristymät niin suuria, että parhaatkaan maanpäälliset teleskoopit eivät pysty tekemään riittävän tarkkoja mittauksia ja kaikkia planeetan väitteitä. kumppani alle 1/10 auringon massoista, jotka on otettu ennen vuotta 1996 ja löydetty tällä menetelmällä, ovat todennäköisesti vääriä.
Yksi astrometrisen menetelmän mahdollisista eduista on suurin herkkyys suurten kiertoratojen planeettojen havaitsemiseen , mutta tämä vaatii erittäin pitkän havaintoajan - vuosia ja mahdollisesti jopa vuosikymmeniä, koska planeetat, jotka ovat tarpeeksi kaukana tähdestä, jotta ne voidaan havaita astrometrian avulla, ovat kiertoaika kestää myös pitkän ajan.
Astrometria on vanhin menetelmä eksoplaneettojen löytämiseen, ja se on ollut suosittu, koska se on onnistunut kuvaamaan astrometrisiä binääritiedostoja . Uskotaan, että astrometria syntyi 1700-luvun lopulla, ja sen perustaja oli William Herschel , joka totesi, että näkymätön kumppani vaikuttaa tähden asemaan 70 Ophiuchus . Ensimmäisen muodollisen astrometrisen laskelman suoritti W. S. Jacob vuonna 1855 samalle tähdelle [39] [40] [41] . Aluksi astrometriset mittaukset tehtiin visuaalisesti ja tallennettiin käsin, mutta 1800-luvun lopulla alettiin käyttää valokuvalevyjä , mikä paransi huomattavasti mittausten tarkkuutta ja mahdollisti myös tietoarkiston keräämisen. Kahden vuosisadan ajan kiertäneet väitteet näkymättömien seuralaisten löytämisestä läheisten tähtien ympärillä [39] huipentuivat George Gatewoodin vuonna 1996 antamaan ilmoitukseen useiden Lalande 21185 -tähteä kiertävien planeettojen löytämisestä [42] [43] . Nämä tiedot perustuivat valokuvatietojen analyysiin ajanjaksolta 1930-1984 ja tietoihin tähden liikkeistä vuosina 1988-1996 . Mutta mitään löydöistä ei vahvistettu muilla menetelmillä, ja astrometrinen menetelmä sai negatiivisen maineen [44] . Hubble-avaruusteleskooppi onnistui kuitenkin vuonna 2002 kuvaamaan astrometrialla aiemmin löydettyä planeettaa Gliese 876 -tähden läheltä [45] , ja vuonna 2009 Wolf 1055 -tähden läheltä ilmoitettiin kohteen löytämisestä astrometrian avulla. Planeettaobjektin massa on 7 kertaa Jupiterin massa ja kiertoratajakso 270 päivää [46] [47] , mutta viimeaikaiset Doppler -tutkimukset ovat sulkeneet pois ilmoitetun planeetan läsnäolon [48] [49] .
Tulevat avaruusobservatoriot (kuten Euroopan avaruusjärjestön Gaia ) voivat onnistua havaitsemaan uusia planeettoja astrometrisellä menetelmällä, mutta tällä hetkellä tällä menetelmällä on löydetty vain yksi vahvistettu planeetta - HD 176051 b.
Jos kaksoistähtijärjestelmä on sijoitettu siten, että maasta tulevan tarkkailijan puolelta tähdet kulkevat ajoittain toistensa kiekon edestä, niin järjestelmää kutsutaan " pimennettäviksi kaksoitähdiksi ". Vähimmäisvalon hetkeä (kun kirkkaampi tähti on ainakin osittain peitetty toisen tähden kiekolla) kutsutaan primääripimennykseksi . Kun tähti on ohittanut noin puolet kiertoradastaan, tapahtuu toissijainen pimennys (kun kirkkaampi tähti peittää osan kumppanistaan). Nämä vähimmäiskirkkauden hetket (keskipimennys) edustavat aikaleimaa järjestelmässä samalla tavalla kuin pulsarin pulssit . Jos planeetta pyörii binääritähtijärjestelmän ympärillä, planeetan painovoiman vaikutuksen alaiset tähdet siirtyvät tähtiplaneetan massakeskuksen suhteen ja liikkuvat omaa pientä kiertorataa pitkin. Tämän seurauksena pimennysminimien ajat muuttuvat jatkuvasti: ensin myöhään, sitten ajoissa, sitten aikaisemmin, sitten ajoissa, sitten myöhään jne. Tämän siirtymän jaksollisuuden tutkiminen voi olla luotettavin menetelmä binäärijärjestelmiä kiertävien eksoplaneettojen havaitsemiseen. [50] [51] [52] .
Tähtien lähettämä valo on polaroimatonta , eli valoaallon värähtelysuunta on satunnainen. Kuitenkin, kun valo heijastuu planeetan ilmakehästä, valoaallot ovat vuorovaikutuksessa ilmakehän molekyylien kanssa ja polarisoituvat [53] .
Analyysi planeetan ja tähden yhdistetyn valon polarisaatiosta (noin miljoonasosa) voidaan suorittaa erittäin suurella tarkkuudella, koska polarimetria ei vaikuta merkittävästi Maan ilmakehän epävakauteen .
Polarimetriassa käytettävät tähtitieteelliset instrumentit ( polarimetrit ) pystyvät havaitsemaan polarisoituneen valon ja eristämään polarisoimattoman säteilyn. ZIMPOL/CHEOPS [54] ja PlanetPol [55] -ryhmät käyttävät tällä hetkellä polarimetrejä eksoplaneettojen etsimiseen, mutta planeettoja ei ole tähän mennessä löydetty tällä menetelmällä.
Aurora syntyy varautuneiden hiukkasten vuorovaikutuksesta planeetan magnetosfäärin kanssa ja se on hehku ilmakehän yläosassa. Tähtitieteilijöiden laskelmat osoittavat, että monet eksoplaneetat lähettävät samanaikaisesti melko voimakkaita radioaaltoja , jotka voidaan havaita maanpäällisillä radioteleskoopeilla 150 sv :n etäisyydeltä . vuotta . Tässä tapauksessa eksoplaneetat voivat olla melko kaukana tähdestään (kuten aurinkokunnan Pluto ) [56] .
Kosmisen pölyn levyt ( pölylevyt ) ympäröivät monia tähtiä ja ne voidaan havaita johtuen pölyn tavallisesta valosta ja sen uudelleensäteilystä infrapuna - alueella . Vaikka pölyhiukkasten kokonaismassa on pienempi kuin Maan massa, ne voivat miehittää riittävän suuren alueen ja ylittää emätähden infrapunassa [57] .
Hubble-avaruusteleskooppi pystyy tarkkailemaan pölylevyjä sen NICMOS-laitteella (lähi-infrapunakamera ja moniobjektispektrometri), mutta tähän mennessä parhaat kuvat ovat saaneet Spitzer- ja Herschel -avaruusteleskoopit , jotka pystyvät tarkkailemaan paljon syvemmälle. infrapuna kuin Hubble. Kaiken kaikkiaan noin 15 prosentista lähellä olevista auringon kaltaisista tähdistä on löydetty pölylevyjä [58] .
Pölyn uskotaan muodostuvan komeettojen ja asteroidien törmäyksistä , ja tähden valon paine työntää pölyhiukkaset tähtienväliseen avaruuteen suhteellisen lyhyessä ajassa. Siten pölyn havaitseminen osoittaa jatkuvia törmäyksiä järjestelmässä ja tarjoaa luotettavaa epäsuoraa näyttöä pienten kappaleiden (komeettojen ja asteroidien) läsnäolosta emotähden ympärillä [58] . Esimerkiksi Tau Cetin ympärillä oleva pölylevy osoittaa, että tähdellä on samanlaisia esineitä kuin Kuiperin vyöhykkeessä , mutta kiekko on kymmenen kertaa paksumpi [57] .
Tietyt pölylevyjen ominaisuudet osoittavat suuren planeetan olemassaolon. Esimerkiksi joissakin levyissä on keskiontelo, joka voi johtua planeetan läsnäolosta, joka on "puhdistanut" kiertoradansa pölyn. Muut levyt sisältävät kokkareita, joiden läsnäolo voi johtua planeetan painovoiman vaikutuksesta. Molemmat piirteet ovat Epsilon Eridani -tähden ympärillä olevassa pölylevyssä , mikä viittaa planeetan olemassaoloon, jonka kiertoradan säde on noin 40 AU. ( radiaalinopeusmenetelmällä löydetyn sisäplaneetan lisäksi ) [59] . Tällaisia planeetan ja levyn vuorovaikutuksia voidaan simuloida numeerisesti käyttämällä "törmäyskäsittelyä" [60] .
Spitzer- avaruusteleskoopilla tehty valkoisten kääpiöiden ilmakehän spektrianalyysi paljasti niiden saastumisen raskailla alkuaineilla ( magnesium ja kalsium ). Näitä alkuaineita ei voida tuottaa tähden ytimessä, ja on mahdollista, että saaste tulee asteroideista, jotka ovat liian lähellä ( Rochen rajan ulkopuolella ) tähteä gravitaatiovuorovaikutuksen vuoksi suurten planeettojen kanssa ja jotka lopulta repeytyvät tähden vuorovesivoimien vaikutuksesta . . Spitzer-teleskoopin tiedot osoittavat, että noin 1-3 prosentilla valkoisista kääpiöistä on tämä kontaminaatio [61] .
Tulevaisuudessa suunnitteilla on useita avaruustehtäviä, joissa käytetään jo hyväksi havaittuja menetelmiä planeettojen havaitsemiseen. Avaruudessa tehdyt mittaukset ovat mahdollisesti tarkempia, koska ilmakehässä ei ole vääristävää vaikutusta ja esineitä voidaan tutkia infrapunassa , joka ei tunkeudu ilmakehään. Osa suunnitelluista avaruusaluksista pystyy havaitsemaan Maan kaltaisia planeettoja .
NASAn Space Interferometry Mission aikoi käyttää astrometriaa, mutta se on nyt peruttu. Hän saattaa pystyä havaitsemaan maanpäällisiä planeettoja muutaman läheisen tähden ympäriltä. Euroopan avaruusjärjestön Darwin - projektit ja NASAn Terrestrial Planet Finder [62] on suunniteltu saamaan suoria kuvia planeetoista, mutta ne on keskeytetty eikä niitä ole suunniteltu toteutettavaksi lähitulevaisuudessa. Osana New Worlds Mission -operaatiota sen on tarkoitus laukaista avaruuteen erikoislaite, joka on suunniteltu estämään tähtien valo ja joka mahdollistaa planeettojen havainnoinnin muiden tähtien ympärillä, mutta tällä hetkellä tämän projektin tila on edelleen epäselvä.
Rakenteilla olevat 30 metrin luokan maanpäälliset teleskoopit pystyvät havaitsemaan eksoplaneettoja ja jopa valokuvaamaan niitä. Euroopan eteläinen observatorio on hiljattain aloittanut Chilessä eurooppalaisen äärimmäisen suuren teleskoopin rakentamisen, jonka peilin halkaisija on 39,3 metriä. Koronografin sekä mukautuvan optiikan ansiosta voimme todennäköisimmin kuvata Maan kokoisia planeettoja lähellä olevia tähtiä .
Avaruusteleskoopin avaruustutkimuslaitos ehdottaa ATLAST Large Space Telescope -projektia , jonka yhtenä tavoitteena on havaita ja kuvata planeettoja lähellä olevien tähtien ympäriltä. Myöhemmin käyttöön otettavasta teleskoopin lopullisesta konseptista riippuen ATLAST pystyy myös karakterisoimaan planeettojen ilmakehyksiä ja jopa havaitsemaan mahdollisia muutoksia mantereiden peittävissä kasvillisuuksissa.
Transiting Exoplanet Survey Satellite ( TESS ) -projekti on avaruussatelliitti, joka seuraa maapallon kirkkaimpia ja lähimpänä olevia tähtiä (noin 500 000 tähteä) kiviplaneettojen havaitsemiseksi kauttakulkumenetelmällä. TESS pystyy löytämään maata lähinnä olevia kiviplaneettoja, jotka sijaitsevat tähtensä asuttavalla alueella . Tätä projektia kehittävät Massachusetts Institute of Technology ja Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics . TESS laukaisu Maan kiertoradalle on suunniteltu maaliskuussa 2018.