Başqa yıldızlar yanında planetalarnı nasıl tapalar?

Uzaq yıldız resimde tek bir parlaq noqtacıq olaraq qala bile. Onıñ yanında bir planeta olğanını nasıl bilemiz? Belki biz yalñız parlaq ale içinde istegen dünyamıznı çızamız?

Ekzoplanetler planeta yaratqan, teşkerile bilgen ışıq ve areket deñişüvleri ile tapıla. Tranzit usulı yıldızdan kelgen ışıq aqımınıñ devirli azalmasını, şua boyunca sürat usulı ise yıldız spektriniñ Doppler deñişüvlerini qıdıra. Tek signal tasdıqlanğan planeta degil: onıñ menşeini, hatalarını ve başqa añlatmalarnı teşkermek kerek. Bazı planetalarnı öz ışığınen de közete edeler, amma «tapmaq» er vaqıt «diskini ayırıp körmek» degeni degil. NASA: qıdıruv usulları.

Planeta ışıqnıñ bir qısmını qapata

Orbitanı deyerlik qırından körsek, planeta yıldız diskiniñ ögünden keçe bile. Bu — tranzit. Teleskop vaqıt boyunca alınğan umumiy ışıq aqımını ölçey; ışıq egrisinde çöküntü peyda ola. Planetanı ayrı noqtacıq olaraq körmek şart degil: qapatqan yıldız ışığını ölçemek yeterli.

Çöküntülerniñ tekrarı orbita devrini tapmağa yardım ete. Olarnıñ terenligi esasen planetanıñ yıldızğa nisbeten ölçüsini bere. Radiusnı kilometrde bilmek içün yıldız radiusı da kerek. Bu tahminni tüzelse, ölçelgen çöküntü aynı qalğan alda da planeta ölçüsiniñ tahmini deñişe bile. Winn: geometriya ve ölçüler, §2 ve §3.1.

Başqa egiklikte planeta bizim proektsiyamızda yıldız diskinin üstünden ya da altından keçe. O bar olmağa devam ete, amma tranzit yoq. Demek, tüz ışıq egrisi sistemanıñ boş olğanını isbatlamay.

Dal · esap ileİhtiyariy · keçip ketmek mümkün

Radius eki kere kiçik olsa, çöküntü dört kere zayıftır

Şeffaf olmağan planetanıñ bütün diski birdey parlaq yıldıznıñ ögünde olğanda ve planetanıñ öz ışığını esapqa almağanda:

\delta=\frac{F_{\mathrm{out}}-F_{\mathrm{in}}}{F_{\mathrm{out}}} \approx\left(\frac{R_p}{R_\star}\right)^2.

$F$ — tranzitten tış ve tranzit vaqtında birdey birliklerde ışıq aqımı; $R_p$ ve $R_\star$ — birdey birliklerde radiuslar. $\delta$ terenligi ölçüsizdir. $R_p/R_\star=0{,}10$ olsa, o $0{,}01$ , yani 1%; $0{,}05$ olsa, $0{,}0025$ , yani 0,25% ola. Radius sıfırğa yaqınlaşqanda çöküntü de yoqala. Bular ögretici nisbetlerdir, belli bir sistemanıñ ölçevleri degil. Winn: 22-nci teñleme ve kenarğa doğru qararma, §2.5.

Kerçek yıldız ekseriyetle kenarında daa qaranlıq, şunıñ içün tam model qaysı yer qapatılğanını esapqa ala. Qoñşı yıldıznıñ ışığı da müim: o maqsat yıldıznıñ ışığına teñ olsa, köz etilgen nisbiy terenlik eki kere azala. Bütün aqımnı bir yıldızğa ait saysaq, planeta kiçikçe körünir. Demek, zayıf çöküntü em kiçik planetanı, em de başqa ışıqnen seyreltilgen signalnı bildire bile. Kepler DR25: başqa ışıq ve radiuslar, §VII.6.

Planeta yıldıznı da areket ettire

Yıldız ve planeta ortaq kütle merkezi etrafında aylana. Yıldız kiçikçe orbita çize, amma areketini spektrde — dalğa uzunlığına köre ayrılğan ışıqta — qıdırmaq mümkün. Yıldız yaqınlaşqanda spektr sızıqları qısqa dalğalarğa, uzaqlaşqanda uzun dalğalarğa köçe. Şua boyunca sürat — süratniñ közeticige doğru yonalğan qısmı. Alet sızıqlarnıñ deñişüvini ölçey, model bunı bu süratke çevire. NASA: Doppler qıdıruvı.

Usul yoldaşnıñ kütlesine, amma orbitanıñ egikligine de duyğundır. Planeta kütlesi kiçik olğan alışılğan yaqınlaşuvda, yıldız ve orbita parametrlerini bilip, ekseriyetle minimum kütle dep atalğan $M_p\sin i$ miqdarını tapalar. Mında $i=90^\circ$ — qırından, $i=0^\circ$ — üstten körülgen orbita. Ekinci sıñır alında bizim körüş şuası boyunca orbital areket yoq ve bu Doppler signalı yoqala. Bu, gravitatsiya yoq degeni degil. Winn: kütle ve egiklik, 25-nci teñleme.

Er eki usul bar olsa, devirlerni ve orbita modellerini teñeştirmek mümkün. Tranzit egiklikni sıñırlay, süratler ise kütleni tapmağa yardım ete. Radius ile birge orta sıqlıqnı tapmaq mümkün; o, mümkün terkiblerni tarayta, amma içki qurulışnıñ mufassal haritası degil.

Ölçevden neticege

Tranzit

Ölçeymiz: Planeta yıldıznıñ ögünden keçkende alınğan ışıq azala.
Model ile çıqaramız: Planeta ve yıldız radiuslarınıñ nisbeti; tekrarlardan devir.
Daa ne kerek: Yıldıznıñ ölçüsi, keçiş geometriyası, başqa ışıq ve yalğan vaqialarnı teşkerüv.

Şua boyunca sürat

Ölçeymiz: Yıldıznıñ spektr sızıqları devirli yer deñiştire.
Model ile çıqaramız: Körüş şuası boyunca orbital areket; yoldaşnıñ kütlesine sıñır.
Daa ne kerek: Yıldız kütlesi, orbita parametrleri, egiklik ve yıldız faallığını teşkerüv.

Mekanizm şemaları; kerçek malümat degil. Planeta diskinin radiusı yıldız radiusınıñ 0,1 payı: birdey parlaqlıqta meydannıñ 1%ini qapata. Spektr deñişüvi büyütülgen, sürat şkalası yoq. Orbitanı üstten körgende ne tranzit, ne de körüş şuası boyunca orbital Doppler signalı bar; astrometrik areket qala bile.

Signalnı daa ne yarata bilir edi?

Çöküntüni tutulğan çift yıldız yarata bile; meselâ ışığı maqsat yıldıznen qarışqan zayıf fon çifti. Yıldız faallığı ve alet tesirleri de aldatıcı vaqialar yarata. Şunıñ içün çöküntülerniñ şekli ve tekrarlanmasını, terenlikleriniñ nöbetleşmesini, qoşma tutulmalarnı ve deñişken ışıqnıñ doğru yıldızdan kelgenini teşkere edeler. Daa yahşı köşe ayırma qabiliyetli resimler qoñşılarnı tapmağa yardım ete. Kepler teşkerüvleriniñ ilk tarifi, §III.1 ve §VII.6.

Spektrlerde yıldız yüzündeki deñişüvler sızıqlarnı bozıp, areketke beñzey bile. Tek devirlilik planetağa garantiya bermey: yıldız faallığı, alet sabitligi ve başqa modeller teşkerilmeli. Fischer ve emektaşları: yalğan şua süratleriniñ menbaları.

İlk saylamadan soñ obyekt namzet olaraq qala bile. Soñraki status qoşma dinamik delillerge ya da mümkün yalğan stsenariylerniñ statistik teşkerilmesine tayana. Er tasdıqlanğan planetanıñ em tranziti, em ölçelgen şua sürati olması şart degil. Neticeniñ küçü bar malümatqa ve teşkerüv şartlarına bağlı.

Qolay tapılmaq — tabiatta eñ sıq olmaq degil

İri planeta daa çoq ışıq qapata. Qısqa devir közetüv vaqtında daa çoq tekrar bere; yaqın orbitalar tesadüfiy yonalışlarda daa sıq tranzit yarata. Başqa şartlar birdey olsa, şua süratleri de ekseriyetle daa kütleli ve yaqın yoldaşlarnı qolay tapa. Şuvultı, közetişlerniñ devamlılığı ve aralıqları öz saylamasını qoşa. Şunıñ içün tapılğan planetalar listesinde bir türniñ payı tabiatta onıñ payına teñ degil. Winn: geometrik saylama, §2.2 ve közetüv sıñırları, Kepler: tapuv semereliligi, §VIII.

Başqa usullar manzaranı toldura. Doğrudan suret alma planetanıñ ışığını yıldız parlaqlığından ayıra; o er vaqıt yüzüni köstermey. Astrometriya yıldıznıñ kökteki yer deñişüvini qıdıra. Mikrolinzalav uzaq fon yıldızınıñ ışıq küçlenüvini deñiştirgen planeta payını qıdıra. Olarnıñ er biriniñ öz duyğunlıq diapazonı ve hataları bar. ESA: türlü közetilgen signallar.

Dal · qıdıruvnı teşkerüvİhtiyariy · keçip ketmek mümkün

Közetüv tapmağanını nasıl tahmin eteler?

Belli parametrli suniy signallarnı malümatqa qoşıp, aynı qıdıruvdan keçirmek mümkün. Şartlı tecribede bir sınıftan 20 signalnıñ 10ı tapılsa, bu şartlar içün semerelilik tahmini 50% ola. Bu sınıftan tapılğan obyektke ekige yaqın statistik ağırlıq bermek mümkün, amma bu onıñ şahsiy kerçekligini tasdıqlamay.

Saylamadan ne qadar yalğan vaqia keçkenini ayrıca tahmin eteler. Tamlıq ve işançlılıq ayrı suallerge cevap bere: ne qaçırıldı ve ne yañlış qoşıldı. Planetalarnıñ sıqlığı içün geometriya ve yıldız saylamasına da tüzetme kerek. Keplerde böyle tecribeler piksel ve ışıq egrisi seviyelerinde yapıldı; semerelilik yıldızlar arasında farqlı edi. Mındaki 20 ve 10 — ögretici misal, Kepler neticesi degil. Thompson ve emektaşları, §VIII.1.

Keşif — sistema aqqında teşkerilgen neticedir

Uzaq planetalarnı ölçelgen signalnı fizikiy model ve başka añlatmalarnı teşkerüv ile birleştirip tapamız. Tranzit ve spektr deñişüvi ayrı sıñırlar bere; yonalış planetanı bir usuldan, közetüvniñ hususiyetleri ise bütün qıdıruvdan gizley bile. Bu sıñırlarnı bilmek keşiflerni daa işançlı ete ve katalogta yalğan tamlıq duyğusından saqlay.

Ekzoplaneta aqqında yañılıqnı oquğanda üç şeyni tapmaq faydalı: ne signal ölçeldi, ondan ne parametr çıqarıldı ve başqa añlatmalar nasıl teşkerildi. Zayıf ışıqnı toplavnıñ fizikiy esasını teleskop nasıl çalışa maqalesi añlata.