Avastatud planeetide seas on nii Maa-sarnaseid, kui ka hiiglaslike gaasiplaneete ja nii mõnedki neist tiirlevad oma tähe ümber kaugusel, kus vesi püsib vedelal kujul ning elu võib tekkida.
Videos, mis katab tervet meie taevast, on iga ring üks eksoplaneet ning iga värvus eristab meetodit, mille abil see avastati (sinised kuuluvad Keplerile). All lühidalt need erinevad viisid kuidas planeete nii kaugelt tuvastada.
- Radiaalkiiruse mõõtmine (roosa). Kui planeet tiirleb ümber tähe, paneb ta oma gravitatsiooniga viimase õige pisut ruumis võnkuma. Jälgides kauge tähe spektri nihkumist kord punase kord sinise osa poole on selle võnkumise kiirust võimalik väga täpselt mõõta. Näiteks Maa võngutab Päikest kiirusega 9 cm/s ja Päikesesüsteemi suurim planeet Jupiter koguni 13 m/s. Tänapäevaste teleskoopidega on võimalik mõõta kuni 3m/s kiiruse muutust ning kuni 2012 aastani oli see enimlevinud eksoplaneetide avastamise meetod.
- Ülemineku mõõtmine (sinine). Juhul kui tähe umber tiirleva eksoplaneedi orbiit satub Maalt vaadates mööduma tähe eest, on võimalik Maalt tuvastada tähe heleduse mõningast langust. Languse määr annab meile infot planeedi suuruse kohta ja perioodist saame teada kui kaua kulub sellel ühe tiiru tegemiseks. Selle meetodi abil on võimalik tuvastada suhteliselt väheseid eksoplaneete, kuna kõik sõltub planeedi tiirlemistasandi nurgast Maalt vaadates. Tänu aga kosmoseteleskoop Keplerile, mis vaatles korraga mitme saja tuhande tähe heleduse muutust ajas, on see alates 2012. aastast kõige enam tulemusi andnud meetod.
- Otsene pildistamine (tumekollane). Kui eksoplaneet on tõeliselt suurte mõõtmetega ning ta tiirleb meile suhteliselt lähedal asuva tähe ümber, võib olla võimalik seda teatud lainepikkustes otseselt pildistada. See meetod ei tooda küll väga palju uusi avastusi, kuid seda saab kasutatada juba varasemalt kahtlustatud hiiglaslike eksoplaneetide olemasolu kinnitamiseks.
- Gravitatsiooniline mikrolääts (roheline). Massiivsed objektid kõverdavad koos aja ja ruumiga ka nähtavat valgust ning toimivad seetõttu läätsena, murdes ja koondades näiteks selle taga paistva tähe valgust. Tähe ümber tiirlev piisavalt massiivne planeet võib seda läätseefekti vähesel määral moonutada, andes meile aimu selle olemasolust. Paraku peab selle meetodi puhul uuritava tähe taustalt mööduma mõni teine täht. Sellised juhused on aga väga haruldased. Sellepärast kasutatakse seda peamiselt Linnutee tasandis asuvate tähtede uurimiseks, mille taustal on ohtralt kaugemaid tähti.
- Ülemineku ajastamine (punane). Kui võrrelda väga täpselt planeedi üleminekuid oma tähe eest, võidakse avastada, et need perioodid ei ole päris võrdsed. Sellisel juhul võib seda planeeti mõjutada teine planeet (planeedid), mis vaadeldavat planeeti oma orbiidil kord kiirendab või aeglustab.
- Heleduse modulatsioon (helekollane). Tähe ümber tiirlev planeet on selle poolt valgustatud ning Maalt vaadates see valgustatud osa suureneb ja väheneb (sarnaselt kuufaasidele). Mõõtes perioodilist muutust täheümbruse heleduses on eksoplaneedi olemasolu võimalik kindlaks teha.
- Astromeetria (valge). Tähe ümber tiirlev planeet teatavasti võngutab oma tähte ning selle spektrit jälgides saame me seda tavaliselt ka mõõta (vt. radiaalkiiruse mõõtmine). Kui aga Maalt vaadates näeme me mõnd sellist süsteemi lapiti (otse ülevalt), pole spektrist kuigi palju kasu. Siis tuleb appi astromeetria, mis mõõdab väga täpselt tähtede omavahelist (näivat) kaugust. Kui näiteks üks täht tundub teiste suhtes tegevat pisikesi ringe, siis on hea põhjus kahtlustada eksoplaneedi olemasolu selle ümber.
PS: Vasakul üleval asuv sinine kobar eksoplaneetidega on puhtalt Kepleri kosmoseteleskoobi töö, kes vaatles seda Luige tähtkujus (Cygnus) asuvat taevaala teatud põhjustel eriti hoolikalt. Pole aga mingit põhjust arvata, et samasugune vaatepilt ei avaneks meile kõikjalt taevast.
Kommentaare ei ole:
Postita kommentaar