Comment un artiste voit l'exoplanète Proxima b . On pense qu'il est inamical pour la vie en raison du fait qu'il n'a pas d'atmosphère en raison des propriétés de son étoile mère. C'est, comme le disent les astronomes, le monde «qui regarde» - un côté de la planète regarde constamment l'étoile, et frite dans sa lumière, et l'autre se fige. Ce sont peut-être les planètes les plus présentes dans l'Univers.
Il existe un mythe populaire en astronomie selon lequel le Soleil est une étoile typique. Si nous parlons du fait que le Soleil ne se distingue par rien de spécial, alors oui, c'est le cas. Il se compose des mêmes ingrédients que le reste des étoiles. C'est 70% d'hydrogène, 28% d'hélium, 1-2% d'autres éléments. Il reçoit l'énergie de la fusion nucléaire qui se produit dans le noyau. En un sens, il s'agit d'une étoile «typique», incluse dans la grande majorité d'environ 10 24étoiles contenues dans l'univers observable.
Cependant, en réalité, le Soleil est plus brillant et plus massif, et sa durée de vie est plus courte que celle de 95% des étoiles de l'Univers. Si vous choisissez une étoile aléatoire, alors avec une probabilité de 80%, ce sera une naine rouge - elle sera plus petite, plus froide, plus sombre et moins en masse que notre Soleil. La plupart des étoiles ne sont pas comme notre Soleil.
Et les planètes? Si nous ne prenons en compte que celles que nous avons trouvées à ce jour - et c'est déjà plus de 4000 - nous pouvons conclure qu'il y a le plus souvent des planètes légèrement plus grandes que la Terre. Cependant, ce n'est probablement pas le cas. Si vous ne faites pas attention, l'univers peut facilement nous tromper - cependant, nous avons suffisamment d'informations pour l'éviter. Et c'est ainsi que nous savons quel type de planètes dans l'Univers le plus.
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Lorsque nous avons commencé à étudier les exoplanètes, les premières planètes découvertes en dehors de notre système solaire ne ressemblaient à rien de ce que nous avons vu auparavant. Le premier lot de ces planètes a été trouvé dans les années 1990. C'étaient des planètes exceptionnellement grandes et massives, énormes même en comparaison avec Jupiter - la planète la plus massive de notre système solaire. De plus, ils n'étaient pas aussi éloignés de leur étoile que nos géantes gazeuses - ils étaient extrêmement proches et il ne leur a fallu que quelques jours pour effectuer une révolution autour de l'étoile. Les premières planètes comme celles-ci ont été trouvées en orbite encore plus rapidement que Mercure, notre planète la plus intérieure.
Est-ce que ces soi-disant. "Hot Jupiters" au type de planètes le plus courant? Pas du tout. Mais il y avait quelque chose de spécial à leur sujet: c'est à de telles planètes que nos premières méthodes de détection ont été adaptées. La toute première des techniques réussies pour détecter les planètes en dehors du système solaire, nous avons appelé la méthode du "tremor stellaire": puisqu'une étoile attire par gravitation une planète tournant autour d'elle, la planète l'attire à son tour avec une force égale et opposée. En fait, les planètes ne se déplacent pas en ellipse autour de leurs étoiles mères: les deux membres du système planète-étoile tournent autour d'un centre de masse commun.
La méthode de la vitesse radiale, également connue sous le nom de méthode du tremor stellaire pour la recherche d'exoplanètes, est basée sur la mesure du mouvement de l'étoile mère sous l'influence gravitationnelle des planètes tournant autour d'elle. Puisque la planète et l'étoile tournent autour d'un centre de masse commun, l'étoile ne reste pas immobile, mais «tremble». Les décalages périodiques rouge et bleu de la lumière de l'étoile permettent de calculer la masse et la période orbitale d'une exoplanète.
Ces étoiles sont trop éloignées et se déplacent trop peu latéralement (d'un côté à l'autre) pour que nous puissions détecter ce mouvement. Mais un mouvement dans la direction radiale, le long de la ligne de visée, peut être détecté. Les propriétés de la lumière émanant de l'étoile dépendent de son mouvement.
Lorsqu'une étoile se déplace vers nous, la longueur d'onde de sa lumière se déplace vers des fréquences plus élevées, des longueurs d'onde plus courtes, des énergies plus élevées et des bleus. Lorsqu'une étoile s'éloigne de nous, la longueur d'onde de sa lumière se déplace vers des fréquences plus basses, des longueurs d'onde plus longues, des énergies plus basses et des rouges.
Si vous observez une étoile autour de laquelle une planète compagne massive tourne pendant longtemps, vous verrez périodiquement comment l'étoile se déplace dans votre direction, puis s'éloigne de vous, puis revient vers vous, etc. S'il a plusieurs planètes, alors plusieurs signaux seront superposés. Le terme original, «gigue stellaire», est passé de mode et nous l'appelons maintenant la méthode de «vitesse radiale». Nous n'avons commencé à trouver des planètes que lorsque nos capacités spectroscopiques sont devenues suffisamment précises. Nous divisons la lumière en différentes longueurs d'onde pour rechercher des éléments spécifiques ainsi que des caractéristiques d'absorption et d'émission.
Spectrum echelle (réseau en gradins) - c'est ainsi que la lumière était affichée sur le spectrographe Hamilton dans les années 1990. Le système a permis de mesurer la vitesse radiale avec une précision de 15-20 m / s - beaucoup plus précise que les méthodes précédentes. A cette époque, grâce à cette percée, plusieurs exoplanètes ont été découvertes, incl. et les Jupiters chauds.
Et c'est la première leçon de statistiques. Nous avons trouvé ces "Jupiters chauds" non pas parce qu'ils sont le type de planète le plus courant dans l'univers. Nous les avons trouvés car les planètes de ce type étaient plus faciles à détecter avec une méthode spécifique. Lorsque vous utilisez la méthode de la vitesse radiale, vous devez vous poser la question: quel type de système donnera l'effet le plus visible? Il s'avère que dans ce cas, trois facteurs jouent le plus grand rôle.
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Par conséquent, cette méthode a tendance à trouver les planètes les plus proches de l'étoile avec une grande masse et une orbite située à côté de nous. Sans surprise, la plupart des premières planètes découvertes se sont avérées être des «Jupiters chauds».
Champ de vision de la première recherche du télescope Kepler sur le fond de la Voie lactée (cône jaune). La plupart des observations Kepler a observé en continu la même partie du ciel, étudiant simultanément 100 000 étoiles. Pendant le transit de la planète à travers le disque de l'étoile, "Kepler" a observé la désintégration périodique de sa lumière.
Bien sûr, la révolution exoplanétaire moderne a commencé dès que le télescope Kepler s'est impliqué et a commencé à collecter des données. Au lieu de la vitesse radiale, la principale méthode de recherche de planètes a été faite d'un méthode de transit . Certains des systèmes dont les orbites planétaires sont bord à bord sont si bien alignés que leurs planètes passent juste entre nous et leur étoile. À ces moments, ils bloquent un petit pourcentage de la lumière de l'étoile.
Avec une position orbitale idéale, la luminosité de l'étoile s'estompera régulièrement, car l'étoile émet généralement de manière relativement uniforme, mais lorsqu'une planète plus froide passe devant elle, une partie de la lumière sera bloquée.
Le schéma du travail de Kepler était ingénieux: le télescope regardait l'endroit dans le ciel où se trouve un grand champ stellaire, s'étendant le long de l'épaississement le plus proche du bras spiral de la galaxie. Et dans une région de plusieurs milliers d'années-lumière à travers, il a pu observer simultanément plus de 100 000 étoiles, en suivant régulièrement les diminutions et les variations de luminosité. Bien qu'il existe plus de 4000 exoplanètes confirmées connues aujourd'hui (dont plus de la moitié ont été trouvées par Kepler), la découverte d'une planète semblable à Mercure en orbite autour d'une étoile similaire à notre Soleil dépasse notre technologie actuelle. Du point de vue de Kepler, Mercure serait 285 fois plus petit que le Soleil, ce qui le rendrait encore plus difficile à remarquer que depuis la Terre - d'où sa taille apparente est de 1/194 du Soleil.
Après que Kepler ait fait son travail, nous avons augmenté notre collection d'exoplanètes connues d'un peu plus de 100 à plus de 4 000. La plupart du temps, Kepler a observé les mêmes 100 000 étoiles pendant trois ans et a trouvé des planètes aussi grandes que Jupiter et moins que la Terre. Sur le graphique des planètes qu'il a découvertes, on peut voir que le pic des détections se situe dans l'intervalle qui appartient aux soi-disant. "Super-Terres". Mais plus nous en apprenons sur les exoplanètes, plus il est probable qu'elles ne seront pas réellement des super-Terres, mais des mini-Neptunes - des planètes avec une grande teneur en gaz instable.
Il est très tentant de conclure que le type de planète le plus courant dans l'univers serait une super-Terre. Bien sûr, après que Kepler nous a donné des candidats planétaires, nous avons confirmé leur existence en mesurant la vitesse radiale. Mais puisque Kepler nous a dit où, quand et avec quelle précision observer l'étoile, nous avons la possibilité de vérifier tous les candidats qu'il a trouvés. D'après les données obtenues, il serait possible de conclure que le type de planètes le plus courant dans l'Univers ne sera pas "Jupiter chaud", mais des super-Terres. Sur le graphique: le rapport du rayon des planètes à la luminosité de l'étoile. À gauche se trouvent des étoiles brillantes, à droite des étoiles sombres. Plus haut sur le graphique se trouvent les plus grandes planètes. Orange - Candidats Kepler. Bleu - planètes découvertes par la méthode de transit depuis la Terre.
La plupart des planètes découvertes par Kepler s'avèrent être plus grandes que la Terre et tournent autour d'étoiles plus sombres que les nôtres. Cependant, les grandes planètes sont rares dans les étoiles faibles.
Cependant, cette conclusion sera probablement incorrecte. Bien qu'elle ne soit pas sujette à l'erreur radiale, la mission Kepler en particulier et la méthode de transit en général ont leurs propres distorsions qui limitent fondamentalement ses capacités. Imaginez que nous regardions le système solaire de loin. Quelles sont les chances qu'une planète soit si bien orientée qu'elle passe directement devant le Soleil? Et quelle est la configuration la plus probable?
La première distorsion est simple: plus une planète est proche d'une étoile, plus elle a de chances de passer devant elle. Les planètes intérieures, même avec des orbites fortement inclinées, peuvent toujours avoir un passage le long du disque d'une étoile - et pour que les planètes extérieures passent à travers le disque, leur orbite doit être alignée très précisément.
Orbites des planètes du système solaire, vue de dessus. On peut voir avec quelle précision le plan orbital doit être aligné pour que la planète traverse le disque de l'étoile. Dans le cas de Mercure, une légère inclinaison lui permettra quand même de traverser le disque solaire. Mais le plus éloigné de l'étoile, plus la position de l'orbite devrait être précise.
Pour une étoile de la taille du Soleil, l'orbite d'une planète de la taille de l'orbite de Mercure peut dévier de 1,37 ° de la position de bord idéale, et Mercure peut toujours traverser le disque de l'étoile avec une probabilité de 0,76%. L'orbite de la même planète, située à une distance de l'étoile comparable à la distance du Soleil à la Terre, ne peut dévier de plus de 0,53 °, et les chances de son passage à travers le disque sont de 0,30%. À distance, comme du Soleil à Jupiter, la déviation tombe à une magnitude de 0,101 °, et la probabilité de traverser le disque est de 0,056%. Dans le cas de Neptune, ce sera déjà 0,0177 ° et 0,0098%.
Par conséquent, il faut s'attendre à une détection plus fréquente des planètes proches de l'étoile, et plus la planète est éloignée de l'étoile, plus il sera difficile de la trouver. Sur une période d'observation de trois ans, la grande majorité des planètes découvertes tourneront sur des orbites plus proches et se déplaceront le long d'elles plus rapidement que les planètes de notre système solaire.
Le principal transit de l'exoplanète le long de l'étoile KOI-64 (L) et le départ de la planète derrière l'étoile mère ®. La première baisse de luminosité permet de déterminer grossièrement le transit, et les informations supplémentaires aident les scientifiques à apprendre les différentes propriétés de la planète, en dehors du rayon et de la période orbitale. Notez que la détection d'une planète nécessite un signal pas plus faible que 100 ppm de la ligne de base (ppm).
Et puis il y a le problème de la taille physique. Une planète doit bloquer une partie importante de la lumière de l'étoile pour entrer dans le jeu de données Kepler. Et ici un petit compromis se pose: une planète plus petite traversant le disque de son étoile 30 fois ne peut bloquer qu'un dixième de la lumière (ce qui la rend environ 3,2 fois plus petite) par rapport à une planète qui ne traverse le disque de l'étoile que 3 fois ...
Il s'avère que nous avons deux distorsions fonctionnant par paires: nous avons tendance à détecter des planètes situées plus près des étoiles mères, car les chances de localiser correctement leur orbite par rapport à nous sont plus élevées, ainsi que les planètes dont la taille est plus grande en comparaison avec leurs étoiles mères. Par conséquent, en analysant les données de Kepler, nous constaterons que la distribution des planètes sera différente pour les étoiles de types différents.
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Par exemple, les capacités de Kepler ne seront pas suffisantes pour trouver une planète de la taille de la Terre en orbite autour d'une étoile de la taille du Soleil ou plus. Les grandes étoiles ont d'énormes disques - il faudrait 12 000 planètes de la taille de la Terre pour couvrir le disque du Soleil, et Kepler est incapable de détecter une diminution de 1/12 000e de la luminosité. Dans les étoiles de la taille du Soleil, nous ne pouvons trouver que des planètes plus grandes que notre Terre - des super-Terres. Dans l'orbite des étoiles géantes, nous ne pouvons trouver que des géantes gazeuses.
Si nous voulons trouver des planètes de la taille de la Terre ou plus petites - qui sont susceptibles d'être rocheuses et avec une petite atmosphère - nous devrons les rechercher sur les orbites des plus petites étoiles - étoiles de classe M, naines rouges. Les plus petites planètes tournent généralement autour de ces étoiles, mais comme elles sont très faibles, il nous sera difficile de mesurer les changements de leur luminosité. Mais:
Comparaison du système TRAPPIST-1 et des planètes intérieures du système solaire, ainsi que des lunes de Jupiter. Bien que la classification de ces planètes puisse sembler aléatoire, il existe un lien immuable entre la formation et le développement de tous ces corps célestes et leurs propriétés physiques actuelles. Les systèmes planétaires de naines rouges sont très similaires aux homologues agrandis de Jupiter ou de Saturne avec leurs lunes.
Il est important de comprendre qu'une grande partie de ce que nous voyons à travers les télescopes aujourd'hui n'équivaut pas à une grande partie de ce qui existe dans l'univers. Dans toute science, et en particulier en astronomie, nous nous orientons toujours vers ces phénomènes qui sont optimisés pour être détectés par nos détecteurs, nos instruments et nos capacités actuelles. Les résultats les plus faciles à obtenir ne reflètent pas nécessairement la réalité.
Pendant longtemps, le type de planète le plus courant était "Jupiter chaud". Maintenant, il semble que les mondes de la taille de Neptune soient plus courants, et les mini-Neptunes le sont encore plus. Nous n'avons pas trouvé de mondes de la taille de la Terre et plus petits en nombre suffisant, mais cela a plus à voir avec les limites des télescopes que nous avons créés qu'autre chose. En extrapolant à partir de nos connaissances, nous pouvons dire que le type le plus typique de planètes sera des planètes rocheuses de la taille de la Terre ou plus petites, en orbite autour de naines rouges. Il s'avère que le Soleil n'est pas une étoile typique et que notre planète n'est pas une planète typique. Jusqu'à ce que nous créions des outils adaptés pour les trouver, comme la mission LUVOIR en cours de développement . - nous ne pourrons pas vérifier et confirmer ou réfuter nos soupçons avec l'exactitude correspondant aux normes scientifiques.