Методи за наблюдение на екзопланети с любителски средства
През 1995 г. е открита първата екзопланета 51 Pegasi b, обикаляща около звезда от главната последователност. Оттогава от "Кеплер" и други кодмически и наземни обсерватории са потвърдени над 5,000 екзопланети. Астрономите-любители успешно откриват екзопланети от поне едно десетилетие и го правят с невероятна точност! Нещо повече, те са в състояние да извършват такива наблюдения със същото оборудване, което използват за създаване на страхотно изглеждащи снимки на дълбокото небе или светлинни криви на променливи звезди. Наблюденията на астрономите-любители също предоставят ценни данни в подкрепа на изследванията на екзопланети. През 2004 г. екип от професионални астрономи и астрономи-любители си сътрудничи по проекта XO, в резултат на който са открити няколко екзопланети. С изключение на този проект, повечето от досегашните усилия на любителите в областта на екзопланетите са насочени към откриване на вече "открити" екзопланети. Тези наблюдения помагат за прецизиране на ефемеридите на тези вече известни екзопланети. Самият факт, че любителите астрономи могат да "повтарят" тези открития, означава, че теоретично е възможно да открият и нови екзопланети! За архивиране на наблюденията на потвърдени екзопланети е създадена базата данни AAVSO Exoplanet Database (AED), в която наблюдателите могат да съхраняват своите наблюдения. Това позволява на изследователите да усъвършенстват ефемеридите на тези вече потвърдени екзопланети.
 | |
|
Методи за откриване на екзопланети
Преобладаващият метод, използван досега за откриване на екзопланети както от професионални астрономи, така и от любители, е транзитният метод. При този метод се търси "потъване" в светлинната крива на далечна звезда, което обикновено е показателно за преминаване на планета пред нея. Методът на транзита се оказва успешен за планети с размерите на Юпитер, които обикалят близо до звездата-домакин и имат орбитална равнина, лежаща в една равнина с нашия поглед от Земята. С метода на транзита могат да се определят поне две критични свойства на екзопланетата: размерът (радиусът) на самата планета и радиусът на орбитата ѝ около звездата-домакин. Като се знае периодът на орбитата на планетата около звездата-домакин, може да се определи и наклонът на орбитата на екзопланетата спрямо линията на видимост от Земята. За да се определят други свойства на екзопланетата, например нейната маса и съответно плътност, се използва друга техника, наречена метод на радиалната скорост: чрез прецизна спектроскопия на доплеровото отместване в спектъра на звездата, може да се определи масата на планетата. Методът на радиалната скорост се използва и за определяне на фазата (и съответно на периода) на орбитата на екзопланетата около нейната звезда домакин. Има няколко успешни опита на любители астрономи да използват този метод, но цената на високоточните спектроскопски апарати за това е пречка за по-широко разпространение на измерванията на радиалната скорост от любители.
Други два метода, които понастоящем се използват от професионалните астрономи за характеризиране на свойствата на екзопланетите, са микролензингът и прякото наблюдение. Микролензингът се основава на потвърденото вече предсказание на Айнщайн, че масивен обект (като звездата-приемник на екзопланетата и нейната планетна система) може да действа като леща, която да предизвика изкривяване на светлината от далечен източник (фонова звезда). Промяната в светлинната крива на фоновата звезда, която е подложена на микролензинг, е показателна за преминаването на планетната система пред фоновата звезда. Потъването на тази светлинна крива е допълнителен признак за наличието на екзопланета, която обикаля около звездата-домакин. Преките наблюдения на екзопланети са успешни в ограничен брой случаи, но бъдещите поколения космически телескопи и придружаващите ги свръхчувствителни спектроскопски инструменти би трябвало да помогнат за разкриване на атмосферния състав на екзопланетите.
Почти всички открити досега екзопланети са в рамките на нашата галактика Млечен път (фигура 1). Мисията "Кеплер" използва транзитния метод за откриване на екзопланети и е отговорна за повечето от откритите до момента екзопланети. Първоначалната мисия е била насочена към област от същия спирален ръкав на Млечния път, в който се намира нашата Слънчева система. Поради загуба на реакционно колело обаче мисията "Кеплер" се фокусира върху полета на възможности по протежение на равнината на еклиптиката. Въпреки че повечето наблюдения на Земята са били в близост до нашата Слънчева система, последните техники за микролензинг се съсредоточени върху наблюденията към галактическата издатина на Млечния път. Това позволява на астрономите да се възползват от гъстотата на звездите между нас и центъра на Млечния път, където има по-голяма вероятност планетарна система да премине пред далечна звезда.
 |
| Фигура 1: С любезното съдействие на NASA/JPL-Caltech |
От всички тези методи за откриване на екзопланети транзитният метод е най-подходящ за използване от астрономи-любители.
Светлинната крива на екзопланетите
Ключът към транзитния метод е светлинната крива (Фигура 2).
 |
| Фигура 2: Светлинна крива на екзопланетата WASP-12b |
Всяка точка от светлинната крива представлява промяната в звездната величина на звездата-домакин към определен момент. По този начин, когато планетата преминава пред звездата-домакин, в кривата на светлината ще има спад. Светлинната крива търси "най-близкото съотвествие" (best fit) към тези точки от данни и изобразява три важни измервания:
- дълбочина на транзита;
- начален момент на транзита;
- краен момент на транзита.
Горните три характеристики на светлинната крива позволяват на астронома-любител лесно да изчисли някои ключови свойства на екзопланетата, а именно:
- радиус на екзопланетата;
- радиус на нейната орбита около звездата-домакин;
- наклона на орбитата на екзопланетата спрямо зрителната равнина на наблюдателя.
И така, как всъщност астрономът любител създава светлинната крива на транзит на екзопланета?
Първоначално се правят множество снимки на звездата-домакин заедно с други звезди за сравнение ("Comp" stars) в близост до нея. При типичен транзит, който продължава до 3 или повече часа, експозиция от няколко секунди до 2 минути за всяко изображение и сесия за заснемане, обхващаща 1 час преди и 1 час след транзита, понякога са необходими над 1,000 изображения, за да се покрие продължителността на очаквания транзит. След това може да се използва софтуер за фотометрия, като AstroImageJ, за да се изчислят промените в яркостта на звездата-домакин, като се използва диференциална фотометрия. Диференциалната фотометрия изчислява промените в звездната величина на звездата-домакин, като сравнява яркостта на звездата-домакин с една или повече вероятно непроменливи звезди. За да се изчисли величината на всяка звезда, софтуерът за фотометрия ще позволи на астронома любител да определи "апертура" и "пръстен", които се поставят върху звездата-домакин и всяка зравнвителна звезда (вж. фигура 3). След това яркостта в пръстена (мярка за фона на небето) се изважда от яркостта в областта на апертурата, за да се получи коригирана мярка за видимата яркост на всяка звезда. Вместо промяна в зв. величина някои изследвания на екзопланети използват относителни промени в потока (relative flux) между ансамбъл от звезди за сравнение и звездата домакин като мярка за дълбочината на светлинната крива. Едно от предимствата на диференциалната фотометрия е, че е важна разликата в яркостта между звездата-домакин и средната стойност на една или повече сравнителни звезди, а не абсолютната звездна величина на всяка звезда. По този начин се елиминира влиянието на фактори като светлинно замърсяване, фоново сияние на небето и преминаващи високи облаци, които имат общ ефект върху яркостта на всички звезди в изображението.
 |
Фигура 3. |
За да завърши процеса на последваща обработка, астрономът любител използва софтуер, като AstroImageJ, който след това приспособява точките с данни към представителна светлинна крива и изчислява дълбочината на транзита, както и времето на началото и края на транзита. Минималните технически изисквания за наблюдение на транзити са:
- телескоп с апертура 200 мм;
- CMOS/CCD моно камера;
- поне един стандартен фотометричен филтър;
- екваториална монтировка с добро водене (гидиране);
- добри наблюдателни условия (сиинг);
Източник: AAVSO Exoplanet Section
Коментари
Публикуване на коментар