Planety obíhající kolem jiných hvězd jsou zdroje velmi slabého světla ve srovnání s jejich mateřskou hvězdou, takže přímé pozorování a detekce exoplanet je docela problém. Kromě značné obtížnosti detekce takto slabého zdroje světla vyvstává další problém související se skutečností, že jasnost mateřské hvězdy je o mnoho řádů vyšší než velikost planety zářící světlem odraženým od mateřské hvězdy, a tak činí optická pozorování exoplanet extrémně obtížně pozorovatelná. Z tohoto důvodu bylo přímo pozorováno pouze asi 5 % všech exoplanet objevených do listopadu 2011. Všechny ostatní planety se nalézají nepřímými metodami, které spočívají ve zjišťování vlivu planety na okolní tělesa [2] .
Dopplerova metoda ( radiální rychlosti, radiální rychlosti ) je metoda pro detekci exoplanet , která spočívá ve spektrometrickém měření radiální rychlosti hvězdy. Hvězda vlastnící planetární systém se bude pohybovat po své vlastní malé oběžné dráze v reakci na tah planety . To zase povede ke změně rychlosti, kterou se hvězda pohybuje směrem k Zemi a od ní (to je změna radiální rychlosti hvězdy vzhledem k Zemi). Takovou radiální rychlost hvězdy lze vypočítat z posunu spektrálních čar způsobeného Dopplerovým jevem [3] .
Rychlost hvězdy kolem společného těžiště je mnohem menší než rychlost planety, protože poloměr její oběžné dráhy je velmi malý. Nicméně rychlost hvězdy od 1 m/sa výše může být určena moderními spektrometry : HARPS ( Eng. High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher ), instalovaným na dalekohledu ESO na observatoři La Silla nebo na spektrometru HIRES na Kecku . Observatorní dalekohled . Jednoduchou a nenákladnou metodou měření radiální rychlosti je „externě disperzní interferometrie“ [4] .
Pro dosažení přijatelné přesnosti měření je nutný vysoký odstup signálu od šumu , a proto se metoda radiální rychlosti zpravidla používá pouze pro relativně blízké hvězdy (do 160 světelných let a 11 magnitud). Dopplerova metoda usnadňuje nalezení hmotných planet v blízkosti jejich hvězd. Planety s vysoce nakloněnými (vzhledem k linii zorného pole Země) oběžnými dráhami produkují menší výkyvy hvězd ve směru k Zemi, a proto je také obtížnější je detekovat.
Jedním z hlavních nedostatků metody radiální rychlosti je možnost určení pouze minimální hmotnosti planety. Metodu radiální rychlosti lze použít jako další způsob testování přítomnosti planet při potvrzování objevů uskutečněných pomocí tranzitní metody. Také, když jsou obě metody použity společně, je možné odhadnout skutečnou hmotnost planety.
Nyní se metoda blíží vyčerpání svých možností. Má malý význam pro přesné stanovení parametrů multiplanetárních systémů (zejména těch, které zahrnují planety nízké hmotnosti nebo vykazující silné planetární interakce) a systémů hvězd s aktivní fotosférou (zejména červených a pozdních oranžových trpaslíků), protože aktivita hvězdy pro planetární signály.
Metoda periodických pulsací (puls timing ) je metoda pro detekci exoplanet v blízkosti pulsarů , založená na detekci změn v pravidelnosti pulsů. Pulsar je kosmický zdroj radiového ( radio pulsar ), optického (optický pulsar), rentgenového ( rentgenového pulsaru ) a/nebo gama (gama pulsar) záření, které přichází na Zemi ve formě periodických záblesků (pulsů) . Rysem rádiových pulsarů je velmi přesné a pravidelné vyzařování pulsů v závislosti na rychlosti rotace hvězdy . Vlastní rotace pulsaru se mění extrémně pomalu, takže ji lze považovat za konstantní hodnotu a malé anomálie v periodicitě jeho rádiových pulsů lze využít ke sledování vlastního pohybu pulsaru. Vzhledem k tomu, že pulsar s planetárním systémem bude mít na své vlastní dráze malý pohyb (podobně jako běžná hvězda), výpočty založené na pozorování periodicity pulsu mohou odhalit parametry dráhy pulsaru [3] [5] .
Tato metoda nebyla původně určena pro detekci planet, ale její velmi vysoká přesnost při určování pohybu pulsarů ji umožnila použít při detekci planet. Tato metoda vám například umožňuje detekovat planety o mnohem menší hmotnosti než jakákoli jiná metoda – až 1/10 hmotnosti Země . Je také schopen detekovat vzájemné gravitační poruchy mezi různými objekty planetárního systému a tím získat další informace o těchto planetách a jejich orbitálních parametrech.
Hlavní nevýhodou metody je malá abundance pulsarů v Mléčné dráze (v roce 2008 je známo asi 1790 rádiových pulsarů), a proto je nepravděpodobné, že by touto metodou bylo možné nalézt velké množství planet. Také život , jak jej známe, by nebyl schopen přežít na planetě obíhající kolem pulsaru kvůli velmi intenzivní radiaci .
V roce 1992 použili Alexander Volshchan a Dale Freil tuto metodu k detekci planety poblíž pulsaru PSR 1257+12 [6] . Jejich objev byl rychle potvrzen a stal se prvním potvrzením planety mimo sluneční soustavu .
Tranzitní metoda ( method of transits ) je metoda hledání exoplanet, založená na detekci poklesu svítivosti hvězdy při průletu planety před jejím diskem [3] . Tato fotometrická metoda umožňuje určit poloměr planety, zatímco dříve uvedené metody umožňují získat informace o hmotnosti planety. Pokud planeta projde před diskem hvězdy, pak její pozorovaná svítivost mírně klesne a tato hodnota závisí na relativní velikosti hvězdy a planety. Například při přechodu planety HD 209458 hvězda ztmavne o 1,7 %.
Způsob přepravy má dvě hlavní nevýhody. Za prvé, tranzit je pozorován pouze u těch planet, jejichž oběžná dráha prochází diskem hvězdy. Pravděpodobnost, že rovina oběžné dráhy planety je přímo na přímce s hvězdou a pozorovatelem ze Země, je poměr průměru hvězdy k průměru oběžné dráhy planety. To znamená, že čím větší je velikost hvězdy a čím blíže je k ní oběžná dráha planety, tím je pravděpodobnější, že pro pozorovatele ze Země planeta projde diskem hvězdy, a tato pravděpodobnost klesá s tím, jak oběžná dráha planety se zvyšuje. Pro planetu rotující ve vzdálenosti 1 AU. kolem hvězdy velikosti Slunce je pravděpodobnost polohy na oběžné dráze, která umožňuje pozorování tranzitu, 0,47 %. Tato metoda tedy neumožňuje odpovědět na otázku přítomnosti planet v žádné konkrétní hvězdě. Pozorování velkých oblastí oblohy obsahující tisíce a dokonce statisíce hvězd však umožňuje nalézt značné množství exoplanet [8] . Za stejnou dobu vám tranzitní metoda umožňuje najít mnohem více planet ve srovnání s metodou radiálních rychlostí . Druhou nevýhodou metody je vysoká míra falešných poplachů, takže detekované tranzity vyžadují dodatečné potvrzení (obvykle shromažďováním statistik a snímků mateřské hvězdy ve vysokém rozlišení pro vyloučení dvojhvězd na pozadí) [9] .
Hlavní výhoda tranzitní metody spočívá v možnosti určení velikosti planety na základě světelné křivky hvězdy . V kombinaci s metodou radiálních rychlostí (umožňujících určit hmotnost planety) je tak možné získat informace o fyzické struktuře planety a její hustotě . Například nejvíce prostudované exoplanety ze všech známých jsou ty, které byly studovány oběma metodami [10] .
Další příležitostí při studiu tranzitujících planet je studium atmosféry planety. Během tranzitu prochází světlo z hvězdy horní atmosférou planety, proto je možné studiem spektra tohoto světla detekovat chemické prvky přítomné v atmosféře planety. Atmosféru lze také detekovat měřením polarizace světla hvězdy, když prochází atmosférou nebo jak se odráží od atmosféry planety.
Navíc sekundární zatmění (kdy je planeta blokována svou hvězdou) umožňuje přímé měření radiace planety. Pokud se fotometrická intenzita hvězdy během sekundárního zatmění odečte od její intenzity před nebo po zatmění, pak zůstane pouze signál související s planetou. To umožňuje měřit teplotu planety a dokonce detekovat známky přítomnosti mraků na ní. V březnu 2005 provedly dva týmy vědců na Spitzerově vesmírném dalekohledu měření pomocí této techniky. Týmy z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics pod vedením Davida Charbonneau a Goddard Space Flight Center pod vedením L. D. Deminga studovaly planety TrES-1 a HD 209458b . Měření ukázala, že teplota planet je 1060 K (790 °C ) pro TrES-1 a asi 1130 K (860 °C ) pro HD 209458b [11] [12] . Kvůli možné excentricitě však ne všechny tranzitující planety obíhají tak, aby došlo k sekundárnímu zatmění. Planeta HD 17156 b je s více než 90% pravděpodobností tímto typem planety.
V roce 2006 francouzská vesmírná agentura vypustila na oběžnou dráhu Země družici COROT , aby hledala planetární tranzity. Vesmírný satelit umožňuje lepší přesnost díky absenci atmosférických scintilací. Přístroje COROT dokážou detekovat planety „několikrát větší než Země“ a výsledky mise jsou v současnosti hodnoceny jako: „lepší, než se očekávalo“ [13] . Na konci roku 2011 satelit objevil 17 exoplanet.
V březnu 2009 NASA vypustila vesmírný dalekohled Kepler , který až do května 2013 nepřetržitě pozoroval oblast oblohy v souhvězdí Labutě obsahující asi 150 000 hvězd. Přesnost měření zároveň umožnila Keplerovi detekovat planety o velikosti Země . Jedním z cílů dalekohledu bylo odhalit planety velikosti Země v obyvatelné zóně její hvězdy. Kromě detekce planet podobných Zemi poskytl Kepler vědcům statistiky o frekvenci takových planet kolem hvězd podobných Slunci . V květnu 2013 kvůli problémům se stabilizací Kepler ukončil svou hlavní misi.
Existují také pozemní projekty, jako je projekt MEarth .
V současnosti je tranzitní metoda jedinou metodou pro detekci exoplanet s vysokou spolehlivostí.
Pokud je planeta nalezena tranzitní metodou, pak odchylky v periodicitě pozorovaných tranzitů umožňují detekovat další planety v systému [3] . Přesnost metody je přitom poměrně vysoká a umožňuje najít planety o velikosti Země [14] [15] [16] . Poprvé byla objevena netranzitující planeta metodou TTV ( anglicky Transit timing variation method ) jako výsledek analýzy dat z dalekohledu Kepler : změna frekvence tranzitů planety Kepler-19b byla asi 5 minut s periodou 300 dní, což naznačovalo přítomnost druhé planety Kepler-19c s periodou, která je téměř racionálním násobkem periody tranzitující planety [17] [18] .
Metoda TTV je založena na určení času začátku tranzitu a odvození, zda k tranzitu planety dochází s přísnou periodicitou, nebo zda existují nějaké odchylky. Metoda TDV ( Transit Duration Variation Method ) je založena na výpočtu doby trvání tranzitu. Změna délky tranzitu může být způsobena přítomností satelitů kolem exoplanet [19] .
Obří planety obíhající kolem svých hvězd zaznamenají změny fáze odraženého světla (jako Měsíc ), to znamená, že projdou všemi fázemi: od plného osvětlení po zatmění a zpět. Vzhledem k tomu, že moderní dalekohledy nedokážou oddělit planetu od hvězdy, pozorují jejich kombinované světlo, a tak se jas hvězdy pravděpodobně periodicky mění [3] . Ačkoli je tento efekt malý, fotometrická přesnost požadovaná pro detekci je přibližně stejná jako pro detekci planet velikosti Země procházejících hvězdou slunečního typu. Tímto způsobem lze pomocí vesmírných dalekohledů (například Kepler) detekovat planety velikosti Jupitera . Touto metodou lze nalézt mnoho planet, protože změna orbitální fáze odraženého světla je nezávislá na sklonu oběžné dráhy planety, a tak není nutný průchod planety před kotoučem hvězdy. Kromě toho je fázová funkce obří planety také funkcí jejích tepelných charakteristik a atmosféry, pokud existuje. Fázová křivka tedy může určovat další charakteristiky planety [20] .
Oba dalekohledy ( COROT 'u [21] a Kepler [22] ) dokázaly detekovat a změřit světlo odražené od planet, ale tyto planety byly již známé, protože procházejí před kotoučem hvězdy. První planety objevené touto metodou jsou Keplerovi kandidáti: KOI 55.01 a 55.02 [23] .
Gravitační mikročočka nastává, když gravitační pole blízké hvězdy zvětšuje světlo ze vzdálené hvězdy a působí jako čočka . Pokud má navíc hvězda v popředí planetu, pak její vlastní gravitační pole může významně přispět k efektu čočky. Nevýhodou této metody je, že efekt se objeví pouze tehdy, když jsou dvě hvězdy přesně zarovnány podél přímky. Problémem je také skutečnost, že události čočky jsou krátké, trvají jen několik dní nebo týdnů, protože vzdálená hvězda, blízká hvězda a Země se vůči sobě neustále pohybují. Navzdory tomu však vědci za posledních deset let zaznamenali více než tisíc takových událostí. Tato metoda je nejproduktivnější pro hledání planet umístěných mezi Zemí a středem galaxie , protože v galaktickém středu je velké množství hvězd na pozadí.
V roce 1991 astronomové Shude Mao a Bogdan Pachinsky z Princetonské univerzity poprvé navrhli využití gravitační mikročočky k hledání exoplanet a úspěch této techniky byl potvrzen v roce 2002 při realizaci projektu OGLE ( Eng. Optical Gravitational Lensing Experiment -optic experiment s gravitační čočkou). Během jednoho měsíce vědci našli několik možných planet, i když jejich přesné potvrzení bránila pozorovací omezení. K polovině roku 2011 bylo pomocí mikročoček objeveno 13 potvrzených exoplanet [24] .
Významnou nevýhodou této metody je skutečnost, že čočkovací událost nelze opakovat, protože pravděpodobnost opětovného vyrovnání Země a 2 hvězd je téměř nulová. Kromě toho jsou nalezené planety často vzdálené několik tisíc světelných let , takže následná pozorování pomocí jiných metod obecně nejsou možná. Pokud je však nepřetržitě pozorováno dostatečně velké množství hvězd na pozadí, pak metoda může nakonec pomoci při určování množství planet podobných Zemi v galaxii.
Detekce čočkových událostí se obvykle provádí pomocí sítě automatických dalekohledů. Kromě projektu OGLE pracuje na zlepšení tohoto přístupu skupina Microlensing Observations in Astrophysics . Projekt PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNet je ještě ambicióznější. Provádí téměř nepřetržitý nepřetržitý průzkum oblohy pomocí celosvětové sítě dalekohledů a umožňuje detekovat příspěvek k události mikročočky u planety s hmotností podobnou Zemi. Tato strategie vedla k objevu první super-Země obíhající na široké oběžné dráze ( OGLE-2005-BLG-390L b ) [24] .
Planety jsou ve srovnání s hvězdami extrémně slabými zdroji světla a jemné světlo z nich vycházející je velmi obtížné rozlišit kvůli vysoké jasnosti mateřské hvězdy. Přímá detekce exoplanet je proto velmi obtížným úkolem.
V červenci 2004 použil tým astronomů dalekohled VLT Evropské jižní observatoře v Chile k zobrazení doprovodného objektu 2M1207 b hnědému trpaslíkovi 2M1207 [25] a v prosinci 2005 byl planetární status společníka potvrzen [26] . Předpokládá se, že planeta je několikrát hmotnější než Jupiter a má oběžný poloměr větší než 40 AU. V září 2008 byl ve vzdálenosti 330 AU od hvězdy 1RXS J160929.1-210524 přímým pozorováním zachycen objekt srovnatelný velikostí a hmotností s planetou a v roce 2010 byl objekt potvrzen [27] . V roce 2007 byl vyfotografován první multiplanetární systém teleskopy na observatořích Keck a Gemini . Kolem hvězdy HR 8799 vědci pozorovali tři planety s hmotností přibližně 10, 10 a 7krát větší než Jupiter [28] [29] . A 13. listopadu 2008 bylo oznámeno, že Hubbleův teleskop pozoroval exoplanetu o hmotnosti maximálně 3M J poblíž hvězdy Fomalhaut [30] . Oba systémy jsou obklopeny disky ne nepodobnými Kuiperově pásu . V listopadu 2009 bylo pomocí přístroje HiCIAO dalekohledu Subaru možné vyfotografovat systém GJ 758 s hnědým trpaslíkem [31] .
Až do roku 2010 mohly teleskopy zobrazovat exoplanetu pouze za výjimečných podmínek. Nejjednodušší způsob, jak získat snímek, byl, když je planeta poměrně velká (výrazně větší než Jupiter), výrazně vzdálená od své mateřské hvězdy a má vysokou teplotu vyzařující infračervené záření . V roce 2010 však vědci z Jet Propulsion Laboratory NASA ukázali, že koronograf poskytuje dobrou příležitost pro přímé fotografování planet [32] . Snímali planetu HR 8799 (dříve vyfotografovanou) pouze pomocí 1,5metrové části dalekohledu Hale. Další slibnou metodou pro fotografování planet je nulovací interferometrie [33] .
Další objekty, které byly pozorovány přímo ( GQ Volka b , AB Pivotsa b a SCR 1845 b ), jsou s největší pravděpodobností hnědí trpaslíci [34] [35] [36] . V roce 2018 vyfotografoval dalekohled Subaru mladou obří planetu 2M0437 b o hmotnosti 318 hmotností Země, která se nachází ve výšce 400 ly. let od Slunce a obíhající ve vzdálenosti 100 AU. od mateřské hvězdy, jejíž stáří se odhaduje na 2-5 milionů let, a hmotnost - na 0,15-0,18 hmotnosti Slunce (červený trpaslík) [37] .
Probíhají projekty na vybavení teleskopů planetárními zobrazovacími přístroji: Gemini Observatory (GPI), VLT (SPHERE) a Subaru Telescope (HiCiao).
Astrometrická metoda spočívá v přesném měření polohy hvězdy na obloze a určení, jak se tato poloha v čase mění. Pokud se planeta točí kolem hvězdy, pak její gravitační účinek na hvězdu způsobí, že se samotná hvězda bude pohybovat po malé kruhové nebo eliptické dráze . Ve skutečnosti se hvězda a planeta budou otáčet kolem svého společného středu hmoty ( barycenter ) a jejich pohyb bude popsán řešením problému dvou těles , a protože hvězdy jsou mnohem hmotnější než planety, poloměr jejich oběžné dráhy je velmi malý a velmi často se vzájemné těžiště nachází uvnitř většího tělesa [38] . Potíže s astrometrickou detekcí planet jsou způsobeny skutečností, že změny v polohách hvězd jsou tak malé a atmosférické a systematické zkreslení jsou tak velké, že ani ty nejlepší pozemské dalekohledy nemohou provádět dostatečně přesná měření a všechna tvrzení planetární společníka o hmotnosti menší než 1/10 slunečních hmotností pořízených před rokem 1996 a zjištěných pomocí této metody jsou s největší pravděpodobností nepravdivé.
Jednou z potenciálních výhod astrometrické metody je největší citlivost na detekci planet s velkými drahami , ale to vyžaduje velmi dlouhou dobu pozorování - roky a možná i desetiletí, protože planety dostatečně vzdálené od své hvězdy, aby mohly být detekovány pomocí astrometrie, oběžná doba také trvá dlouho.
Astrometrie je nejstarší metodou hledání exoplanet a byla populární díky svému úspěchu při popisu astrometrických dvojhvězd . Předpokládá se, že astrometrie vznikla na konci 18. století a jejím zakladatelem byl William Herschel , který prohlásil, že neviditelný společník ovlivňuje pozici hvězdy 70 Ophiuchus . První formální astrometrický výpočet provedl W. S. Jacob v roce 1855 pro stejnou hvězdu [39] [40] [41] . Zpočátku se astrometrická měření prováděla vizuálně a zaznamenávala se ručně, ale koncem 19. století se začaly používat fotografické desky , které výrazně zlepšily přesnost měření a také umožnily akumulaci archivu dat. Po dvě století kolující tvrzení o objevu neviditelných společníků na oběžné dráze kolem blízkých hvězd [39] vyvrcholila v roce 1996 oznámením George Gatewooda o objevu několika planet obíhajících kolem hvězdy Lalande 21185 [42] [43] . Tyto informace vycházely z analýzy fotografických dat za období 1930-1984 a dat o pohybu hvězdy v letech 1988-1996 . Žádný z objevů však nebyl potvrzen jinými metodami a astrometrická metoda získala negativní pověst [44] . V roce 2002 se však Hubbleovu vesmírnému dalekohledu podařilo pomocí astrometrie popsat již dříve objevenou planetu poblíž hvězdy Gliese 876 [45] a v roce 2009 byl pomocí astrometrie oznámen objev objektu poblíž hvězdy Wolf 1055 . Planetární objekt měl podle výpočtů hmotnost 7krát větší než Jupiter a oběžnou dobu 270 dní [46] [47] , ale nedávné Dopplerovy studie přítomnost ohlášené planety vyloučily [48] [49] .
Budoucí vesmírné observatoře (jako je Gaia Evropské vesmírné agentury ) mohou uspět v detekci nových planet pomocí astrometrické metody, ale v tuto chvíli existuje pouze jedna potvrzená planeta nalezená touto metodou - HD 176051 b.
Pokud je soustava dvojhvězd umístěna tak, že ze strany pozorovatele ze Země se hvězdy periodicky míjejí před kotoučem druhé, pak se soustavě říká „ zákrytové dvojhvězdy “. Okamžik minimální svítivosti (kdy je jasnější hvězda alespoň částečně zakryta kotoučem druhé hvězdy) se nazývá primární zatmění . Poté, co hvězda projde asi polovinou své oběžné dráhy, dojde k sekundárnímu zatmění (kdy jasnější hvězda zakryje nějakou část svého společníka). Tyto momenty minimální jasnosti (centrální zatmění) představují časovou značku v systému podobným způsobem jako pulzy pulsaru . Pokud planeta obíhá kolem binárního systému hvězd, pak se hvězdy pod vlivem gravitace planety posunou vzhledem ke středu hmoty hvězdné planety a budou se pohybovat po své vlastní malé oběžné dráze. V důsledku toho se časy minim zatmění budou neustále měnit: nejprve pozdě, pak včas, pak dříve, pak včas, pak pozdě atd. Studium periodicity tohoto posunu může být nejspolehlivější metodou pro detekci exoplanet obíhajících binární systémy [50] [51] [52] .
Světlo vyzařované hvězdami je nepolarizované , to znamená, že směr oscilace světelné vlny je náhodný. Když se však světlo odráží od atmosféry planety, světelné vlny interagují s molekulami v atmosféře a polarizují se [53] .
Analýza polarizace kombinovaného světla z planety a hvězdy (zhruba jedna část na milion) může být provedena s velmi vysokou přesností, protože polarimetrie není významně ovlivněna nestabilitou zemské atmosféry .
Astronomické přístroje používané pro polarimetrii ( polarimetry ) jsou schopny detekovat polarizované světlo a izolovat nepolarizované záření. Skupiny ZIMPOL/CHEOPS [54] a PlanetPol [55] v současnosti používají polarimetry k hledání exoplanet, ale dosud nebyly nalezeny žádné planety využívající tuto metodu.
Polární záře vzniká interakcí nabitých částic s magnetosférou planety a je záře v horních vrstvách atmosféry. Výpočty astronomů ukazují, že mnoho exoplanet současně vyzařuje poměrně silné rádiové vlny , které mohou být detekovány pozemními radioteleskopy ze vzdálenosti 150 sv. let . V tomto případě mohou být exoplanety značně vzdálené od své hvězdy (jako je Pluto ve sluneční soustavě) [56] .
Disky kosmického prachu ( prachové disky ) obklopují mnoho hvězd a lze je detekovat díky absorpci běžného světla prachem a jeho opětovné emisi v infračervené oblasti . I když je celková hmotnost prachových částic menší než hmotnost Země, mohou zabírat dostatečně velkou plochu a v infračervené oblasti zastínit mateřskou hvězdu [57] .
Prachové disky lze pozorovat pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu s jeho přístrojem NICMOS (blízká infračervená kamera a multiobjektový spektrometr), ale nejlepší snímky dosud pořídily vesmírné teleskopy Spitzer a Herschel , které jsou schopny pozorovat mnohem hlouběji v infračervené než Hubble. Celkem byly prachové disky nalezeny kolem více než 15 % blízkých hvězd podobných Slunci [58] .
Předpokládá se, že prach vzniká srážkami komety a asteroidu a tlak světla hvězdy vytlačí prachové částice do mezihvězdného prostoru v relativně krátkém časovém období. Detekce prachu tedy indikuje neustálé srážky v systému a poskytuje spolehlivý nepřímý důkaz o přítomnosti malých těles (komet a asteroidů) obíhajících kolem mateřské hvězdy [58] . Například prachový disk kolem hvězdy Tau Ceti ukazuje, že hvězda má objekty podobné těm v Kuiperově pásu , ale disk je desetkrát tlustší [57] .
Některé charakteristiky prachových disků naznačují přítomnost velké planety. Některé disky mají například centrální dutinu, což může být způsobeno přítomností planety, která „uklidila“ prach uvnitř své oběžné dráhy. Jiné disky obsahují shluky, jejichž přítomnost může být způsobena gravitačním vlivem planety. Oba tyto útvary jsou přítomny v prachovém disku kolem hvězdy Epsilon Eridani , což naznačuje přítomnost planety s oběžným poloměrem asi 40 AU. (kromě vnitřní planety objevené pomocí metody radiální rychlosti ) [59] . Tyto druhy interakcí planeta-disk lze numericky simulovat pomocí metody "collisional grooming" [60] .
Spektrální analýza atmosféry bílých trpaslíků , provedená pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu, odhalila jejich kontaminaci těžkými prvky ( hořčíkem a vápníkem ). Tyto prvky nemohou být produkovány v jádru hvězdy a je možné, že znečištění pochází z asteroidů, které jsou příliš blízko ( za Rocheovým limitem ) ke hvězdě kvůli gravitační interakci s velkými planetami a nakonec jsou roztrhány na kusy slapovými silami hvězdy. . Data ze Spitzerova dalekohledu ukazují, že asi 1–3 % bílých trpaslíků má toto znečištění [61] .
V budoucnu se plánuje několik vesmírných misí, které budou využívat již osvědčené metody pro detekci planet. Měření ve vesmíru jsou potenciálně přesnější, protože nedochází k žádnému zkreslujícímu vlivu atmosféry a je možné studovat objekty v infračerveném spektru , které atmosférou nepronikají. Některé z plánovaných kosmických lodí budou mít schopnost detekovat planety podobné Zemi .
NASA Space Interferometry Mission zamýšlela používat astrometrii, ale nyní byla zrušena. Mohl by být schopen detekovat pozemské planety kolem několika blízkých hvězd. Projekty „ Darwin “ Evropské vesmírné agentury a NASA 's Terrestrial Planet Finder [62] jsou navrženy k získání přímých snímků planet, ale jsou pozastaveny a jejich realizace se v blízké budoucnosti neplánuje. V rámci mise New Worlds Mission má do vesmíru vynést speciální zařízení určené k blokování světla hvězd, které umožní pozorování planet kolem jiných hvězd, v současnosti však zůstává stav tohoto projektu nejasný.
Pozemní dalekohledy třídy 30 metrů ve výstavbě jsou schopny exoplanety detekovat a dokonce je i fotografovat. Evropská jižní observatoř nedávno zahájila stavbu evropského extrémně velkého dalekohledu v Chile s průměrem zrcadla 39,3 metru. Přítomnost koronografu , stejně jako adaptivní optika , nám s největší pravděpodobností umožní zobrazit planety velikosti Země poblíž blízkých hvězd.
Institut pro kosmický výzkum s vesmírným dalekohledem navrhuje projekt ATLAST Large Space Telescope , jehož jedním z cílů je odhalit a zobrazit planety kolem blízkých hvězd. V závislosti na konečné koncepci dalekohledu, která bude přijata později, bude ATLAST také schopen charakterizovat planetární atmosféry a dokonce detekovat možné změny ve vegetaci pokrývající kontinenty.
Projekt Transiting Exoplanet Survey Satellite ( TESS ) je vesmírná družice, která bude sledovat nejjasnější a nejbližší hvězdy k Zemi (asi 500 000 hvězd) s cílem detekovat kamenné planety pomocí tranzitní metody. TESS bude schopen najít tranzitní kamenné planety nejblíže Zemi, které se nacházejí v obyvatelné zóně jejich hvězdy. Tento projekt je vyvíjen Massachusetts Institute of Technology a Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics . Start TESS na oběžnou dráhu Země je naplánován na březen 2018.
| exoplanety | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Třídy |
| ||||||||||||||||
| Typy a metody |
| ||||||||||||||||
| Seznamy |
| ||||||||||||||||
| Mise |
| ||||||||||||||||