Kaedah pengesanan planet luar sistem suria

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari

Planet adalah satu sumber cahaya yang amat malap berbanding kepada bintang induk. Di samping itu, kesukaran intrinsik mengesan sumber cahaya yang amat sesamar, cahaya dari bintang induk menyebabkan silau yang mencuci keluar. Oleh sebab itu, hanya beberapa planet luar suria telah diperhatikan secara langsung.

Sebaliknya, ahli-ahli astronomi telah menggunakan kaedah tidak langsung untuk mengesan planet-planet luar suria. Pada masa ini, beberapa kaedah tidak langsung telah membuahkan kejayaan.

Kaedah digunakan[sunting | sunting sumber]

Kaedah Doppler[sunting | sunting sumber]

Halaju jejarian ("Radial velocity")[sunting | sunting sumber]

Rencana utama: spektroskopi Doppler

Satu bintang dengan planet akan bergerak pada orbit kecilnya sendiri sebagai tindak balas kepada graviti planet. Ini mendorong kepada perubahan pada kepantasan ketika bintang bergerak ke arah atau menjauhi Bumi. Contoh. perbezaan pada hadlaju jejarian bintang berbanding Bumi. Halaju jejarian boleh dipotong dari penyesaran garis spektral bintang ibu akibat kesan Doppler. Kaedah halaju jejarian mengukur perubahan ini untuk mengesahkan kehadiran planet.

Halaju jejarian bintang sekitar jisim pusat adalah lebih kecil berbanding planet kerana jejari orbitnya mengelilingi jisim pusat adalah amat kecil. Perubahan hadlaju serendah 1 m/s boleh dikesan menggunakan spektrometer moden, seperti HARPS ("High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher") spektro di ESO teleskop 3.6 meter di Balai Cerap La Silla, Chile, atau spektrometer HIRES di teleskop Keck. Kaedah mudah dan murah bagi mengukur halaju jejarian adalah "interferrometri tersebar luaran". [1]

Teknik ini merupakan yang paling banyak membuah hasil bagi pemburu planet. Ini juga dikenali sebagai spektroskopi Doppler. Kaedah ini adalah bebas jarak, tetapi memerlukan nisbah isyarat-hingar ("signal-to-noise ratio") bagi mencapai kejituan tinggi, dan dengan itu biasanya hanya digunakan bagi bintang agak dekat sehingga sekitar 160 tahun cahaya dari Bumi. Ia agak mudah menjumpai bintang besar yang berhampiran bintang, tetapi mengesan planet yang mengorbit jarak jauh memerlukan beberapa tahun pencerapan. Planet dengan orbit amat condong pada garis penglihatan dari Bumi menghasilkan getaran lebih kecil, dan dengan itu lebih sukar untuk dikesan. Salah satu kekurangan kaedah hadlaju jejari adalah ia hanya mampu menganggar jisim minima planet. Taburan belakang sudut condong bergantung kepada taburan jisim sebenar planet. Kaedah hadlaju jejari boleh digunakan bagi mengesahkan jumpaan yang dihasilkan dengan menggunakan kaedah transit. Apabila kedua kaedah digunakan secara gabungan, jisim sebenar planet boleh dianggar.

Kaedah transit[sunting | sunting sumber]

Kaedah transit bagi mengesan planet luar solar. Graf di bawah gambar menggambarkan tahap cahaya diterima oleh Bumi menurut masa.
Kepler 6b fotometri.[2]

Sungguhpun kaedah di atas memberikan maklumat mengenai jisim planet, kaedah fotometrik ini mampu menentukan jejari planet. Sekiranya planet melintasi (transit astronomi) di hadapan cakera bintang induk, kecerahan penglihatan dipantau pada bintang merosot sedikit. Jumlah kepudaran bintang bergantung kepada saiz bandingan bagi bintang dan planet. Sebagai contoh, dalam kes HD 209458, bintang pudar 1.7%.

Kaedah ini memiliki dua kelemahan utama. Pertama sekali, kesemua transit planet hanya dapat dilihat bagi planet yang orbitnya selaras dengan sempurna dari sudut penglihatan astronomi. Kemungkinan satah orbit planet tepat pada garis penglihatan pada bintang adalah pada perkadaran garis pusat bintang berbanding garis pusat orbit. Sekitar 10% dari planet dengan orbit kecil memiliki satah sedemikian, dan pecahan berkurangan bagi planet dengan orbit lebih besar. Bagi planet mengorbit bintang bersaiz matahari pada 1 AU, kamungkinan penyelarasan rawak menghasilkan transit adalah 0.47% Bagaimanapun, dengan mengimbas kawasan luas langit yang mengandungi beribu malah beratus ribu bintang serentak, tinjauan transit mampu menurut prinsip menjumpai planet luar suria pada kadar yang berpotensi melampaui kaedah hadlaju-jejarian,[3] sungguhpun ia tidak menjawab persoalan samaada sebarang planet tertentu merupakan hos kepada planet.

Keduanya, kaedah ini memiliki kadar pengesanan palsu yang tinggi. Pengesanan lintasan memerlukan pengesahan tambahan, biasanya dari kaedah hadlaju-jejarian.[4]

Sifat (jisim dan paksi separautama) bagi planet yang dijumpai menggunakan kaedah transit, berbanding (kelabu pucat) dengan planet dijumpai dengan menggunakan kaedah yang lain.

Kelebihan utama kaedah transit adalah saiz planet boleh ditentukan melalui lengkung cahaya. Apabila digabung dengan kaedah pecutan jejari (yang menentukan jisim planet) seseorang mampu menentukan kepadatan sesebuah planet, dan dengan itu mempelajari sesuatu mengenai struktur fizikal planet. Sembilan planet yang telah dikaji menggunakan kedua kaedah adalah paling baik dicirikan dari kesemua planet luaran.[5]

Kaedah transit turut membolehkan pengkajian mengenai atmosfera planet yang melintas. Apabila planet merentasi bintang, cahaya dari bintang melepasi bahagian atas atmosfera planet. Dengan mengkaji spektrum stelar beresolusi tinggi dengan teliti, seseorang mampu mengesan unsur yang hadir pada atmosfera planet. Atmosfera sesebuah planet (dan planet itu sendiri) juga boleh dikesan dengan mengukur pengkutuban cahaya bintang ketika ia melalui atau dibiaskan oleh atmosfera planet.

Tambahan lagi, gerhana kedua (apabila planet dihalang oleh bintangnya) membenarkan ukuran langsung bagi radiasi planet. Sekiranya fotometri bintang meningkat semasa gerhana kedua ditolak dari kekuatan sebelum atau selepas, hanya isyarat yang dihasilkan oleh planet itu yang tinggal. Dengan itu adalah mungkin bagi mengukur suhu planet dan mengesan sebarang tanda pembentukan awan padanya. Pada March 2005, dua kumpulan ahli sains melakukan pengukuran menggunakan teknik ini dengan Teleskop Angkasa Spitzer. Kedua pasukan, dari "Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics", dipimpin oleh David harbonneau, and the Goddard Space Flight Center, dipimpin oleh L. D. Deming, mengkaji planet TrES-1 dan HD 209458b berikutnya. Ukuran mendedahkan suhu planet: 1,060 K (790°C) bagi TrES-1 dan sekitar 1,130 K (860°C) bagi HD 209458b. [6][7] Tambahan kepada Gliese 436 b Neptun panas memasuki gerhana kedua. Bagaimanapun sesetengah orbit planet transit adalah mereka tidak memasuki gerhana kedua berbanding kedudukan Bumi; HD 17156 b adalah 90% berkemungkinan satu yang sebegitu.


Pengimejan secara langsung[sunting | sunting sumber]

Kaedah mungkin[sunting | sunting sumber]

Astrometri[sunting | sunting sumber]

Polarimetri[sunting | sunting sumber]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. Kepler's photometry
  2. Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. (2005). "The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 360 (2): 703–717. arXiv:astro-ph/0501269. Bibcode 2005MNRAS.360..703H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x. 
  3. O'Donovan et al.; Charbonneau, David; Torres, Guillermo; Mandushev, Georgi; Dunham, Edward W.; Latham, David W.; Alonso, Roi; Brown, Timothy M. dll. (2006). "Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829". The Astrophysical Journal 644 (2): 1237–1245. arXiv:astro-ph/0603005. Bibcode 2006ApJ...644.1237O. doi:10.1086/503740. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/644/2/1237/64043.html. 
  4. Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V. University of Arizona Press. 
  5. Charbonneau et al.; Allen, Lori E.; Megeath, S. Thomas; Torres, Guillermo; Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Gilliland, Ronald L.; Latham, David W. dll. (2005). "Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet". The Astrophysical Journal 626 (1): 523–529. arXiv:astro-ph/0503457. Bibcode 2005ApJ...626..523C. doi:10.1086/429991. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/626/1/523/62152.html. 
  6. Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). "Infrared radiation from an extrasolar planet" (PDF). Nature 434 (7034): 740–743. arXiv:astro-ph/0503554. Bibcode 2005Natur.434..740D. doi:10.1038/nature03507. PMID 15785769. http://www.obspm.fr/encycl/papers/nature03507.pdf. 

Pautan luar[sunting | sunting sumber]