Οι παρατηρήσεις από τον δορυφόρο Kepler έχουν βελτιώσει τις γνώσεις μας για τα αστέρια και τους πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά, αποδίδοντας περισσότερους από 100 επιβεβαιωμένους πλανήτες και περίπου 3.000υποψηφίους. Ωστόσο, οι πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά μπορεί να μην είναι η πηγή για ένα κλάσμα αυτών των ανιχνεύσεων.
«Υπάρχουν πολλά πράγματα στον ουρανό που μπορούν να παράγουν σήματα που μοιάζουν με διέλευση που δεν είναι πλανήτες, και επομένως πρέπει να είμαστε βέβαιοι να προσδιορίσουμε τι είναι πραγματικά ένας πλανήτης που ανιχνεύθηκε από τον Κέπλερ», είπε ο Stephen Bryson στο Universe Today. Οι επιστήμονες του Ερευνητικού Κέντρου Ames της NASA Bryson και Jon Jenkins (επίσης στο Ινστιτούτο SETI) είναι οι κύριοι συγγραφείς σε μια νέο χαρτί που στοχεύει στον εντοπισμό ψευδοπλανήτων που ανιχνεύθηκαν από τον Κέπλερ.
Οι μικρές εκλείψεις που υπάρχουν στις μετρήσεις της φωτεινότητας του Κέπλερ για ένα αστέρι (μια καμπύλη φωτός) μπορεί να είναι ενδεικτικές ενός πλανήτη που περιστρέφεται γύρω από το φως από το άστρο υποδοχής του (βλ. εικόνα παρακάτω). Ωστόσο, υπό ορισμένες συνθήκες, τα δυαδικά αστέρια μπορούν να μιμηθούν αυτήν την υπογραφή.
Σκεφτείτε έναν στόχο Κέπλερ που είναι στην πραγματικότητα μια τυχαία υπέρθεση ενός φωτεινού αστεριού και ενός δυαδικού συστήματος ασθενέστερης έκλειψης, όπου τα αντικείμενα βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις κατά μήκος της γραμμής όρασης. Το παρακάτω σχήμα δείχνει ότι το συνδυασμένο φως τους μπορεί να δημιουργήσει μια καμπύλη φωτός παρόμοια με έναν πλανήτη που διέρχεται. Το φωτεινό αστέρι στο προσκήνιο αραιώνει τις τυπικά μεγάλες εκλείψεις που παράγονται από το δυαδικό σύστημα.
Αριστερά, η καμπύλη φωτός για ένα αστέρι με έναν πλανήτη που διέρχεται, όπου ο πλανήτης μπλοκάρει ένα λεπτό κλάσμα του φωτός του αστέρα-ξενιστή (πίστωση εικόνας: Ινστιτούτο Αστρονομίας, Πανεπιστήμιο της Χαβάης στο Manoa). Σωστά, το συνδυασμένο φως από ένα φωτεινό αστέρι στο προσκήνιο και ένα δυαδικό σύστημα πιο αχνής έκλειψης μπορεί να μιμηθεί έναν πλανήτη που διέρχεται (πίστωση εικόνας: χάρτης και συναρμολόγηση, D. Majaess – περικομμένα αστρικά γραφικά από Κόλιερ Κάμερον 2012 , Φύση).
«Τις περισσότερες φορές αυτά τα δυαδικά αρχεία που επισκιάζουνδεν είναι ακριβώς ευθυγραμμισμέναμε το αστέρι-στόχο μας», πρόσθεσε ο Bryson, «και μπορούμε να εξετάσουμε προσεκτικά τα pixel για να ανακαλύψουμε ότι η θέση του σήματος διέλευσης δεν είναι το αστέρι-στόχος». Η ομάδα ανέπτυξε αλγόριθμους για τον εντοπισμό ψευδοπλανήτων όταν τα αστέρια επιλύονται μεμονωμένα. Η επισήμανση ψευδών ανιχνεύσεων πλανητών είναι σημαντική, καθώς υπάρχουν πολλοί υποψήφιοι, και ωστόσο περιορισμένος χρόνος παρατήρησης για συνεχείς προσπάθειες.
Η ομάδα έχει βελτιώσει αυτούς τους αλγόριθμους ως γνώση του δορυφόρουεπί τόπουη συμπεριφορά αυξάνεται. «Αυτοί οι αλγόριθμοι έχουν αναπτυχθεί και χρησιμοποιηθεί τα τελευταία τέσσερα χρόνια. Ορισμένες λεπτομέρειες των τεχνικών στο έγγραφο είναι νέες και θα εμφανιστούν σε μελλοντικές εκδόσεις του αγωγού Kepler [επεξεργασία λογισμικού]», είπε ο Bryson.
Ωστόσο, εάν πολλά αστέρια εμπίπτουν στο ίδιο εικονοστοιχείο, δεν επιλύονται μεμονωμένα από το Kepler και απαιτείται ξεχωριστή προσέγγιση για να συναχθεί η παρουσία τους. Εξετάστε το παράδειγμα που επισημαίνεται στην παρακάτω εικόνα, όπου πολλά αστέρια δεν επιλύθηκαν από το Kepler, αλλά εμφανίζονται σε εικόνες υψηλότερης ανάλυσης. Το θέμα επιδεινώνεται εν μέρει επειδή η χωρική ανάλυση του Κέπλερ δεν είναι η βέλτιστη, και έτσι πολλά αστέρια μπορεί να συγχέονται ως ένα μεμονωμένο αντικείμενο. Αντίθετα, ορισμένα επίγεια τηλεσκόπια μπορούν να επιτύχουν ~20 φορές τη χωρική ανάλυση του Kepler όταν προσαρμοστική οπτική υλοποιούνται.
Οι εικόνες υψηλής ανάλυσης (δεξιό πλαίσιο) μπορούν να αποκαλύψουν αστέρια που δεν είχαν επιλυθεί σε εικόνες χαμηλότερης ανάλυσης (αριστερό πλαίσιο, π.χ., Kepler). Τα άλυτα αστέρια αραιώνουν τις εκλείψεις που προκαλούνται από διερχόμενους πλανήτες και σε ορισμένες περιπτώσεις μπορεί να επηρεάσουν έντονα τις παραγόμενες παραμέτρους (πίστωση εικόνας: δεξί πλαίσιο από Οι Adams et al. 2012 , arXiv/AJ – αριστερό πλαίσιο, η εικόνα είναι θολή για να παρέχει μια ματιά χαμηλότερης ανάλυσης του στόχου, συναρμολόγηση από τον D. Majaess).
Οι Adams et al. 2012 έλαβε εικόνες υψηλής ανάλυσης 90 στόχων Kepler, ένας από τους οποίους τονίζεται παραπάνω. Αυτή η ομάδα σημείωσε ότι, 'Οι στενοί σύντροφοι… ανησυχούν ιδιαίτερα… Από τους [90 στόχους Kepler που ερωτήθηκαν] το 20% έχει τουλάχιστον έναν σύντροφο μέσα σε [μισό pixel Kepler].' Οι εικόνες υψηλής ανάλυσης αποκτήθηκαν μέσω του Παρατηρητήριο MMT (φαίνεται παρακάτω) και το τηλεσκόπιο Palomar Hale-200 ιντσών.
Προφανώς, το πρόβλημα επίλυσης γίνεται πιο οξύ όταν παρατηρούνται πλούσια αστρικά πεδία (υψηλές πυκνότητες), όπως κοντά στο επίπεδο του Γαλαξία μας.
«Τα δυαδικά δυαδικά κυκλώματα έκλειψης φόντου αντιπροσωπεύουν έως και το 35% όλων των σημάτων διέλευσης που μοιάζουν με πλανήτες όταν κοιτάζουμε κοντά στον Γαλαξία μας, επειδή υπάρχουν πολλά αστέρια στο βάθος», είπε ο Μπράισον στο Universe Today. «Όταν κοιτάμε μακριά από τον Γαλαξία, το κλάσμα των δυαδικών στοιχείων που επισκιάζουν το φόντο πέφτει στο 10% περίπου όλων των σημάτων διέλευσης που μοιάζουν με πλανήτες, επειδή υπάρχουν πολύ λιγότερα αστέρια φόντου όλων των τύπων».
Ωστόσο, σχετικά με τη χονδρότερη ανάλυση του Κέπλερ, ο Μπράισον υπογράμμισε ότι, «[είναι] αναμενόμενο με ένα τόσο μεγάλο τηλεσκόπιο πεδίου». Το μεγάλο πεδίο του Kepler είναι σίγουρα πλεονεκτικό, καθώς επιτρέπει στον δορυφόρο να παρακολουθεί 100.000+ αστέρια σε περισσότερες από 100 τετραγωνικές μοίρες πεδίου.
ο προσαρμοστική οπτική (AO) σύστημα στο Παρατηρητήριο MMT παρέχει στους αστρονόμους εικόνες υψηλής ανάλυσης για αναζήτηση της γειτνίασης των υποψηφίων πλανητών Kepler για μολυσμένα αστέρια (εικόνα: Thomas Stalcup, ΚΑΤΑΣΚΟΠΕΣ ).
Οι μετρήσεις ακτινικής ταχύτητας είναι ένα ιδανικό μέσο για την αξιολόγηση των υποψηφίων πλανητών (και για να βοηθήσουν στην απόδοση της μάζας). Τα δεδομένα είναι σχετικά από τότε συμβαίνουν μετατοπίσεις ταχύτητας στο φάσμα του ξενιστή αστέρα λόγω της βαρύτητας του πλανήτη. Ωστόσο, Οι Adams et al. 2012 Σημειώστε ότι «Πολλά από αυτά τα αντικείμενα δεν έχουν … ακτινικές μετρήσεις ταχύτητας λόγω του απαιτούμενου χρόνου παρατήρησης, ιδιαίτερα για μικρούς πλανήτες γύρω από σχετικά αμυδρά αστέρια. Απαιτείται μια άλλη μέθοδος για να επιβεβαιωθούν αυτοί οι τύποι πλανητών… Οι εικόνες υψηλής ανάλυσης είναι επομένως ένα κρίσιμο συστατικό οποιουδήποτε προγράμματος παρακολούθησης διέλευσης».
Ο εντοπισμός άλυτων αστεριών είναι κρίσιμος για έναν ακόμη λόγο. Σημειώστε ότι οι θεμελιώδεις παράμετροι που προσδιορίζονται για έναν πλανήτη που διέρχεται εξαρτώνται εν μέρει από το κλάσμα του φωτός του ξενιστή που είναι κρυμμένο (το βάθος της έκλειψης). Ωστόσο, εάν υπάρχουν πολλά άλυτα αστέρια, θα συμβάλουν στη συνολική φωτεινότητα, και ως εκ τούτου η παρατηρούμενη έκλειψη πλανητών θα αραιωθεί και θα υποτιμηθεί (βλ. σχήμα 2, παραπάνω). Πράγματι, Οι Adams et al. 2012 σημειώστε ότι, 'Οι διορθώσεις στις πλανητικές παραμέτρους που βασίζονται σε κοντινά [μολυντικά] αστέρια μπορεί να κυμαίνονται από λίγα έως δεκάδες τοις εκατό, καθιστώντας τις εικόνες υψηλής ανάλυσης ένα σημαντικό εργαλείο για την κατανόηση των πραγματικών μεγεθών άλλων κόσμων που ανακαλύφθηκαν.'
Η περίπτωση του K00098 είναι ένα χαρακτηριστικό παράδειγμα που υπογραμμίζει τη σημασία του εντοπισμού άλυτων μολυσματικών αστεριών. Το K00098 διαθέτει δύο αρκετά φωτεινά αστέρια που ήταν άγνωστα και άγνωστα πριν από την απόκτηση εικόνων υψηλής ανάλυσης. Κατά συνέπεια, οι προηγουμένως καθορισμένες παράμετροι για τον διερχόμενο πλανήτη αυτού του άστρου ήταν εσφαλμένες. Σχετικά με το K00098, Οι Adams et al. 2012 παρατήρησε ότι, «για το K00098, η αραίωση [του βάθους της έκλειψης] … ήταν σημαντική: η ακτίνα [του πλανήτη] αυξήθηκε κατά 10%, η μάζα κατά 60% … και η πυκνότητα άλλαξε κατά 25% [από αυτό που δημοσιεύτηκε]. Χωρίς εικόνες υψηλής ανάλυσης, θα είχαμε μια πολύ ανακριβή εικόνα αυτού του πλανήτη».
Εικόνες χαμηλής και υψηλής ανάλυσης αστεριών στον γαλαξία Μ33 . Το φωτεινό αντικείμενο που ανιχνεύεται στην εικόνα χαμηλής ανάλυσης είναι στην πραγματικότητα πολλά αστέρια, όπως υποδεικνύεται από την εικόνα υψηλότερης ανάλυσης (δεξιά). Ένα παρόμοιο αποτέλεσμα εμφανίζεται κατά τη σύγκριση Kepler (χαμηλότερης ανάλυσης) και ΠΡΟΣ ΤΟ εικόνες (υψηλότερης ανάλυσης). Ένας μεμονωμένος στόχος Kepler μπορεί στην πραγματικότητα να αποτελεί πολλά αστέρια που φαίνονται κατά μήκος της γραμμής του σκοπεύματος (εικόνα: Οι Mochejska et al. 2001 , arXiv).
Παρεμπιπτόντως, το μη καταγεγραμμένο φως από άλυτα αστέρια δεν είναι απλώς ένα πρόβλημα για τις μελέτες εξωπλανητών. Το θέμα είναι μάλλον σχετικό κατά την έρευνα της κλίμακας της κοσμικής απόστασης και της σταθεράς Hubble (ρυθμός διαστολής του Σύμπαντος). Εξετάστε τις παραπάνω εικόνες που παρουσιάζουν το ίδιο πεδίο Μ33 . Η εικόνα που εμφανίζεται στα αριστερά είναι από μια επίγεια εγκατάσταση, ενώ η εικόνα υψηλότερης ανάλυσης που εμφανίζεται στα δεξιά είναι από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble (HST). Το φωτεινότερο αστέρι στο κέντρο της εικόνας είναι το α Μεταβλητό αστέρι Κηφείδης , που είναι ένα παλλόμενο αστέρι που χρησιμοποιείται για τον καθορισμό αποστάσεων από τους γαλαξίες. Με τη σειρά τους αυτές οι αποστάσεις χρησιμοποιούνται στη συνέχεια για τον προσδιορισμό της σταθεράς Hubble. Η εικόνα HST αποκαλύπτει αστέρια που δεν έχουν λυθεί στην επίγεια εικόνα, και έτσι η απόσταση που προκύπτει από αυτήν την παρατήρηση διακυβεύεται, καθώς ο Κηφείδης εμφανίζεται (ψευδώς) φωτεινότερος από ό,τι θα έπρεπε.
«Η ανάμειξη [π.χ. πρόσθετο φως που προκαλείται από άλυτα αστέρια] οδηγεί σε συστηματικά χαμηλές αποστάσεις από τους γαλαξίες που παρατηρούνται με το HST και επομένως σε συστηματικά υψηλές εκτιμήσεις της σταθεράς Hubble», παρατήρησε. Οι Mochejska et al. 2004 . Ωστόσο, υπάρχει μια συνεχής συζήτηση σχετικά με τη σημασία μιας τέτοιας επίδρασης ( Οι Ferrarese et al. 2000 , Οι Mochejska et al. 2001 ).
Εν ολίγοις, πολλές ομάδες αναπτύσσουν μεθόδους για τον εντοπισμό ψευδοπλανήτων στη βάση δεδομένων Kepler. Δεδομένου του μεγάλου δείγματος και της σημαντικής επένδυσης χρόνου που απαιτείται για την επιβεβαίωση ενός υποψήφιου πλανήτη: τέτοιες προσπάθειες είναι σημαντικές (π.χ. Οι Bryson et al. 2013 ). Τα δεδομένα από την αποστολή Kepler βοήθησαν να κατανοήσουμε καλύτερα τα αστέρια και τους πλανήτες που περιφέρονται σε τροχιά, και πολλά ακόμη δεν έχουν έρθει.Εάν θέλετε να βοηθήσετε την ομάδα του Kepler να εντοπίσει πλανήτες γύρω από άλλα αστέρια: εγγραφείτε Κυνηγοί Πλανητών έργο της επιστήμης των πολιτών.
ο Οι Bryson et al. 2013 τα ευρήματα έχουν υποβληθεί σε ΠΑΣΠ για αξιολόγηση από ομοτίμους και διατίθεται προεκτύπωση στο arXiv . Οι συγγραφείς της μελέτης είναι οι J. Jenkins, R. Gilliland, J. Twicken, B. Clarke, J. Rowe, D. Caldwell, N. Batalha, F. Mullally, M. Haas και P. Tenenbaum. Ο ενδιαφερόμενος αναγνώστης που επιθυμεί πρόσθετες πληροφορίες θα βρει τα ακόλουθα σχετικά: Οι Adams et al. 2012 , Κόλιερ Κάμερον 2012 (π.χ. για άλλα σενάρια που μπορούν να μιμηθούν την καμπύλη φωτός ενός διερχόμενου πλανήτη), ' Strange New Worlds: The Search for Alien Planets and Life πέρα από το ηλιακό μας σύστημα από τον Ray Jayawardhana, Distant Wanderers: The Search for Planets Beyond the Solar System ” του Bruce Dorminey. Για συζήτηση σχετικά με το πώς το φως από άλυτες πηγές επηρεάζει την κλίμακα της κοσμικής απόστασης βλ Οι Mochejska et al. 2004 (και για την αντίθετη άποψη, και την επακόλουθη αντίκρουση: Οι Ferrarese et al. 2000 , Οι Mochejska et al. 2001 ).
