De Extrasolar Planets Encyclopedia telde 548 bevestigde extrasolar-planeten op 6 mei 2011, terwijl de NASA Star en Exoplanet Database (wekelijks bijgewerkt) vandaag 535 rapporteerden. Zo waren er de 1.235 kandidaten die door de Kepler-missie in februari werden aangekondigd, waaronder 54 die mogelijk zich in een bewoonbare zone bevinden.
Dus welke technieken worden gebruikt om met deze bevindingen te komen?
Pulsar-timing - Een pulsar is een neutronenster met een poolstraal die ongeveer op één lijn ligt met de aarde. Terwijl de ster draait en een straal in de gezichtslijn van de aarde komt, detecteren we een uiterst regelmatige lichtpuls. Inderdaad, het is zo regelmatig dat een lichte schommeling in de beweging van de ster, omdat hij planeten bezit, detecteerbaar is.
De eerste extrasolaire planeten (ie exoplaneten) werden op deze manier gevonden, in feite drie ervan, rond de pulsar PSR B1257 + 12 in 1992. Deze techniek is natuurlijk alleen nuttig voor het vinden van planeten rond pulsars, die geen van allen als bewoonbaar kunnen worden beschouwd. - althans volgens de huidige definities - en in totaal zijn tot dusver slechts 4 van dergelijke pulsarplaneten bevestigd.
Om te zoeken naar planeten rond hoofdreekssterren, hebben we ...
De radiale snelheidsmethode - Dit is in principe vergelijkbaar met detectie via pulsaire timingafwijkingen, waarbij een planeet of planeten hun ster heen en weer bewegen terwijl ze in een baan om de aarde draaien, waardoor kleine veranderingen in de snelheid van de ster ten opzichte van de aarde ontstaan. Deze veranderingen worden over het algemeen gemeten als verschuivingen in de spectraallijnen van een ster, detecteerbaar via Doppler-spectrometrie, hoewel detectie via astrometrie (directe detectie van kleine verschuivingen in de positie van een ster aan de hemel) ook mogelijk is.
Tot nu toe was de radiale snelheidsmethode de meest productieve methode voor exoplaneetdetectie (het vinden van 500 van de 548), hoewel het meestal massieve planeten oppikt in nauwe stellaire banen (dwz hete Jupiters) - en als gevolg hiervan zijn deze planeten voorbij -vertegenwoordigd in de huidige bevestigde exoplaneetpopulatie. Afzonderlijk is de methode ook alleen effectief tot ongeveer 160 lichtjaar van de aarde - en geeft je alleen de minimale massa, niet de grootte, van de exoplaneet.
Om de grootte van een planeet te bepalen, kun je ...
De doorvoermethode - De transitmethode is effectief bij het detecteren van exoplaneten en het bepalen van hun diameter - hoewel deze een hoog percentage valse positieven heeft. Een ster met een doorgaande planeet, die haar licht gedeeltelijk blokkeert, is per definitie een variabele ster. Er zijn echter veel verschillende redenen waarom een ster variabel kan zijn, waarvan er vele geen betrekking hebben op een doorgaande planeet.
Om deze reden wordt de radiale snelheidsmethode vaak gebruikt om een bevinding van de transitmethode te bevestigen. Dus hoewel 128 planeten worden toegeschreven aan de transitmethode, maken deze ook deel uit van de 500 geteld voor de radiale snelheidsmethode. De radiale snelheidsmethode geeft je de massa van de planeet - en de transitmethode geeft je de grootte (diameter) - en met beide metingen kun je de dichtheid van de planeet krijgen. De orbitale periode van de planeet (volgens beide methoden) geeft je ook de afstand van de exoplaneet tot zijn ster, volgens de derde wet van Kepler (dat is Johannes ’). En zo kunnen we bepalen of een planeet zich in de bewoonbare zone van een ster bevindt.
Het is ook mogelijk om, rekening houdend met kleine variaties in de doorvoerperiodiciteit (d.w.z. de regelmaat) en de duur van doorvoer, extra kleinere planeten te identificeren (in feite zijn er 8 gevonden via deze methode, of 12 als u pulsartimingsdetecties opneemt). Met een verhoogde gevoeligheid in de toekomst is het misschien ook mogelijk om exomonen op deze manier te identificeren.
De transitmethode kan ook een spectroscopische analyse van de atmosfeer van een planeet mogelijk maken. Een belangrijk doel hier is dus om een aarde-analoog in een bewoonbare zone te vinden, vervolgens de atmosfeer te onderzoeken en de elektromagnetische uitzendingen te volgen - met andere woorden, te scannen op levenstekens.
Om planeten in grotere banen te vinden, zou je kunnen proberen ...
Directe beeldvorming - Dit is een uitdaging omdat een planeet een zwakke lichtbron is in de buurt van een zeer heldere lichtbron (de ster). Desalniettemin zijn er tot nu toe 24 op deze manier gevonden. Nul-interferometrie, waarbij het sterrenlicht van twee waarnemingen effectief wordt uitgeschakeld door destructieve interferentie, is een effectieve manier om zwakkere lichtbronnen te detecteren die normaal verborgen zijn door het licht van de ster.
Zwaartekrachtlensing - Een ster kan een smalle zwaartekrachtlens creëren en daardoor een verre lichtbron vergroten - en als een planeet rond die ster precies in de juiste positie staat om dit lenseffect enigszins te verdraaien, kan het zijn aanwezigheid kenbaar maken. Zo'n gebeurtenis is relatief zeldzaam - en moet dan worden bevestigd door herhaalde observaties. Desalniettemin heeft deze methode tot nu toe 12 gedetecteerd, waaronder kleinere planeten in brede banen zoals OGLE-2005-BLG-390Lb.
Van deze huidige technieken wordt niet verwacht dat ze een volledige telling van alle planeten binnen de huidige waarnemingsgrenzen opleveren, maar ze geven ons wel een indruk van hoeveel er mogelijk zijn. Op basis van de weinige beschikbare gegevens is tot nu toe speculatief geschat dat er mogelijk 50 miljard planeten in ons sterrenstelsel zijn. Er moet echter nog een aantal definitiekwesties volledig worden doordacht, zoals waar je de grens trekt tussen een planeet en een bruine dwerg. De Extrasolar Planets Encyclopedia stelt momenteel de limiet op 20 Jupiter-massa's.
Hoe dan ook, 548 bevestigde exoplaneten voor slechts 19 jaar planeetspotten is niet slecht. En de zoektocht gaat verder.
Verder lezen:
De Extrasolar Planets Encyclopedia
De NASA Star and Exoplanet Database (NStED)
Methoden voor het detecteren van extrasolaire planeten
De Kepler-missie.
