21.4: الكواكب خارج المجموعة الشمسية - البحث والاكتشاف

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197174

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف الحركة المدارية للكواكب في نظامنا الشمسي باستخدام قوانين كيبلر
قارن تقنيات المراقبة غير المباشرة والمباشرة لاكتشاف الكواكب الخارجية

لعدة قرون، كان علماء الفلك يحلمون بالعثور على كواكب حول نجوم أخرى، بما في ذلك الكواكب الأخرى مثل الأرض. ومع ذلك، فإن الملاحظات المباشرة لمثل هذه الكواكب البعيدة صعبة للغاية. يمكنك مقارنة كوكب يدور حول نجم بعوضة تطير حول أحد تلك الأضواء العملاقة عند افتتاح مركز تسوق. من قرب، قد تكتشف البعوض. لكن تخيل مشاهدة المشهد من مسافة بعيدة - على سبيل المثال، من طائرة. يمكنك رؤية الأضواء على ما يرام، ولكن ما هي فرصك في اصطياد البعوض في هذا الضوء؟ بدلاً من صنع صور مباشرة، اعتمد علماء الفلك على الملاحظات غير المباشرة ونجحوا الآن في اكتشاف العديد من الكواكب حول النجوم الأخرى.

في عام 1995، وبعد عقود من الجهد، وجدنا أول كوكب خارجي من هذا القبيل (كوكب خارج نظامنا الشمسي) يدور حول نجم تسلسلي رئيسي، واليوم نعلم أن معظم النجوم تتشكل مع الكواكب. هذا مثال على كيفية المثابرة والأساليب الجديدة للمراقبة التي تعزز معرفة الإنسانية. من خلال دراسة الكواكب الخارجية، يأمل علماء الفلك في فهم نظامنا الشمسي بشكل أفضل في سياق بقية الكون. على سبيل المثال، كيف يمكن مقارنة ترتيب نظامنا الشمسي بأنظمة الكواكب في بقية الكون؟ ماذا تخبرنا الكواكب الخارجية عن عملية تكوين الكوكب؟ وكيف تؤثر معرفة تواتر الكواكب الخارجية على تقديراتنا لما إذا كانت هناك حياة في مكان آخر؟

البحث عن الحركة المدارية

يتم إجراء معظم اكتشافات الكواكب الخارجية باستخدام تقنيات نلاحظ فيها التأثير الذي يمارسه الكوكب على النجم المضيف. على سبيل المثال، ستؤدي قوة الجاذبية لكوكب غير مرئي إلى اهتزاز صغير في النجم المضيف. أو إذا تمت محاذاة مداره بشكل صحيح، فسوف يعبر الكوكب دوريًا أمام النجم، مما يتسبب في تعتيم سطوع النجم.

لفهم كيف يمكن لكوكب أن يحرك نجمه المضيف، فكر في كوكب واحد يشبه كوكب المشتري. يدور كل من الكوكب والنجم فعليًا حول مركز الكتلة المشترك بينهما. تذكر أن الجاذبية هي عامل جذب متبادل. يمارس كل من النجم والكوكب قوة على الآخر، ويمكننا إيجاد نقطة مستقرة، مركز الكتلة، بينهما يتحرك حولها كلا الجسمين. كلما كانت كتلة الجسم أصغر في مثل هذا النظام، زاد مداره. بالكاد يتأرجح نجم ضخم حول مركز الكتلة، بينما يقوم كوكب منخفض الكتلة بـ «جولة» أكبر بكثير.

لنفترض أن الكوكب يشبه المشتري وكتلته حوالي واحد من الألف من نجمه؛ وفي هذه الحالة، يبلغ حجم مدار النجم واحدًا من ألف من حجم الكوكب. ولكي نتعرف على مدى صعوبة مراقبة مثل هذه الحركة، دعونا نرى مدى صعوبة اكتشاف المشتري بهذه الطريقة من مسافة نجم قريب. خذ بعين الاعتبار عالم فلك فضائي يحاول مراقبة نظامنا الخاص من Alpha Centauri، أقرب نظام نجمي إلى نظامنا (على بعد حوالي 4.3 سنة ضوئية). هناك طريقتان يمكن لعالم الفلك من خلالهما محاولة اكتشاف الحركة المدارية للشمس. تتمثل إحدى الطرق في البحث عن التغييرات في موضع الشمس في السماء. والثاني هو استخدام تأثير دوبلر للبحث عن التغييرات في سرعته. دعونا نناقش كل منها بدورها.

يبلغ قطر مدار المشتري الظاهر المُنظر إليه من Alpha Centauri 10 ثوانٍ من القوس، ويبلغ قطر مدار الشمس 0.010 ثانية من القوس. (تذكر أن ثانية واحدة من القوس هي 1/3600 درجة.) إذا تمكنوا من قياس الموقع الظاهري للشمس (وهو مشرق وسهل الاكتشاف) بدقة كافية، فسيصفون مدارًا قطره 0.010 ثانية من القوس بفترة تساوي فترة المشتري، وهي 12 عامًا.

بعبارة أخرى، إذا شاهدوا الشمس لمدة 12 عامًا، فسوف يرونها تتذبذب ذهابًا وإيابًا في السماء بهذا الجزء الضئيل من الدرجة. من الحركة المرصودة وفترة «التذبذب»، يمكنهم استنتاج كتلة المشتري ومسافته باستخدام قوانين كيبلر. (لتحديث ذاكرتك حول هذه القوانين، راجع الفصل الخاص بالمدارات والجاذبية.)

يعد قياس المواقع في السماء بهذه الدقة أمرًا صعبًا للغاية، وحتى الآن، لم يقم علماء الفلك بأي اكتشافات مؤكدة للكواكب باستخدام هذه التقنية. ومع ذلك، فقد نجحنا في استخدام مقاييس الطيف لقياس السرعة المتغيرة للنجوم مع الكواكب المحيطة بها.

عندما يدور النجم والكوكب حول بعضهما البعض، سيكون جزء من حركتهما في خط رؤيتنا (نحونا أو بعيدًا عنا). يمكن قياس هذه الحركة باستخدام تأثير دوبلر وطيف النجم. عندما يتحرك النجم ذهابًا وإيابًا في مدار حول مركز كتلة النظام استجابةً لقوة الجاذبية لكوكب مداري، ستتحول الخطوط في طيفه ذهابًا وإيابًا.

دعونا ننظر مرة أخرى في مثال الشمس. تتغير سرعته الشعاعية (الحركة نحونا أو بعيدًا عنا) بحوالي 13 مترًا في الثانية مع فترة 12 عامًا بسبب قوة الجاذبية لكوكب المشتري. هذا يعادل حوالي 30 ميلاً في الساعة، تقريبًا السرعة التي يقود بها الكثير منا السيارة في جميع أنحاء المدينة. يمثل اكتشاف الحركة على هذا المستوى في طيف النجوم تحديًا تقنيًا هائلاً، ولكن نجحت عدة مجموعات من علماء الفلك حول العالم، باستخدام أجهزة الطيف المتخصصة المصممة لهذا الغرض. لاحظ أن التغيير في السرعة لا يعتمد على مسافة النجم من الراصد. استخدام تأثير دوبلر للكشف عن الكواكب سيعمل على أي مسافة، طالما أن النجم مشرق بما يكفي لتوفير طيف جيد وتلسكوب كبير متاح لإجراء الملاحظات (الشكل\(\PageIndex{1}\)).

بديل — الشكل: طريقة\(\PageIndex{1}\) دوبلر لاكتشاف الكواكب. يمكن اكتشاف حركة نجم حول مركز كتلة مشترك مع كوكب مداري عن طريق قياس السرعة المتغيرة للنجم. عندما يتحرك النجم بعيدًا عنا، تُظهر الخطوط في طيفه تحولًا صغيرًا إلى اللون الأحمر؛ وعندما يتحرك باتجاهنا، فإنها تظهر تحولًا صغيرًا. تم المبالغة في تغيير اللون (الطول الموجي) هنا لأغراض توضيحية. في الواقع، فإن نوبات دوبلر التي نقيسها صغيرة للغاية وتتطلب معدات متطورة ليتم اكتشافها.

كان أول استخدام ناجح لتأثير دوبلر للعثور على كوكب حول نجم آخر في عام 1995. استخدم ميشيل مايور وديدييه كويلوز من مرصد جنيف (الشكل\(\PageIndex{2}\)) هذه التقنية للعثور على كوكب يدور حول نجم يشبه شمسنا يسمى 51 Pegasi، على بعد حوالي 40 سنة ضوئية. (يمكن العثور على النجم في السماء بالقرب من ميدان بيغاسوس الكبير، الحصان الطائر للأساطير اليونانية، وهو أحد أنماط النجوم التي يسهل العثور عليها.) ولدهشة الجميع، يستغرق الكوكب 4.2 يومًا فقط ليدور حول النجم. (تذكر أن كوكب عطارد، وهو الكوكب الأعمق في مجموعتنا الشمسية، يستغرق 88 يومًا ليدور مرة واحدة حول الشمس، لذا فإن 4.2 يومًا تبدو قصيرة بشكل خيالي.)

تشير النتائج التي توصل إليها مايور وكويلوز إلى أن الكوكب يجب أن يكون قريبًا جدًا من 51 بيغاسي، ويدور حوله على بعد حوالي 7 ملايين كيلومتر (الشكل\(\PageIndex{3}\)). عند هذه المسافة، يجب أن تسخن طاقة النجم سطح الكوكب إلى درجة حرارة تصل إلى بضعة آلاف من الدرجات المئوية (حار بعض الشيء للسياحة المستقبلية). من خلال حركته، يحسب علماء الفلك أنه يحتوي على نصف كتلة كوكب المشتري ¹ على الأقل، مما يجعله من الواضح أنه كوكب جوفيان وليس كوكبًا من النوع الأرضي.

منذ اكتشاف الكوكب الأولي، كان معدل التقدم مذهلاً. تم اكتشاف مئات الكواكب العملاقة باستخدام تقنية دوبلر. تدور العديد من هذه الكواكب العملاقة بالقرب من نجومها - وقد أطلق علماء الفلك على هذه الكواكب اسم المشتري الساخن.

كان وجود كواكب عملاقة قريبة جدًا من نجومها مفاجأة، وقد أجبرتنا هذه الاكتشافات على إعادة التفكير في أفكارنا حول كيفية تشكل أنظمة الكواكب. ولكن في الوقت الحالي، ضع في اعتبارك أن طريقة Doppler-shift - التي تعتمد على سحب كوكب يجعل نجمه «يتذبذب» ذهابًا وإيابًا حول مركز الكتلة - هي الأكثر فعالية في العثور على الكواكب القريبة من نجومها والضخمة. تتسبب هذه الكواكب في أكبر «تذبذب» في حركة نجومها وأكبر تحولات دوبلر في الطيف. بالإضافة إلى ذلك، سيتم العثور عليها عاجلاً، حيث يحب علماء الفلك مراقبة النجم لمدار كامل واحد على الأقل (وربما أكثر) وتستغرق مركبات المشتري الساخنة أقصر وقت لإكمال مدارها.

لذلك إذا كانت مثل هذه الكواكب موجودة، فإننا نتوقع العثور على هذا النوع أولاً. يسمي العلماء هذا بتأثير الاختيار - حيث تختار تقنية الاكتشاف الخاصة بنا أنواعًا معينة من الأشياء على أنها «اكتشافات سهلة». كمثال لتأثير الاختيار في الحياة اليومية، تخيل أنك قررت أنك مستعد لعلاقة رومانسية جديدة في حياتك. بادئ ذي بدء، لا تحضر سوى الأحداث الاجتماعية في الحرم الجامعي، وكلها تتطلب بطاقة هوية الطالب للدخول. بعد ذلك، سيقتصر اختيارك للشركاء المحتملين على الطلاب في كليتك. قد لا يمنحك ذلك مجموعة متنوعة للاختيار من بينها كما تريد. وبنفس الطريقة، عندما استخدمنا تقنية دوبلر لأول مرة، اخترنا الكواكب الضخمة القريبة من نجومها باعتبارها الاكتشافات الأكثر احتمالاً. نظرًا لأننا نقضي أوقاتًا أطول في مشاهدة النجوم المستهدفة ومع تحسن قدرتنا على قياس تحولات دوبلر الأصغر، يمكن لهذه التقنية الكشف عن كواكب أكثر بعدًا وأقل ضخامة أيضًا.

شاهد سلسلة من الرسوم المتحركة التي توضح حركة النظام الشمسي وقوانين كيبلر، وحدد الرسوم المتحركة 1 (قوانين كيبلر) من قائمة التشغيل المنسدلة. لعرض رسم متحرك يوضح منحنى السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية، حدد الرسوم المتحركة 29 (منحنى السرعة الشعاعية لكوكب خارج المجموعة الشمسية) والرسوم المتحركة 30 (منحنى السرعة الشعاعية لكوكب خارجي - مدار بيضاوي) من قائمة التشغيل المنسدلة.

الكواكب العابرة

لا تعتمد الطريقة الثانية للكشف غير المباشر عن الكواكب الخارجية على حركة النجم ولكن على سطوعه. عندما يكون المستوى المداري للكوكب مائلًا أو مائلًا بحيث يُنظر إليه من الحافة، سنرى الكوكب يتقاطع أمام النجم مرة واحدة في كل مدار، مما يتسبب في تعتيم النجم قليلاً؛ يُعرف هذا الحدث بالعبور. \(\PageIndex{4}\)يوضح الشكل رسمًا تخطيطيًا للعبور في ثلاث خطوات زمنية: (1) خارج النقل، (2) بداية العبور، (3) العبور الكامل، جنبًا إلى جنب مع رسم تخطيطي لمنحنى الضوء، والذي يوضح الانخفاض في سطوع النجم المضيف. تعتمد كمية الضوء المحجوبة - عمق العبور - على مساحة الكوكب (حجمه) مقارنة بالنجم. إذا تمكنا من تحديد حجم النجم، فإن طريقة العبور تخبرنا بحجم الكوكب.

الفاصل الزمني بين عمليات العبور المتتالية هو طول السنة لهذا الكوكب، والذي يمكن استخدامه (مرة أخرى باستخدام قوانين كيبلر) للعثور على بعده عن النجم. تحجب الكواكب الكبيرة مثل المشتري المزيد من ضوء النجوم مقارنة بالكواكب الصغيرة الشبيهة بالأرض، مما يسهل اكتشاف عبور الكواكب العملاقة، حتى من المراصد الأرضية. ولكن من خلال الذهاب إلى الفضاء، فوق التأثيرات المشوهة للغلاف الجوي للأرض، تم تمديد تقنية العبور إلى كواكب خارجية صغيرة مثل المريخ.

مثال\(\PageIndex{1}\): عمق النقل

أثناء العبور، يحجب القرص الدائري للكوكب ضوء القرص الدائري للنجم. مساحة الدائرة هي\(\pi R^2\). ثم يتم تحديد كمية الضوء التي يحجبها الكوكب، والتي تسمى عمق العبور، من خلال

\[\dfrac{\pi R^2_{\text{planet}}}{\pi R^2_{\text{star}}} =\dfrac{R^2_{\text{planet}}}{R^2_{\text{star}}} =\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2 \nonumber\]

الآن احسب عمق العبور لنجم بحجم الشمس مع كوكب غاز عملاق بحجم المشتري.

الحل

يبلغ نصف قطر كوكب المشتري 71400 كم، بينما يبلغ نصف قطر الشمس 695.700 كم. وبالاستبدال في المعادلة، نحصل على

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left(\dfrac{71,400 \text{ km}}{695,700 \text{ km}} \right)^2=0.01\nonumber\]

أو 1٪، والتي يمكن اكتشافها بسهولة باستخدام الأدوات الموجودة على متن المركبة الفضائية كيبلر.

التمارين الرياضية\(\PageIndex{1}\)

ما هو عمق العبور لنجم بنصف حجم الشمس مع كوكب أصغر بكثير، مثل حجم الأرض؟

إجابة

يبلغ نصف قطر الأرض 6371 كم. لذلك،

\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left( \dfrac{6371 \text{ km}}{695,700/2 \text{ km}} \right)^2 =\left(\dfrac{6371 \text{ km}}{347,850 \text{ km}} \right)^2=0.0003 \nonumber\]

أو أقل بكثير من 1٪.

تسمح لنا طريقة دوبلر بتقدير كتلة الكوكب. إذا كان من الممكن دراسة نفس الكائن بواسطة كل من تقنيات دوبلر والعبور، فيمكننا قياس كل من كتلة وحجم الكوكب الخارجي. هذا مزيج قوي يمكن استخدامه لاشتقاق متوسط الكثافة (الكتلة/الحجم) للكوكب. في عام 1999، باستخدام قياسات من التلسكوبات الأرضية، تم اكتشاف أول كوكب عابر يدور حول النجم HD 209458. يعبر الكوكب نجمه الأم لمدة 3 ساعات تقريبًا كل 3.5 أيام بينما نشاهده من الأرض. أظهرت قياسات دوبلر أن الكوكب حوالي 209458 يحتوي على حوالي 70٪ من كتلة المشتري، ولكن نصف قطره أكبر بحوالي 35٪ من كوكب المشتري، وكانت هذه هي الحالة الأولى التي يمكننا فيها تحديد تكوين كوكب خارج المجموعة الشمسية - بهذه الكتلة ونصف القطر، يجب أن يكون HD 209458 عالمًا غازيًا وسائلًا مثل كوكب المشتري أو زحل.

من الممكن أيضًا تعلم شيء عن الغلاف الجوي للكوكب. عندما يمر الكوكب أمام HD 209458، تمتص الذرات الموجودة في الغلاف الجوي للكوكب ضوء النجوم. تم إجراء ملاحظات هذا الامتصاص لأول مرة عند الأطوال الموجية لخطوط الصوديوم الصفراء وأظهرت أن الغلاف الجوي للكوكب يحتوي على الصوديوم؛ الآن، يمكن قياس العناصر الأخرى أيضًا.

جرب جهاز محاكاة النقل الذي يوضح كيف يمكن لكوكب يمر أمام نجمه الأصلي أن يؤدي إلى اكتشاف الكوكب. اتبع التعليمات لتشغيل الرسوم المتحركة على جهاز الكمبيوتر الخاص بك.

تكشف الكواكب العابرة عن ثروة من المعلومات لدرجة أن وكالة الفضاء الفرنسية (CNES) ووكالة الفضاء الأوروبية (ESA) أطلقتا تلسكوب CoROT الفضائي في عام 2007 للكشف عن الكواكب الخارجية العابرة. اكتشفت CoRoT 32 كوكبًا خارجيًا عابرًا، بما في ذلك أول كوكب عابر بحجم وكثافة مشابهين للأرض. في عام 2012، عانت المركبة الفضائية من عطل في الكمبيوتر على متن الطائرة، مما أنهى المهمة. وفي الوقت نفسه، قامت وكالة ناسا ببناء مرصد عبور أقوى بكثير يسمى كيبلر.

في عام 2009، أطلقت وكالة ناسا تلسكوب كيبلر الفضائي، المخصص لاكتشاف الكواكب الخارجية العابرة. حدقت هذه المركبة الفضائية باستمرار في أكثر من 150,000 نجم في رقعة صغيرة من السماء بالقرب من كوكبة السيجنوس - فوق مستوى مجرة درب التبانة (الشكل\(\PageIndex{5}\)). مكنت كاميرات كيبلر وقدرتها على قياس التغيرات الصغيرة في السطوع بدقة شديدة من اكتشاف الآلاف من الكواكب الخارجية، بما في ذلك العديد من أنظمة الكواكب المتعددة. تطلبت المركبة الفضائية ثلاث عجلات رد فعل - نوع من العجلات المستخدمة للمساعدة في التحكم في الدوران الطفيف للمركبة الفضائية - لتثبيت توجيه التلسكوب ومراقبة سطوع نفس المجموعة من النجوم مرارًا وتكرارًا. تم إطلاق Kepler بأربع عجلات رد فعل (واحدة احتياطية)، ولكن بحلول مايو 2013، تعطلت عجلتان ولم يعد من الممكن توجيه التلسكوب بدقة نحو المنطقة المستهدفة. تم تصميم Kepler للعمل لمدة 4 سنوات، ومن المفارقات أن فشل التأشير حدث بالضبط بعد 4 سنوات ويوم واحد من بدء المراقبة.

ومع ذلك، فإن هذا الفشل لم ينهي المهمة. استمر تلسكوب كيبلر في المراقبة لمدة عامين آخرين، بحثًا عن عمليات عبور قصيرة المدى في أجزاء مختلفة من السماء. تقوم الآن بعثة جديدة تابعة لناسا تسمى TESS (القمر الصناعي العابر لمسح الكواكب الخارجية) بإجراء مسح عبور في جميع أنحاء سماء النجوم الأقرب (وبالتالي الأكثر إشراقًا).

ماذا نعني بالضبط بـ «اكتشاف» الكواكب الخارجية العابرة؟ يظهر عبور واحد كانخفاض طفيف جدًا في سطوع النجم يستمر لعدة ساعات. ومع ذلك، يجب على علماء الفلك توخي الحذر من العوامل الأخرى التي قد تنتج عبورًا خاطئًا، خاصة عند العمل في حدود دقة التلسكوب. يجب أن ننتظر العبور الثاني من نفس العمق. ولكن عند ملاحظة عبور آخر، لا نعرف في البداية ما إذا كان ذلك بسبب كوكب آخر في مدار مختلف. يحدث «الاكتشاف» فقط عندما يتم العثور على عبور ثالث بنفس العمق ونفس المسافة الزمنية للزوج الأول.

عادةً ما تقوم أجهزة الكمبيوتر بإجراء التحليل، والذي يتضمن البحث عن انخفاضات دورية صغيرة في الضوء من كل نجم، تمتد لأكثر من 4 سنوات من الملاحظة. لكن بعثة كيبلر لديها أيضًا برنامج يمكن من خلاله لغير علماء الفلك - العلماء المواطنين - فحص البيانات. وجد هؤلاء المتطوعون المتفانون العديد من عمليات العبور التي فاتتها تحليلات الكمبيوتر، مما يدل على أن العين البشرية والدماغ يتعرفان أحيانًا على أحداث غير عادية لم تتم برمجة الكمبيوتر للبحث عنها.

عادةً ما يكون قياس ثلاث أو أربع عمليات عبور متساوية المسافات كافيًا «لاكتشاف» كوكب خارج المجموعة الشمسية. ولكن في مجال جديد مثل أبحاث الكواكب الخارجية، نود أن نجد المزيد من التحقق المستقل. يحدث التأكيد الأقوى عندما تكون التلسكوبات الأرضية قادرة أيضًا على اكتشاف تحول دوبلر في نفس فترة العبور. ومع ذلك، هذا غير ممكن عمومًا للكواكب بحجم الأرض. من أكثر الطرق إقناعًا للتحقق من أن الانخفاض في السطوع يرجع إلى كوكب ما هو العثور على المزيد من الكواكب التي تدور حول نفس النجم - نظام كوكبي. توفر أنظمة الكواكب المتعددة أيضًا طرقًا بديلة لتقدير كتل الكواكب، كما سنناقش في القسم التالي.

تتشابه تأثيرات التحديد (أو التحيزات) في بيانات كيبلر مع تلك الموجودة في ملاحظات دوبلر. يسهل العثور على الكواكب الكبيرة مقارنة بالكواكب الصغيرة، والكواكب قصيرة المدى أسهل من الكواكب طويلة المدى. إذا احتجنا إلى ثلاث عمليات عبور لإثبات وجود كوكب، فإننا بالطبع مقيدون باكتشاف الكواكب ذات الفترات المدارية التي تقل عن ثلث فترة المراقبة. وهكذا، لم يتمكن كيبلر من العثور على كواكب ذات مدارات مثل الأرض تتطلب عامًا واحدًا للالتفاف حول نجمها إلا في عامها الرابع والأخير من التشغيل.

الكشف المباشر

أفضل دليل ممكن لكوكب يشبه الأرض في مكان آخر هو الصورة. بعد كل شيء، «الرؤية هي الإيمان» هي تحيز إنساني للغاية. لكن تصوير كوكب بعيد يمثل تحديًا هائلاً بالفعل. لنفترض، على سبيل المثال، أنك كنت على بعد مسافة كبيرة وترغب في اكتشاف الضوء المنعكس من الأرض. تعترض الأرض وتعكس أقل من مليار من إشعاع الشمس، لذا فإن سطوعها الواضح في الضوء المرئي أقل من مليار من سطوع الشمس. ومما يضاعف التحدي المتمثل في اكتشاف مثل هذه البقعة الخافتة من الضوء، أن الكوكب غارق في نيران الإشعاع المنبعث من نجمه الأم.

حتى اليوم، تحتوي أفضل بصريات مرايا التلسكوب على عيوب طفيفة تمنع ضوء النجم من التركيز في نقطة حادة تمامًا.

يعمل التصوير المباشر بشكل أفضل مع الكواكب الغازية العملاقة الصغيرة التي تنبعث منها ضوء الأشعة تحت الحمراء وتقيم في فواصل كبيرة من النجوم المضيفة لها. تصدر الكواكب العملاقة الصغيرة المزيد من ضوء الأشعة تحت الحمراء لأنها تحتوي على المزيد من الطاقة الداخلية المخزنة من عملية تكوين الكوكب. وحتى مع ذلك، يجب استخدام تقنيات ذكية لطرح الضوء من النجم المضيف. في عام 2008، تم اكتشاف ثلاثة كواكب شابة تدور حول HR 8799، وهو نجم في كوكبة Pegasus (الشكل\(\PageIndex{6}\):). بعد ذلك بعامين، تم اكتشاف كوكب رابع بالقرب من النجم. قد تتواجد كواكب إضافية بالقرب من HR 8799، ولكن إذا كانت موجودة، فإنها تضيع حاليًا في وهج النجم.

منذ ذلك الحين، تم العثور على عدد من الكواكب حول النجوم الأخرى باستخدام التصوير المباشر. ومع ذلك، يتمثل أحد التحديات في معرفة ما إذا كانت الأجسام التي نراها هي بالفعل كواكب أم أنها أقزام بنية (نجوم فاشلة) في مدار حول نجم.

يعد التصوير المباشر أسلوبًا مهمًا لتوصيف كوكب خارج المجموعة الشمسية. يمكن قياس سطوع الكوكب بأطوال موجية مختلفة. توفر هذه الملاحظات تقديرًا لدرجة حرارة الغلاف الجوي للكوكب؛ في حالة كوكب HR 8799 1، يشير اللون إلى وجود غيوم كثيفة. يمكن أيضًا الحصول على الأطياف من الضوء الخافت لتحليل مكونات الغلاف الجوي. يشير طيف من كوكب HR 8799 1 إلى جو غني بالهيدروجين، بينما يُظهر الكوكب الأقرب 4 دليلًا على وجود الميثان في الغلاف الجوي.

هناك طريقة أخرى للتغلب على التأثير الضبابي للغلاف الجوي للأرض وهي المراقبة من الفضاء. قد تكون الأشعة تحت الحمراء هي نطاق الطول الموجي الأمثل للمراقبة لأن الكواكب تصبح أكثر سطوعًا في الأشعة تحت الحمراء بينما تصبح النجوم مثل شمسنا خافتة، مما يجعل من السهل اكتشاف كوكب مقابل وهج نجمه. يمكن استخدام تقنيات بصرية خاصة لقمع الضوء من النجم المركزي وتسهيل رؤية الكوكب نفسه. ومع ذلك، حتى لو ذهبنا إلى الفضاء، سيكون من الصعب الحصول على صور لكواكب بحجم الأرض.

المفاهيم الأساسية والملخص

نجحت العديد من تقنيات المراقبة في اكتشاف كواكب تدور حول نجوم أخرى. تنقسم هذه التقنيات إلى فئتين عامتين - الكشف المباشر وغير المباشر. تعد تقنيات الدوبلر والعبور أقوى أدواتنا غير المباشرة للعثور على الكواكب الخارجية. كما يتم العثور على بعض الكواكب عن طريق التصوير المباشر.

الحواشي

¹ تسمح لنا طريقة دوبلر فقط بالعثور على الحد الأدنى لكتلة الكوكب. لتحديد الكتلة الدقيقة باستخدام تغيير دوبلر وقوانين كيبلر، يجب أن تكون لدينا أيضًا الزاوية التي يتجه بها مدار الكوكب إلى وجهة نظرنا - وهو أمر ليس لدينا أي طريقة مستقلة لمعرفته في معظم الحالات. ومع ذلك، إذا كانت الكتلة الدنيا هي نصف كتلة المشتري، فإن الكتلة الفعلية يمكن أن تكون أكبر من ذلك فقط، ونحن على يقين من أننا نتعامل مع كوكب جوفيان.

مسرد المصطلحات

كوكب خارج المجموعة الشمسية: كوكب يدور حول نجم آخر غير شمسنا

عبور: عندما يتحرك كائن فلكي أمام آخر