Opsporing van eksoplanete

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
Getal eksoplanete wat jaarliks ontdek is tot aan die einde van September 2014, met kleure wat die opsporingsmotode aandui:

Onregstreekse metodes word meestal gebruik vir die opsporing van eksoplanete. Enige planeet is ’n uiters dowwe ligbron in vergelyking met sy moederster. ’n Ster soos die Son is byvoorbeeld sowat ’n miljard keer so helder as die weerkaatste lig van enige van die planete wat om hom wentel. Benewens die probleme met die opsporing van so ’n dowwe ligbron, veroorsaak die moederster se lig ook ’n gloed wat die planeet laat vervaag. Om dié redes is baie min eksoplanete nog met regstreekse waarneming opgespoor.

In die plek daarvan gebruik sterrekundiges onregstreekse maniere. Verskillende metodes, elk met sy eie voor- en nadele, het al sukses opgelewer in die opsporing van ’n nuwe planeet of die waarneming van ’n reeds ontdekte planeet.

Variasies in die radiale snelheid van ’n ster met betrekking tot die Aarde kan deur ’n planeet se swaartekrag veroorsaak word, omdat die ster dan in sy eie klein wentelbaan beweeg. Dit was tot 2012 die manier waarop die meeste eksoplanete opgespoor is – daarna het die Kepler-sending al hoe meer planete met die oorgangsmetode opgespoor. Die radialesnelheidsmetode werk veral goed wanneer ’n groot planeet naby aan sy moederster is. Verskeie faktore kan egter sorg vir vals seine.

Met oorgangsfotometrie kan ’n planeet se radius bepaal word. As ’n planeet voor sy ster verbybeweeg, verdof die ster effens en dit word in die ster se ligkurwe gesien. Die meeste oorgangseine is baie klein, soos 0,008% wanneer ’n aardgrootte-planeet voor ’n songrootte-ster verbybeweeg. Die ligkurwe kan wel belangrike eienskappe ontbloot, soos die oorgangsdiepte, oorgangsduur en die wentelperiode van die eksoplaneet. Uit dié waarneembare parameters kan weer verskeie fisiese parameters bepaal word, soos die semihoofas, stermassa, sterradius, planeetradius, eksentrisiteit en baanhelling. Uiteindelik kan die massa van die planeet ook bepaal word. Vir dié metode om te werk, moet ’n planeet se wentelbaan presies oplyn vanuit die waarnemer se sigpunt. Nog ’n nadeel is die baie vals opsporings.

Weerkaatsings-/uitstralingsmodulasies geskied wanneer kortperiodeplanete na aan hul sterre wentel en variasies in hul weerkaatste lig toon omdat hulle deur fases soortgelyk aan maanfases gaan. Hulle word ook deur die sterlig verhit en daarom is hul termiese uitstralings makliker waarneembaar. Teleskope kan nie die planeet en die ster van mekaar onderskei nie en sien net die gekombineerde lig. Dit lyk of die helderheid van die moederster gedurende elke omwenteling op ’n periodieke manier verander. Die uitwerking is ook klein, en dit is nes met die oorgangsmetode makliker om groot planete naby hul moedersterre op te spoor omdat hulle meer lig van die ster af kry.

’n Nuwe metode om eksoplanete danksy ligvariasies op te spoor gebruik die relativistiese bondeling van die waargenome ligvloed van die ster vanweë sy beweging. Wanneer die planeet se swaartekrag die ster rondtrek, verander die digtheid van die fotone en dus die skynbare helderheid van die ster vanuit die waarnemer se sigpunt. Dit is met dié metode makliker om groot planete naby aan hul moederster op te spoor omdat hierdie faktore ’n groter invloed op die ster se beweging het. Een van die grootste nadele van dié metode is dat die ligvariasies baie klein is, en ’n voordeel is dat die meting van die planeet se massa moontlik is sonder die versameling van ekstra data met ander metodes.

Pulsartydmeting behels dat effense afwykings in ’n pulsar se radiopulse dit moontlik maak om te bepaal dat dit ’n planeet het. Dié neutronsterre straal andersins radiogolwe uiters reëlmatig uit terwyl hulle roteer. Dié metode is so sensitief dat kleiner planete daarmee opgespoor kan word as met enige ander metode. Pulsars is egter skaars en spesiale omstandighede is nodig vir ’n planeet om naby ’n pulsar te vorm.

’n Planeet wentel om ’n ster en dié beweeg self in ’n klein wentelbaan. Die stelsel se massamiddelpunt word met ’n rooi kruis aangedui. (In hierdie geval lê dit altyd binne die ster.) Hierdie verskynsel word in astrometrie gebruik.

Die swaartekragmikrolenseffek vind plaas wanneer die swaartekragveld van ’n ster as ’n lens optree en die lig van ’n verafgeleë agtergrondster vergroot. As die voorgrondster ’n planeet het, kan die planeet se eie swaartekragveld ’n waarneembare bydrae tot die lenseffek lewer. Dié metode is veral nuttig wanneer ’n ster baie agtergrondsterre het, soos wanneer dit na die middel van die Melkweg geleë is. ’n Nadeel is dat dit net gebeur as die twee sterre amper presies oplyn. Die effek is ook van korte duur en kan nie herhaal word nie omdat so ’n oplynig heel toevallig gebeur. Verskeie bevestigde eksoplanete is al op dié manier waargeneem en dit was die eerste metode waarmee planete met die Aarde se massa om gewone hoofreekssterre opgespoor is.

Astrometrie behels die presiese meting van ’n ster se posisie in die lug en die waarneming van hoe dié posisie mettertyd verander. As ’n ster ’n planeet het, veroorsaak die swaartekraginvloed van die planeet dat die ster self in ’n klein wentelbaan beweeg omdat die planeet en ster albei om hul massamiddelpunt wentel, en dié beweging kan gemeet word. Astrometrie is die oudste metode om na eksoplanete te soek. Teen die einde van die 19de eeu het fotografiese plate die akkuraatheid van metings in ’n groot mate verbeter. Die veranderings in sterre se posisie is egter so klein – en atmosferiese en sistematiese verwringings so groot – dat selfs die beste grondgebaseerde teleskope nie metings van die nodige akkuraatheid kan produseer nie.

Ander moontlike metodes wat gebruik kan word, is fluktuasies en eggowaarnemings, oorgangsbeelding en magnetosferiese en aurora-radiostralings.

Ook sirkumstellêre rommelskywe kan waargeneem word omdat dit gewone sterlig absorbeer en dit as infrarooistraling heruitstraal. Die stof ontstaan vermoedelik weens botsings tussen komete en asteroïdes. Uit die vorm van die stofskywe kan dalk ook bepaal word of ’n planeet teenwoordig is.

Die meeste bevestigde eksoplanete tot dusver is met ruimtegebaseerde teleskope soos Corot en Kepler ontdek omdat atmosferiese steurings uitgeskakel word. Kepler en K2 het meer as 2 000 bevestigde planete opgespoor. Ander sendings wat met sukses gebruik is om ten minste bevestigde planete waar te neem of hul eienskappe te bepaal, is die Hubble-ruimteteleskoop, infrarooi-Spitzer, Gaia-sending en TESS, wat in 2018 gelanseer is. TESS sal na verwagting meer as 20 000 eksoplanete ontdek.

Gevestigde opsporingsmetodes[wysig | wysig bron]

Die volgende metodes het minstens een keer bewys suksesvol te wees in die ontdekking van ’n nuwe eksoplaneet of die waarneming van ’n reeds ontdekte eksoplaneet:

Radiale snelheid[wysig | wysig bron]

’n Radialesnelheidsgrafiek van 18 Delphini b.

’n Ster met ’n planeet sal in sy eie klein wentelbaan beweeg in reaksie op die planeet se swaartekrag. Dit lei tot variasies in die spoed waarmee die ster na en van die Aarde beweeg, dit wil sê die variasies is in die radiale snelheid van die ster met betrekking tot die Aarde. Die radiale snelheid kan afgelei word van die verskuiwings in die moederster se spektraallyne vanweë die Doppler-effek. Die radialesnelheidsmetode meet hierdie afwykings om die teenwoordigheid van die planeet te bevestig deur die gebruik van massafunksie.

Tot omstreeks 2012 was die radialesnelheidsmetode (ook bekend as Doppler-spektroskopie) verreweg die mees produktiewe manier om eksoplanete op te spoor. Ná 2012 is al hoe meer van hulle deur die Kepler-sending se oorgangsmetode opgespoor. Die radialesnelheidsein is nie afstandsgebonde nie, maar het groot sein-tot-geraasverhoudingspektra nodig om presies te wees en word oor die algemeen net vir relatief nabygeleë sterre gebruik, tot sowat 160 ligjare van die Aarde af, om planete met ’n lae massa op te spoor. Dit is ook onmoontlik om verskeie sterre terselfdertyd met een teleskoop waar te neem. Planete met die massa van Jupiter kan tot ’n paar duisend ligjare van hier af om hul sterre waargeneem word. Hierdie metode is goed vir die ontdekking van groot planete wat naby sterre is. Moderne spektograwe kan ook maklik planete met Jupiter se massa opspoor wat 10 AE van hul moederster af is, maar dit verg baie jare van waarneming. Planete met dieselfde massa as die Aarde kan tans net waargeneem word as hulle in ’n klein wentelbaan om ’n ster met ’n lae massa voorkom, soos Proxima b.

Dit is om twee redes makliker om planete om sterre met ’n lae massa waar te neem. Eerstens word dié sterre meer deur die swaartekrag van hul planete beïnvloed. Tweedens roteer hoofreekssterre met ’n lae massa gewoonlik relatief stadig. ’n Vinnige rotasie maak spektraallyne onduideliker, want die helfte van die ster roteer vinnig weg van die waarnemer terwyl die ander helfte vinnig nader beweeg. Om eksoplanete om sterre met ’n groter massa op te spoor is makliker as die ster die hoofreeks verlaat het, want sulke sterre roteer ook stadiger.

Soms produseer Doppler-spektrografie vals seine, veral in stelsels met meer as een planeet of ster. Magneetvelde en sekere soorte steraktiwiteite kan ook sorg vir vals seine. Wanneer die moederster verskeie planete het, kan vals seine ook verkry word weens onvoldoende data. In so ’n geval kan daar verskeie oplossings vir die data wees, want sterre word gewoonlik nie aaneen waargeneem nie.[1]

Sommige van die vals seine kan uitgeskakel word deur die stabiliteit van die planeetstelsel te ontleed, ’n fotometriese ontleding van die moederster te doen en sy rotasieperiode en die siklusperiodes van sy steraktiwiteit te ken.

Oorgangsfotometrie[wysig | wysig bron]

Terwyl die radialesnelheidsmetode inligting oor ’n planeet se massa kan verskaf, kan die fotometriese metode die planeet se radius bepaal. As ’n planeet voor sy ster verbybeweeg, verdof die ster effens na gelang van die relatiewe grootte van die planeet teenoor die ster.[2] In die geval van HD 209458 verdof die ster met 1,7%. Die meeste oorgangseine is egter aansienlik kleiner; ’n aardgrootte-planeet wat voor ’n songrootte-ster verbybeweeg, veroorsaak byvoorbeeld ’n verdowwing van net 0,008%.

Die oorgangsmetode om eksoplanete op te spoor. Die grafiek onder die skets demonstreer die ligvlakke wat die Aarde oor ’n tydperk bereik.

Die ligkurwemodel van ’n eksoplaneet wat voor ’n ster verbybeweeg, kan die volgende eienskappe van ’n planeetstelsel voorspel: oorgangsdiepte (δ), oorgangsduur (T), die duur van die intrede/uittrede (τ) en die wentelperiode van die eksoplaneet (P). Hierdie waargenome eienskappe word egter op verskeie aannames gebaseer. Gerieflikheidshalwe aanvaar ons die planeet en ster is albei sferies, die sterskyf is eenvormig en die wentelbaan is rond. Die waargenome fisieke parameters van die ligkurwe sal verander na gelang van die relatiewe posisie van ’n eksoplaneet in ’n oorgang.

Die oorgangsdiepte (δ) van die ligkurwe beskryf die afname in die normale vloed van die ster tydens ’n oorgang. Dit gee besonderhede oor die radius van die eksoplaneet in vergelyking met dié van die ster. As ’n eksoplaneet byvoorbeeld voor ’n songrootte-ster verbybeweeg, sal ’n planeet met ’n groter radius die oorgangsdiepte laat toeneem en ’n planeet met ’n kleiner radius die diepte laat afneem.

Die oorgangsduur (T) van ’n eksoplaneet is die tyd wat die planeet voor die ster deurbring. Hierdie waargenome parameter verander na gelang van die spoed waarmee die planeet in sy wentelbaan beweeg terwyl dit voor die ster verbygaan.

Die duur van die intrede/uittrede (τ) van die ligkurwe beskryf die tyd wat dit die planeet vat om die ster heeltemal te bedek (intrede) en weer ten volle te ontbloot (uittrede). As ’n planeet van die een kant van die ster se deursnee na die ander kant beweeg, is die duur van die intrede/uittrede korter omdat dit die planeet minder tyd neem om die ster heeltemal te bedek. Hoe verder die planeet van die ster se deursnee af verbybeweeg, hoe langer sal die duur van die intrede/uittrede wees, want die planeet sal langer neem om die ster gedeeltelik te bedek tydens sy oorgang.[3]

’n Gesimuleerde silhoeët van Jupiter (en twee van sy mane) in ’n oorgang voor die Son, soos van ’n ander sterstelsel af gesien.

Van hierdie waarneembare parameters kan verskeie fisiese parameters deur berekenings bepaal word, soos die semihoofas, stermassa, sterradius, planeetradius, eksentrisiteit en baanhelling. In kombinasie met die meting van die radiale snelheid van die ster, kan die massa van die planeet ook bepaal word.

Hierdie metode het twee groot nadele. Eerstens is ’n planeet se oorgang net waarneembaar as sy wentelbaan presies oplyn vanuit die sterrekundige se sigpunt. Sowat 10% van planete met klein wentelbane het so ’n oplyning, en die moontlikheid neem af hoe groter die wentelbaan is. Vir ’n planeet wat op ’n afstand van 1 AE voor ’n songrootte-ster verbybeweeg, is die kans van ’n oplyning 0,47%. Dié metode kan dus nie waarborg dat ’n ster nié planete het nie. Deur groot gebiede in die lug met duisende of selfs honderdduisende sterre gelyktydig te bestudeer, kan meer eksoplanete egter so ontdek word as met die radialesnelheidsmetode.[4] Verskeie opnames gebruik dié metode, soos die grondgebaseerde Mearth-projek, SuperWASP, Kilodegree Extremely Little Telescope (KELT) en HATNet, sowel as ruimtegebaseerde teleskope soos Corot, Kepler en die nuwer TESS.

Die tweede nadeel van dié metode is ’n groot mate van vals opsporings. Volgens ’n studie van 2012 kan die voorkoms van vals positiewes vir oorgangswaarnemings deur Kepler tot 40% wees in stelsels met een planeet.[5] Daarom vereis ’n ster waar ’n enkele oorgang bespeur is, verdere bevestiging, gewoonlik met die radialesnelheidsmetode of deur weerkaatsings-/uitstralingsmodulasies. Eersgenoemde is veral nodig vir Jupitergrootte-planete of groteres, want voorwerpe van daardie grootte sluit nie net planete in nie, maar ook bruindwerge en selfs klein sterre. Die reslutate is meer suksesvol met sterre wat meer as een planeet het en vir sulke opsporings is dikwels nie bykomende bevestiging nodig nie. Sommige kan ook bevestig word deur die oorgangstydvariasie-metode.[6][7][8]

Baie ligpunte in die lug het helderheidsvariasies wat kan lyk soos die gevolg van planete wat voor sterre verbybeweeg. Probleme met vals opsporings kom in veral drie vorme voor: skynbare dubbelsterre in ’n eklips, dubbelsterre in ’n skramse eklips en oorgange deur planeetgrootte-sterre. Gewone dubbelsterre in ’n eklips produseer gewoonlik groot variasies in die ligkurwe wat hulle onderskei van planeetoorgange omdat planete gewoonlik kleiner is as sowat 2 RJ,[9] maar dit is nie die geval met skynbare dubbelsterre nie.

Skynbare dubbelsterre in ’n eklips is gewoonlik redelik ver van mekaar af, maar lyn byna op uit die waarnemer se sigpunt. Dit het ’n vlakker eklipsdiepte tot gevolg, wat ooreenstem met die resultaat van ’n planeetoorgang. In hierdie gevalle bevat die teiken meestal ’n groot hoofreeksster en ’n kleiner hoofreeksster as sekondêre metgesel, of ’n reusester met ’n hoofreeksster as sekondêre metgesel.[10]

Dubbelsterre in ’n skramse eklips is stelsels waarin die een voorwerp net skrams voor die ander een verbybeweeg. In sulke gevalle sal die maksimum oorgangsdiepte van die ligkurwe nie proporsioneel wees tot die verhouding van die kwadrate van die radiusse van die twee sterre nie, maar alleenlik afhang van die maksimum area van die primêre ster wat deur die sekondêre ster geblokkeer word. Die klein afname in lig kan dus ooreenstem met wanneer ’n planeet voor die ster verbybeweeg. Sommige van die vals waarnemings in hierdie kategorie kom voor wanneer die dubbelsterre ’n ronde wentelbaan het, terwyl die twee liggame se massa verskil. Daar sal dan twee eklipse wees, wanneer die klein voorwerp voor die groot voorwerp verbybeweeg, en omgekeer. As die verskil tussen die sterre se massas, en dus hul radiusse en helderheid, groot is, sal die twee eklipse verskillende dieptes hê. Uit die verskil tussen die vlak en die diep oorgangsvoorval kan dan afgelei word dit is ’n dubbelster in ’n skramse eklips. Wanneer die twee sterre egter min of meer dieselfde massa het, sal die twee eklipse nie van mekaar onderskei kan word nie en sal dit onmoontlik wees om net met die oorgangsfotometriemetode te bepaal dat dit ’n dubbelster is.

Die relatiewe groottes van bruindwerge en groot planete.

In die laaste geval is daar twee soorte sterre wat min of meer dieselfde grootte as gasreuseplanete het: wit- en bruindwerge. Die ligkurwe kan nie onderskei tussen die soorte voorwerpe nie, maar berus op die groottes van die oorgangsvoorwerpe. Indien moontlik, word radialesnelheidsmetings gebruik om te bevestig die oorgangs- of eklipsvoorwerp het die massa van ’n planeet, dus minder as 13 MJ.[11]

Planete om rooireusesterre veroorsaak weer ander probleme: Hoewel planete om sulke sterre gewoonlik meer geneig is om voor die sterre verby te beweeg vanweë die grootte van die sterre, is hierdie oorgangseine moeilik te onderskei van die hoofster se helderheidsligkurwe, want rooireuse het dikwels variasies in helderheid met tydperke van ’n paar uur tot ’n paar dae. Dit is veral die geval met subreuse. Boonop is hierdie sterre baie helderder en planete wat voor hulle verbybeweeg, blokkeer ’n veel kleiner persentasie van hul lig. Daarteenoor kan ’n planeet ’n klein steroorblyfsel soos ’n witdwerg of neutronster heeltemal blokkeer, ’n verskynsel wat maklik van die Aarde af sigbaar sal wees. Weens die klein grootte van sulke steroorblyfsels is die kans egter skraal dat die planeet met die steroorblyfsel sal oplyn.

Die grootste voordeel van die oorgangsmetode is dat die grootte van die planeet uit die ligkurwe bepaal kan word. Gekombineer met die radialesnelheidsmetode (waarmee die planeet se massa bepaal kan word), is dit moontlik om die digtheid van die planeet vas te stel en so iets te wete te kom oor die planeet se fisiese struktuur. Sterre wat met albei hierdie metodes bestudeer is, se eienskappe is die bekendste van alle eksoplanete.[12]

Die oorgangsmetode maak dit ook moontlik om die planeet se atmosfeer te bestudeer. Wanneer die planeet voor die ster verbybeweeg, beweeg van die ster se lig deur die boonste atmosfeer van die planeet. Deur die hoëresolusie-sterspektrum sorgvuldig te bestudeer, kan elemente in die planeet se atmosfeer bespeur word. ’n Planetêre atmosfeer, en eintlik ’n planeet, kan ook waargeneem word deur die polarisasie van die sterlig te meet terwyl dit deur die planeet se atmosfeer beweeg of daardeur weerkaats word.[13]

Ten laaste kan die sekondêre eklips (wanneer die planeet deur die ster geblokkeer word) gebruik word om die planeet se straling regstreeks te meet en help dit om die planeet se baaneksentrisiteit vas te stel sonder die teenwoordigheid van ander planete. Wanneer die ster se fotometriese intensiteit tydens die sekondêre eklips afgetrek word van die intensiteit daarvoor of daarna, bly net die sein wat deur die planeet veroorsaak word agter. Dit is dan moontlik om die planeet se temperatuur te meet en selfs moontlike tekens van wolkformasies daarop te bespeur. In Maart 2005 het twee groepe wetenskaplikes metings met hierdie metode gedoen met die Spitzer-ruimteteleskoop. Die planete TrES-1 en HD 209458b is onderskeidelik bestudeer. Die metings het die planete se temperatuur onthul: 1 060 K (790 °C) vir TrES-1 en sowat 1 130 K (860 °C) vir HD 209458b.[14][15]

Geskiedenis[wysig | wysig bron]

TESS, wat in April 2018 lanseer is.

Corot, ’n sending van die Franse Ruimteagentskap, het in 2006 begin soek na planeetoorgange vanuit ’n wentelbaan, waar die gebrek aan atmosferiese flikkering groter akkuraatheid waarborg. Die sending is ontwerp om planete "’n paar keer tot verskeie kere so groot soos die Aarde" op te spoor en het "beter as wat verwag word" gedoen met die ontdekking van twee eksoplanete[16] (albei warm Jupiters) teen 2008. In Junie 2013 het Corot 32 eksoplanete opgespoor, met verskeie wat nog bevestig moet word. Die satelliet het in November 2012 onverwags opgehou om data te stuur (nadat die sending twee keer verleng is), en dit is in Junie 2013 aan diens onttrek.[17]

In Maart 2009 is Nasa se Kepler lanseer met die verwagting dat dit aardgrootte-planete sou opspoor. Dit gebruik die oorgangsmetode en daar is gehoop dat dit teen die einde van sy sending van drie en ’n half jaar genoeg data sou versamel het om planete selfs kleiner as die Aarde waar te neem. Deur honderdduisend sterre gelyktydig waar te neem, was Kepler nie net in staat om aardgrootte-planete op te spoor nie, maar ook statistieke te versamel oor die aantal sulke planete om songrootte-sterre.[18]

Op 2 Februarie 2011 het die Kepler-span ’n lys van 1 235 eksoplaneetkandidate uitgereik, insluitende 54 wat dalk in die bewoonbare sone voorkom. Op 5 Desember 2011 het die span aangekondig dat hulle 2 326 planetêre kandidate opgespoor het, waarvan 207 min of meer so groot soos die Aarde is, 680 so groot soos superaardes, 1 181 so groot soos Neptunus, 203 so groot soos Jupiter en 55 groter as Jupiter. In vergelyking met die Februarie 2011-syfers het die getal aardgrootte- en superaardeplanete onderskeidelik met 200% en 140% toegeneem. Daar was egter ’n afname in planete in die bewoonbare sone (van 54 tot 48); dit was as gevolg van strenger kriteria in die Desember-data. Teen Junie 2013 het die getal eksoplaneetkandidate tot 3 278 gestyg en van die bevestigde planete was kleiner as die Aarde, sommige so groot soos Mars (soos Kepler-62c) en ’n paar selfs kleiner as Mercurius (soos Kepler-37b).[19]

TESS, die Transiting Exoplanet Survey Satellite, is in April 2018 lanseer en sal na verwagting meer as 20 000 eksoplanete ontdek.[20] Teen 12 Oktober 2018 het TESS reeds 54 eksoplaneetkandidate opgespoor.

Oorgangstydmeting[wysig | wysig bron]

Die verskil tussen oorgangstydmeting van ’n stelsel met een planeet en een met twee planete. (Nasa/Kepler-sending).

Die oorgangstydmetingsmetode neem in ag of ’n oorgang streng periodiek voorkom en of daar variasies is. Wanneer meer as een oorgangsplaneet opgespoor word, kan hul bestaan dikwels met dié metode bevestig word. Dit is voordelig in stelsels ver van die Son af, waar radialesnelheidsmetodes planete nie kan waarneem nie weens die lae sein-tot-geraasverhouding. As ’n planeet met die oorgangsmetode opgespoor is, kan variasies in die oorgangstyd dui op die teenwoordigheid van nog planete met omtrent dieselfde massa as die Aarde s’n wat nie voor die ster verbybeweeg nie. Dit is makliker om waar te neem by planete met relatief nabye wentelbane, of wanneer minstens een van die planete ’n groter massa het en veroorsaak dat die wentelperiode van ’n planeet met ’n kleiner massa meer versteur word.[21][22][23]

Die grootste nadeel van die oorgangstydmetingsmetode is dat nie veel gewoonlik oor die planeet self uitgevind word nie. Dit kan help om die massa min of meer te bepaal, maar nie presies nie. Uitsonderings is met die planete in die Kepler-36- en die Kepler-88-stelsel, wat naby genoeg aan die sterre is sodat hul massa akkuraat gemeet kon word.

Weerkaatsings-/uitstralingsmodulasies[wysig | wysig bron]

Kortperiodeplanete wat na aan hul sterre wentel, sal variasies in hul weerkaatste lig toon omdat hulle, nes die Maan, deur fases gaan van vol tot donker en weer tot vol. Daarbenewens is hul termiese uitstralings makliker waarneembaar omdat hulle baie sterlig kry wat hulle verhit. Omdat teleskope nie die planeet en die ster van mekaar kan onderskei nie, sien hulle net die gekombineerde lig, en dit lyk of die helderheid van die moederster gedurende elke omwenteling op ’n periodieke manier verander. Hoewel die uitwerking klein is – die fotometriese presisie wat nodig is, is omtrent dieselfde as wanneer ’n aardgrootte-planeet voor ’n songrootte-ster verbybeweeg – is sulke Jupitergrootte-planete met ’n wentelperiode van ’n paar dae waarneembaar deur ruimteteleskope soos Kepler. Nes met die oorgangsmetode, is dit makliker om groot planete naby hul moedersterre op te spoor omdat hulle meer lig van die ster af kry. As ’n planeet ’n hoë albedo het en om ’n relatief helder ster wentel, is sy ligvariasies makliker in sigbare lig te sien met hierdie metode, terwyl donkerder planete om sterre met ’n lae temperatuur makliker in infrarooilig waarneembaar is. Op die lang duur kan die meeste van Kepler se planete dalk met hierdie metode opgespoor word omdat die variasies van die weerkaatste lig gedurende die fases grootliks onafhanklik van die planeet se baanhelling is en nie verg dat die planeet voor die ster se skyf verbybeweeg nie. Dit kan steeds nie planete met ’n ronde wentelbaan wat van die aarde af reg van voor gesien word, opspoor nie omdat die hoeveelheid lig wat weerkaats word nie gedurende hul omwentelings verander nie.

Die heel eerste regstreekse waarneming van die spektrum van sigbare lig wat deur ’n eksoplaneet weerkaats is, is in 2015 deur ’n internasionale span sterrekundiges gemaak. Hulle het die lig van 51 Pegasi b (die eerste eksoplaneet wat om ’n sonagtige hoofreeksster ontdek is) bestudeer met die High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS)-instrument by die ESO se La Silla-sterrewag in Chili.[24][25]

Beide Corot[26] en Kepler[27] het al die weerkaatste lig van planete gemeet. Die bestaan van dié planete was egter reeds bekend omdat hulle voor hul moedersterre verbybeweeg. Die eerste sterre wat met dié metode opgespoor is, is Kepler-70b en Kepler-70c, wat deur Kepler ontdek is.[28]

Relativistiese bondeling[wysig | wysig bron]

’n Nuwe metode om eksoplanete danksy ligvariasies op te spoor gebruik die relativistiese bondeling van die waargenome ligvloed van die ster vanweë sy beweging. Dit is ook bekend as Doppler-bondeling. Dié metode is in 2003 die eerste keer voorgestel, deur Abraham Loeb en Scott Gaudi.[29] Wanneer die planeet se swaartekrag die ster rondtrek, verander die digtheid van die fotone en dus die skynbare helderheid van die ster vanuit die waarnemer se sigpunt. Nes die radialesnelheidsmetode kan dit gebruik word om die baanhelling en minimum massa van die planeet te bepaal. Dit is met dié metode ook makliker om groot planete naby aan hul moederster op te spoor omdat hierdie faktore ’n groter invloed op die ster se beweging het. Anders as met die radialesnelheidsmetode, verg dit nie ’n akkurate spektrum van ’n ster nie en daarom kan dit makliker gebruik word om planete om vinnig roterende en verafgeleë sterre te vind.

Een van die grootste nadele van dié metode is dat die ligvariasies baie klein is. ’n Planeet van Jupiter se grootte wat 0,025 AE van ’n sonagtige ster af is, is skaars waarneembaar. Dit is nie die ideale manier om eksoplanete op te spoor nie omdat die hoeveelheid lig wat deur die planeet weerkaats en uitgestraal word, gewoonlik baie meer is as die ligvariasies vanweë relativistiese bondeling. Die metode is egter steeds nuttig, want dit maak die meting van die planeet se massa moontlik sonder die versameling van ekstra data met radialesnelheidswaarnemings.

Die eerste eksoplaneet wat met hierdie metode ontdek is, is Kepler-76b. Die ontdekking is in 2013 aangekondig.[30][31]

Pulsartydmeting[wysig | wysig bron]

’n Kunstenaarsvoorstelling van die pulsar PSR 1257+12 se planetêre stelsel.

’n Pulsar is ’n neutronster: een van die kleinste, digste oorblyfsels van ’n ster wat in ’n supernova ontplof het. Pulsars straal radiogolwe uiters reëlmatig uit terwyl hulle roteer. Omdat die wesentlike rotasie van ’n pulsar so reëlmatig is, kan effense afwykings in die tydmeting van sy rodiopulse gebruik word om sy beweging te volg. Nes ’n gewone ster sal ’n pulsar in sy eie klein wentelbaan beweeg as dit ’n planeet het. Met berekenings gebaseer op pulstydwaarnemings, kan die parameters van daardie wentelbaan dan vasgestel word.[32]

Dié metode is nie oorspronklik ontwerp om planete op te spoor nie, maar is so sensitief dat kleiner planete daarmee opgespoor kan word as met enige ander metode, tot minder as ’n tiende van die Aarde se massa. Dit kan ook wedersydse swaartekragversteurings tussen die verskeie lede van ’n planetêre stelsel bespeur en so nadere inligting oor die planete en hul baaneienskappe verskaf. Bowendien kan dit maklik planete waarneem wat relatief ver van die pulsar is.

Daar is twee groot nadele aan dié metode: Pulsars is relatief skaars en spesiale omstandighede is nodig vir ’n planeet om naby ’n pulsar te vorm. Dit is dus onwaarskynlik dat baie eksoplanete op dié manier opgespoor sal word.[33] Lewe soos ons dit ken, kan ook nie bestaan op planete wat om 'n pulsar wentel nie weens die intensiteit van hoë-energiestraling daar.

In 1992 het Aleksander Wolszczan en Dale Frail tydmeting gebruik om planete om die pulsar PSR 1257+12 te ontdek.[34]

Swaartekragmikrolenseffek[wysig | wysig bron]

Die swaartekragmikrolenseffek vind plaas wanneer die swaartekragveld van ’n ster as ’n lens optree en die lig van ’n verafgeleë agtergrondster vergroot. Dit gebeur net as die twee sterre amper presies oplyn. Die effek is van korte duur, ’n paar weke of dae, terwyl die twee sterre en die Aarde almal relatief tot mekaar beweeg. Meer as duisend sulke voorvalle is die afgelope 10 jaar aangeteken.

Die swaartekragmikrolenseffek.

As die voorgrondster ’n planeet het, kan die planeet se eie swaartekragveld ’n waarneembare bydrae tot die lenseffek lewer. Omdat dit ’n hoogs onwaarskynlike oplyning verg, moet ’n baie groot getal verafgeleë sterre aaneenlopend gemonitor word om enige noembare resultate te kry. Dié metode is veral nuttig vir planete tussen die Aarde en die middel van die Melkweg omdat dit ’n gebied met baie agtergrondsterre is.

Die sterrekundiges Shude Mao en Bohdan Paczyński het in 1991 voorgestel die swaartekragmikrolenseffek word gebruik om na dubbelster-metgeselle te soek. Die volgende jaar is hul voorstel deur Andy Gould en Abraham Loeb verfyn as ’n metode om eksoplanete op te spoor. Sukses dateer van 2002, toe ’n groep Poolse sterrekundiges van Warskou tydens die projek OGLE (die Optiese Swaartekraglensproefneming) ’n werkbare tegniek ontwikkel het. In een maand het hulle verskeie moontlike planete gekry, hoewel beperkings in die waarnemingstye klinkklare bevestiging verhinder het. Sedertdien is verskeie bevestigde eksoplanete met dié metode waargeneem. Dit was die eerste metode waarmee planete met die Aarde se massa om gewone hoofreekssterre opgespoor is.[35]

Anders as ander metodes, wat beter resultate lewer met planete met óf klein óf groot wentelbane, kan die swaartekragmikrolenseffek gebruik word vir planete wat sowat 1-10 AE van sonagtige sterre af is.

’n Merkbare nadeel is dat die lenseffek nie herhaal kan word nie, want so ’n toevallige oplyning gebeur nooit weer nie. Sulke planete is ook gewoonlik verskeie duisende ligjare van die Aarde af en ander metodes kan dus nie gebruik word om die resultate te bevestig nie. Boonop is die enigste fisieke eienskap wat bepaal kan word, die massa van die planeet. Ook baaneienskappe is nie duidelik nie, want al wat regstreeks bepaal kan word, is die huidige semihoofas van die moederster en dit kan misleidend wees as die planeet ’n eksentrieke baan volg. As die planeet ver van die ster af is, bring dit net ’n baie klein deeltjie van sy wentelbaan in ’n toestand deur waar dit met dié metode waarneembaar is en die wentelperiode van die planeet kan dus nie vasgestel word nie. Dit is ook makliker om planete om sterre met ’n lae massa op te spoor omdat die lenseffek toeneem met die planeet-tot-ster-massaverhouding.

Die grootste voordeel van dié metode is dat planete met ’n klein massa opgespoor kan word (in beginsel tot so groot as Mars met toekomstige projekte soos WFIRST), asook planete om baie veraf sterre en planete met groot wentelbane wat vergelykbaar is met dié van Saturnus en Uranus (wat wentelperiodes het wat te lank is vir die radialesnelheids- en die oorgangsmetode).

Regstreekse waarneming[wysig | wysig bron]

Regstreekse beeld van eksoplanete om die ster HR8799 met behulp van ’n vortekskoronograaf op die Hale-teleskoop.

Planete is uiters flou ligbronne in vergelyking met sterre en die bietjie lig wat hulle weerkaats, is geneig om verlore te gaan in die gloed van hul moederster. In die algemeen is dit dus baie moeilik om hulle regstreeks waar te neem. Planete wat ver genoeg van hul moederster af wentel, weerkaats baie min sterlig en daarom word planete eerder deur hul termiese straling opgespoor. Dit is makliker om beelde te kry as die stelsel naby aan die Son is, as die planeet besonder groot is (heelwat groter as Jupiter), dit ver van die moederster af is en so warm is dat dit kragtige infrarooistraling uitstraal. Infrarooibeelde is al geneem waar die planeet helderder is as by sigbareliglengtes. ’n Koronograaf word gebruik om lig van die ster te blokkeer, terwyl die planeet sigbaar is. ’n Regstreekse beeld van ’n aardgrootte-planeet vereis uiterse optotermiese stabiliteit.[36]

Beeld van die ESO van ’n planeet naby Beta Pictoris.

Regstreekse beeldvorming kan net ’n rowwe aanduiding gee van ’n planeet se massa, wat afgelei word van die ouderdom van die ster en die temperatuur van die planeet. Massa kan aansienlik wissel omdat planete verskeie miljoene jare ná hul moederster kan vorm. In sommige gevalle is dit moontlik om ’n redelik akkurate aanduiding van die radius van ’n planeet te gee gebaseer op die planeet se temperatuur, sy skynbare helderheid en sy afstand van die Aarde af. Die spektra van die planete hoef nie van die ster geskei te word nie, en dit vergemaklik die bepaling van die planeet se chemiese samestelling.

Soms is waarnemings by meer as een golflengte nodig om die moontlikheid uit te skakel dat die voorwerp ’n bruindwerg is. Regstreekse beeldvorming kan gebruik word om die planeet se wentelbaan om die ster akkuraat te meet. Anders as die meeste ander metods werk regstreekse beeldvorming beter met planete waarvan die wentelbane van bo of ander af gesien word eerder as van die kant af, omdat die planeet dan tydens sy hele wentelbaan sigbaar is en nie net wanneer dit die verste van die moederster af is nie.

Die planete wat met regstreekse beeldvorming opgespoor word, val tans in twee kategorieë: dié om sterre met ’n groter massa as die Son wat jonk genoeg is om ’n protoplanetêre skyf te hê, en moontlike subbruindwerge om baie dowwe sterre of bruindwerge wat minstens 100 AE van hul moederster af is.

Weesplanete word ook deur regstreekse beeldvorming opgespoor.

Astrometrie[wysig | wysig bron]

Die beweging van die massamiddelpunt van die Sonnestelsel met betrekking tot die Son.

Hierdie metode behels die presiese meting van ’n ster se posisie in die lug en die waarneming van hoe dié posisie mettertyd verander. Dit is oorspronklik visueel en met handgeskrewe aantekeninge gedoen. Teen die einde van die 19de eeu is fotografiese plate gebruik, wat die akkuraatheid van die metings in ’n groot mate verbeter het en die skepping van ’n data-argief moontlik gemaak het. As ’n ster ’n planeet het, veroorsaak die swaartekraginvloed van die planeet dat die ster self in ’n klein wentelbaan beweeg omdat die planeet en ster albei om hul massamiddelpunt wentel. Omdat die ster ’n baie groter massa het, sal sy wentelbaan baie kleiner wees.[37] Die massamiddelpunt lê dikwels iewers binne die radius van die groter liggaam. Daarom is dit makliker om planete met dié metode te vind om sterre met ’n klein massa, veral bruindwerge.

Astrometrie is die oudste metode om na eksoplanete te soek en was aanvanklik gewild vanweë die sukses daarvan om die eienskappe van astrometriese dubbelsterre te bepaal. Dit dateer van verklarings wat in die laat 18de eeu deur William Herschel gemaak is. Hy het beweer ’n "onsigbare metgesel" beïnvloed die posisie van die ster wat hy "70 Ophiuchi" genoem het. Die eerste bekende amptelike astrometriese berekenings van ’n eksoplaneet is in 1855 deur William Stephen Jacob vir dié ster gedoen.[38] Soortgelyke berekening is nog ’n halfeeu lank deur ander herhaal[39] totdat dié metode eindelik in die vroeë 20ste eeu weerlê is.[40][41]

Twee eeue lank het gerugte die ronde gedoen van die ontdekking van "onsigbare metgeselle" wat met astrometrie om nabygeleë sterre opgespoor is,[39] tot met die aankondiging in 1996 deur George Gatewood dat verskeie planete om die nabygeleë ster Lalande 21185 wentel.[42][43] Nie een van die bewering het noukeurige ondersoeke deur ander sterrekundiges deurstaan nie en die tegniek het in onguns verval.[44]

Ongelukkig is veranderings in sterre se posisie so klein – en atmosferiese en sistematiese verwringings so groot – dat selfs die beste grondgebaseerde teleskope nie metings van die nodige akkuraatheid kan produseer nie. Alle bewerings van ’n "planetêre metgesel" van kleiner as 0,1 sonmassas met astrometrie wat voor 1996 gemaak is, is waarskynlik vals. In 2002 het die Hubble-ruimteteleskoop wel daarin geslaag om die eienskappe van ’n reeds ontdekte planeet om die ster Gliese 876 met dié stelsel te bepaal.[45]

Die ruimtegebaseerde sterrewag Gaia, wat in 2013 gelanseer is, sal na verwagting duisende eksoplanete met astrometrie opspoor, maar geen opsporing van ’n planeet was ten tyde van die lansering van die tuig al bevestig nie.

’n Moontlike voordeel van die astrometriese metode is dat dit veral sensitief is vir planete met ’n groot wentelbaan. Dit maak die metode aanvullend tot ander metodes wat sensitiewer vir planete met ’n klein wentelbaan is. Baie lang waarnemingstye sal egter nodig wees – jare en moontlik dekades – omdat planete ver genoeg van hul moederster af om met astrometrie opgespoor te word, ook ’n lang tyd neem om ’n wentelbaan te voltooi.

Planete wat om een van die sterre van ’n dubbelstelsel wentel, is maklik waarneembaar omdat hulle albei sterre versteur. Nog waarnemings is egter nodig om te bepaal om watter een van die sterre hulle wentel.

In 2010 is ses dubbelsterre astrometries gemeet. Een van die stelsels, HD 176051, het "heel moontlik" ’n planeet.[46] In 2018 het ’n studie wat waarnemings deur Gaia van die Beta Pictoris-stelsel met Hipparcos-data vergelyk het, bepaal die massa van Beta Pictoris b is sowat 11±2 Jupiter-massas.[47] Dit stem ooreen met vorige ramings van sy massa van rofweg 13 Jupiter-massas.

Ander moontlike metodes[wysig | wysig bron]

Fluktuasies en eggowaarnemings[wysig | wysig bron]

Nieperiodieke wisselings in ligsterkte, soos fluktuasies, kan uiters dowwe eggo's in die ligkurwe veroorsaak as hulle van ’n eksoplaneet of ander verstrooiingsmedium in die sterstelsel weerkaats word.[48][49][50][51] Onlangs is voorspel eggo's van eksoplanete kan ontdek word uit ou fotometriese en spektroskopiese metings van aktiewe sterstelsels, soos M-sterre, danksy beter instrumente en seinprosesseringstegnieke.[52][53][54] Hierdie eggo's is teoreties waarneembaar in alle wentelfluktuasies.

Oorgangsbeelding[wysig | wysig bron]

’n Reeks infrarooi-/optiese interferometers versamel nie soveel lig soos ’n enkele teleskoop van ekwivalente grootte nie, maar het die resolusie van so ’n teleskoop. Dié eienskap kan gebruik word om die oppervlak van ’n helder ster tydens ’n oorgang af te neem en die planeet se skaduwee voor die ster te sien verbybeweeg. Dit kan ’n regstreekse meting van die planeet se hoekradius moontlik maak en, deur parallaks, van sy werklike radius. Dit is akkurater as ramings met behulp van oorgangsfotometrie, wat afhanklik is van die raming van die ster se radius, wat weer afhang van modelle van die ster se eienskappe. Beelding verskaf ook akkurater bepalings van die baanhelling as fotometrie.[55]

Magnetosferiese radiostralings[wysig | wysig bron]

Radiostralings uit magnetosfere sal met toekomstige radioteleskope opgespoor kan word. Dit kan daartoe lei dat die rotasiespoed van ’n planeet vasgestel kan word; dit is moeilik om op ’n ander manier te bepaal.[56]

Aurora-radiostralings[wysig | wysig bron]

Aurora-radiostralings van groot planete met plasmabronne, soos Jupiter se vulkaniese maan Io, kan met radioteleskope soos LOFAR waargeneem word.[57][58]

Opsporing van ekstrasolêre asteroïdes en rommelskywe[wysig | wysig bron]

Sirkumstellêre skywe[wysig | wysig bron]

’n Kunstenaarsvoorstelling van twee Plutogrootte-dwergplanete in ’n botsing naby Vega.

Skywe ruimterommel (rommelskywe) kom om baie sterre voor. Die stof kan waargeneem word omdat dit gewone sterlig absorbeer en dit as infrarooistraling heruitstraal. Selfs as die totale massa van die stofdeeltjies kleiner is as dié van die Aarde, kan hul totale oppervlakte steeds groot genoeg wees om meer infrarooilig as hul moederster uit te straal.[59]

Die Hubble-ruimteteleskoop kan stofskywe waarneem. Selfs beter foto's is geneem deur sy susterinstrument die Spitzer-ruimteteleskoop en deur die Europese Ruimteagentskap se Herschel-ruimtesterrewag, wat verder as Hubble in infrarooigolflengtes kan sien. Stofskywe is al ontdek om meer as 15% van nabygeleë sonagtige sterre.[60]

Die stof ontstaan vermoedelik weens botsings tussen komete en asteroïdes. Stralingsdruk vanuit die ster sal die stofdeeltjies oor ’n taamlik kort tydskaal in die interstellêre tuimte wegdruk. Die waarneming van stof dui dus op voortdurende aanvulling deur nuwe botsings, en verskaf onregstreekse bewyse van die teenwoordigheid van klein liggame soos komete en asteroïdes om die moederster.[60] Die stofskyf om die ster tau Ceti dui byvoorbeeld aan dat dit ’n bevolking van voorwerpe het wat ooreenstem met dié van die Kuipergordel in ons Sonnestelsel, maar minstens 10 keer so dik.[59]

Op ’n spekulatiewe noot dui eienskappe van stofskywe soms op die teenwoordigheid van volgrootte-planete. Sommige skywe het ’n holte in die middel, wat beteken hulle is ringvormig. Die holte kan veroorsaak word deur ’n planeet wat die stof in sy wentelbaan "wegvee". Ander skywe bevat klonte, wat veroorsaak kan word deur die swaartekraginvloed van ’n planeet. Albei hierdie soorte eienskappe is teenwoordig in die stofskyf om epsilon Eridani, en dit dui op die teenwoordigheid van ’n planeet met ’n baanradius van sowat 40 AE (benewens die binneplaneet wat met die radialesnelheidsmetode opgespoor is).[61]

Besoedeling van steratmosfere[wysig | wysig bron]

Spektrale ontledings van die atmosfeer van witdwerge dui dikwels op besoedeling deur swaarder elemente soos magnesium en kalsium. Dié elemente kan nie in die sterre se kern ontstaan nie en dit is moontlik dat die besoedeling die gevolg is van asteroïdes wat vanweë swaartekragwisselwerkings met groter planete te naby aan hierdie sterre gekom het (binne die Rochelimiet) en toe deur die ster se getykragte uitmekaargeruk is. Tot 50% van jong witdwerge kan op hierdie manier besoedel wees.[62]

Daarbenewens kan die stof wat vir die atmosferiese besoedeling verantwoordelik is, waargeneem word deur infrarooistraling as dit in genoegsame hoeveelhede voorkom, nes die opsporing van rommelskywe om hoofreekssterre. Volgens data van Spitzer kan 1-3% van witdwerge waarneembare sirkumstellêre stof hê.[63]

In 2015 is kleinplanete om die witdwerg WD 1145+017 ontdek.[64] Die materiaal wentel elke 4,5 uur om die steroorblyfsel en die vorms van die oorgangsligkurwes dui daarop dat die groter liggame aan die disintegreer is, en dit dra by tot die besoedeling van die witdwerg se atmosfeer.

Kunstenaarvoorstelling van die Spitzer-ruimteteleskoop.

Ruimteteleskope[wysig | wysig bron]

Die meeste bevestigde eksoplanete tot dusver is met ruimtegebaseerde teleskope ontdek.[65] Baie van die opsporingsmetodes werk beter met hierdie soort teleskope omdat atmosferiese deinserigheid en steurings uitgeskakel word. Corot en Kepler was ruimtesendings vir die opsporing van eksoplanete met die oorgangsmetode. Corot (2007–2012) het sowat 30 nuwe eksoplanete ontdek. Kepler (2009–2013) en K2 (2013- ) het meer as 2 000 bevestigde planete opgespoor.[66]

Die Hubble-ruimteteleskoop en MOST het ook ’n paar ontdek of bevestig. Die infrarooi-Spitzer is gebruik om oorgange van eksoplanete waar te neem sowel as verduisterings van die planete deur hul moederster.[14][15][67]

Die Gaia-sending, wat in Desember 2013 gelanseer is,[68] gebruik astrometrie om die ware massa van duisend nabygeleë eksoplanete te bepaal.[69][70]

CHEOPS, wat einde 2019 en PLATO wat in 2024 gelanseer word,[71] en TESS, wat in 2018 die ruimte ingestuur is,[72][73] sal die oorgangsmetode gebruik.

Verwysings[wysig | wysig bron]

  1. (2013) “Pollux: A stable weak dipolar magnetic field but no planet ?”. Proceedings of the International Astronomical Union 9: 359–362. doi:10.1017/S1743921314002476.
  2. "5 Ways to Find a Planet". exoplanets.nasa.gov. Besoek op 2018-11-20. 
  3. Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. 41 William Street Princeton, NJ 08540: Princeton University Press. pp. 60–68. ISBN 978-0-691-15681-1. 
  4. Hidas, M. G. (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. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x.
  5. (2012) “SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates”. Astronomy & Astrophysics 545: A76. doi:10.1051/0004-6361/201219608.
  6. O'Donovan (2006). “Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829”. The Astrophysical Journal 644 (2): 1237–1245. doi:10.1086/503740.
  7. "Kepler: The Transit Timing Variation (TTV) Planet-finding Technique Begins to Flower". 2015-03-31. 
  8. "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 2015-04-13. 
  9. Haswell, Carole (2010). Transiting Exoplanets. Cambridge: Cambridge University Press. p. 79. ISBN 978-0-521-13938-0. 
  10. Collins, Karen (September 20, 2018). “The KELT Follow-Up Network and Transit False Positive Catalog: Pre-vetted False Positives for TESS”. Astrophysical Journal.
  11. "Brown dwarf" (in en), Wikipedia, 2018-11-30, https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Brown_dwarf&oldid=871349492, besoek op 2018-12-07 
  12. Charbonneau, D. (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V, University of Arizona Press. 
  13. Burrows, Adam S. (September 2014). “Highlights in the study of exoplanet atmospheres”. Nature 513 (7518): 345–352. doi:10.1038/nature13782.
  14. 14,0 14,1 Charbonneau (2005). “Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet”. The Astrophysical Journal 626 (1): 523–529. doi:10.1086/429991.
  15. 15,0 15,1 Deming, D. (2005). “Infrared radiation from an extrasolar planet” (PDF). Nature 434 (7034): 740–743. doi:10.1038/nature03507.
  16. "COROT surprises a year after launch", ESA press release, 20 Desember 2007
  17. "01/2014 – CoRoT: collision evading and decommissioning", CNES CoRoT News
  18. Kepler Mission page
  19. "NASA Exoplanet Archive". 
  20. Schneider, J. "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. Besoek op 14 April 2018. 
  21. (2001) “Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets”. The Astrophysical Journal 564 (2): 1019–1023. doi:10.1086/324279.
  22. (2005) “The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth”. Science 307 (5713): 1288–1291. doi:10.1126/science.1107822.
  23. (2005) “On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 359 (2): 567–579. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x.
  24. physicsworld.com 2015-04-22 First visible light detected directly from an exoplanet
  25. (2015) “Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b”. Astronomy & Astrophysics 576: A134. doi:10.1051/0004-6361/201425298.
  26. Snellen, I.A.G. (2009). “The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b”. Nature 459 (7246): 543–545. doi:10.1038/nature08045.
  27. Borucki, W.J. (2009). “Kepler's Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b”. Science 325 (5941): 709. doi:10.1126/science.1178312.
  28. Charpinet, S. (2011). “A compact system of small planets around a former red-giant star”. Nature 480 (7378): 496–499. doi:10.1038/nature10631.
  29. (2003) “Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions”. The Astrophysical Journal 588 (2): L117. doi:10.1086/375551.
  30. (2013) “BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: I. Discovery of Kepler-76b: A hot Jupiter with evidence for superrotation”. The Astrophysical Journal 771 (1): 26. doi:10.1088/0004-637X/771/1/26.
  31. New method of finding planets scores its first discovery, phys.org, Mei 2013
  32. Townsend, Rich (27 Januarie 2003). “The Search for Extrasolar Planets (Lecture)”. Besoek op 2006-09-10.
  33. (2013) “Below One Earth Mass: The Detection, Formation, and Properties of Subterrestrial Worlds”. Space Science Reviews 180 (1–4): 71. doi:10.1007/s11214-013-0019-1.
  34. A. Wolszczan en D.A. Frail (9 Januarie 1992). “A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12”. Nature 355 (6356): 145–147. doi:10.1038/355145a0. Besoek op 2007-04-30.
  35. J.-P. Beaulieu (2006). “Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing”. Nature 439 (7075): 437–440. doi:10.1038/nature04441.
  36. Brooks, Thomas; Stahl, H. P.; Arnold, William R. (2015). "Advanced Mirror Technology Development (AMTD) thermal trade studies". Optical Modeling and Performance Predictions VII. Optical Modeling and Performance Predictions VII. 9577. p. 957703. doi:10.1117/12.2188371. 
  37. Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. Besoek op 2006-09-10. 
  38. Jacob, W.S. (Jun 1855). “On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15 (9): 228–230. doi:10.1093/mnras/15.9.228.
  39. 39,0 39,1 See, Thomas Jefferson Jackson (1896). “Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body”. The Astronomical Journal 16: 17. doi:10.1086/102368.
  40. Sherrill, Thomas J. (1999). “A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See” (PDF). Journal for the History of Astronomy 30: 25–50. doi:10.1177/002182869903000102. Besoek op 2007-08-27.
  41. Heintz, W.D. (June 1988). “The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 82 (3): 140.
  42. Gatewood, G. (May 1996). “Lalande 21185”. Bulletin of the American Astronomical Society 28: 885.
  43. John Wilford (12 Junie 1996). "Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood". The New York Times. p. 1. Besoek op 2009-05-29. 
  44. Alan Boss (2 Februarie 2009). The Crowded Universe. Basic Books. ISBN 978-0-465-00936-7. 
  45. Benedict (2002). “A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities”. The Astrophysical Journal Letters 581 (2): L115–L118. doi:10.1086/346073.
  46. (2010) “The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems”. The Astronomical Journal 140 (6): 1657. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657.
  47. (20 August 2018) “The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star”. Nature Astronomy 2 (11): 883–886. doi:10.1038/s41550-018-0561-6.
  48. Argyle, Edward (1974). “On the observability of extrasolar planetary systems”. Icarus 21 (2): 199–201. doi:10.1016/0019-1035(74)90138-9.
  49. Bromley, Benjamin C. (1992). “Detecting faint echoes in stellar-flare light curves”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 104. doi:10.1086/133089.
  50. Gaidos, Eric J. (1994). “Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars”. Icarus 109 (2): 382–392. doi:10.1006/icar.1994.1101.
  51. Sugerman, Ben E. K. (2003). “Observability of Scattered-Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events”. The Astronomical Journal 126 (4): 1939–1959. doi:10.1086/378358.
  52. Mann, Chris. "Stellar Echo Imaging of Exoplanets". NASA Technical Reports Server. NASA. Besoek op 2 Januarie 2019. 
  53. Sparks, William B. (2018-02-20). “The Direct Detection and Characterization of M-dwarf Planets Using Light Echoes”. The Astrophysical Journal 854 (2). doi:10.3847/1538-4357/aaa549.
  54. Mann, Chris (2018-10-12). “A Framework for Planet Detection with Faint Light-curve Echoes”. The Astronomical Journal 156 (5). doi:10.3847/1538-3881/aadc5e.
  55. (2014) “Direct Imaging of Planet Transit Events”. Proceedings of the International Astronomical Union 8: 378–381. doi:10.1017/S1743921313013197.
  56. "Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects" (PDF). NRL, NASA/GSFC, NRAO, Observatoìre de Paris. Besoek op 2008-10-15. 
  57. (2011) “Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 414 (3): 2125–2138. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x.
  58. Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets, RedOrbit – 18 April 2011
  59. 59,0 59,1 J.S. Greaves (2004). “The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3): L54 – L58. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.
  60. 60,0 60,1 Greaves, J.S. (2003). "Submillimetre Images of the Closest Debris Disks". Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets: 239–244, Astronomical Society of the Pacific. 
  61. Greaves, J. S. (2005). “Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk”. The Astrophysical Journal Letters 619 (2): L187–L190. doi:10.1086/428348.
  62. Koester, D. (2014-06-01). “The frequency of planetary debris around young white dwarfs” (in en). Astronomy & Astrophysics 566: A34. doi:10.1051/0004-6361/201423691.
  63. Thompson, Andrea (20 April 2009). "Dead Stars Once Hosted Solar Systems". SPACE.com. Besoek op 2009-04-21. 
  64. Vanderburg, Andrew (2015-10-22). “A disintegrating minor planet transiting a white dwarf” (in en). Nature 526 (7574): 546–549. doi:10.1038/nature15527.
  65. "NASA Exoplanet Archive". 
  66. "NASA's Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered". Nasa. 10 Mei 2016. Besoek op 10 Mei 2016. 
  67. Knutson, Heather A. (2007-05-10). “A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b” (in en). Nature 447 (7141): 183–186. doi:10.1038/nature05782.
  68. Gaia Science Homepage
  69. Staff (19 November 2012). "Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co-Ordination Unit". ESA. Besoek op 17 Maart 2013. 
  70. Staff (30 Januarie 2012). "DPAC Newsletter no. 15" (PDF). European Space Agency. Besoek op 16 Maart 2013. 
  71. "Space eye with 34 telescopes will investigate one million stars (Update)". 
  72. "CHEOPS Mission Homepage". CHEOPS (in Engels). Besoek op 2016-08-16. 
  73. Alexander, Sonja (2016-06-09). "NASA Awards Launch Services Contract for TESS". Besoek op 2016-08-16. 

Eksterne skakels[wysig | wysig bron]