Hoe vinden we exoplaneten?

      Geen reacties op Hoe vinden we exoplaneten?
Exoplanet_Discovery_Methods_Bar

De methodes waarmee we de meeste exoplaneten vinden. Blauw: radial velocity; Groen: transit; Geel: timing; Rood: direct imaging; Oranje: microlensing. Credits: Aldaron

Planeten buiten ons zonnestelsel noemen we exoplaneten, maar hoe kunnen planeten vinden als die zo ver bij ons vandaan zijn? We kunnen de ster nauwelijks zien, laat staan de planeten die er omheen draaien. In het kader van de nieuw ontdekte planeet rond Kepler 90 hier een artikel over de 4 meest gebruikte manieren.

We kennen verschillende manieren, waaronder:

 Transit photometry  Gravitational microlensing
 Radial velocity  Direct Imaging

Transit photometry

Exoplanet_transit_detection

De transit methode. Bij 1 blokkeert de planeet geen licht en is de ster helder zoals altijd. Bij 2 blokkeert de planeet een beetje van het licht, omdat de planeet voor de helft voor de ster zit. Bij 3 blokkeert de planeet het meeste licht, aangezien de hele planeet voor de ster zit, dit is het duidelijkst te zien in de dip. Credit: Hans Deeg

Transit photometry levert het meeste resultaat op, in 2014 werden er met deze manier ruim 800 (van de in dat jaar ongeveer 950) exoplaneten ontdekt. Bij deze methode wordt naar de dipjes in lichtintensiteit van de ster gekeken. Elke keer als er een planeet voor de ster langs beweegt, is er een dipje te zien in de helderheid van de ster. Zelf kunnen wij deze dipjes niet waarnemen, maar telescopen zoals de Kepler telescoop kunnen dit zeer goed meten. De data van Kepler worden daarna door wetenschappers onderzocht. Als er om hetzelfde aantal dagen een dip te zien is, kan dit duiden op de aanwezigheid van een planeet.

Radial velocity

De radial velocity methode maakt gebruik van de variatie in snelheid waarmee een ster naar ons toe, of van ons af beweegt. Deze snelheid kan worden bepaald door naar de lijnen in het spectrum van een ster te kijken. Als de ster beweegt, bewegen de lijnen in het spectrum ook, dit komt door het dopplereffect.

Het dopplereffect kennen we allemaal wel, denk maar aan een ambulance die met sirene op je af komt, dan hoor je een hogere toon. Wanneer de ambulance bij je vandaan rijdt, hoor je een lagere toon. De hogere toon ontstaat doordat de geluidsgolf als het ware samen wordt gedrukt (hogere frequentie) en de lagere toon juist andersom (lagere frequentie). Hetzelfde geldt bij de lichtgolven, die we in het spectrum van een ster zien. Bij de hogere frequenties liggen de lijnen meer naar blauw toe en bij de lagere meer bij rood. Daarom noemen we het ook wel rood- of blauwverschuiving.

Een ster kan naar elke kant bewegen, helaas kunnen wij het alleen meten als deze ster naar ons toe of van ons af beweegt. Een ster beweegt van nature al, dus deze beweging moeten we niet mee tellen als we naar exoplaneten zoeken. Als we die beweging er uit filteren, kunnen we nog een kleine beweging overhouden. Als we zo’n beweging overhouden kan dit duiden op een exoplaneet, omdat de zwaartekracht van die planeet de ster een klein beetje laat bewegen. Als we deze extra beweging eens in de zoveel tijd in het spectrum zien, weten we ook meteen de omlooptijd van de planeet en kunnen we ook bepalen hoe ver de planeet van de ster af staat en of die planeet dan in de leefbare zone staat.
Radial Velocity compleet

In het linker plaatje beweegt de ster naar ons toe en wordt het licht blauwer. In het rechter plaatje beweegt de ster van ons af en wordt het licht roder. Dit zien we terug in het spectrum en kan duiden op een planeet.

Gravitational microlensing

We kunnen een exoplaneet ook vinden door gravitational microlensing te gebruiken. Bij deze methode kijken we naar het licht van een ster en maken we gebruik van het feit dat zwaartekracht alles aantrekt, dus ook licht. Als het licht van een ster een beetje afgebogen wordt, lijkt deze ster op een net iets andere plek te staan of zien we meerdere keren dezelfde ster. We zien dan de ster op verschillende plekken staan. Dit licht kan worden afgebogen door verschillende objecten en dus ook exoplaneten. Het probleem is wel dat het nauwelijks te controleren is, aangezien de objecten heel ver van de aarde af staan (anders werkt microlensing niet) en de kans dat het object weer voor de referentie ster langs komt heel klein is. Een planeet heeft geen super grote zwaartekracht, waardoor het effect niet met het blote oog te zien is. Maar met gevoelige apparatuur is dit effect te meten.

Microlensing

Door de afgebogen lichtstralen wordt de referentie ster ‘geprojecteerd’ op een andere plek, omdat wij natuurlijk niet zien dat het licht is afgebogen.

 

Universe Sandbox ² - 20180126-140056 Video

In deze animatie is het ook goed te zien.

 

Direct imaging

Bij direct imaging wordt een ster bekeken, terwijl de schittering van de ster eruit wordt gefilterd. Dit is nodig omdat de schittering van de ster vele malen feller is dan die van de planeten. Als we naar de ster kijken, zonder de schittering, kunnen we verschillende stipjes zien. Vaak gebruiken we het infrarood spectrum, om op deze manier naar planeten te zoeken. In het infrarood geeft een planeet meer licht, waardoor we deze beter kunnen waarnemen. Vaak vinden we met deze methoden planeten die groter zijn dan Jupiter, ver bij de ster vandaan staan en heel warm zijn (zodat ze in het infrarood licht uitzenden).

444226main_exoplanet20100414-a-full

Planeet c en d zijn goed te zien, omdat ze veel infrarood licht uit zenden. Planeet b daarentegen is wat minder goed te zien, maar toch duidelijk genoeg om te onderscheiden als planeet. Credit: NASA

Geef een reactie

Het e-mailadres wordt niet gepubliceerd. Vereiste velden zijn gemarkeerd met *

* Checkbox voor de AVG is verplicht

*

Ik ga akkoord