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एक एक्सोप्लैनेट के सौर दिवस की गणना?

एक एक्सोप्लैनेट के सौर दिवस की गणना?


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मैं वर्तमान में सितारों और उनके ग्रहों की एक सूची संकलित करने की प्रक्रिया में हूं, यहां मिली यूरोपीय स्टार कैटलॉग में जानकारी दी गई है, लेकिन मैं यह पता लगाने के लिए संघर्ष कर रहा हूं कि ग्रहों की सौर दिवस की गणना कैसे करें। सटीक होना; इस कैटलॉग में किसी ग्रह का सौर दिवस कितने समय तक, पृथ्वी के घंटों में पाया जाता है?

मुझे पता है कि कैटलॉग अधूरा है और इसके कारण इनमें से कुछ ग्रहों के लिए सौर दिवस की गणना करना असंभव है, लेकिन यह ठीक है। मैं सौर दिवस के बजाय नक्षत्र दिवस को भी स्वीकार कर सकता था।

मैंने यहां पाए गए सूत्रों का उपयोग करने की कोशिश की, लेकिन एक्सोप्लैनेट कैटलॉग में उपलब्ध जानकारी को देखते हुए, मुझे यह पता लगाने में मुश्किल हो रही है कि समीकरणों में कौन सी संख्याएं प्लॉट करनी हैं। मैं बहुत सारी गुगलिंग कर रहा हूं और मैं खगोलविद नहीं हूं, इसलिए यह थोड़ा चुनौती भरा रहा है!

मुझे आशा है कि आप में से कुछ यहां मेरी मदद कर सकते हैं।


यह स्रोत तारकीय या नाक्षत्र दिवस की लंबाई प्राप्त करने के लिए पर्याप्त जानकारी नहीं देता है। किसी पिंड की घूर्णन दर कक्षीय मापदंडों द्वारा नियंत्रित नहीं होती है। उदाहरण के लिए, पृथ्वी की स्पिन दर धीमी होती है क्योंकि ज्वारीय अंतःक्रियाओं के कारण चंद्रमा पीछे हट जाता है। यह पृथ्वी के कक्षीय मापदंडों को प्रभावित नहीं करता है।

दिए गए क्षेत्र हैं:

नाम मास मास में खोजा गया ग्रह की स्थिति * पाप (i) सेमी-मेजर एक्सिस ऑर्बिटल पीरियड एक्सेंट्रिकिटी टपेरी रेडियस इंक्लाइन अपडेट डिटेक्शन मेथड मास डिटेक्शन मेथड रेडियस डिटेक्शन मेथड प्राइमरी ट्रांजिट सेकेंडरी ट्रांजिट λ इम्पैक्ट पैरामीटर बी टाइम वीआर = 0 वेलोसिटी सेम्पलिट्यूड के परिकलित तापमान मापा गया तापमान सबसे गर्म बिंदु देशांतर ज्यामितीय अलबेडो सतह गुरुत्वाकर्षण लॉग (जी / जीएच) वैकल्पिक नाम

केप्लर के साथ एक्सोप्लैनेट की खोज

एक पारगमन तब होता है जब कोई ग्रह किसी तारे के सामने से गुजरता है। पृथ्वी पर हमारे दृष्टिकोण से, हम केवल दो ग्रहों को सूर्य को पार करते हुए देखते हैं: बुध और शुक्र। दोनों काफी दुर्लभ घटनाएँ हैं। बुध का पारगमन प्रति शताब्दी केवल 13 बार होता है और शुक्र का अगला पारगमन 2117 तक नहीं होगा! जबकि दुर्लभ, हमारे अपने सौर मंडल में ग्रहों की चाल और गुणों को ट्रैक करने के लिए सदियों से पारगमन का उपयोग किया जाता रहा है। और हाल ही में, वैज्ञानिकों ने एक्सोप्लैनेट - अन्य सितारों की परिक्रमा करने वाले ग्रहों को खोजने के लिए दूर के तारों के पारगमन का उपयोग करना शुरू कर दिया है।

इस गतिविधि में पारगमन से संबंधित गणित की अवधारणाओं के वास्तविक-विश्व अनुप्रयोगों को शामिल किया गया है और छात्रों को हमारे सौर मंडल और अन्य तारा प्रणालियों में ग्रहों की गति की गणना करने का अभ्यास मिलता है।

सामग्री

प्रबंध

  • छात्र वर्कशीट पर समस्याओं को हल करने के लिए छात्र व्यक्तिगत रूप से या जोड़ियों में काम कर सकते हैं।
  • कैलकुलेटर वैकल्पिक हैं लेकिन गणना को सरल बना सकते हैं।

पृष्ठभूमि

१६०० के दशक की शुरुआत में, जोहान्स केपलर ने पाया कि बुध और शुक्र दोनों १६३१ में सूर्य को पार करेंगे। यह भाग्यशाली समय था: दूरबीन का आविष्कार सिर्फ २३ साल पहले किया गया था और पारगमन एक ही वर्ष में १३४२५ तक फिर से नहीं होगा। केप्लर पारगमन देखने के लिए जीवित नहीं रहे, लेकिन फ्रांसीसी खगोलशास्त्री पियरे गैसेंडी बुध के पारगमन को देखने वाले पहले व्यक्ति बने (शुक्र का पारगमन यूरोप से दिखाई नहीं दे रहा था)। यह जल्द ही समझ में आ गया कि पारगमन का उपयोग स्पष्ट व्यास को मापने के अवसर के रूप में किया जा सकता है - पृथ्वी से एक ग्रह कितना बड़ा दिखाई देता है - बड़ी सटीकता के साथ।

1677 में, एडमंड हैली ने बुध के पारगमन को देखा और महसूस किया कि ग्रह के लंबन बदलाव - सूर्य की डिस्क के खिलाफ बुध की स्पष्ट स्थिति में भिन्नता, जैसा कि पृथ्वी पर दूर के बिंदुओं पर पर्यवेक्षकों द्वारा देखा गया है - का उपयोग दूरी को सटीक रूप से मापने के लिए किया जा सकता है। सूर्य और पृथ्वी के बीच, जो उस समय ज्ञात नहीं था।

आज, राडार का उपयोग पृथ्वी और सूर्य के बीच की दूरी को अधिक सटीकता के साथ मापने के लिए किया जाता है, जो पारगमन टिप्पणियों का उपयोग करके पाया जा सकता है, लेकिन बुध का पारगमन अभी भी वैज्ञानिकों को दो महत्वपूर्ण क्षेत्रों में वैज्ञानिक जांच के अवसर प्रदान करता है: एक्सोस्फीयर और एक्सोप्लैनेट।

कुछ वस्तुओं, जैसे चंद्रमा और बुध, को मूल रूप से कोई वायुमंडल नहीं माना जाता था। लेकिन वैज्ञानिकों ने पता लगाया है कि ये पिंड वास्तव में एक्सोस्फीयर नामक गैसों के अति-पतले वातावरण में घिरे हुए हैं। वैज्ञानिक उन गैसों की संरचना और घनत्व को बेहतर ढंग से समझना चाहते हैं जो बुध के एक्सोस्फीयर और पारगमन को संभव बनाती हैं।

नासा के वैज्ञानिक रोज़मेरी किलेन ने कहा, "जब बुध सूर्य के सामने होता है, तो हम ग्रह के करीब एक्सोस्फीयर का अध्ययन कर सकते हैं।" "एक्सोस्फीयर में सोडियम सूर्य के प्रकाश से पीले-नारंगी रंग को अवशोषित और पुन: उत्सर्जित करता है, और उस अवशोषण को मापकर, हम वहां गैस के घनत्व के बारे में जान सकते हैं।"

जब बुध सूर्य का गोचर करता है, तो यह सूर्य की चमक में थोड़ी गिरावट का कारण बनता है क्योंकि यह सूर्य के प्रकाश के एक छोटे से हिस्से को अवरुद्ध कर देता है। वैज्ञानिकों ने पता लगाया कि वे उस घटना का उपयोग उन ग्रहों की खोज के लिए कर सकते हैं जो दूर के तारों की परिक्रमा कर रहे हैं, जिन्हें एक्सोप्लैनेट कहा जाता है, जो अन्यथा तारे के प्रकाश से देखने से अस्पष्ट हैं। दूर के तारों की चमक को मापते समय, प्रकाश वक्र (प्रकाश की तीव्रता का एक ग्राफ) में थोड़ी आवर्ती गिरावट एक एक्सोप्लैनेट को अपने तारे की परिक्रमा और पारगमन का संकेत दे सकती है। नासा के केपलर मिशन ने चमक में इस गप्पी ड्रॉप की तलाश में 1,000 से अधिक एक्सोप्लैनेट पाए हैं।


इसके अतिरिक्त, वैज्ञानिकों ने एक्सोप्लैनेट के एक्सोस्फीयर की खोज शुरू कर दी है। एक एक्सोस्फीयर से गुजरने वाले प्रकाश के स्पेक्ट्रा को देखकर - जैसे हम बुध के एक्सोस्फीयर का अध्ययन करते हैं - वैज्ञानिक एक्सोप्लैनेट वायुमंडल के विकास के साथ-साथ तारकीय हवा और चुंबकीय क्षेत्रों के प्रभाव को समझने लगे हैं।

प्रक्रियाओं

केप्लर के तीसरे नियम का अर्थ यह है कि हमारे सौर मंडल और हमारे सूर्य के समान द्रव्यमान वाले सितारों के चारों ओर ग्रहों के लिए, आर 3 = टी 2, जहां आर खगोलीय इकाइयों (एयू) में सूर्य से एक ग्रह की दूरी है और टी ग्रह की कक्षीय है वर्षों में अवधि।

चूँकि पृथ्वी और सूर्य के बीच की दूरी (1 AU) १४९,६००,००० किमी है और एक पृथ्वी वर्ष ३६५ दिन है, अन्य ग्रहों की दूरी और कक्षीय अवधि की गणना तब की जा सकती है जब केवल एक चर ज्ञात हो।

केपलर मिशन तारों की चमक का अध्ययन करता है और हजारों तारों के प्रकाश वक्रों को मापकर एक्सोप्लैनेट का पता लगाता है। एक प्रकाश वक्र समय के साथ प्रकाश की तीव्रता का एक ग्राफ है। स्थिर तारे आमतौर पर अधिकतर समान मात्रा में प्रकाश डालते हैं। जब चमक कम हो जाती है, तो प्रकाश वक्र में गिरावट आती है। चमक में गिरावट के अलग-अलग कारण हैं, लेकिन जब एक नियमित, पूर्वानुमेय अंतराल पर एक डुबकी होती है, तो यह उस तारे को स्थानांतरित करने वाले एक्सोप्लैनेट के कारण हो सकता है।

अन्य तारों (एक्सोप्लैनेट) के आसपास के ग्रहों के गुणों की गणना करने के लिए, हमें अपने सूर्य की तुलना में तारे के द्रव्यमान में भिन्नता के लिए अपने सूत्र को संशोधित करना होगा। तो हम R = (T 2 · M .) का प्रयोग करते हैंरों) जहां एमरों = हमारे सूर्य के द्रव्यमान के संबंध में तारे का द्रव्यमान है।

एक प्रकाश वक्र का उपयोग करके एक एक्सोप्लैनेट की कक्षीय अवधि को खोजने के लिए, प्रकाश वक्र में प्रत्येक डुबकी के बीच की लंबाई निर्धारित करें, जो सामान्य प्रकाश तीव्रता से नीचे गिरने वाली रेखा द्वारा दर्शायी जाती है।

विचार-विमर्श

  • केपलर-5बी, 6बी, 7बी और 8बी केपलर-संख्या कम होने के कारण केप्लर-452बी की तुलना में अपेक्षाकृत कम कक्षीय अवधि होती है। तुम्हें ऐसा क्यों लगता है?

केपलर मिशन द्वारा पुष्टि किए गए एक्सोप्लैनेट के साथ देखे गए सितारों को केप्लर -1, केप्लर -2, केप्लर -3, आदि नाम दिए गए हैं। इन सितारों के चारों ओर एक्सोप्लैनेट को एक पत्र दिया जाता है जो उस क्रम से मेल खाता है जिसमें उन्हें खोजा गया था, जो बी से शुरू होता है। तो, केप्लर -5 बी पहला एक्सोप्लैनेट है जिसे पांचवे तारे के आसपास खोजा गया है जिसमें एक ग्रह पाया गया है।

केप्लर-5बी, 6बी, 7बी, और 8बी सभी को मिशन की शुरुआत में ही खोजा गया था (जैसा कि उनके कम केप्लर-संख्या से संकेत मिलता है)। केपलर की खोजों को पुष्टि करने के लिए प्रकाश वक्र में कई बूंदों की आवश्यकता होती है। इसे केपलर-5बी, 6बी, 7बी और 8बी जैसी कक्षीय अवधियों के साथ कई हफ्तों में पूरा किया जा सकता है। केप्लर -452 बी, अपनी लंबी कक्षीय अवधि के साथ, प्रकाश वक्र में कई गिरावट का कारण बनने में कई सालों लग गए। नतीजतन, इसकी खोज में अधिक समय लगा, और कई अन्य एक्सोप्लैनेट पहले खोजे गए, इसलिए उच्च संख्या।

मूल्यांकन

  • व्यक्तियों या छात्रों के जोड़े को काम की तुलना करनी चाहिए और चर्चा करनी चाहिए कि उनके परिणाम कैसे सहमत या असहमत हैं। असहमति के लिए, छात्रों को इस बारे में बात करनी चाहिए कि वे अपने उत्तरों पर कैसे पहुंचे।

  • उत्तर कुंजी के खिलाफ छात्रों के काम की जाँच करें:
    ग्रह
    कक्षीय अवधि (वर्ष)
    कक्षीय अवधि (दिन)
    सूर्य से दूरी (AU)
    सूर्य से दूरी (किमी)
    बुध
    0.24 वर्ष
    88.0 दिन
    0.387 एयू
    57,900,000 किमी
    शुक्र
    0.62 वर्ष
    224.7 दिन
    0.72 एयू
    108,200,000 किमी
    धरती
    1 वर्ष
    365.2 दिन
    1 एयू
    149,600,000 किमी
    ग्रह
    जनक तारे का द्रव्यमान (सूर्य के सापेक्ष)
    कक्षीय अवधि (दिन)
    जनक तारे से दूरी (AU)
    जनक तारे से दूरी (किमी)
    केप्लर-5बी
    1.37 एमरों
    3.55 दिन
    0.05064 एयू4
    7,580,000 किमी
    केप्लर-6बी
    1.21 एमरों3.23 दिन
    0.04559 एयू
    6,820,000 किमी
    केप्लर-7बी
    1.36 एमरों4.89 दिन
    0.06250 एयू
    9,350,000 किमी
    केप्लर-8बी
    1.21 एमरों3.52 दिन
    0.04828 एयू
    7,220,000 किमी
    केप्लर -452 बी
    1.04 एमरों384.84 दिन
    1.046 एयू
    156,500,000 किमी
  • विद्यार्थी के उत्तर एक दूसरे से और उत्तर कुंजी से थोड़े भिन्न हो सकते हैं। यह प्रकाश वक्र में बूंदों और वास्तविक माप से छात्रों की व्याख्याओं में भिन्नता का परिणाम है। प्रदान किया गया डेटा भी अधिक सटीक मिशन डेटा से गोल किया गया था। विद्यार्थी के उत्तर आम तौर पर दिए गए उत्तरों से सहमत होने चाहिए, लेकिन सटीक रूप से मेल नहीं खाने के लिए गलत के रूप में चिह्नित नहीं किए जाने चाहिए।

एक्सटेंशन

केप्लर एक्सोप्लैनेट डिस्कवरी - एक्सोप्लैनेट सिस्टम की एक इंटरएक्टिव देखने के लिए छात्र वर्कशीट में संदर्भित प्रत्येक ग्रह पर क्लिक करें, प्रकाश वक्र जिसके कारण इसकी खोज हुई, और एक चार्ट जो आकाश में इसके स्थान को इंगित करता है।


एक्सोप्लैनेट की विशेषता

एक बार जब मूल तारे के गुण ज्ञात हो जाते हैं, तो एक्सोप्लैनेट के कुछ गुणों की विशेषता हो सकती है, जैसे कि कक्षीय त्रिज्या, ग्रह त्रिज्या और द्रव्यमान।

कक्षीय त्रिज्या

पहली गणना केप्लर के तीसरे नियम (नीचे दिखाया गया है) से आती है, जहां 'जी' न्यूटन का गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है। अवधि, 'पी', एक्सोप्लैनेट की कक्षीय अवधि है, और उदाहरण के लिए, ट्रांज़िट या रेडियल वेलोसिटी डिटेक्शन मेथड्स (डिटेक्शन मेथड्स पेज) का उपयोग करके सीधे मापी गई अवधि से आती है। तारे का द्रव्यमान, 'म', सितारों के द्रव्यमान-चमकदार संबंध का उपयोग करके ऊपर गणना की गई थी। अंत में, एक्सोप्लैनेट का द्रव्यमान, 'म', समीकरण में अनदेखा किया जा सकता है, क्योंकि यह मूल तारे के द्रव्यमान से बहुत छोटा है। एक उदाहरण के रूप में, चूंकि सूर्य पृथ्वी से लगभग तीन लाख गुना भारी है, इसलिए इस गणना में पृथ्वी के द्रव्यमान की अनदेखी करने से 0.001% से कम की त्रुटि हो सकती है। समीकरण को केवल शेष चर के लिए हल किया जा सकता है जो कक्षीय त्रिज्या है, 'ए'।

ग्रह मास

एक बार कक्षीय त्रिज्या निर्धारित हो जाने के बाद, नीचे दिखाए गए न्यूटन के गुरुत्वाकर्षण के नियम का उपयोग करके ग्रह के द्रव्यमान की गणना की जा सकती है। यहाँ, 'जी' एक बार फिर गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है, '1' मूल तारे का द्रव्यमान है, 'आर' कक्षीय त्रिज्या है (यह था 'ए' उपरोक्त समीकरण में), और 'एफजी' मूल तारे और एक्सोप्लैनेट के बीच गुरुत्वाकर्षण बल है। रेडियल वेग विधि का उपयोग करके मापी गई डॉपलर शिफ्ट से गुरुत्वाकर्षण बल का निर्धारण किया जा सकता है। अंतिम शेष चर के लिए समीकरण को हल किया जा सकता है, 'एम2', जो एक्सोप्लैनेट का द्रव्यमान है।

ग्रह त्रिज्या

निर्धारित किए जाने वाले शेष गुण त्रिज्या और घनत्व हैं। ग्रह त्रिज्या निर्धारित करने के लिए, ग्रह पारगमन के दौरान होने वाले मूल तारे की चमक में गिरावट को मापा जाता है। यह चमक ड्रॉप सीधे ग्रह त्रिज्या के अनुपात से उसके मूल तारे की त्रिज्या से संबंधित है, जैसा कि नीचे की छवि में दिखाया गया है। ध्यान दें कि मूल तारे की त्रिज्या निर्धारित करने के लिए गणना नहीं दिखाई गई है, लेकिन यह अपेक्षाकृत आसानी से गणना की जाती है, उदाहरण के लिए, स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन कानून।

घनत्व

एक्सोप्लैनेट के औसत घनत्व की गणना करना द्रव्यमान को मात्रा से विभाजित करने का एक साधारण मामला है, जहां ऊपर की गणना त्रिज्या का उपयोग करके मात्रा निर्धारित की जाती है।


वैज्ञानिकों ने अध्ययन के लिए तैयार वातावरण के साथ नए एक्सोप्लैनेट की खोज की

एक कलाकार की छाप सूर्य जैसे तारे की परिक्रमा करते हुए एक एक्सोप्लैनेट को दिखाती है। क्रेडिट: ईएसओ/एम. कोर्नमेसेर

नासा के जेट प्रोपल्शन लेबोरेटरी और द यूनिवर्सिटी ऑफ न्यू मैक्सिको के वैज्ञानिकों सहित सहयोगियों के एक अंतरराष्ट्रीय समूह ने एक नए, समशीतोष्ण उप-नेप्च्यून आकार के एक्सोप्लैनेट की खोज की है, जिसमें 24-दिन की कक्षीय अवधि पास के एम बौने तारे की परिक्रमा कर रही है। हाल की खोज ग्रह के पर्याप्त वातावरण, छोटे तारे, और कितनी तेजी से प्रणाली पृथ्वी से दूर जा रही है, के लिए रोमांचक अनुसंधान अवसर प्रदान करती है।

TOI-1231 b: A Temperate, Neptune-Size Planet Transiting the Near M3 Dwarf NLTT 24399 शीर्षक वाला शोध, भविष्य के अंक में प्रकाशित किया जाएगा। खगोलीय जर्नल। एक्सोप्लैनेट, TOI-1231 b, का पता ट्रांजिटिंग एक्सोप्लैनेट सर्वे सैटेलाइट (TESS) से फोटोमेट्रिक डेटा का उपयोग करके लगाया गया था और चिली में लास कैम्पानास ऑब्जर्वेटरी में मैगलन क्ले टेलीस्कोप पर प्लैनेट फाइंडर स्पेक्ट्रोग्राफ (PFS) का उपयोग करके अवलोकन किया गया था। पीएफएस एक परिष्कृत उपकरण है जो अपने मेजबान सितारों पर गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के माध्यम से एक्सोप्लैनेट का पता लगाता है। जैसे-जैसे ग्रह अपने मेजबानों की परिक्रमा करते हैं, मापा तारकीय वेग समय-समय पर बदलते रहते हैं, जिससे ग्रहों की उपस्थिति और उनके द्रव्यमान और कक्षा के बारे में जानकारी का पता चलता है।

नासा के टीईएसएस द्वारा अपनाई गई अवलोकन रणनीति, जो प्रत्येक गोलार्ध को 13 क्षेत्रों में विभाजित करती है, जिनका सर्वेक्षण लगभग 28 दिनों के लिए किया जाता है, ग्रहों को स्थानांतरित करने के लिए सबसे व्यापक ऑल-स्काई खोज का उत्पादन कर रहा है। इस दृष्टिकोण ने पहले ही सूर्य जैसे नीचे से लेकर कम द्रव्यमान वाले एम बौने सितारों तक के सितारों के चारों ओर बड़े और छोटे दोनों ग्रहों का पता लगाने की अपनी क्षमता साबित कर दी है। M बौना तारे, जिन्हें लाल बौना भी कहा जाता है, आकाशगंगा में सबसे सामान्य प्रकार के तारे हैं जो आकाशगंगा के सभी तारों का लगभग 70 प्रतिशत बनाते हैं।

M बौने छोटे होते हैं और उनके पास सूर्य के द्रव्यमान का एक अंश होता है और उनकी चमक कम होती है। क्योंकि एक एम बौना छोटा होता है, जब किसी दिए गए आकार का ग्रह तारे को पार करता है, तो ग्रह द्वारा अवरुद्ध प्रकाश की मात्रा बड़ी होती है, जिससे पारगमन अधिक आसानी से पता लगाया जा सकता है। एक तारे के सामने से गुजरने वाले पृथ्वी जैसे ग्रह की कल्पना करें जो सूर्य के आकार का है, यह प्रकाश के एक छोटे से हिस्से को अवरुद्ध करने वाला है, लेकिन अगर यह किसी ऐसे तारे के सामने से गुजर रहा है जो बहुत छोटा है, तो प्रकाश का अनुपात जो अवरुद्ध हो गया है बड़ा हो। एक मायने में, यह तारे की सतह पर एक बड़ी छाया बनाता है, जिससे एम बौने के आसपास के ग्रह अधिक आसानी से पता लगाने योग्य और अध्ययन में आसान हो जाते हैं।

यद्यपि यह आकाश में एक्सोप्लैनेट का पता लगाने में सक्षम बनाता है, TESS की सर्वेक्षण रणनीति कक्षीय अवधि के आधार पर महत्वपूर्ण अवलोकन संबंधी पूर्वाग्रह भी पैदा करती है। एक्सोप्लैनेट को विज्ञान प्रसंस्करण संचालन केंद्र (एसपीओसी) पाइपलाइन और क्विक लुक पाइपलाइन (क्यूएलपी) द्वारा सही अवधि के साथ पता लगाने के लिए टेस के अवलोकन अवधि के भीतर कम से कम दो बार अपने मेजबान सितारों को स्थानांतरित करना चाहिए, जो 2 मिनट और 30- मिनट ताल TESS डेटा, क्रमशः। चूंकि TESS के कुल आकाश कवरेज का 74 प्रतिशत केवल 28 दिनों के लिए मनाया जाता है, इसलिए पाए गए TESS के अधिकांश एक्सोप्लैनेट की अवधि 14 दिनों से कम है। इसलिए, TOI-1231b की 24-दिन की अवधि इसकी खोज को और भी अधिक मूल्यवान बनाती है।

नासा जेपीएल वैज्ञानिक जेनिफर बर्ट, पेपर के मुख्य लेखक, उनके सहयोगियों के साथ, यूएनएम के भौतिकी और खगोल विज्ञान विभाग में सहायक प्रोफेसर डायना ड्रैगोमिर समेत, ने ग्रह के त्रिज्या और द्रव्यमान दोनों को मापा।

"दुनिया भर में फैले उत्कृष्ट खगोलविदों के एक समूह के साथ काम करते हुए, हम मेजबान तारे को चिह्नित करने और ग्रह के त्रिज्या और द्रव्यमान दोनों को मापने के लिए आवश्यक डेटा को इकट्ठा करने में सक्षम थे," बर्ट ने कहा। "उन मूल्यों ने बदले में हमें ग्रह के थोक घनत्व की गणना करने और ग्रह के बने होने के बारे में अनुमान लगाने की इजाजत दी। टीओआई -1231 बी नेप्च्यून के आकार और घनत्व में काफी समान है, इसलिए हमें लगता है कि इसमें समान रूप से बड़ा, गैसीय वातावरण है। "

"एम ड्वार्फ मेजबानों की परिक्रमा करने वाले एक्सोप्लैनेट का एक और फायदा यह है कि हम उनके द्रव्यमान को आसानी से माप सकते हैं क्योंकि ग्रह द्रव्यमान का तारकीय द्रव्यमान का अनुपात भी बड़ा होता है। जब तारा छोटा और कम विशाल होता है, तो यह पता लगाने के तरीकों को बेहतर बनाता है क्योंकि ग्रह अचानक एक बड़ी भूमिका निभाता है क्योंकि यह स्टार के संबंध में अधिक आसानी से खड़ा होता है," ड्रैगोमिर ने समझाया। "जैसे तारे पर छाया पड़ती है। तारा जितना छोटा होगा, तारा जितना कम विशाल होगा, ग्रह के प्रभाव का उतना ही अधिक पता लगाया जा सकता है।

ड्रैगोमिर कहते हैं, "हालांकि TOI 1231b पृथ्वी की तुलना में अपने तारे के आठ गुना करीब है, लेकिन इसका तापमान पृथ्वी के समान है, इसके कूलर और कम चमकीले मेजबान तारे के लिए धन्यवाद।" "हालांकि, ग्रह वास्तव में पृथ्वी से बड़ा है और नेपच्यून से थोड़ा छोटा है - हम इसे उप-नेपच्यून कह सकते हैं।"

बर्ट और ड्रैगोमिर, जिन्होंने वास्तव में एमआईटी के कावली संस्थान में फेलो रहते हुए इस शोध की शुरुआत की थी, ने छोटे ग्रहों के वायुमंडल को देखने और उनकी विशेषता बताने वाले वैज्ञानिकों के साथ काम किया ताकि यह पता लगाया जा सके कि कौन से वर्तमान और भविष्य के अंतरिक्ष-आधारित मिशन TOI में सहकर्मी हो सकते हैं- 1231 बी की बाहरी परतें शोधकर्ताओं को यह सूचित करने के लिए कि ग्रह के चारों ओर किस प्रकार की गैसें घूम रही हैं। 330 केल्विन या 140 डिग्री फ़ारेनहाइट के तापमान के साथ, TOI-1231b अब तक खोजे गए वायुमंडलीय अध्ययनों के लिए सुलभ सबसे अच्छे, छोटे एक्सोप्लैनेट में से एक है।

पिछले शोधों से पता चलता है कि इस ठंड में ग्रहों के वायुमंडल में ऊंचे बादल हो सकते हैं, जिससे यह निर्धारित करना मुश्किल हो जाता है कि किस प्रकार की गैसें उन्हें घेर लेती हैं। लेकिन K2-18 b नामक एक और छोटे, ठंडे ग्रह की नई टिप्पणियों ने इस प्रवृत्ति को तोड़ दिया और इसके वातावरण में पानी के प्रमाण दिखाए, जिससे कई खगोलविदों को आश्चर्य हुआ।

"टीओआई -1231 बी एकमात्र अन्य ग्रहों में से एक है जिसे हम समान आकार और तापमान सीमा में जानते हैं, इसलिए इस नए ग्रह के भविष्य के अवलोकन हमें यह निर्धारित करने देंगे कि पानी के बादलों के लिए यह कितना आम (या दुर्लभ) है इनके आसपास समशीतोष्ण दुनिया, "बर्ट ने कहा।

इसके अतिरिक्त, अपने मेजबान तारे की उच्च नियर-इन्फ्रारेड (NIR) चमक के साथ, यह हबल स्पेस टेलीस्कोप (HST) और जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) के साथ भविष्य के मिशनों के लिए एक रोमांचक लक्ष्य बनाता है। पेपर के सह-लेखकों में से एक के नेतृत्व में इन अवलोकनों का पहला सेट इस महीने के अंत में हबल स्पेस टेलीस्कॉप का उपयोग करके होना चाहिए।

"टीओआई 1231बी का कम घनत्व इंगित करता है कि यह एक चट्टानी ग्रह होने के बजाय पर्याप्त वातावरण से घिरा हुआ है। लेकिन इस वातावरण की संरचना और सीमा अज्ञात है!" ड्रैगोमिर ने कहा। "TOI1231b में एक बड़ा हाइड्रोजन या हाइड्रोजन-हीलियम वातावरण, या एक सघन जल वाष्प वातावरण हो सकता है। इनमें से प्रत्येक एक अलग उत्पत्ति की ओर इशारा करेगा, जिससे खगोलविदों को यह समझने की अनुमति मिलती है कि क्या और कैसे ग्रह हमारे आसपास के ग्रहों की तुलना में M बौनों के आसपास अलग तरह से बनते हैं। सूर्य, उदाहरण के लिए। हमारे आने वाले एचएसटी अवलोकन इन सवालों के जवाब देना शुरू कर देंगे, और जेडब्लूएसटी ग्रह के वायुमंडल में और भी गहन रूप से देखने का वादा करता है।"

ग्रह के वायुमंडल का अध्ययन करने का एक और तरीका यह है कि ग्रह के चारों ओर हाइड्रोजन और हीलियम जैसे परमाणुओं के साक्ष्य की तलाश में गैस उड़ा दी जा रही है या नहीं, क्योंकि यह अपने मेजबान तारे के चेहरे पर पारगमन करता है। आम तौर पर, हाइड्रोजन परमाणुओं का पता लगाना लगभग असंभव होता है क्योंकि उनकी उपस्थिति इंटरस्टेलर गैस द्वारा छिपी होती है। लेकिन यह ग्रह-तारा प्रणाली इस पद्धति को लागू करने का एक अनूठा अवसर प्रदान करती है क्योंकि यह पृथ्वी से कितनी तेजी से दूर जा रही है।

बर्ट ने कहा, "पिछले दो दशकों के एक्सोप्लैनेट विज्ञान के सबसे दिलचस्प परिणामों में से एक यह है कि अब तक, हमने जो भी नया ग्रह तंत्र खोजा है, वह हमारे अपने सौर मंडल जैसा कुछ भी नहीं दिखता है।" "वे बुध की तुलना में बहुत कम कक्षाओं में पृथ्वी और नेपच्यून के आकार के बीच ग्रहों से भरे हुए हैं, इसलिए हमारे पास उनकी तुलना करने के लिए कोई स्थानीय उदाहरण नहीं है। हमने जो नया ग्रह खोजा है वह अभी भी अजीब है- लेकिन यह एक कदम है कुछ हद तक हमारे पड़ोस के ग्रहों की तरह होने के करीब। अब तक पाए गए अधिकांश पारगमन ग्रहों की तुलना में, जिनका अक्सर सैकड़ों या हजारों डिग्री में गर्म तापमान होता है, TOI-1231 b सकारात्मक रूप से ठंडा होता है।"

समापन में, ड्रैगोमिर दर्शाता है कि "यह ग्रह केवल दो या तीन अन्य छोटे एक्सोप्लैनेट के रैंक में शामिल हो जाता है, जो आने वाले वर्षों के लिए हमें मिलने वाले हर मौके और दूरबीनों की एक विस्तृत श्रृंखला का उपयोग करके जांच की जाएगी, इसलिए नए TOI1231b पर नजर रखें। विकास!"


प्रारंभिक खोज

जबकि 1990 के दशक तक एक्सोप्लैनेट की पुष्टि नहीं हुई थी, सालों पहले से खगोलविदों को यकीन हो गया था कि वे वहां से बाहर हैं। ब्रिटिश कोलंबिया विश्वविद्यालय के खगोलशास्त्री जेमी मैथ्यूज ने ProfoundSpace.org को बताया कि यह सिर्फ इच्छाधारी सोच नहीं थी, बल्कि हमारे अपने सूर्य और इसके जैसे अन्य सितारों की गति कितनी धीमी थी। मैथ्यूज, सामयिक एक्सोप्लैनेट टेलीस्कोप ऑब्जर्वर MOST (माइक्रोवेरेबिलिटी एंड ऑसिलेशन्स ऑफ स्टार्स) के मिशन वैज्ञानिक, कुछ शुरुआती एक्सोप्लैनेट खोजों में शामिल थे।

हमारे सौर मंडल के लिए खगोलविदों की एक मूल कहानी थी। सीधे शब्दों में कहें तो, गैस और धूल का एक घूमता हुआ बादल (जिसे प्रोटोसोलर नेबुला कहा जाता है) अपने ही गुरुत्वाकर्षण के तहत ढह गया और सूर्य और ग्रहों का निर्माण हुआ। जैसे ही बादल ढह गया, कोणीय गति के संरक्षण का मतलब था कि जल्द से जल्द सूरज को तेजी से और तेजी से घूमना चाहिए। लेकिन, जबकि सूर्य में सौर मंडल के द्रव्यमान का 99.8 प्रतिशत हिस्सा है, ग्रहों में 96 प्रतिशत कोणीय गति है। खगोलविदों ने खुद से पूछा कि सूर्य इतनी धीमी गति से क्यों घूमता है।

युवा सूर्य के पास एक बहुत मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होता, जिसकी शक्ति की रेखाएँ घूमती हुई गैस की डिस्क तक पहुँचती थीं जिससे ग्रह बनते थे। ये क्षेत्र रेखाएं गैस में आवेशित कणों से जुड़ी होती हैं, और एंकर की तरह काम करती हैं, जिससे बनने वाले सूर्य की गति धीमी हो जाती है और गैस को स्पिन कर देती है जो अंततः ग्रहों में बदल जाती है। सूर्य जैसे अधिकांश तारे धीरे-धीरे घूमते हैं, इसलिए खगोलविदों ने अनुमान लगाया कि उनके लिए वही "चुंबकीय ब्रेकिंग" हुई, जिसका अर्थ है कि उनके लिए ग्रह निर्माण हुआ होगा। निहितार्थ: सूर्य जैसे तारों के आसपास ग्रह सामान्य होने चाहिए।

इस कारण और अन्य कारणों से, खगोलविदों ने पहले एक्सोप्लैनेट की अपनी खोज को सूर्य के समान सितारों तक सीमित कर दिया, लेकिन पहली दो खोज एक पल्सर (एक तारे की तेजी से घूमती हुई लाश जो सुपरनोवा के रूप में मर गई) के आसपास थी, जिसे PSR 1257+12 कहा जाता है। १९९२। १९९५ में, सूर्य जैसे तारे की परिक्रमा करने वाली दुनिया की पहली पुष्टि की गई, ५१ पेगासी बी एंड एमडैश एक बृहस्पति-द्रव्यमान ग्रह था जो हमारे सूर्य की तुलना में उसके सूर्य के २० गुना अधिक निकट था। यह आश्चर्य की बात थी। लेकिन सात साल पहले एक और विचित्रता सामने आई जिसने आने वाले एक्सोप्लैनेट के धन का संकेत दिया।

एक कनाडाई टीम ने 1988 में गामा सेफेई के चारों ओर एक बृहस्पति के आकार के ग्रह की खोज की, लेकिन क्योंकि इसकी कक्षा बृहस्पति की तुलना में बहुत छोटी थी, वैज्ञानिकों ने एक निश्चित ग्रह का पता लगाने का दावा नहीं किया। "हम इस तरह के ग्रहों की उम्मीद नहीं कर रहे थे। यह हमारे अपने सौर मंडल के एक ग्रह से काफी अलग था कि वे सतर्क थे," मैथ्यूज ने कहा।

पहली एक्सोप्लैनेट खोजों में से अधिकांश बृहस्पति-आकार (या बड़े) गैस दिग्गज थे जो अपने मूल सितारों के करीब परिक्रमा कर रहे थे। ऐसा इसलिए है क्योंकि खगोलविद रेडियल वेग तकनीक पर भरोसा कर रहे थे, जो यह मापता है कि जब कोई ग्रह या ग्रह उसकी परिक्रमा करते हैं तो एक तारा कितना "डगमगाता है"। ये बड़े ग्रह अपने मूल तारे पर एक समान रूप से बड़ा प्रभाव पैदा करते हैं, जिससे आसानी से पता चल जाता है।

एक्सोप्लैनेट खोजों के युग से पहले, उपकरण केवल एक किलोमीटर प्रति सेकंड तक तारकीय गति को माप सकते थे, जो किसी ग्रह के कारण होने वाले डगमगाने का पता लगाने के लिए बहुत कम था। अब, कुछ यंत्र मैथ्यू के अनुसार वेग को एक सेंटीमीटर प्रति सेकंड जितना कम माप सकते हैं। "आंशिक रूप से बेहतर इंस्ट्रूमेंटेशन के कारण, बल्कि इसलिए भी कि खगोलविद अब डेटा से सूक्ष्म संकेतों को छेड़ने में अधिक अनुभवी हैं।"


एक एक्सोप्लैनेट के सौर दिवस की गणना? - खगोल विज्ञान

एक्स्ट्रासोलर ग्रहों की खोज करें

ए. एक्सोप्लैनेट की खोज का अवलोकन

जब मैं पहली बार ग्रह प्रणालियों का अध्ययन कर रहा था, तो हमारे पास ठीक एक उदाहरण था - हमारा अपना सौर मंडल। अक्टूबर 1995 में, पहली एक्स्ट्रासोलर ग्रह खोज की घोषणा की गई: एक ग्रह 51 पेगासी (मेयर और क्वेलोज़) तारे की परिक्रमा कर रहा है। कुछ महीनों के भीतर, मार्सी और बटलर ने दो अन्य सितारों के आसपास ग्रहों की खोज की घोषणा की। इसने ग्रहों का पता लगाने की झड़ी लगा दी जो आज भी हर तेज गति से जारी है, और भविष्य में अच्छी तरह से जारी रहने का वादा करता है। इस व्याख्यान में, हम तकनीकों, वर्तमान स्थिति की जांच करेंगे और आज तक की गई खोजों का सारांश देंगे।

आपको खोज की दर का अंदाजा लगाने के लिए, वर्तमान में कुल 692 घोषित खोजें हैं। एक्सोप्लैनेट (एक्स्ट्रासोलर ग्रह) की खोज के लिए समर्पित एक अंतरिक्ष मिशन केप्लर मिशन है, जिसने 1236 अतिरिक्त उम्मीदवारों की घोषणा की है जिनका अध्ययन ग्रहों के रूप में उनकी स्थिति को सत्यापित करने के लिए किया जा रहा है। ध्यान दें कि 1995 से पहले की रिपोर्ट या तो गैर-सामान्य सितारों (पल्सर) के आसपास के ग्रह हैं या 1995 के बाद की पुष्टि की गई थी।

खोजों के विस्फोट के कुछ कारण नए उपकरणों / डिटेक्टरों का विकास, पता लगाने के लिए तकनीकों का शोधन, पता लगाने के नए तरीकों का विकास, और अब सक्रिय रूप से खोजों और अनुवर्ती टिप्पणियों पर काम करने वाले समूहों की संख्या में वृद्धि है। नीचे उपरोक्त के समान एक प्लॉट है, लेकिन खोज विधियों के साथ संकेत दिया गया है।

एक्सोप्लैनेट खोजों का प्लॉट बनाम खोज का वर्ष, खोज की विधि द्वारा रंग-कोडित। 2011 बार अधूरा है। दो विधियाँ प्रमुख हैं, रेडियल वेग विधि और पारगमन विधि। यह कथानक विकिपीडिया से अनुकूलित है।

बी. पता लगाने के तरीके

रेडियल वेग विधि

पता लगाने का सबसे विपुल तरीका उस तारे के रेडियल वेग को मापना है जिसके चारों ओर ग्रह परिक्रमा कर रहा है। हमने पहले चर्चा की थी कि दो पिंडों को उनके सामान्य द्रव्यमान केंद्र (बैरीसेंटर) की परिक्रमा करते हुए माना जा सकता है। ग्रह का पता नहीं लगाया जा सकता है, लेकिन तारे को आसानी से देखा जा सकता है, और एक बिंदु के बारे में एक डगमगाना दिखाना चाहिए जो इसके केंद्र में बिल्कुल नहीं है। डगमगाने की अवधि बिल्कुल ग्रह की कक्षा की अवधि के समान है। अवधि, और डगमगाने की सीमा को मापने के लिए, हम "क्वाट्रैडियल वेग" को मापने के लिए वर्णक्रमीय रेखाओं के डॉप्लर शिफ्ट के माप का उपयोग कर सकते हैं (जिस गति से यह या तो हमारी ओर बढ़ रहा है, जिससे वर्णक्रमीय रेखाओं में एक नीला बदलाव हो रहा है, या इससे दूर है) हमें, एक लाल पारी के कारण)। नीचे दिया गया आंकड़ा भौतिक स्थिति दिखाता है, और लिंक एक एनीमेशन के लिए है जो वर्णक्रमीय रेखाओं में संबंधित बदलाव दिखाता है।

अपने चारों ओर परिक्रमा कर रहे किसी ग्रह के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के कारण तारे की स्थिति में डगमगाना। दो वस्तुएं, ग्रह और तारा, प्रत्येक कक्षा एक सामान्य बिंदु के बारे में है जो प्रणाली के द्रव्यमान का केंद्र है (बैरीसेंटर)। वर्णक्रमीय रेखाओं पर डॉपलर प्रभाव के वीडियो के लिए यह लिंक देखें (काफी अतिरंजित - वर्णक्रमीय रेखाओं का वास्तविक बदलाव बेहद छोटा और मापने में मुश्किल है)।

पाठ नोट करता है कि 3 m s - 1 जितना छोटा रेडियल वेग, धीमी जॉगर की गति के बारे में मापा जा सकता है। मार्सी, बटलर और उनके साथी एक आयोडीन वाष्प के माध्यम से तारों के प्रकाश को पार करते हैं, ताकि वे आयोडीन रेखाओं के "उद्धरण तरंगदैर्घ्य" और तारा स्पेक्ट्रम में संबंधित आयोडीन रेखाओं की तरंगदैर्घ्य दोनों को रिकॉर्ड कर सकें। बेशक, हमें कई अन्य गतियों पर नज़र रखनी चाहिए, उदाहरण के लिए पृथ्वी का चक्कर और डगमगाना, सूर्य के चारों ओर पृथ्वी की गति (30 किमी s - 1 ), और तारे के सापेक्ष सूर्य की गति। तारे पर अन्य गतियों पर भी विचार किया जाना चाहिए, जैसे कि इसका अपना घूर्णन, संभावित दोलन या तारे की सतह के स्पंदन (अंदर और बाहर गति)। संदर्भ के लिए, क्या इस विधि से हमारे सौर मंडल के ग्रहों का पता लगाया जा सकता है, यदि सीमा 3 m s-1 है? यह एक गृहकार्य समस्या के रूप में दिया जाता है। ध्यान दें कि रेडियल वेग विधि द्वारा निर्धारित ग्रहों के द्रव्यमान वास्तव में निचली सीमाएँ हैं ( पाप मैं , कहां है मैं आकाश के तल से कक्षा के झुकाव का कोण है)। कारण देखना मुश्किल नहीं है। कल्पना कीजिए कि ऊपर दिया गया चित्र "ऊपर" से दिखाई देता है जैसा कि दिखाया गया है। तारे की गति पूरी तरह से पृष्ठ के तल में होती है, इसलिए कोई रेडियल वेग नहीं होता है। इस मामले में झुकाव है मैं = 0 (कक्षा आकाश के तल में है), इसलिए sin मैं = 0। साइड से देखने पर, मैं = ९० डिग्री, तो पाप मैं = १। द्रव्यमान अनुमान है EST = पाप मैं , जो वास्तविक द्रव्यमान की निचली सीमा है, .

पारगमन विधि

अगली सबसे विपुल विधि, और एक जो रेडियल वेग विधि से आगे निकलने के लिए नियत है, तारे के सामने किसी ग्रह के पारित होने (पारगमन) के कारण किसी तारे की चमक में कमी को मापकर पता लगाया जाता है। मूल विधि नीचे दी गई आकृति में दिखाई गई है, लेकिन ध्यान दें कि ग्रह अक्सर तारे की तुलना में बहुत छोटा होता है, इसलिए चमक में कमी अक्सर बहुत छोटी होती है, शायद एक बड़े ग्रह के लिए 3-4 मिलीमीटर, छोटे के लिए अनिश्चितता के लिए ग्रेडिंग ग्रह।

एक तारे के सामने एक ग्रह का पारगमन, और तारे से आने वाले समग्र प्रकाश पर प्रभाव (पारगमन प्रकाश वक्र)।

पारगमन विधि द्वारा ग्रहों की पहचान की भावना प्राप्त करने के लिए, नीचे दी गई तालिका सौर मंडल के पारगमन गुणों को दर्शाती है। यदि आप हमारे सूर्य को किसी अन्य तारे से देख रहे थे, और ऐसा संरेखित किया गया था कि झुकाव कोण 90 डिग्री के करीब था, तो आप ग्रहों के पारगमन का पता लगा सकते हैं जैसा कि दिखाया गया है। उदाहरण के लिए, पृथ्वी के लिए, वर्ष में एक बार आप सूर्य की चमक (या 0.000084 का एक कारक) के 0.0084% की गिरावट देखेंगे। यदि पारगमन के बिना सूर्य का प्रवाह 1 माना जाता है, तो पारगमन के दौरान प्रवाह 0.999916 होगा, इसलिए परिमाण बदल जाता है ( 1 - 2 = 2.5 लॉग एफ2/एफ1 = २.५ लघुगणक ०.९९९९१६ = ०.०१ मिलीमीटर)। हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि किसी अन्य तारे से पृथ्वी का पता लगाना बहुत कठिन होगा! बृहस्पति के बारे में कैसे? एक पारगमन के दौरान परिमाण में परिवर्तन बहुत बड़ा होगा, लगभग 11 मिलीमीटर, जो आसानी से पता लगाया जा सकता है, लेकिन डुबकी हर 11.86 वर्षों में केवल एक बार होगी, और हमें बहुत बेहतर संरेखित होना होगा (90 के 0.39 डिग्री के भीतर झुकाव कोण) .

नीचे दिए गए आंकड़े इन्फ्रारेड ट्रांजिट का एक उदाहरण दिखाते हैं, और ऑप्टिकल और इन्फ्रारेड ट्रांजिट के संयोजन से क्या मापा जा सकता है।


अंतर्वस्तु

17 वीं शताब्दी में न्यूटन के सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम की खोज के बाद से, पियरे-साइमन लाप्लास से शुरू होकर, सौर मंडल की स्थिरता ने कई गणितज्ञों को परेशान किया है। दो-शरीर सन्निकटन में उत्पन्न होने वाली स्थिर कक्षाएँ अन्य निकायों के प्रभाव की उपेक्षा करती हैं। सौर मंडल की स्थिरता पर इन अतिरिक्त अंतःक्रियाओं का प्रभाव बहुत छोटा है, लेकिन पहले यह ज्ञात नहीं था कि क्या वे कक्षीय मापदंडों को महत्वपूर्ण रूप से बदलने और पूरी तरह से अलग विन्यास की ओर ले जाने के लिए लंबी अवधि में जुड़ सकते हैं, या क्या कुछ अन्य स्थिर प्रभाव ग्रहों की कक्षाओं के विन्यास को बनाए रख सकते हैं।

यह लाप्लास था जिसने गैलीलियन चंद्रमाओं की जुड़ी हुई कक्षाओं की व्याख्या करते हुए पहला उत्तर पाया (नीचे देखें)। न्यूटन से पहले, कक्षीय गतियों में अनुपात और अनुपात पर भी विचार किया जाता था, जिसे "गोलों का संगीत" कहा जाता था, या संगीत यूनिवर्सलिस.

गुंजयमान अंतःक्रियाओं पर लेख सामान्य आधुनिक सेटिंग में प्रतिध्वनि का वर्णन करता है। डायनेमिक सिस्टम के अध्ययन से एक प्राथमिक परिणाम मोड-लॉकिंग के एक अत्यधिक सरलीकृत मॉडल की खोज और विवरण है, यह एक थरथरानवाला है जो कुछ ड्राइविंग मोटर को कमजोर युग्मन के माध्यम से आवधिक किक प्राप्त करता है। यहां एनालॉग यह होगा कि एक अधिक विशाल शरीर एक छोटे से शरीर को आवधिक गुरुत्वाकर्षण किक प्रदान करता है, क्योंकि यह गुजरता है। मोड-लॉकिंग क्षेत्रों को अर्नोल्ड टंगिंग्स नाम दिया गया है।

सामान्य तौर पर, एक कक्षीय प्रतिध्वनि हो सकती है

  • involve one or any combination of the orbit parameters (e.g. eccentricity versus semimajor axis, or eccentricity versus inclination).
  • act on any time scale from short term, commensurable with the orbit periods, to secular, measured in 10 4 to 10 6 years.
  • lead to either long-term stabilization of the orbits or be the cause of their destabilization.

mean-motion orbital resonance occurs when two bodies have periods of revolution that are a simple integer ratio of each other. Depending on the details, this can either stabilize or destabilize the orbit. स्थिरीकरण may occur when the two bodies move in such a synchronised fashion that they never closely approach. For instance:

  • The orbits of Pluto and the plutinos are stable, despite crossing that of the much larger Neptune, because they are in a 2:3 resonance with it. The resonance ensures that, when they approach perihelion and Neptune's orbit, Neptune is consistently distant (averaging a quarter of its orbit away). Other (much more numerous) Neptune-crossing bodies that were not in resonance were ejected from that region by strong perturbations due to Neptune. There are also smaller but significant groups of resonant trans-Neptunian objects occupying the 1:1 (Neptune trojans), 3:5, 4:7, 1:2 (twotinos) and 2:5 resonances, among others, with respect to Neptune.
  • In the asteroid belt beyond 3.5 AU from the Sun, the 3:2, 4:3 and 1:1 resonances with Jupiter are populated by clumps of asteroids (the Hilda family, the few Thule asteroids, and the numerous Trojan asteroids, respectively).

Orbital resonances can also destabilize one of the orbits. This process can be exploited to find energy-efficient ways of deorbiting spacecraft. [5] [6] For small bodies, destabilization is actually far more likely. For instance:

  • In the asteroid belt within 3.5 AU from the Sun, the major mean-motion resonances with Jupiter are locations of अंतराल in the asteroid distribution, the Kirkwood gaps (most notably at the 4:1, 3:1, 5:2, 7:3 and 2:1 resonances). Asteroids have been ejected from these almost empty lanes by repeated perturbations. However, there are still populations of asteroids temporarily present in or near these resonances. For example, asteroids of the Alinda family are in or close to the 3:1 resonance, with their orbital eccentricity steadily increased by interactions with Jupiter until they eventually have a close encounter with an inner planet that ejects them from the resonance.
  • In the rings of Saturn, the Cassini Division is a gap between the inner B Ring and the outer A Ring that has been cleared by a 2:1 resonance with the moon Mimas. (More specifically, the site of the resonance is the Huygens Gap, which bounds the outer edge of the B Ring.)
  • In the rings of Saturn, the Encke and Keeler gaps within the A Ring are cleared by 1:1 resonances with the embedded moonlets Pan and Daphnis, respectively. The A Ring's outer edge is maintained by a destabilizing 7:6 resonance with the moon Janus.

Most bodies that are in resonance orbit in the same direction however, the retrograde asteroid 514107 Kaʻepaokaʻawela appears to be in a stable (for a period of at least a million years) 1:−1 resonance with Jupiter. [7] In addition, a few retrograde damocloids have been found that are temporarily captured in mean-motion resonance with Jupiter or Saturn. [8] Such orbital interactions are weaker than the corresponding interactions between bodies orbiting in the same direction. [8]

Laplace resonance is a three-body resonance with a 1:2:4 orbital period ratio (equivalent to a 4:2:1 ratio of orbits). The term arose because Pierre-Simon Laplace discovered that such a resonance governed the motions of Jupiter's moons Io, Europa, and Ganymede. It is now also often applied to other 3-body resonances with the same ratios, [9] such as that between the extrasolar planets Gliese 876 c, b, and e. [10] [11] Three-body resonances involving other simple integer ratios have been termed "Laplace-like" [12] or "Laplace-type". [13]

Lindblad resonance drives spiral density waves both in galaxies (where stars are subject to forcing by the spiral arms themselves) and in Saturn's rings (where ring particles are subject to forcing by Saturn's moons).

secular resonance occurs when the precession of two orbits is synchronised (usually a precession of the perihelion or ascending node). A small body in secular resonance with a much larger one (e.g. a planet) will precess at the same rate as the large body. Over long times (a million years, or so) a secular resonance will change the eccentricity and inclination of the small body.

Several prominent examples of secular resonance involve Saturn. A resonance between the precession of Saturn's rotational axis and that of Neptune's orbital axis (both of which have periods of about 1.87 million years) has been identified as the likely source of Saturn's large axial tilt (26.7°). [14] [15] [16] Initially, Saturn probably had a tilt closer to that of Jupiter (3.1°). The gradual depletion of the Kuiper belt would have decreased the precession rate of Neptune's orbit eventually, the frequencies matched, and Saturn's axial precession was captured into the spin-orbit resonance, leading to an increase in Saturn's obliquity. (The angular momentum of Neptune's orbit is 10 4 times that of Saturn's rotation rate, and thus dominates the interaction.)

The perihelion secular resonance between asteroids and Saturn (ν6 = जीजी6) helps shape the asteroid belt (the subscript "6" identifies Saturn as the sixth planet from the Sun). Asteroids which approach it have their eccentricity slowly increased until they become Mars-crossers, at which point they are usually ejected from the asteroid belt by a close pass to Mars. This resonance forms the inner and "side" boundaries of the asteroid belt around 2 AU, and at inclinations of about 20°.

Numerical simulations have suggested that the eventual formation of a perihelion secular resonance between Mercury and Jupiter (जी1 = जी5) has the potential to greatly increase Mercury's eccentricity and possibly destabilize the inner Solar System several billion years from now. [17] [18]

The Titan Ringlet within Saturn's C Ring represents another type of resonance in which the rate of apsidal precession of one orbit exactly matches the speed of revolution of another. The outer end of this eccentric ringlet always points towards Saturn's major moon Titan. [2]

Kozai resonance occurs when the inclination and eccentricity of a perturbed orbit oscillate synchronously (increasing eccentricity while decreasing inclination and vice versa). This resonance applies only to bodies on highly inclined orbits as a consequence, such orbits tend to be unstable, since the growing eccentricity would result in small pericenters, typically leading to a collision or (for large moons) destruction by tidal forces.

In an example of another type of resonance involving orbital eccentricity, the eccentricities of Ganymede and Callisto vary with a common period of 181 years, although with opposite phases. [19]

There are only a few known mean-motion resonances (MMR) in the Solar System involving planets, dwarf planets or larger satellites (a much greater number involve asteroids, planetary rings, moonlets and smaller Kuiper belt objects, including many possible dwarf planets).

  • 2:3 Pluto–Neptune (also Orcus and other plutinos)
  • 2:4 Tethys–Mimas (Saturn's moons). Not simplified, because the libration of the nodes must be taken into account.
  • 1:2 Dione–Enceladus (Saturn's moons)
  • 3:4 Hyperion–Titan (Saturn's moons)
  • 1:2:4 Ganymede–Europa–Io (Jupiter's moons, ratio of orbits).

Additionally, Haumea is believed to be in a 7:12 resonance with Neptune, [20] [21] and 225088 Gonggong is believed to be in a 3:10 resonance with Neptune. [22]

The simple integer ratios between periods hide more complex relations:

  • the point of conjunction can oscillate (librate) around an equilibrium point defined by the resonance.
  • given non-zero eccentricities, the nodes or periapsides can drift (a resonance related, short period, not secular precession).

As illustration of the latter, consider the well-known 2:1 resonance of Io-Europa. If the orbiting periods were in this relation, the mean motions n (inverse of periods, often expressed in degrees per day) would satisfy the following

Substituting the data (from Wikipedia) one will get −0.7395° day −1 , a value substantially different from zero.

Actually, the resonance है perfect, but it involves also the precession of perijove (the point closest to Jupiter), ω ˙ >> . The correct equation (part of the Laplace equations) is:

In other words, the mean motion of Io is indeed double of that of Europa taking into account the precession of the perijove. An observer sitting on the (drifting) perijove will see the moons coming into conjunction in the same place (elongation). The other pairs listed above satisfy the same type of equation with the exception of Mimas-Tethys resonance. In this case, the resonance satisfies the equation

The point of conjunctions librates around the midpoint between the nodes of the two moons.

Laplace resonance Edit

The Laplace resonance involving Io–Europa–Ganymede includes the following relation locking the orbital phase of the moons:

where λ are mean longitudes of the moons (the second equals sign ignores libration).

This relation makes a triple conjunction impossible. (A Laplace resonance in the Gliese 876 system, in contrast, is associated with one triple conjunction per orbit of the outermost planet, ignoring libration.) The graph illustrates the positions of the moons after 1, 2 and 3 Io periods. Φ L > librates about 180° with an amplitude of 0.03°. [23]

Another "Laplace-like" resonance involves the moons Styx, Nix and Hydra of Pluto: [12]

This reflects orbital periods for Styx, Nix and Hydra, respectively, that are close to a ratio of 18:22:33 (or, in terms of the near resonances with Charon's period, 3+3/11:4:6 see below) the respective ratio of orbits is 11:9:6. Based on the ratios of synodic periods, there are 5 conjunctions of Styx and Hydra and 3 conjunctions of Nix and Hydra for every 2 conjunctions of Styx and Nix. [12] [24] As with the Galilean satellite resonance, triple conjunctions are forbidden. Φ librates about 180° with an amplitude of at least 10°. [12]

Plutino resonances Edit

The dwarf planet Pluto is following an orbit trapped in a web of resonances with Neptune. The resonances include:

  • A mean-motion resonance of 2:3
  • The resonance of the perihelion (libration around 90°), keeping the perihelion above the ecliptic
  • The resonance of the longitude of the perihelion in relation to that of Neptune

One consequence of these resonances is that a separation of at least 30 AU is maintained when Pluto crosses Neptune's orbit. The minimum separation between the two bodies overall is 17 AU, while the minimum separation between Pluto and Uranus is just 11 AU [25] (see Pluto's orbit for detailed explanation and graphs).

The next largest body in a similar 2:3 resonance with Neptune, called a plutino, is the probable dwarf planet Orcus. Orcus has an orbit similar in inclination and eccentricity to Pluto's. However, the two are constrained by their mutual resonance with Neptune to always be in opposite phases of their orbits Orcus is thus sometimes described as the "anti-Pluto". [26]

Naiad:Thalassa 73:69 resonance Edit

Neptune's innermost moon, Naiad, is in a 73:69 fourth-order resonance with the next outward moon, Thalassa. As it orbits Neptune, the more inclined Naiad successively passes Thalassa twice from above and then twice from below, in a cycle that repeats every

21.5 Earth days. The two moons are about 3540 km apart when they pass each other. Although their orbital radii differ by only 1850 km, Naiad swings

2800 km above or below Thalassa's orbital plane at closest approach. As is common, this resonance stabilizes the orbits by maximizing separation at conjunction, but it is unusual for the role played by orbital inclination in facilitating this avoidance in a case where eccentricities are minimal. [27] [28] [note 1]

While most extrasolar planetary systems discovered have not been found to have planets in mean-motion resonances, chains of up to five resonant planets [30] and up to seven at least near resonant planets [31] have been uncovered. Simulations have shown that during planetary system formation, the appearance of resonant chains of planetary embryos is favored by the presence of the primordial gas disc. Once that gas dissipates, 90–95% of those chains must then become unstable to match the low frequency of resonant chains observed. [32]

  • As mentioned above, Gliese 876 e, b and c are in a Laplace resonance, with a 4:2:1 ratio of periods (124.3, 61.1 and 30.0 days). [10][33][34] In this case, Φ L > librates with an amplitude of 40° ± 13° and the resonance follows the time-averaged relation: [10]

22.5, producing very large transit timing variations of

0.5 days for the innermost planet. There is a yet more massive outer planet in a

Cases of extrasolar planets close to a 1:2 mean-motion resonance are fairly common. Sixteen percent of systems found by the transit method are reported to have an example of this (with period ratios in the range 1.83–2.18), [37] as well as one sixth of planetary systems characterized by Doppler spectroscopy (with in this case a narrower period ratio range). [62] Due to incomplete knowledge of the systems, the actual proportions are likely to be higher. [37] Overall, about a third of radial velocity characterized systems appear to have a pair of planets close to a commensurability. [37] [62] It is much more common for pairs of planets to have orbital period ratios a few percent larger than a mean-motion resonance ratio than a few percent smaller (particularly in the case of first order resonances, in which the integers in the ratio differ by one). [37] This was predicted to be true in cases where tidal interactions with the star are significant. [63]

A number of near-integer-ratio relationships between the orbital frequencies of the planets or major moons are sometimes pointed out (see list below). However, these have no dynamical significance because there is no appropriate precession of perihelion or other libration to make the resonance perfect (see the detailed discussion in the section above). Such near resonances are dynamically insignificant even if the mismatch is quite small because (unlike a true resonance), after each cycle the relative position of the bodies shifts. When averaged over astronomically short timescales, their relative position is random, just like bodies that are nowhere near resonance. For example, consider the orbits of Earth and Venus, which arrive at almost the same configuration after 8 Earth orbits and 13 Venus orbits. The actual ratio is 0.61518624, which is only 0.032% away from exactly 8:13. The mismatch after 8 years is only 1.5° of Venus' orbital movement. Still, this is enough that Venus and Earth find themselves in the opposite relative orientation to the original every 120 such cycles, which is 960 years. Therefore, on timescales of thousands of years or more (still tiny by astronomical standards), their relative position is effectively random.

The presence of a near resonance may reflect that a perfect resonance existed in the past, or that the system is evolving towards one in the future.

Some orbital frequency coincidences include:

Some orbital frequency coincidences
(Ratio) and bodies Mismatch after one cycle [a] Randomization time [b] Probability [c]
Planets
(9:23) Venus–Mercury 4.0° 200 y 0.19
(8:13) Earth–Venus [64] [65] [d] 1.5° 1000 y 0.065
(243:395) Earth–Venus [64] [66] 0.8° 50,000 y 0.68
(1:3) Mars–Venus 20.6° 20 y 0.11
(1:2) Mars–Earth 42.9° 8 y 0.24
(1:12) Jupiter–Earth [e] 49.1° 40 y 0.28
(2:5) Saturn–Jupiter [f] 12.8° 800 y 0.13
(1:7) Uranus–Jupiter 31.1° 500 y 0.18
(7:20) Uranus–Saturn 5.7° 20,000 y 0.20
(5:28) Neptune–Saturn 1.9° 80,000 y 0.052
(1:2) Neptune–Uranus 14.0° 2000 y 0.078
Mars system
(1:4) Deimos–Phobos [g] 14.9° 0.04 y 0.083
Major asteroids
(1:1) Pallas–Ceres [68] [69] 0.7° 1000 y 0.0039 [h]
(7:18) Jupiter–Pallas [70] 0.10° 100,000 y 0.0040 [i]
87 Sylvia system [जे]
(17:45) Romulus–Remus 0.7° 40 y 0.067
Jupiter system
(1:6) Io–Metis 0.6° 2 y 0.0031
(3:5) Amalthea–Adrastea 3.9° 0.2 y 0.064
(3:7) Callisto–Ganymede [71] 0.7° 30 y 0.012
Saturn system
(2:3) Enceladus–Mimas 33.2° 0.04 y 0.33
(2:3) Dione–Tethys [k] 36.2° 0.07 y 0.36
(3:5) Rhea–Dione 17.1° 0.4 y 0.26
(2:7) Titan–Rhea 21.0° 0.7 y 0.22
(1:5) Iapetus–Titan 9.2° 4 y 0.051
Major centaurs [एल]
(3:4) Uranus–Chariklo 4.5° 10,000 y 0.073
Uranus system
(3:5) Rosalind–Cordelia [73] 0.22° 4 y 0.0037
(1:3) Umbriel–Miranda [m] 24.5° 0.08 y 0.14
(3:5) Umbriel–Ariel [n] 24.2° 0.3 y 0.35
(1:2) Titania–Umbriel 36.3° 0.1 y 0.20
(2:3) Oberon–Titania 33.4° 0.4 y 0.34
Neptune system
(1:20) Triton–Naiad 13.5° 0.2 y 0.075
(1:2) Proteus–Larissa [76] [77] 8.4° 0.07 y 0.047
(5:6) Proteus–Hippocamp 2.1° 1 y 0.057
Pluto system
(1:3) Styx–Charon [78] 58.5° 0.2 y 0.33
(1:4) Nix–Charon [78] [79] 39.1° 0.3 y 0.22
(1:5) Kerberos–Charon [78] 9.2° 2 y 0.05
(1:6) Hydra–Charon [78] [79] 6.6° 3 y 0.037
Haumea system
(3:8) Hiʻiaka–Namaka [o] 42.5° 2 y 0.55

  1. ^ Mismatch in orbital longitude of the inner body, as compared to its position at the beginning of the cycle (with the cycle defined as नहीं orbits of the outer body – see below). Circular orbits are assumed (i.e., precession is ignored).
  2. ^ The time needed for the mismatch from the initial relative longitudinal orbital positions of the bodies to grow to 180°, rounded to the nearest first significant digit.
  3. ^ The probability of obtaining an orbital coincidence of equal or smaller mismatch by chance at least once in नहीं attempts, where नहीं is the integer number of orbits of the outer body per cycle, and the mismatch is assumed to vary between 0° and 180° at random. The value is calculated as 1- (1- mismatch/180°) नहीं . This is a crude calculation that only attempts to give a rough idea of relative probabilities.
  4. ^ The two near commensurabilities listed for Earth and Venus are reflected in the timing of transits of Venus, which occur in pairs 8 years apart, in a cycle that repeats every 243 years. [64][66]
  5. ^ The near 1:12 resonance between Jupiter and Earth causes the Alinda asteroids, which occupy (or are close to) the 3:1 resonance with Jupiter, to be close to a 1:4 resonance with Earth.
  6. ^ This near resonance has been termed the Great Inequality. It was first described by Laplace in a series of papers published 1784–1789.
  7. ^ Resonances with a now-vanished inner moon are likely to have been involved in the formation of Phobos and Deimos. [67]
  8. ^ Based on the proper orbital periods, 1684.869 and 1681.601 days, for Pallas and Ceres, respectively.
  9. ^ Based on the proper orbital period of Pallas, 1684.869 days, and 4332.59 days for Jupiter.
  10. ^87 Sylvia is the first asteroid discovered to have more than one moon.
  11. ^ This resonance may have been occupied in the past. [72]
  12. ^ Some definitions of centaurs stipulate that they are nonresonant bodies.
  13. ^ This resonance may have been occupied in the past. [74]
  14. ^ This resonance may have been occupied in the past. [75]
  15. ^ The results for the Haumea system aren't very meaningful because, contrary to the assumptions implicit in the calculations, Namaka has an eccentric, non-Keplerian orbit that precesses rapidly (see below). Hiʻiaka and Namaka are much closer to a 3:8 resonance than indicated, and may actually be in it. [80]

The least probable orbital correlation in the list is that between Io and Metis, followed by those between Rosalind and Cordelia, Pallas and Ceres, Jupiter and Pallas, Callisto and Ganymede, and Hydra and Charon, respectively.

A past resonance between Jupiter and Saturn may have played a dramatic role in early Solar System history. A 2004 computer model by Alessandro Morbidelli of the Observatoire de la Côte d'Azur in Nice suggested that the formation of a 1:2 resonance between Jupiter and Saturn (due to interactions with planetesimals that caused them to migrate inward and outward, respectively) created a gravitational push that propelled both Uranus and Neptune into higher orbits, and in some scenarios caused them to switch places, which would have doubled Neptune's distance from the Sun. The resultant expulsion of objects from the proto-Kuiper belt as Neptune moved outwards could explain the Late Heavy Bombardment 600 million years after the Solar System's formation and the origin of Jupiter's Trojan asteroids. [81] An outward migration of Neptune could also explain the current occupancy of some of its resonances (particularly the 2:5 resonance) within the Kuiper belt.

While Saturn's mid-sized moons Dione and Tethys are not close to an exact resonance now, they may have been in a 2:3 resonance early in the Solar System's history. This would have led to orbital eccentricity and tidal heating that may have warmed Tethys' interior enough to form a subsurface ocean. Subsequent freezing of the ocean after the moons escaped from the resonance may have generated the extensional stresses that created the enormous graben system of Ithaca Chasma on Tethys. [72]

The satellite system of Uranus is notably different from those of Jupiter and Saturn in that it lacks precise resonances among the larger moons, while the majority of the larger moons of Jupiter (3 of the 4 largest) and of Saturn (6 of the 8 largest) are in mean-motion resonances. In all three satellite systems, moons were likely captured into mean-motion resonances in the past as their orbits shifted due to tidal dissipation (a process by which satellites gain orbital energy at the expense of the primary's rotational energy, affecting inner moons disproportionately). In the Uranian system, however, due to the planet's lesser degree of oblateness, and the larger relative size of its satellites, escape from a mean-motion resonance is much easier. Lower oblateness of the primary alters its gravitational field in such a way that different possible resonances are spaced more closely together. A larger relative satellite size increases the strength of their interactions. Both factors lead to more chaotic orbital behavior at or near mean-motion resonances. Escape from a resonance may be associated with capture into a secondary resonance, and/or tidal evolution-driven increases in orbital eccentricity or inclination.

Mean-motion resonances that probably once existed in the Uranus System include (3:5) Ariel-Miranda, (1:3) Umbriel-Miranda, (3:5) Umbriel-Ariel, and (1:4) Titania-Ariel. [75] [74] Evidence for such past resonances includes the relatively high eccentricities of the orbits of Uranus' inner satellites, and the anomalously high orbital inclination of Miranda. High past orbital eccentricities associated with the (1:3) Umbriel-Miranda and (1:4) Titania-Ariel resonances may have led to tidal heating of the interiors of Miranda and Ariel, [82] respectively. Miranda probably escaped from its resonance with Umbriel via a secondary resonance, and the mechanism of this escape is believed to explain why its orbital inclination is more than 10 times those of the other regular Uranian moons (see Uranus' natural satellites). [83] [84]

Similar to the case of Miranda, the present inclinations of Jupiter's moonlets Amalthea and Thebe are thought to be indications of past passage through the 3:1 and 4:2 resonances with Io, respectively. [85]

Neptune's regular moons Proteus and Larissa are thought to have passed through a 1:2 resonance a few hundred million years ago the moons have drifted away from each other since then because Proteus is outside a synchronous orbit and Larissa is within one. Passage through the resonance is thought to have excited both moons' eccentricities to a degree that has not since been entirely damped out. [76] [77]

In the case of Pluto's satellites, it has been proposed that the present near resonances are relics of a previous precise resonance that was disrupted by tidal damping of the eccentricity of Charon's orbit (see Pluto's natural satellites for details). The near resonances may be maintained by a 15% local fluctuation in the Pluto-Charon gravitational field. Thus, these near resonances may not be coincidental.

The smaller inner moon of the dwarf planet Haumea, Namaka, is one tenth the mass of the larger outer moon, Hiʻiaka. Namaka revolves around Haumea in 18 days in an eccentric, non-Keplerian orbit, and as of 2008 is inclined 13° from Hiʻiaka. [80] Over the timescale of the system, it should have been tidally damped into a more circular orbit. It appears that it has been disturbed by resonances with the more massive Hiʻiaka, due to converging orbits as it moved outward from Haumea because of tidal dissipation. The moons may have been caught in and then escaped from orbital resonance several times. They probably passed through the 3:1 resonance relatively recently, and currently are in or at least close to an 8:3 resonance. Namaka's orbit is strongly perturbed, with a current precession of about −6.5° per year. [80]


Detection of extrasolar planets

Because planets are much fainter than the stars they orbit, extrasolar planets are extremely difficult to detect directly. By far the most successful technique for finding and studying extrasolar planets has been the radial velocity method, which measures the motion of host stars in response to gravitational tugs by their planets. Swiss astronomers Michel Mayor and Didier Queloz discovered the first planet using this technique, 51 Pegasi b, in 1995. (Mayor and Queloz won the 2019 Nobel Prize in Physics for their discovery.) Radial velocity measurements determine the sizes and shapes of the orbits of extrasolar planets as well as the lower limits of the masses of these planets. (They provide only lower limits on planetary mass because they measure just the portion of the star’s motion toward and away from Earth.)

A complementary technique is transit photometry, which measures drops in starlight caused by those planets whose orbits are oriented in space such that they periodically pass between their stars and the telescope transit observations reveal the sizes of planets as well as their orbital periods. Radial velocity data can be combined with transit measurements to yield precise planetary masses as well as densities of transiting planets and thereby limit the possible materials of which the planets are composed. Spectroscopic studies that rely on variations in the depth of the transit with wavelength have been used to identify gases such as hydrogen, sodium, and methane in the upper atmospheres of some close-in giant planets. The first detected transiting planet was HD 209458b in 1999. Both radial velocity and transit techniques are most sensitive to large planets orbiting close to their stars.

Three other techniques that have detected extrasolar planets are pulsation timing, microlensing, and direct imaging. Pulsation timing measures the change in distance between the signal source and the telescope by using the arrival times of signals that are emitted periodically by the source. When the source is a pulsar (a rotating, magnetized neutron star), current technology can detect motions in response to a planet whose mass is as small as that of Earth’s Moon, whereas only giant planets can be detected around pulsating normal stars. The first extrasolar planets to be discovered were found in 1992 around the pulsar PSR 1257+12 by using this method. Microlensing relies upon measurements of the gravitational bending of light (predicted by Albert Einstein’s general theory of relativity) from a more distant source by an intervening star and its planets. This technique is most sensitive to massive planets orbiting hundreds of millions of kilometres from their star and has also been used to discover a population of free-floating giant planets that do not orbit any star. Direct imaging can be done by using starlight reflected off the planet or thermal infrared radiation emitted by the planet. Imaging works best for planets orbiting those stars that are nearest to the Sun, with infrared imaging being especially sensitive to young massive planets that orbit far from their star.


Astronomers develop ‘decoder’ to gauge exoplanet climate

After examining a dozen types of suns and a roster of planet surfaces, Cornell astronomers have developed a practical model – an environmental color “decoder” – to tease out climate clues for potentially habitable exoplanets in galaxies far away.

“We looked at how different planetary surfaces in the habitable zones of distant solar systems could affect the climate on exoplanets,” said Jack Madden, Ph.D. ’20, who works in the lab of Lisa Kaltenegger, associate professor of astronomy and director of Cornell’s Carl Sagan Institute.

“Reflected light on the surface of planets plays a significant role not only on the overall climate,” Madden said, “but also on the detectable spectra of Earth-like planets.”

Madden and Kaltenegger are co-authors of “How Surfaces Shape the Climate of Habitable Exoplanets,” released May 18 in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

In their research, they combine detail of a planet’s surface color and the light from its host star to calculate a climate. For instance, a rocky, black basalt planet absorbs light well and would be very hot, but add sand or clouds and the planet cools and a planet with vegetation and circling a reddish K-star will likely have cool temperatures because of how those surfaces reflect their suns’ light.

“Think about wearing a dark shirt on a hot summer day. You’re going to heat up more, because the dark shirt is not reflecting light. It has a low albedo (it absorbs light) and it retains heat,” Madden said. “If you wear a light color, such as white, its high albedo reflects the light – and your shirt keeps you cool.

It’s the same with stars and planets, Kaltenegger said.

“Depending on the kind of star and the exoplanet’s primary color – or the reflecting albedo – the planet’s color can mitigate some of the energy given off by the star,” Kaltenegger said. “What makes up the surface of an exoplanet, how many clouds surround the planet, and the color of the sun can change an exoplanet’s climate significantly.”

Madden said forthcoming instruments like the Earth-bound Extremely Large Telescope will allow scientists to gather data in order to test a catalog of climate predictions.

“There’s an important interaction between the color of a surface and the light hitting it,” he said. “The effects we found based on a planet’s surface properties can help in the search for life.”

The Brinson Foundation and the Carl Sagan Institute supported this research.


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