Транзитний метод (також метод транзитної фотометрії) — спосіб виявлення екзопланет, заснований на спостереженнях зменшення видимої яскравості зорі під час проходження екзопланети між зорею та спостерігачем. Станом на 2023 рік, цим методом відкрито близько 70% всіх відомих екзопланетThe Extrasolar Planets Encyclopaedia. Більшість відкриттів зроблено за допомогою космічного телескопа Кеплер.
Вступ Під час транзиту планета закриває від спостерігача частину зорі, що зменшує видиму яскравість зорі. Ці зміни можна виявити, постійно спостерігаючи за яскравістю зорі і виявляючи зменшення яскравості, що повторюються з періодом, рівним періоду обертання планети навколо зорі. Щоб виключити випадкову подію, необхідно спостерігати принаймні три транзити з однаковим інтервалом часу. Ймовірність спостереження транзиту для навмання обраних зорі й планети досить мала , бо орбіти можуть бути орієнтовані таким чином, щоб планета ніколи не проходила перед зорею. Тим не менш, станом на січень 2023 року понад 3700 екзопланет було виявлено цим методом. Дослідження кривих блиску під час транзитів дозволяє визначати період обертання екзопланети навколо зорі, радіус екзопланети, нахил її орбіти відносно лінії зору. З цих даних можна розрахувати відстань, на якій планета обертається навколо зорі. Спектроскопічні спостереження також можуть надати дані про склад атмосфери екзопланети, її альбедо та температуру.
Історія Першою екзопланетою, для якої спостерігалися транзити, була відкрита методом радіальних швидкостей HD 209458 b. Транзити для цієї системи спостерігали в 1999 році дві групи під керівництвом Девіда Шарбоне та Грегорі В. Генрі. Першою екзопланетою, відкритою транзитним методом, була задетектована у 2002 році проектом OGLE система OGLE-TR-56b.
Важливим кроком у подальшому розвитку екзопланетних досліджень стала розпочата в 2006 році французька місія CoRoT для пошуку планетних транзитів з орбіти, де відсутність атмосферних ефектів дозволяє суттєво підвищити точність спостережень. Ця місія була розроблена, щоб мати можливість виявляти планети «в кілька разів більші за Землю» і показала результати «краще, ніж очікувалося», з відкриттям двох екзопланет (обидві типу «гарячий юпітер») станом на початок 2008 року. У червні 2013 року кількість екзопланет CoRoT становила 32 з деякою кількістю кандидатів. Супутник припинив передачу даних у листопаді 2012 року (після того, як його місія була двічі продовжена), і був виведений з експлуатації 17 червня 2014 року.
У березні 2009 року NASA була розпочата місія Kepler - її задачею було фотометричне дослідження з високою роздільною здатністю сузір'їв Лебедя та Ліри на предмет наявності позасонячних планетних систем, у тому числі - земного типу. За допомогою методу транзитів було досліджено близько 100 тисяч систем та відкрито понад 2600 пізніше підтверджених екзопланет. Така велика кількість наукових результатів пізніше дозволила створити статистику щодо кількості екзопланет навколо сонцеподібних зір.
2 лютого 2011 року команда Kepler опублікувала список із 1235 кандидатів на статус екзопланетної системи, включно з 54 об'єктами, які могли перебувати в придатній для життя зоні. 5 грудня 2011 року команда Kepler оголосила, що виявила 2326 планет-кандидатів, з яких 207 подібні до Землі, 680 — понад Землю, 1181 — близько Нептуна, 203 — близько Юпітера, і 55 — більше, ніж Юпітер. Порівняно з показниками лютого 2011 року в подальшому кількість позасонячних планет розміром із Землю та понадземного розміру зросла на 200% та 140% відповідно. Але незважаючи на більш результативний пошук кількість планет, що належали б до життєпридатної зони, навпаки скоротилася із показником у 48 планет-кандидатів. Така зміна була пов'язана з більш суворими критеріями, які використовувалися для більш пізних даних. До червня 2013 року кількість планет-кандидатів зросла до 3278, серед яких був ряд особливо характерних об'єктів: планети земної групи розміром з Марс (наприклад, Kepler-62с), менші за Меркурій (Kepler-37b), тощо . Від КА Kepler продовжували надходити спостережні дані аж до припинення функціонування космічного телескопу 30 жовтня 2018 року.
Наступним вагомим кроком у дослідженні позасонячних планетних систем став запуск місії Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) у квітні 2018 року. Важливою особливістю нової місії є дослідження всієї небесної сфери, а не тільки окремих її фрагментів, як, наприклад, у випадку телескопа Kepler. Станом на вересень 2024 року за допомогою КА TESS було відкрито понад 7200 систем-кандидатів на статус екзопланетних та понад 550 підтверджених екзопланет.
Оцінка ймовірності транзиту
Припускаючи, що орбіти планет випадково орієнтовані в просторі, ймовірність того, що віддалений спостерігач може спостерігати транзит, можна розрахувати за допомогою геометричних міркувань. Транзит можна спостерігати лише тоді, коли планета проходить перед своєю зорею з точки зору спостерігача, тим самим частково закриваючи зорю. Вважаючи, що радіус планети малий порівняно з радіусом зорі , можна оцінити діапазон кутів нахилу орбіти, в якому може спостерігатись транзит , де зроблено припущення про кругову орбіту радіусом . Для можливості спостерігати транзит нормаль до орбіти має знаходитись в межах смуги шириною і довжиною , тобто в межах тілесного кута . Припускаючи, що орбіта екзопланети випадково орієнтована в просторі в межах повного тілесного кута , знаходимо ймовірність спосереження екзопланети транзитним методом:
.
Радіус зорі і її масу можна отримати, порівнюючи її спектр і яскравість з результатами чисельних моделювань. За допомогою третього закону Кеплера, ймовірність можна переписати так:
,
де вважається, що , а позначає орбітальний період планети. Звідси видно, що планети з меншим орбітальним періодом можна спостерігати з більшою ймовірністю, ніж планети з більшим орбітальним періодом, що узгоджується зі спостережними данимиexoplanets.org Histogramm der Umlaufdauer (orbital period) aller Transitplaneten (Filter: «Transit = 1») plottbar. .
Якщо б Сонячна система спостерігалась з іншої планетної системи, то ймовірності спостереження транзиту різних планет були б такі: планетавелика піввісь / А.ЕймовірністьМеркурій 0,3871,203 %Венера 0,7230,644 %земля 1,00 0,465 %Марс 1,52 0,306 %Юпітер 5,20 0,090 %Сатурн 9,58 0,049 %Уран19.2 0,024 %Нептун30,0 0,016 %
Глибина транзиту Коли транзитна планета закриває зорю, видима яскравість зорі стає меншою, ніж її початкова яскравість . Відносне зменшення яскравості називається глибиною транзиту. Припускаючи в першому наближенні, що яскравість пропорційна площі видимої поверхні зорі, можна оцінити, що відносне зменшення яскравості визначається тим, яку долю поверхні зорі закриває планета. Якщо радіус зорі , а планети , то їхні видимі площі відповідно і . Це дає наступний вираз для глибини транзиту:
.
Наприклад, для планет Сонячної системи цей вираз дає наступні значення глибин транзитів: планетарадіус / кмглибина проходженняМеркурій 24390,0012 %Венера 6,0520,0076 %Земля 63780,0084 %Марс 33860,0024 %Юпітер69,1701.01 %Сатурн57,3100,75 %Уран25 2700,135 %Нептун24 5500,127 %
Додаткові фактори
Крива блиску транзиту лише в первому наближенні є прямокутним падінням яскравості на . Через потемніння до краю краї зоряниго диска здаються темнішими за центр. Крім того, центр зоряного диска синіший, а краї червоніші. Це пов'язано з тим, що вздовж нормалі ми бачимо глибші шари зоряного диску, ніж вздовж дотичної, а на більшій глибині в зорі більша температура. Тому за законом Стефана — Больцмана центр зоряного диску яскравіший за краї, а за законом зміщення Віна - синіший. Планета спочатку насувається на край диска зорі, потім пересувається ближче до центру, потім знову виходить через край. Це робить дно кривої блиску під час транзиту не плоским, а опуклим вниз.
Великі зоряні плями можуть спричиняючи падіння яскравості того ж порядку, що й транзит планети. Щоб зоряна пляма, яка рухається по зоряному диску через обертання зорі, не була помилково інтерпретована як транзит, зменшення яскравості необхідно реєструвати кілька разів, періодично і завжди з однаковою глибиною проходження. Іншою ознакою зоряної плями є тривалість події: обертання зорі зазвичай повільне, тому падіння яскравості через зоряну пляму може тривати кілька днів, тоді як транзит відбувається протягом годин .
Мінімум на кривій блиску з глибиною, подібною до транзиту екзопланет, може створюватись, коли в подвійній системі затемнюваних зір орбіти орієнтовані в такий спосіб, що диск однієї зорі не накладається на диск іншої зорі повністю, а лише частково проходить по його краю. Щоб гарантувати, що спостереження цих затемнень не будуть інтерпретовані як транзити екзопланет, необхідно точно виміряти хід кривої блиску. Зорі з таким ковзним затемненням створюють V-подібну криву блиску, тоді як планети діють на кривій блиску майже плоске дно. Крім того, якщо температури зір відрізняються, то відбувається зміщення максимуму інтенсивності спектра випромінювання під час затемнення, що також дозволяє з упевненістю виключити транзит екзопланети.
Визначення параметрів За допомогою цього методу можна отримати деяку інформацію як про транзитну планету, так і про її материнську зорю. Важливо якомога точніше визначити криву блиску. Для спостережень транзитів планет розміром з Юпітер достатньо спостережень з поверхні Землі. Однак для знаходження планет, подібних до Землі, необхідно проводити вимірювання з космосу, щоб уникнути атмосферних збурень. Це головне завдання таких космічних телескопів, як Кеплер.
Орбітальний період і велика піввісь За відсутності явних великих збурень орбіта планети залишається стабільною завдяки збереженню кутового моменту, як і в нашій Сонячній системі. Отже, якщо транзит спостерігається, інший транзит відбудеться після однієї орбіти. Проміжок часу між двома проходженнями однієї планети залишається постійним і точно відповідає періоду обертання планети навколо своєї зорі. За допомогою 3. Велику напіввісь планети можна обчислити за допомогою закону Кеплера та знання зоряної маси (яку можна визначити лише за допомогою моделей зір за спектром і світністю зорі) .
Щоб виключити те, що інший об'єкт (наприклад, планемо) випадково проходить між спостерігачем і спостережуваною зорею та спричиняє падіння яскравості, необхідно спостерігати принаймні три транзити, які відбулися з однаковим інтервалом часу один від одного. Щоб виявити транзитну планету, необхідно спостерігати за її зорею принаймні вдвічі більше часу, необхідного планеті для обертання навколо своєї батьківської зорі .
Нахил орбіти
Якщо хід блиску точно виміряно, нахил орбіти відносно лінії зору можна визначити за допомогою аналітичного наближення курсу блиску. Хід кривої залежить від того, чи рухається планета по центру, зміщено, скочується чи взагалі не рухається по зоряному диску. Разом із масою зорі та відстанню планети від неї, знаючи, наскільки центральним є транзит, дає нахил орбіти. Відстань до центру диска зорі називається центральним параметром. Параметри, що визначають, можуть бути апроксимовані з виміряних точок даних за допомогою методу найкращої відповідності. Фланги транзитної кривої є особливо вирішальними для визначення нахилу орбіти.
Радіус і густина планети Радіус планети можна визначити, використовуючи глибину проходження та зоряний радіус, відомий із зоряних моделей. Використовуючи вираз, отриманий у розділі «Глибина транзиту», для радіуса планети знайти:
Для планет із достатньо великою масою масу тепер можна визначити точніше за допомогою методу радіальної швидкості, який інакше може забезпечити лише мінімальну масу екзопланети через знання нахилу орбіти планети. Використовуючи радіус планети та її масу, можна визначити її середню щільність. Це робить можливими твердження про природу планети, наприклад, чи має вона бути газовою чи кам'янистою планетою.
Склад атмосфери планети