कैसे खगोलविदों वास्तव में एक्सोप्लैनेट पाते हैं?

एक पीढ़ी पहले, एक दूर के तारे की परिक्रमा करने वाला ग्रह अभी भी विज्ञान कथा के दायरे में था। लेकिन 1988 में पहली एक्सोप्लेनेट की खोज के बाद से, हमने उनमें से सैकड़ों को खोजा है, समय के साथ एक तेज दर से आने वाली खोजों के साथ।

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पिछले महीने, एक एकल घोषणा में, नासा के खगोलविदों ने केपलर स्पेस टेलीस्कोप द्वारा एकत्र किए गए डेटा में 715 पहले अज्ञात ग्रहों की खोज का खुलासा किया, जिससे ज्ञात एक्सोप्लैनेट की कुल संख्या 1771 हो गई। इसके भीतर सभी प्रकार के एक्सोप्लैनेट हैं: कुछ जो दो सितारों की कक्षा में हैं, कुछ जो पानी से भरे हुए हैं, कुछ जो मोटे तौर पर पृथ्वी के आकार के हैं और कुछ जो बृहस्पति से दोगुने से भी बड़े हैं।

लेकिन इन सभी दूर के ग्रहों के विशाल बहुमत में एक चीज समान है-कुछ अपवादों के साथ, वे हमारे सबसे शक्तिशाली दूरबीनों के साथ भी हमें देखने के लिए बहुत दूर हैं। यदि ऐसा है, तो खगोलविदों को कैसे पता चलेगा कि वे वहां हैं?

पिछले कुछ दशकों में, शोधकर्ताओं ने हमारे सौर मंडल के बाहर कई ग्रहों को स्पॉट करने के लिए कई तरह की तकनीकों का विकास किया है, जिनका उपयोग अक्सर शुरुआती खोज की पुष्टि करने और ग्रह की विशेषताओं के बारे में अधिक जानने के लिए किया जाता है। यहां अब तक उपयोग किए जाने वाले मुख्य तरीकों की व्याख्या है।

पारवहन

कल्पना करें कि एक छोटे ग्रह को किसी तारे की परिक्रमा करते हुए बहुत दूर तक देखना होगा। कभी-कभी, ग्रह आपके और उसके तारे के बीच से गुजर सकता है, कुछ तारों को कुछ समय के लिए रोक सकता है। यदि यह डिमिंग पर्याप्त आवृत्ति के साथ हुआ है, तो आप ग्रह की उपस्थिति का अनुमान लगाने में सक्षम हो सकते हैं, भले ही आप इसे देख न सकें।

(विकिमीडिया कॉमन्स / निकोला स्मोलेंस्की के माध्यम से छवि)

यह, सार है, एक्सोप्लेनेट्स का पता लगाने की पारगमन विधि है, जो अब तक हमारे एक्सोप्लेनेट खोजों के बहुमत के लिए जिम्मेदार है। बेशक, दूर के सितारों के लिए, कोई रास्ता नहीं है नग्न मानव आंख मज़बूती से हम देख रहे प्रकाश की मात्रा में एक dimming का पता लगाने में सक्षम हो जाएगा, इसलिए वैज्ञानिकों दूरबीन (विशेष रूप से, केपलर अंतरिक्ष दूरबीन) और अन्य उपकरणों को इकट्ठा करने और विश्लेषण करने के लिए भरोसा करते हैं यह डेटा।

इस प्रकार, एक खगोलशास्त्री के लिए, पारगमन विधि के माध्यम से एक दूर के एक्सोप्लेनेट को "देखना" आम तौर पर कुछ इस तरह दिखता है:

एक दूर के तारे से प्रकाश की मात्रा, एक ग्रह के रूप में, उसके और हमारे बीच में परिवर्तित होता है। (विकिमीडिया कॉमन्स / Сам посчитал के माध्यम से छवि)

कुछ मामलों में, अपने तारे और हमारे बीच से गुजरने वाले ग्रह के कारण होने वाली मंदता की मात्रा भी खगोलविदों को ग्रह के आकार का मोटा अनुमान बता सकती है। अगर हम किसी तारे के आकार और उससे ग्रह की दूरी (बाद में एक और पता लगाने की विधि, रेडियल वेग, इस सूची में नीचे निर्धारित) से जानते हैं, और हम देखते हैं कि ग्रह तारे के प्रकाश का एक निश्चित प्रतिशत रोकता है, तो हम कर सकते हैं पूरी तरह से इन मूल्यों पर आधारित ग्रह की त्रिज्या की गणना करें।

हालांकि, पारगमन विधि के नुकसान हैं। एक ग्रह को हमारे और उसके तारे के बीच से गुजरने के लिए सही ढंग से पंक्तिबद्ध करना पड़ता है, और इससे बाहर की परिक्रमा करता है, इस संरेखण की संभावना कम होती है। गणना से संकेत मिलता है कि पृथ्वी के आकार के ग्रह के लिए अपने तारे की परिक्रमा उसी दूरी पर करते हैं जहां हम अपनी कक्षा (लगभग 93 मिलियन मील) की परिक्रमा करते हैं, वहाँ केवल 0.47 प्रतिशत संभावना है कि यह किसी भी भीषण कारण के लिए ठीक से संरेखित होगा।

यह विधि उच्च संख्या में झूठी सकारात्मकता को भी जन्म दे सकती है - डिमिंग के एपिसोड जिन्हें हम पारगमन ग्रहों के रूप में पहचानते हैं लेकिन अंततः पूरी तरह से किसी और चीज के कारण होते हैं। एक अध्ययन में पाया गया है कि केप्लर डेटा में पहचाने गए बड़े, निकटवर्ती परिक्रमा करने वाले ग्रहों का 35 प्रतिशत वास्तव में कोई भी नहीं हो सकता है, और हमारे और तारे के बीच स्थित धूल या अन्य पदार्थों के लिए जिम्मेदार है। ज्यादातर मामलों में, खगोलविद इस सूची के माध्यम से इस पद्धति के माध्यम से पाए गए ग्रहों की पुष्टि करने का प्रयास करते हैं।

कक्षीय चमक

कुछ मामलों में, एक ग्रह अपने तारे की परिक्रमा करता है, जिसके कारण प्रकाश की मात्रा पृथ्वी तक पहुंचने के बजाय कम हो जाती है। आम तौर पर, ये ऐसे मामले होते हैं जिनमें ग्रह बहुत करीब से परिक्रमा करता है, ताकि यह इस हद तक गर्म हो जाए कि यह थर्मल विकिरण का पता लगाने योग्य मात्रा में निकल जाए।

हालाँकि हम इस विकिरण को तारे से अलग नहीं कर पा रहे हैं, लेकिन एक ग्रह जो कि सही संरेखण में परिक्रमा कर रहा है, हमें एक नियमित अनुक्रम में चरणों के समान होगा (चंद्रमा के चरणों के समान), इसलिए नियमित, आवधिक इन तारों से अंतरिक्ष दूरबीनों को प्राप्त करने वाले प्रकाश की मात्रा में वृद्धि का उपयोग ग्रह की उपस्थिति का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है।

पारगमन विधि के समान, इस तकनीक के साथ अपने तारों के करीब परिक्रमा करने वाले बड़े ग्रहों का पता लगाना आसान है। हालाँकि अभी तक केवल कुछ ही ग्रहों को इस पद्धति का उपयोग करके खोजा गया है, लेकिन यह सबसे अधिक उत्पादक विधि दीर्घकालिक हो सकती है, क्योंकि इसके लिए हमें और हमारे बीच के तारे का पता लगाने के लिए सीधे एक एक्सोप्लैनेट की आवश्यकता नहीं है। यह, संभावित खोजों की एक बहुत व्यापक श्रृंखला खोलना।

रेडियल वेलोसिटी

प्राथमिक विद्यालय में, हमें सिखाया जाता है कि एक सौर मंडल एक स्थिर तारा है जो धीरे-धीरे ग्रहों, क्षुद्रग्रहों और अन्य मलबे की परिक्रमा करता है। सच, हालांकि, थोड़ा और अधिक जटिल है: ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण के खिंचाव के कारण, तारा सिस्टम के गुरुत्वाकर्षण के केंद्र से दूर इतना कम और साथ ही साथ:

(विकिमीडिया कॉमन्स / ज़ट्ट के माध्यम से छवि)

घटना कुछ इस तरह से होती है: एक बड़ा ग्रह, अगर इसमें पर्याप्त द्रव्यमान हो, तो वह तारे को अपनी ओर खींचने में सक्षम हो सकता है, जिससे तारा दूर के सौर मंडल का सटीक केंद्र बन सकता है। इसलिए समय-समय पर, तारे की स्थिति में अभी भी अनुमानित मिनट शिफ्ट का उपयोग उस तारे के पास एक बड़े ग्रह की उपस्थिति का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है।

सैकड़ों एक्सोप्लेनेट्स का पता लगाने के लिए खगोलविदों ने इस घटना का फायदा उठाया है। हाल तक तक, जब यह पारगमन द्वारा पार कर गया था, तो यह विधि (रेडियल वेग कहा जाता है) खोजे गए अधिकांश एक्सोप्लैनेट के लिए जिम्मेदार थी।

सैकड़ों प्रकाश वर्ष दूर सितारों में मामूली गति को मापना मुश्किल लग सकता है, लेकिन यह पता चलता है कि खगोलविद यह पता लगा सकते हैं कि डॉप्लर प्रभाव के कारण एक सितारा प्रति सेकंड एक मीटर से कम वेग पर पृथ्वी की ओर (या दूर) पृथ्वी की ओर गति करता है।

प्रभाव तरंगों की घटना है (चाहे ध्वनि, दृश्य प्रकाश या विद्युत चुम्बकीय ऊर्जा के अन्य रूप) आवृत्ति में थोड़ा अधिक दिखाई देते हैं जब उन्हें उत्सर्जित करने वाली वस्तु एक पर्यवेक्षक की ओर बढ़ रही है, और थोड़ी दूर जाने पर कम होती है। यदि आपने कभी एंबुलेंस के सायरन की ऊँची आवाज़ को थोड़ा कम स्वर से बदल दिया है, तो आपको पहली बार अनुभव हुआ है क्योंकि यह दूर चला गया है।

एक दूर के तारे के साथ एम्बुलेंस को बदलें और जो प्रकाश उत्सर्जित करता है उसके साथ एक जलपरी की आवाज़ आती है, और आपको बहुत विचार मिला है। स्पेक्ट्रोमीटर का उपयोग करना, जो एक तारे द्वारा उत्सर्जित प्रकाश की विशेष आवृत्तियों को मापता है, खगोलविद स्पष्ट पारियों की खोज कर सकते हैं, यह दर्शाता है कि तारा हमारे करीब थोड़ा आगे बढ़ रहा है या थोड़ा दूर बह रहा है।

आंदोलन की डिग्री भी ग्रह के द्रव्यमान को दर्शा सकती है। जब ग्रह की त्रिज्या (पारगमन विधि के माध्यम से गणना की जाती है) के साथ संयुक्त, यह वैज्ञानिकों को ग्रह के घनत्व को निर्धारित करने की अनुमति दे सकता है, और इस प्रकार इसकी संरचना (यदि यह एक गैस विशाल या एक चट्टानी ग्रह है, उदाहरण के लिए)।

यह विधि सीमाओं के अधीन भी है: किसी बड़े ग्रह को छोटे तारे की परिक्रमा करना बहुत आसान है, क्योंकि ऐसे ग्रह का तारे की चाल पर अधिक प्रभाव पड़ता है। अपेक्षाकृत छोटे, पृथ्वी के आकार के ग्रहों का पता लगाना मुश्किल होगा, खासकर दूर की दूरी पर।

प्रत्यक्ष इमेजिंग

कुछ दुर्लभ मामलों में, खगोलविदों ने एक्सोप्लेनेट को सबसे सरल तरीके से खोजने में सक्षम किया है: उन्हें देखकर।

बृहस्पति की तुलना में तीन बड़े ग्रहों की संभावना - सीधे 2010 में स्टार HR8799 की परिक्रमा कर रहे थे। (यह तारा स्वयं एक कोरोनोग्राफ के साथ अवरुद्ध है। NASA / JPL-Caltech / Palomar वेधशाला के माध्यम से छवि)

ये मामले कुछ कारणों से बहुत कम हैं। किसी ग्रह को उसके तारे से अलग करने में सक्षम होने के लिए, उसे अपेक्षाकृत अधिक दूर होना चाहिए (यह कल्पना करना आसान है कि बुध, उदाहरण के लिए, सूर्य से दूर से अप्रभेद्य होगा)। लेकिन अगर कोई ग्रह अपने तारे से बहुत दूर है, तो वह तारे के प्रकाश का पर्याप्त रूप से दिखाई नहीं देगा।

एक्सोप्लेनेट जो टेलीस्कोप द्वारा सबसे मज़बूती से देखे जा सकते हैं वे बड़े (जैसे बृहस्पति) और बहुत गर्म होते हैं, ताकि वे अपने स्वयं के अवरक्त विकिरण को छोड़ दें, जिसे दूरबीन द्वारा पता लगाया जा सकता है और उन्हें अपने सितारों से अलग किया जा सकता है। वे ग्रह जो भूरी बौनों की परिक्रमा करते हैं (ऐसी वस्तुएं जिन्हें तकनीकी रूप से सितारों के रूप में वर्गीकृत नहीं किया गया है, क्योंकि वे संलयन प्रतिक्रिया उत्पन्न करने के लिए गर्म या बड़े पैमाने पर पर्याप्त नहीं हैं, और इस तरह थोड़ी रोशनी देते हैं) और भी आसानी से पता लगाया जा सकता है।

प्रत्यक्ष इमेजिंग का उपयोग कुछ विशेष रूप से बड़े पैमाने पर दुष्ट ग्रहों का पता लगाने के लिए भी किया गया है - जो एक तारे की परिक्रमा करने के बजाय अंतरिक्ष के माध्यम से स्वतंत्र रूप से तैरते हैं।

गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग

इस सूची के सभी पिछले तरीके गैर-वैज्ञानिक के लिए कुछ सहज स्तर पर कुछ अर्थ रखते हैं। गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग, एक मुट्ठी भर एक्सोप्लैनेट की खोज के लिए इस्तेमाल किया जाता है, इसके लिए कुछ और सार विचार की आवश्यकता होती है।

एक तारा बहुत दूर की कल्पना करें, और दूसरा तारा उसके और पृथ्वी के बीच के आधे रास्ते के बारे में। दुर्लभ क्षणों में, दोनों सितारे लगभग पंक्तिबद्ध हो सकते हैं रात के आकाश में एक दूसरे को ओवरलैप करना। जब ऐसा होता है, तो नज़दीकी तारे के गुरुत्वाकर्षण का बल लेंस की तरह काम करता है, जो दूर के तारे से आने वाली रोशनी को बढ़ाता है क्योंकि यह हमारे पास पहुँचने के लिए उसके पास से गुजरता है।

गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग का एक सिमुलेशन, दूर की जमीन पर एक ब्लैक होल द्वारा संक्षेप में दूर की जा रही आकाशगंगा से आने वाली रोशनी को दर्शाता है। (उर्वेन लीजेंड के माध्यम से छवि)

यदि कोई तारा जिसके पास कक्षा में एक ग्रह है, गुरुत्वाकर्षण लेंस के रूप में कार्य करता है, तो उस ग्रह का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र आवर्धन घटना में मामूली लेकिन पता लगाने योग्य योगदान जोड़ सकता है। इस प्रकार, कुछ दुर्लभ मामलों में, खगोलविज्ञानी दूर के ग्रहों की उपस्थिति का पता लगाने में सक्षम हो गए हैं कि वे और भी अधिक दूर के सितारों के प्रकाश को बढ़ाते हैं।

रंग द्वारा प्रतिनिधित्व विधि का पता लगाने के साथ, वर्ष तक एक्सोप्लेनेट खोजों का एक ग्राफ। हरा = पारगमन, नीला = रेडियल वेग, लाल = प्रत्यक्ष इमेजिंग, नारंगी = गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग। (विकिमीडिया कॉमन्स / एल्डरॉन के माध्यम से छवि)