วิธีตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบ
เนื่องจากดาวเคราะห์นอกระบบจะมีการส่องสว่างในตัวเองน้อยมาก ๆ เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์แม่ของมัน การตรวจจับจึงเป็นไปได้ยาก ทั้งแสงสว่างจากดาวฤกษ์ยังอาจบดบังและกลบการมองเห็นดาวเคราะห์ไปเสีย ด้วยเหตุนี้ การตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบจึงมักไม่สามารถดำเนินการได้จากการเฝ้าสังเกตโดยตรง
นักดาราศาสตร์ได้พัฒนากระบวนวิธีตรวจจับทางอ้อมหลายวิธีเพื่อตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ ในปัจจุบันมีกระบวนวิธีทางอ้อมหลายวิธีที่สามารถใช้ตรวจจับดาวเคราะห์นอกระบบอย่างได้ผล iOS 9.3.5(13G36) wckadse
วิธีตรวจจับในปัจจุบัน
[แก้]![[icon]](/wiki/%E0%B9%84%E0%B8%9F%E0%B8%A5%E0%B9%8C:Wiki_letter_w_cropped.svg){kind=small} | ส่วนนี้รอเพิ่มเติมข้อมูล คุณสามารถช่วยเพิ่มข้อมูลส่วนนี้ได้ |
มาตรดาราศาสตร์
[แก้]
กระบวนวิธีนี้ทำโดยการตรวจวัดตำแหน่งที่แม่นยำของดาวฤกษ์บนท้องฟ้า และสังเกตการเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งนั้นเมื่อเวลาผ่านไป แต่เดิมกระบวนวิธีเช่นนี้เคยทำด้วยการสังเกตและบันทึกด้วยมือ เมื่อถึงปลายคริสต์ศตวรรษที่ 19 จึงเริ่มมีการใช้แผ่นจานรับแสง ซึ่งช่วยให้การวัดมีความแม่นยำมากยิ่งขึ้น หากดาวฤกษ์ที่เฝ้าสังเกตมีดาวเคราะห์เป็นบริวาร แรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์จะส่งอิทธิพลต่อดาวฤกษ์ทำให้มีการเคลื่อนที่เป็นวงกลมหรือวงรีน้อย ๆ ดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ต่างก็จะโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วมของระบบ ซึ่งสามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีคณิตศาสตร์คือ ปัญหาหลายวัตถุ เนื่องจากดาวฤกษ์มีมวลมากกว่า ดังนั้นมันจึงโคจรเป็นวงกลมที่เล็กกว่า[1]
วิธีตรวจจับด้วยมาตรดาราศาสตร์เป็นกระบวนวิธีที่เก่าแก่ที่สุดในการค้นหาดาวเคราะห์นอกระบบ และเป็นที่นิยมอย่างมากเนื่องจากสามารถใช้อธิบายคุณลักษณะของระบบดาวคู่อย่างได้ผล หากสืบย้อนไปจะปรากฏกระบวนวิธีนี้อยู่ในเอกสารของวิลเลียม เฮอร์เชลในตอนปลายคริสต์ศตวรรษที่ 18 เขาอ้างว่าดาวฤกษ์ 70 คนแบกงู มีดาวคู่ที่มองไม่เห็นซึ่งส่งผลกระทบต่อการเคลื่อนที่ การคำนวณผลกระทบทางมาตรดาราศาสตร์ต่อดาวเคราะห์นอกระบบเป็นครั้งแรกเกิดขึ้นโดย ดับเบิลยู. เอส. จาค็อบ ในปี ค.ศ. 1855 โดยคำนวณจากดาวดวงนี้ หลังจากนั้นตลอดช่วงครึ่งศตวรรษถัดมาก็มีการคำนวณในลักษณะคล้ายคลึงกันนี้เกิดขึ้นอีกหลายครั้ง[2] จนกระทั่งมีการพิสูจน์แย้งขึ้นในช่วงต้นคริสต์ศตวรรษที่ 20[3][4]
การเปลี่ยนแปลงของตำแหน่งของดาวฤกษ์นั้นน้อยมาก และยังมีการรบกวนอันเกิดจากชั้นบรรยากาศและอื่น ๆ ค่อนข้างมาก ทำให้กล้องโทรทรรศน์บนพื้นโลกที่แม้จะดีเพียงใดก็ยังไม่สามารถตรวจวัดระยะได้แม่นยำเพียงพอ ดังนั้นการอ้างถึงการค้นพบ "ดาวคู่" หรือดาวเคราะห์บริวารใด ๆ ที่มีขนาดน้อยกว่า 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ที่เกิดขึ้นก่อน ค.ศ. 1996 จึงเป็นการค้นพบปลอม ๆ ทั้งสิ้น อย่างไรก็ดีในปี ค.ศ. 2002 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลประสบความสำเร็จในการตรวจจับดาวเคราะห์จากผลการค้นพบก่อนหน้านี้ คือดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาว กลีส 876[5]
กล้องโทรทรรศน์อวกาศในอนาคตซึ่งจะติดตั้งอยู่ในเขตอวกาศ เช่น โครงการ Space Interferometry Mission ขององค์การนาซ่า อาจประสบความสำเร็จในการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบใหม่ ๆ ได้อีกเป็นจำนวนมากด้วยวิธีนี้ แต่ในปัจจุบันวิธีนี้เป็นวิธีที่ใช้ในการตรวจจับดาวเคราะห์ได้น้อยที่สุด
ความเร็วแนวเล็ง
[แก้]ด้วยหลักการคล้ายคลึงกับวิธีมาตรดาราศาสตร์ การตรวจจับความเร็วแนวเล็งอาศัยข้อเท็จจริงที่ว่า ดาวฤกษ์ซึ่งมีดาวเคราะห์บริวารจะเคลื่อนที่เป็นวงกลมน้อย ๆ จากผลของแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ แต่ในที่นี้การตรวจวัดจะมุ่งไปที่การเปลี่ยนแปลงของความเร็วของดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่เข้าหาหรือมุ่งออกห่างจากโลก กล่าวคือ การเปลี่ยนแปลงของความเร็วเชิงรัศมีของดาวฤกษ์นั้น ๆ เมื่อเปรียบเทียบกับโลก โดยสามารถคำนวณได้จากการเปลี่ยนแปลงของเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์แม่อันเป็นผลจากปรากฏการณ์ดอพเพลอร์
ความเร็วของดาวฤกษ์ในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลจะต่ำกว่าของดาวเคราะห์มาก เพราะรัศมีในการโคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลน้อยมาก ความเร็วอาจต่ำถึง 1 เมตร/วินาที หากตรวจวัดด้วยสเปกโตรมิเตอร์ที่ทันสมัย เช่น HARPS ในกล้องโทรทรรศน์ขนาด 3.6 เมตรอของหอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรปที่ลาซีญา ประเทศชิลี หรือ HIRES ของกล้องโทรทรรศน์เค็ก
การตรวจวัดด้วยความเร็วแนวเล็งจัดว่าเป็นเทคนิคที่ได้ผลมากที่สุดในการตรวจหาดาวเคราะห์นอกระบบ บางครั้งเรียกชื่อกระบวนวิธีนี้ว่า Doppler spectroscopy ความสำเร็จของการตรวจวัดขึ้นกับระยะทางเป็นสำคัญ โดยจำเป็นต้องอาศัย signal-to-noise ratio ที่มีค่าสูงเพื่อให้ได้ผลตรวจวัดที่แม่นยำยิ่งขึ้น ดังนั้นจึงมักใช้ในการตรวจสอบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างจากโลกราว 160 ปีแสง การตรวจจับจะสามารถหาดาวเคราะห์ที่มีมวลขนาดใหญ่และอยู่ใกล้ดาวเคราะห์ได้ง่ายกว่า แต่การวัดรอบการโคจรที่ระยะห่างมาก ๆ นั้นจะต้องใช้เวลาเฝ้าสังเกตการณ์นานหลายปี สำหรับข้อเสียของวิธีความเร็วแนวเล็งคือ มันสามารถประเมินได้เพียงมวลขนาดต่ำที่สุดของดาวเคราะห์เท่านั้น โดยปกติมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์จะมีค่าแปรผันประมาณ 20% ของค่าต่ำสุดนี้ แต่ถ้าวงโคจรของดาวเคราะห์เกือบจะเป็นแนวตั้งฉากกับแนวการมองเห็น ค่ามวลที่แท้จริงก็อาจจะสูงขึ้นอีกมาก
วิธีความเร็วแนวเล็งสามารถใช้ในการยืนยันผลการสังเกตที่ได้จากการสังเกตการเคลื่อนผ่าน เมื่อใช้ทั้งสองวิธีนี้ร่วมกัน จะสามารถประเมินขนาดมวลที่แท้จริงของดาวเคราะห์ได้
การจับเวลาพัลซาร์
[แก้]พัลซาร์ คือดาวนิวตรอนชนิดหนึ่ง เป็นซากดาวขนาดเล็กและหนาแน่นสูงมากที่ระเบิดออกเป็นซูเปอร์โนวา พัลซาร์จะแผ่คลื่นวิทยุความเข้มสูงออกมาในขณะที่มันหมุนรอบตัวเอง การหมุนรอบตัวเองนี้เป็นแบบแผน ดังนั้นช่วงเวลาที่สังเกตพบคลื่นวิทยุจึงสามารถใช้วัดการเคลื่อนตัวของพัลซาร์ได้ พัลซาร์มีการเคลื่อนที่เช่นเดียวกันกับดาวฤกษ์ทั่วไป คือถ้าหากมีดาวเคราะห์บริวารอยู่ ก็จะโคจรเป็นวงกลมน้อย ๆ การสังเกตการณ์ระยะเวลาของพัลซาร์จึงสามารถบ่งบอกถึงลักษณะการโคจรแบบนี้ได้[6]
กระบวนวิธีนี้เดิมมิได้ออกแบบมาเพื่อใช้ในการตรวจหาดาวเคราะห์ แต่ก็มีความแม่นยำสูงมากขนาดที่สามารถตรวจจับดาวเคราะห์ขนาดเล็กยิ่งกว่าที่กระบวนวิธีอื่นจะสามารถทำได้ คือดาวเคราะห์ที่เล็กขนาด 1 ใน 10 เท่าของมวลโลก นอกจากนี้ยังสามารถตรวจจับผลของแรงโน้มถ่วงในระบบดาวเคราะห์ที่มีสมาชิกหลายดวงได้ด้วย
ข้อด้อยของกระบวนวิธีนี้คือ พัลซาร์นั้นมีอยู่เป็นจำนวนน้อย การค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบด้วยวิธีนี้จึงมีจำนวนน้อยไปด้วย นอกจากนี้ "ชีวิต" อย่างที่เรารู้จักย่อมไม่สามารถดำรงอยู่บนดาวเคราะห์ที่โคจรอยู่รอบพัลซาร์ เพราะรังสีพลังงานสูงที่แผ่ออกมาจากดาวแม่จะเข้มมาก
ปี ค.ศ. 1992 อเล็กซานเดอร์ โวลส์ชาน และ เดล เฟรล ใช้กระบวนวิธีนี้ค้นพบดาวเคราะห์โคจรอยู่รอบพัลซาร์ PSR 1257+12[7] การค้นพบนี้ได้รับการยืนยันอย่างรวดเร็ว และถือเป็นการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ได้รับการยืนยันเป็นครั้งแรก
การเคลื่อนผ่าน
[แก้]
กระบวนวิธีดังกล่าวข้างต้นทำให้เราได้ข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวเคราะห์ ส่วนกระบวนวิธีเกี่ยวกับการตรวจจับทางแสงจะทำให้เราทราบขนาดรัศมีของดาวเคราะห์ ถ้าดาวเคราะห์เคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์แม่ของมัน ความสว่างของดาวฤกษ์ที่เรามองเห็นจะลดลงเป็นจำนวนขนาดหนึ่ง ขนาดความสว่างที่ลดลงนี้มีความสัมพันธ์กับขนาดเปรียบเทียบระหว่างดาวฤกษ์กับดาวเคราะห์ที่เคลื่อนผ่าน ตัวอย่างเช่น ในกรณีของดาว HD 209458 ความสว่างของดาวฤกษ์ลดลง 1.7%
ไมโครเลนส์โน้มถ่วง
[แก้]ไมโครเลนส์โน้มถ่วงเกิดขึ้นเนื่องจากปรากฏการณ์ที่สนามโน้มถ่วงของดาวประพฤติตัวเหมือนเลนส์ ที่ทำหน้าที่รวมแสงของดาวพื้นหลังที่อยู่ในระยะไกล โดยปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเมื่อดาวสองดวงวางตัวอยู่ในทิศทางตามแนวเล็งเดียวกัน ปรากฏการณ์เลนส์นั้นจะใช้ระยะเวลาในการเกิดขึ้นในระยะเวลาเป็นสัปดาห์หรือวัน ตามการเคลื่อนที่แบบสัมพัทธ์ของดาวทั้งสองดวงและโลก ซึ่งเหตุการณ์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นมากกว่าหนึ่งพันครั้งจากการสังเกตการณ์ในรอบสิบปี
ถ้าดาวพื้นหลังของดาวที่มีหน้าที่รวมแสงมีดาวเคราะห์บริวาร ซึ่งดาวเคราะห์ดังกล่าวจะมีสนามโน้มถ่วงของดาวเอง โดยสนามโน้มถ่วงดังกล่าวสามารถตรวจวัดได้จากปรากฏการณ์เลนส์ เนื่องด้วยการศึกษาดังกล่าวต้องอาศัยการเรียงตัวที่ดีมาก ทำให้การศึกษาต้องมีการตรวจวัดดาวระยะไกลจำนวนมากอย่างต่อเนื่อง เพื่อตรวจวัดดาวเคราะห์นอกระบบ ซึ่งวิธีการดังกล่าวเป็นวิธีการที่น่าเชื่อถือสำหรับดาวเคราห์นอกระบบที่อยู่ระหว่างโลกกับจุดศูนย์กลางของกาแล็กซี่ เนื่องจากบริเวณใจกลางกาแล็กซี่มีดาวพื้นหลังจำนวนมาก
จานฝุ่นละออง
[แก้]การถ่ายภาพโดยตรง
[แก้]วิธีตรวจจับในอนาคต
[แก้] | ส่วนนี้รอเพิ่มเติมข้อมูล คุณสามารถช่วยเพิ่มข้อมูลส่วนนี้ได้ |
จับภาพจากอวกาศ
[แก้]เวลาอุปราคาดาวคู่ต่ำสุด
[แก้]การผันผวนของแสงสะท้อนในวงโคจร
[แก้]การวัดการโพลาไรซ์
[แก้]อ้างอิง
[แก้]- ↑ Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 2006-03-08. สืบค้นเมื่อ 2006-09-10.
- ↑ 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.
- ↑ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the history of astronomy. 30. สืบค้นเมื่อ 2007-08-27.
- ↑ Heintz, W.D. (June 1988). "The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 82 (3): 140. Bibcode:1988JRASC..82..140H.
- ↑ Benedict; และคณะ (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. arXiv:astro-ph/0212101. Bibcode:2002ApJ...581L.115B. doi:10.1086/346073. S2CID 18430973.
- ↑ Townsend, Rich (27 January 2003). "The Search for Extrasolar Planets (Lecture)". Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London. คลังข้อมูลเก่าเก็บจากแหล่งเดิมเมื่อ 15 September 2005. สืบค้นเมื่อ 2006-09-10.
{{cite journal}}: Cite journal ต้องการ|journal=(help) - ↑ A. Wolszczan and D. A. Frail; Frail (9 January 1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. 355 (6356): 145–147. Bibcode:1992Natur.355..145W. doi:10.1038/355145a0. S2CID 4260368. สืบค้นเมื่อ 2007-04-30.
 | บทความดาราศาสตร์นี้ยังเป็นโครง คุณสามารถช่วยวิกิพีเดียได้โดยการเพิ่มเติมข้อมูล |