Сможет ли 21-метровый космический телескоп обнаружить ближайшие экзопланеты?

Для справки: зеркало Хаббла имеет ширину 2,4 метра, будущее зеркало Джеймса Уэбба — 6,5 метра, а предлагаемый ATLAST — 8 или 16 метров. Давайте предположим, что зеркало почти в десять раз больше Хаббла, 21 метр, отправлено вверх и получает пользу от коронографа. Сможет ли он обнаружить планеты таких звезд, как Проксима Центавра, на расстоянии 4,2 световых года, а также Эпсилон Эридана, на расстоянии ~10,5 световых лет?

По обнаружению не столько красивая картинка, сколько достаточно света и данных для подтверждения орбит и общих характеристик. Единственным другим предположением было бы то, что этот телескоп наблюдает спектры UV-O-NIR, скажем, в диапазоне длин волн от 200 до 1000 нанометров.

Другими словами, вы хотите иметь возможность разрешить планету?
Обратите внимание, что размер объектива может быть не самым серьезным ограничением. Чтобы наблюдать за планетой на расстоянии световых лет, вы должны направить телескоп точно в нужное место. Это в значительной степени означает, что вы должны знать орбиту заранее.
Для тех, кто не понял:) ATLAST (Большой астрономический космический телескоп с передовыми технологиями) теперь трансформировался в LUVOIR (Большой ультрафиолетовый/оптический/инфракрасный геодезист).

Ответы (4)

По состоянию на 2017 год были получены прямые изображения 22 экзопланет . Самый дальний из них находится на расстоянии 1200 световых лет.

Это показывает, что 4 из них вращаются вокруг HR 8799, которая находится на расстоянии 128 световых лет:

8799 рупий

Этих наблюдений достаточно, чтобы определить орбиты планет и провести спектроскопию .

Таким образом, мы уже можем наблюдать большие экзопланеты на гораздо больших расстояниях, если они вращаются достаточно далеко от своей звезды. Меньшие планеты, находящиеся ближе к своей звезде, труднее увидеть.

На изображении выше в центре черный диск. Это используется, чтобы заблокировать свет звезды. Он покрывает звезду плюс радиус около 5 а.е., поэтому на этом изображении замаскированы любые похожие на Землю планеты в обитаемой зоне.

Это необходимо, потому что оптика и система визуализации телескопа несовершенны: свет звезды не ограничивается диаметром звезды, он немного рассеивается. Этот рассеянный звездный свет ярче, чем планеты на близких орбитах, поэтому эти планеты теряются в шуме.

Одним из способов борьбы с этим является оккультизм , то есть физический объект перед телескопом, блокирующий свет звезды. Большинство из них представляют собой небольшие диски на переднем конце телескопа.

НАСА работает над звездной тенью : диск гораздо большего размера, расположенный на расстоянии 50 000 км перед космическим телескопом. Это могло бы более точно блокировать свет звезды, позволяя телескопу видеть экзопланеты в обитаемой зоне (то есть на расстоянии ~ 1 а.е. для небольших звезд). План состоял в том, чтобы использовать звездную тень с WFIRST (телескоп 2,4 м), но недавние опасения по поводу затрат могут привести к тому, что звездная тень будет исключена из этой миссии.

Таким образом, решение для прямой визуализации экзопланет, возможно, не должно заключаться в большом зеркале.

Планеты HR8799 — это гиганты с массой в 5 и даже 7 раз больше массы Юпитера и удаленностью на несколько десятых астрономических единиц. Самая маленькая непосредственно наблюдаемая планета имеет массу менее чем в 2 раза больше массы Юпитера. Непосредственное наблюдение внесолнечных планет с массой и расстоянием, подобным нашей Земле, займет некоторое время.
@Uwe - я считаю, что это «несколько десятков» AU, а не несколько десятых.
Если бы существовала награда за лучшее использование GIF-файлов в SE, этот выиграл бы. Красивый!

Разрешение телескопа в радианах определяется (в очень хорошем первом приближении) выражением θ р е с знак равно 1,22 λ Д куда λ длина волны и Д - диаметр апертуры телескопа. Используя приведенные вами числа, 21-метровый телескоп на 200 нанометрах будет иметь разрешение 0,002 угловых секунды. Есть много других факторов, которые будут ограничивать наше разрешение, но вы можете считать это разрешение, ограниченное дифракцией, максимально возможным разрешением, которого вы можете достичь. Все, что имеет меньший угловой размер, будет неразличимо.

Итак, наш следующий шаг — выяснить, на какой угловой размер экзопланета будет опираться на небо. Давайте возьмем планету размером с Юпитер, чтобы увеличить наши шансы. Это означает, что планетарный диаметр   1,4 * 10 8 метров. Угловой размер этого объекта (в радианах) будет равен θ с я г е знак равно г я а м е т е р г я с т а н с е . На самом деле мы можем установить это выражение равным нашему уравнению для разрешения и решить для расстояния. Это даст нам приблизительное представление о том, насколько далеко может быть планета, прежде чем мы не сможем ее разрешить. Решение для г я с т а н с е дает:

г я с т а н с е знак равно г я а м е т е р ⋅ Д 1,22 λ

Опять же, используя наши числа, это дает нам расстояние 1,2 * 10 16 метров или 1,3 световых года.

Итак, в конечном счете ответ - нет. 21-метровой первичной апертуры будет недостаточно для разрешения экзопланеты. Итак, давайте посмотрим, насколько большим должно быть наше зеркало, изменив наше уравнение:

Д знак равно 1,22 ⋅ λ ⋅ г я с т а н с е г я а м е т е р
Если мы хотим обнаружить экзопланету размером с Юпитер на расстоянии Эпсилон Эридана, ее диаметр должен быть 173 метра.

Итак, все это предполагает, что нам не нужно беспокоиться о других вещах, таких как яркий свет звезды, который создает свой собственный набор проблем. Но мы можем обойти это с помощью таких вещей, как оптическая интерферометрия , которая позволяет нам увеличить эффективный размер нашего телескопа без необходимости строить большие зеркала.

Ваш ответ, кажется, касается разрешения планеты как диска (в отличие от того, чтобы рассматривать ее как точку). Я думаю, нам не нужно такое большое разрешение для подтверждения параметров орбиты.
Я больше основывал свой ответ на части вопроса «общие характеристики». Если все, что вам нужно, это отделить экзопланету от звезды, вы можете рассчитать масштаб телескопа в пикселях. Но я не думаю, что в вопросе достаточно информации, чтобы ответить на этот вопрос. Вам понадобится фокусное расстояние телескопа (которое вы можете составить для него любым числом), но вам также потребуется знать функцию рассеяния точки родительской звезды (если только она не заблокирована) и расстояние между звездой и планета.
И в этом случае вы все равно видели бы планету как точку, но это была бы точка, отдельная от других объектов, так что вы могли бы сказать, что смотрите только на планету, а не на что-то еще.
это хорошо, но я не понимаю, почему диаметр планеты должен быть частью уравнения, а диаметр орбиты (большая полуось) - нет.
Телескопы имеют вторичную оптику, которая может расширять изображение. Просто неверно, что в вопросе должен быть указан размер пикселя, прежде чем вы сможете ответить, можно ли разрешить планету как отдельный объект от основного. Это будет лучший ответ, если вы обратитесь к этому уровню разрешения вместо того, чтобы говорить о разрешении функций на планете.
Однако полезно указать на важность функции рассеяния точки телескопа. Этому способствует множество факторов, в том числе наношероховатость покрытия зеркала как один ограничивающий фактор и другие дифракционные ограничения от вторичного зеркала и его крепления «паук», а также монтажные отверстия (в случае Хаббла) или зеркальная сегментация для больших телескопов. Отличным ориентиром для PSF Хаббла является 20-летнее оптическое моделирование космического телескопа Хаббла с использованием Tiny Tim.
Кроме того, эта презентация содержит несколько действительно красивых примеров, показывающих разделение экзопланет с их главных звезд, а также некоторые доступные дополнительные данные.
@uhoh, эта презентация действительно великолепна. Но независимо от того, какую вторичную оптику вы добавите, вы не сможете добиться большего разрешения, чем разрешение, ограниченное дифракцией. Это самое лучшее решение, которого вы можете достичь.
Я просто говорю, что размер пикселя и фокусное расстояние (о которых вы упомянули в этом комментарии ) не должны входить в обсуждение.

Да. VLT ESO использовал метод колебания для обнаружения Проксимы Центавра b , планеты с радиусом, оцененным в 0,8–1,5 R ⊕, и большой полуосью, оцененной в 0,0485 (+0,0041, -0,0051) а.е., на расстоянии 4,224 световых дня.

Телескоп Хаббл может видеть Солнце в системе Проксима Центавра.

Наземный VLT состоит из четырех отдельных телескопов, каждый с главным зеркалом диаметром 8,2 м, они могут достигать углового разрешения около 0,001 угловой секунды. В режиме работы одного телескопа угловое разрешение составляет около 0,05 угловой секунды.

В лучшем случае наземные условия дают диаметр видимого диска ~ 0,4 угловых секунды и находятся в высотных обсерваториях на небольших островах, таких как Мауна-Кеа или Ла-Пальма.

В лучших высокогорных обсерваториях ветер приносит стабильный воздух, который ранее не контактировал с землей, иногда обеспечивая видимость до 0,4 дюйма.

В плохих условиях наземный телескоп на расстоянии более 10 метров с плохой видимостью может ограничить разрешение примерно таким же, как у космического 10–20-сантиметрового телескопа.

Наземные телескопы должны смотреть сквозь атмосферу, непрозрачную во многих инфракрасных диапазонах (см. рисунок пропускания атмосферы). Даже там, где атмосфера прозрачна, многие целевые химические соединения, такие как вода, углекислый газ и метан, также присутствуют в атмосфере Земли, что значительно усложняет анализ.

Существующие космические телескопы, такие как Хаббл, не могут изучать эти диапазоны, поскольку их зеркала недостаточно холодные (зеркало Хаббла поддерживается при температуре около 15 градусов по Цельсию), и, следовательно, сам телескоп сильно излучает в ИК-диапазонах.

Ожидаемая масса телескопа JWST составляет примерно половину массы космического телескопа Хаббла, но его главное зеркало (бериллиевый рефлектор с золотым покрытием диаметром 6,5 м) будет иметь собирающую площадь примерно в пять раз больше (25 м^2 или 270 кв. 4,5 м^2 или 48 кв. футов).

JWST ориентирован на астрономию в ближнем инфракрасном диапазоне, но также может видеть оранжевый и красный видимый свет, а также средний инфракрасный диапазон, в зависимости от инструмента.

Главное зеркало JWST представляет собой бериллиевый отражатель диаметром 6,5 м с золотым напылением и собирающей площадью 25 м^2.

Из часто задаваемых вопросов JWST :

  • На каких длинах волн Уэбб будет вести наблюдения?

    Webb будет работать в диапазоне от 0,6 до 28 микрометров, от видимого золотого света до невидимого среднего инфракрасного диапазона. Коротковолновый конец задается золотым покрытием на главном зеркале. Отсечка длинных волн задается чувствительностью детекторов в приборе среднего инфракрасного диапазона.

  • Насколько слабо может видеть Уэбб?

    Уэбб предназначен для обнаружения и изучения первых звезд и галактик, сформировавшихся в ранней Вселенной. Чтобы увидеть эти тусклые объекты, он должен иметь возможность обнаруживать вещи, которые в десять миллиардов раз слабее самых тусклых звезд, видимых без телескопа. Это от 10 до 100 раз слабее, чем может видеть Хаббл.

  • Каковы основные научные цели Уэбба?

    У Уэбба есть четыре цели миссионерской науки:

    • Ищите первые галактики или светящиеся объекты, образовавшиеся после Большого взрыва.
    • Определите, как развивались галактики с момента их образования до настоящего времени.
    • Наблюдайте за формированием звезд от первых стадий до формирования планетных систем.
    • Измеряйте физические и химические свойства планетных систем и исследуйте потенциал жизни в этих системах.

  • Как далеко заглянет Уэбб?

    Одной из главных целей Уэбба является обнаружение некоторых из самых первых звездообразований во Вселенной. Считается, что это происходит где-то между красным смещением 15 и 30 (красное смещение объясняется в вопросе 45). При этих красных смещениях возраст Вселенной составлял всего один или два процента от ее нынешнего возраста. Сейчас Вселенной 13,7 миллиарда лет, и эти красные смещения соответствуют периоду времени от 100 до 250 миллионов лет после Большого взрыва. Свет от первых галактик путешествовал около 13,5 миллиардов лет, преодолев расстояние в 13,5 миллиардов световых лет.

  • Увидит ли Уэбб планеты вокруг других звезд?

    Уэбб сможет обнаруживать наличие планетных систем вокруг ближайших звезд по их инфракрасному свету (теплу). Он сможет непосредственно видеть отраженный свет больших планет размером с Юпитер, вращающихся вокруг ближайших звезд. Также можно будет увидеть очень молодые планеты в процессе формирования, пока они еще горячие. У Уэбба будет коронографическая способность, которая блокирует свет родительской звезды планет.

    Это необходимо, так как родительская звезда будет в миллионы раз ярче планет, вращающихся вокруг нее. У Уэбба не будет разрешения увидеть какие-либо подробности о планетах; он сможет обнаружить только слабое светлое пятнышко рядом с яркой родительской звездой.

    Уэбб также будет изучать планеты, проходящие через родительскую звезду. Когда планета пройдет между звездой и Уэббом, общая яркость немного упадет. Величина падения яркости говорит нам о размере планеты. Уэбб может даже видеть звездный свет, проходящий через атмосферу планеты, измерять составляющие его газы и определять, есть ли на поверхности планеты жидкая вода. Когда планета проходит позади звезды, общая яркость падает, и мы снова можем определить больше характеристик планеты.

Суперкороткая версия: они запускают телескоп немного большего размера, чем вы просили, который будет достигать («обнаруживать», а не делать фотографии крупным планом) практически до известного края Вселенной.

Как глубоко в инфракрасном спектре может исследовать космический телескоп, не нуждаясь ни в охлаждающей жидкости, ни в обширной защите от солнца?
Некоторые датчики на JWST могут видеть от 0,6 микрон до 5 микрон, используя только теплозащитный экран (это 5 листов пластиковой пленки); без использования jwst.nasa.gov/cryocooler.html - он использует газообразный гелий, и очень мало, так что это не хладагент в обычном понимании, или его немного. Он разработан, чтобы быть легким. Дополнительная информация о Sunshield: jwst.nasa.gov/sunshield.html .

В настоящее время планируется включить планетарный коронограф на WFIRST на основе спектрографа интегрального поля PISCES (IFS). Инструмент будет использовать местный оккультист, а не звездную тень. Коронограф не разрешит диск планеты, но сможет увидеть точечное изображение (PSF), отдельное от звезды-хозяина. Это позволит IFS извлечь спектр. «Дымящийся пистолет» для обитаемой планеты — это сочетание водяного пара, кислорода и метана. [Метан не может существовать в течение геологического времени в присутствии свободного кислорода, поэтому должен существовать постоянный источник (жизнь?)].

Уроки, извлеченные из коронографа на WFIRST, будут использованы для оптимизации конструкции пересмотренного планетарного коронографа на LUVOIR или как бы там ни называлось последующее за Хабблом. Starshade не только дорог (как указал Хоббс), но и требует много времени для перенацеливания. В идеальном мире и при наличии достаточных средств местный оккультист должен был бы получить спектр первого порядка многообещающих планет, а затем наиболее многообещающие были бы повторно посещены звездной тенью для извлечения более подробных спектров.

Кроме того, JPL планирует предложить миссию HabEx, которая будет включать планетарный коронограф, а также IFS. Я считаю важным отметить, что на их сайте говорится: ... прямо отображать планетные системы вокруг звезд, подобных Солнцу . Это означает, что они смогут отображать светящиеся точки (PSF), которые можно отличить от звезды-хозяина и соседних планет, а не планетарных дисков.

Конечно, приоритеты меняются, а средства приходят и уходят, так что ничего из этого не высечено на камне.

Интегральный спектрограф WFIRST/PISCES: https://arxiv.org/abs/1707.07779

Предлагаемая миссия HabEx: https://www.jpl.nasa.gov/habex/

Сможет ли 21-метровый космический телескоп обнаружить ближайшие экзопланеты?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v