Pergi ke kandungan

Planet luar suria

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
2 Januari 2013: Ahli astronomi menyatakan bahawa galaksi Bima Sakti mungkin terdapat sebanyak 400 bilion planet luar suria, dengan hampir setiap bintang mempunyai satu planet.[1]

Planet luar suria atau planet suria tambahan - (Inggeris extrasolar planet / exoplanet), merupakan planet yang mengorbit bintang selain dari Matahari, dan dengan itu tidak terletak dalam Sistem Suria. Sehingga 8 September 2017, terdapat 3,667 planet luar suria telah dikenalpasti[2] (di dalam 2,747 sistem planet, termasuk 616 sistem planet berbilang).

Eksoplanet merupakan ahli sistem planet dan dengan itu tergolong dalam sistem najam. Terdapat juga laporan mengenai objek berjisim planet terapung bebas (iaitu, yang tidak beredar mengelilingi sebarang bintang). Oleh kerana objek sedemikian tidak tergolong dalam takrifan semula planet 2006 menurut Kesatuan Astronomi Antarabangsa, dan tiada yang diketahui dengan pasti, ia tidak akan dibincangkan dalam rencana ini [3].

2M1207 (biru) dan planetnya 2M1207b, sebagaimana dilihat melalui susunan Very Large Telescope. Sehingga September 2006 ini merupakan satu-satunya planet luar suria yang diambil gambar secara langsung. Warnanya dipertingkatkan.

Selama beberapa abad, planet ekstrasuria merupakan sebuah tajuk spekulasi. Ahli kaji bintang secara umumnya mempercayai ia wujud, tetapi yang menjadi misteri adalah berapakah jumlah yang ada dan sejauh mana ia menyerupai planet dalam Sistem Suria. Pengesahan pertama mengenai kewujudan akhirnya berlaku pada 1990-an. Semenjak 2002, lebih daripada dua puluh buah telah dijumpai setiap tahun. Kini, dianggarkan sekurang-kurangnya 10% bintang menyerupai matahari mempunyai planet, dan pecahan yang sebenarnya mungkin lebih tinggi [4]. Penemuan planet-planet ini menimbulkan persoalan kebarangkalian wujudnya hidupan luar angkasa [5].

Sejarah pengesanan

[sunting | sunting sumber]

Dakwaan mengenai pengesanan eksoplanet telah wujud semenjak beberapa dekad dahulu. Sesetengah dakwaan terawal membabitkan bintang dedua 70 Ophiuchi. Pada tahun 1855 Kapten. W. S. Jacob, bertugas di Balai Cerap Madras Syarikat Hindia Timur (East India Company) melaporkan orbit luar biasa yang menjadikannya "berkemungkinan tinggi" bahawa terdapat "jasad planet" dalam sistem ini. Pada tahun 1890-an, Thomas J. J. See dari Universiti Chicago dan Balai Cerap Tentera Laut Amerika Syarikat (United States Naval Observatory) mendakwa bahawa orbit luar biasa membuktikan kewujudan badan gelap dalam sistem 70 Ophiuchi, dengan tempoh 36 tahun mengelilingi salah satu bintang. Tetapi tidak lama kemudian, Forest Ray Moulton menerbitkan kertas kerja membuktikan bahawa sistem tiga bintang dengan tatarajah (parameter) sedemikian amat tidak stabil. Dalam tempoh 1950-an dan 1960-an, Peter van de Kamp dari Kolej Swarthmore membuat beberapa siri dakwaan yang terkenal, kali ini bagi planet mengorbit Bintang Barnard. Ahli kaji bintang kini secara amnya menganggap kesemua pengesanan awal sebagai kesilapan.

Sistem Suria berbanding sistem 55 Cancri

Jumpaan yang pertama diterbitkan dan disahkan dilakukan pada tahun 1988 oleh ahli kaji bintang Kanada Bruce Campbell, G.A.H Walker dan S. Yang [6]. Pencerapan halaju-jejarian (radial-velocity) mencadangkan bahawa planet mengorbit bintang Gamma Cephei (juga dikenali sebagai Alrai). Mereka masih berhati-hati mengenai dakwaan mengesan planet sebenarnya, dan rasa curiga yang berleluasa kekal di kalangan masyarakat ahli kaji bintang selama beberapa tahun mengenainya dan pencerapan seumpamanya. Ini terutamanya disebabkan keupayaan peralatan balai cerap pada masa itu. Satu lagi punca kekeliruan adalah sesetengah planet mungkin merupakan kerdil perang, objek dengan jisim di antara planet dan bintang.

Pada tahun berikutnya, pencerapan tambahan diterbitkan yang menyokong kewujudan planet beredar mengelilingi Gamma Cephei [7]. Tetapi kerja selanjutnya pada tahun 1992 menimbulkan keraguan seterusnya [8]. Akhirnya, pada tahun 2003, peningkatan teknik membolehkan kewujudan planet itu disahkan [9].

Sistem solar kita ditindan di belakang orbit planet HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli ab, dan Mu Arae b (semua bintang ibu terletak di tengah)

Pada tahun 1991, Andrew Lyne, M. Bailes dan S.L. Shemar mendakwa telah menjumpai planet pulsar yang mengorbit PSR 1829-10 dengan menggunakan variasi masa pulsar [10]. Dakwaan ini mendapat perhatian ramai, tetapi Lyne dan pasukannya menariknya kembali [11]. Pada tahun 1993, ahli kaji bintang Poland, Aleksander Wolszczan (bersama Dale Frail) mengumumkan jumpaan planet mengeliling pulsar lain, PSR 1257+12 [12]. Penemuan ini disahkan dengan cepat, dan ia dianggap pengesanan sahih pertama eksoplanet. Planet pulsar dipercayai terbentuk hasil baki luar biasa supernova yang menghasilkan pulsar tersebut, dalam pembentukan planet kali kedua, ataupun baki teras berbatu gergasi gas yang tinggal selepas supernova dan kemudiannya berpilin ke dalam orbit mereka sekarang.

Pada 6 Oktober 1995, Michel Mayor dan Didier Queloz dari Universiti Geneva mengumumkan pengesanan sahih pertama eksoplanet beredar bintang jujukan utama biasa (51 Pegasi) [13]. Penemuan ini merupakan langkah ke dalam era moden penjelajahan eksoplanet. Kemajuan teknologi, terutamanya dalam spektroskopi dengan resolusi tinggi, mendorong kepada pengesanan banyak eksoplanet baru pada kadar pantas. Kemajuan ini membolehkan ahli kaji bintang untuk mengesan eksoplanet secara tidak langsung dengan mengukur pengaruh graviti pada pergerakan bintang utama mereka. Beberapa planet luar suria akhirnya turut dikesan melalui pemantauan variasi kekuatan cahaya bintang yang kelihatan apabila planet melintasi di hadapannya.

Sehingga 2 Oktober 2006, 208 planet luar suria telah ditemui [2], termasuk beberapa pengesahan mengenai dakwaan semenjak akhir 1980-an. Kebanyakan jumpaan ini dilakukan oleh pasukan yang diketuai oleh Geoffrey Marcy di Universiti California Lick dan balai cerap Keck. Sistem yang pertama yang dikesan sebagai memiliki lebih dari satu planet adalah Upsilon Andromedae. Dua puluh sistem planet pelbagai kini diketahui. Antara eksoplanet yang diketahui adalah empat planet pulsar beredar mengelilingi dua pulsar berlainan. Pencerapan inframerah cakera habuk circumstellar turut mencadangkan kewujudan berjuta komet dalam beberapa sistem luar suria.

Kaedah pengesanan semasa

[sunting | sunting sumber]

Sebarang planet merupakan sumber cahaya yang lemah berbanding bintang pusatnya. Tambahan kepada kerumitan mengesan sumber cahaya yang selemah itu, cahaya daripada bintang utamanya menyebabkan silau yang mengaburi cahaya dari planet. Dengan itu ahli kaji bintang biasanya terpaksa menggunakan kaedah tidak langsung bagi mengesan eksoplanet.

Pada masa kini, enam kaedah tidak secara langsung, yang membuahkan hasil.

Astrometri

[sunting | sunting sumber]

Astrometri merupakan kaedah tertua bagi pencarian planet solar tambahan. Ia adalah mengukur kedudukan bintang di langit dengan jitu dan memantau bagaimana kedudukan tersebut berubah menurut waktu yang berlalu. Sekiranya bintang tersebut mempunyai planet, kesan graviti planet tersebut akan menyebabkan bintang tersebut bergerak dalam edaran bulatan kecil atau elliptical. Secara berkesan, bintang dan planet setiap satu beredar mengelilingi jisim pusat yang sama (pusatbary (barycenter)), sebagaimana dijelaskan oleh penyelesaian kepada masalah dua-jasad. Oleh sebab bintang adalah lebih besar, orbitnya adalah lebih kecil.[14]

Dalam rajah ini, sebuah planet (biru) mengorbit bintang (kuning). Bintang itu sendiri bergerak dalam orbit kecil. Pusat jisim bintang ditunjukkan dengan tanda campur bewarna merah.

Semasa tahun lima puluhan dan enam puluhan, dakwaan di buat bagi jumpaan planet sekitar sepuluh bintang dengan menggunakan kaedah ini. Pakar kaji bintang kini secara umumnya menganggap dakwaan tersebut sebagai tersilap. Malangnya, perubahan dalam kedudukan bintang agam amat kecil sehinggakan teleskop darat terbaik sekalipun gagal menghasilkan ukuran yang cukup jitu. Bagaimanapun, pada tahun 2002, teleskop Angkasa Hubble telah berjaya menggunakan astrometri untuk mencirikan planet yang telah dijumpai beredar bintang Gliese 876.[15] Pemantauan berasas-angkasa masa depan seperti Space Interferometry Mission NASA mungkin berjaya membongkar sejumlah besar planet baru melalui astrometri, tetapi buat masa kini ia kekal sebagai bidang kecil dalam kaedah mengesan planet.

Satu potensi kelebihan astrometrik adalah ia merupakan kaedah paling sensitif bagi planet dengan orbit yang besar. Ini menjadikannya gabungan kepada kaedah lain yang paling sensitif dengan planet dengan orbit yang kecil. Bagaimanapun, tempoh pemantauan amat lama memerlukan masa selama bertahun, dan kemungkinan berabad.

Pecutan jejari

[sunting | sunting sumber]

Sebagaimana kaedah astrometrik, kaedah pecutan jejari jejarian menggunakan fakta bahawa bintang dengan planet akan bergerak dalam orbit kecilnya sendiri sebagai tindak balas kepada graviti planet. Matlamatnya adalah bagi mengukur variasi dalam kepantasan yang mana bintang tersebut bergerak kearah atau menjauhi bumi. Dalam kata yang lain, perbezaan adalah pecutan jejari bintang berbanding bumi. Pecutan jejarian boleh disimpulkan melalui sesaran garis spektrum bintang pusat akibat kesan Doppler.

Pecutan bintang beredar pusatbary adalah lebih kecil berbanding pecutan planet kerana jejari orbitnya mengelilingi pusat jisim adalah amat kecil. Perbezaan pecutan sekecil 1 m/saat boleh dikesan dengan menggunakan spektrometer moden, seperti spektrometer HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) di ESO 3.6 teleskop meter di Balai cerap La Silla, Chile, atau spektrometer HIRES di teleskop Keck.

Kaedah ini merupakan teknik yang paling banyak membuahkan hasil yang digunakan oleh pemburu planet. Ia juga dikenali sebagai "kaedah Doppler" atau "kaedah teroleng". Kaedah ini adalah bebas jarak, tetapi memerlukan nisbah isyarat berbanding hingar yang tinggi bagi mencapai ketepatan yang tinggi, dan ia secara umumnya digunakan hanya bagi bintang berhampiran sekitar 160 tahun cahaya dari Bumi. Ia adalah lebih mudah melihat planet besar yang hampir dengan bintang, tetapi mengesannya beredar pada jarak yang jauh memerlukan pengawasan bertahun lamanya. Planet dengan orbit bersudut tepat dengan garis pandangan dari Bumi menghasilkan olengan lebih kecil, dan dengan itu lebih sukar dikesan. Satu kelemahan utama kaedah pecutan jejari adalah jisim minima planet yang diukur hanya boleh dianggar. Biasanya jisim sebenar adalah dalam lengkungan 20% nilai minima ini, tetapi sekiranya orbit planet hampir bersudut tepat dengan garis pandangan, jisim sebenar planet adalah jauh lebih tinggi

Kaedah pecutan-jejari boleh digunakan bagi mengesahkan jumpaan yang dilakukan dengan menggunakan kaedah perantaraan. Apabila kedua kaedah digunakan secara bergabung, anggaran boleh dibuat mengenai jisim sebenar planet.

Tempoh Pulsar

[sunting | sunting sumber]
Gambaran artis sistem planet pulsar PSR 1257+12

Pulsar adalah bintang neutron: baki bintang yang kecil, amat padat yang telah meletus sebagai supernova. Pulsar menghasilkan gelombang radio secara berkala tepat ketika ia berputar. Disebabkan putaran intrinsik pulsar amat tetap, kelainan kecil pada tempoh denyutan radio yang di pantau boleh digunakan bagi menjejak pergerakan pulsar. Sebagaimana bintang biasa, pulsar akan bergerak dalam orbit kecilnya sendiri sekiranya ia mempunyai planet. Pengiraan berasaskan pemantauan tempoh-pulse dengan itu boleh membongkar tatarajah orbit tersebut. [16]

Kaedah ini pada asalnya tidak direka bagi mengesan planet. Tetapi ia amat sensitif sehinggakan ia mampu mengesan planet lebih kecil berbanding dari apa yang boleh dikesan melalui kaedah lain, sehingga satu per sepuluh jisim Bumi. Ia juga mampu mengesan olahan graviti bersama antara sesesama ahli dalam sistem planet, dengan itu menyingkap lebih banyak maklumat mengenai planet tersebut dan tatarajah orbitnya.

Kelemahan kaedah tempoh pulsar adalah pulsar agak jarang, oleh itu tidak mungkin jumlah besar planet dapat dijumpai menggunakan kaedah ini. Selain itu, kehidupan seperti yang kita ketahui tidak dapat hidup di planet yang beredar mengelilingi pulsar kerana sinaran bertenaga tinggi di sana amat kuat.

Pada tahun 1992, Aleksander Wolszczan menggunakan kaedah ini untuk menjumpai planet beredar pulsar PSR 1257+12. Jumpaan Wolszczan disahkan dengan cepat. Ini merupakan pengesahan pertama planet di luar sistem suria kita. [12]

Kaedah transit

[sunting | sunting sumber]
Kaedah perantaraan mengesan planet luar suria. Graf di bawah gambar menunjukkan aras cahaya dalam jangka waktu yang diterima oleh Bumi.

Sementara kaedah di atas memberikan maklumat mengenai jisim planet, kaedah ini turut mampu menentukan jejari planet. Sekiranya planet merentasi (transit) di hadapan cakera bintang pusatnya, cahaya bintang yang dapat dilihat malap sedikit. Jumlah cahaya bintang menjadi malap bergantung kepada saiznya dan saiz planet tersebut. Sebagai contoh, dalam kes HD 209458, bintang tersebut malap pada kadar 1.7%.

Kaedah ini mempunyai dua kelemahan. Pertama sekali, perantaraan planet hanya boleh dilihat bagi sejumlah peratusan kecil planet yang orbitnya kebetulan sejajar dengan titik pemerhatian ahli kaji bintang. Keadaan sejajar sedemikian amat jarang bagi planet dengan orbit yang besar.

Keduanya, kaedah ini mengalami pengesanan palsu pada kadar besar. Sekurang-kurangnya masakini, kaedah pengesanan perantaraan memerlukan pengesahan dengan menggunakan kaedah lain. [17]

Kelebihan utama kaedah perantaraan adalah apabila digabungkan dengan kaedah pecutan jejari, kepadatan sesebuah planet boleh ditentukan, dan dengan itu dapat mempelajari struktur fizikal planet tersebut.

Sembilan planet yang telah dikaji dengan menggunakan kedua kaedah adalah yang paling banyak diketahui di antara kesemua planet luaran yang diketahui.[18]

Kaedah perantaraan juga membolehkan kajian atmosfere planet perantaraan. Apabila planet melintasi bintang, cahaya daripada bintang melintasi melalui atas atmosphera planet. Dengan mengkaji spektrum stellar dengan cermat, unsur yang wujud pada atmosphera plenet boleh dikesan. Tambahan lagi, gerhana kedua (apabila planet dilindungi oleh bintangnya) ini membenarkan ukuran lansung radiasi planet tersebut. Sekiranya kekuatan fotometri bintang semasa gerhana ditolak dari kekuatan sebelum atau selepas, hanya isyarat dari planet yang tinggal. Dengan itu, ia adalah boleh bagi mengukur suhu planet dan malah untuk mengesan kemungkinan isyarat pembentukan awan di planet tersebut. Pada March 2005, dua kumpulan pakar sains melaksanakan ukuran menggunakan teknik ini dengan Teleskop Angkasa Spitzer (Spitzer Space Telescope).

Dua pasukan itu, dari Pusat Harvard-Smithsonian bagi Astrofizik, diketuai oleh David Charbonneau, dan Pusat Penerbangan Angkasa Goddard (Goddard Space Flight Center), diketuai oleh L. D. Deming, mengkaji planet TrES-1 dan HD 209458b setiap satu. Ukurun menunjukkan suhu planet: 1,060 K (790°C) bagi TrES-1 dan sekitar 1,130 K (860 °C) bagi HD 209458b. [19][20]

Mikro kanta Graviti

[sunting | sunting sumber]
Mikro kanta Graviti

Mikro kanta Graviti berlaku apabila medan graviti bintang bertindak sebagai kanta, menumpukan cahaya daripada bintang yang jauh di latar belakang. Kesan ini berlaku, hanya apabila dua bintang hampir sejajar.

Peristiwa mengkanta amat singkat, hanya selama beberapa minggu atau hari, kerana dua bintang dan bumi kesemuanya bergerak berbanding setiap satunya. Lebih dari seribu kejadian sebegini telah dipantau semenjak sepuluh tahun lalu. Sekiranya bintang latar belakang mempunyai planet, medan magnet planet itu sendiri mampu menyumbangkan kepada kesan kanta.

Oleh kerana kaedah ini memerlukan sejajar yang jarang berlaku, sejumlah besar bintang perlu dipantar secara berterusan agar dapat mengesan sumbangan planet mikro kanta pada kadar yang baik. Kaedah ini paling berguna bagi planet antara bumi dan pusat galaksi, kerana pusat galaksi mempunyai sejumlah besar bintang latar belakang.

Pada tahun 1991, pakar kaji bintang Polish, Bohdan Paczyński dari Universiti Princeton merupakan yang pertama mencadangkan menggunakan mikro kanta graviti bagi mencari planet luar. Kejayaan dengan kaedah ini bermula semenjak 2002, apabila sekumpulan pakar kaji bintang Polish, (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak, and Micha? Szyma?ski dari Warsaw, dan Bohdan Paczy?ski) semasa projek OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) memajukan teknik yang boleh diguna pakai. Dalam tempoh satu bulan mereka menjumpai beberapa planet yang mungkin, sungguhpun kekangan dalam pencerapan menghalang pengesahan yang jelas. Semenjak itu, empat planet suria tambahan telah dikesan melalui mikro kanta.

Sehingga 2006, ini merupakan satu-satunya kaedah bagi mengesan planet menyerupai jisim Bumi beredar bintang biasa.[21]

Kekurangan jelas kaedah ini adalah kanta tidak boleh diulang kerana peluang sejajar mungkin tidak akan berulang lagi. Juga, planet yang dikesan kebiasaannya berada beberapa sejauh kiloparsek, dengan itu pemantauan dengan kaedah lain biasanya tidak mungkin. Bagaimanapun, sekiranya bintang latar dipantau dengan cukup jitu, kaedah ini sepatutnya akan menyingkap berapa biasa planet seperti Bumi terdapat dalam galaksi.

Pemantauan biasanya dilakukan dengan menggunakan jaringan teleskop robot. Selain NASA/ OGLE yang ditaja oleh Yayasan Sains Kebangsaan - (National Science Foundation), kumpulan Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) diketahui sedang cuba menyempurnakan kaedah ini.

Projek PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet lebih bercita-cita besar. Ia membenarkan liputan berterusan hampir dua puluh empat jam oleh jaringan teleskop sedunia, memberikan peluang bagi mengesan sumbangan kanta mikro dari planet dengan jisim serendah Bumi. Strategi ini telah berjaya bagi mengesan planet berjisim rendah pada orbit besar, dinamakan OGLE-2005-BLG-390Lb.[21]

Cakera Keliling Najam

[sunting | sunting sumber]
Konsep artis mengenai dua planet kerdil bersaiz Pluto dalam pertembungan disekeliling Vega.

Cakera habuk angkasa mengelilingi kebanyakan bintang. Habuk ini dapat dikesan kerana ia menyerap cahaya bintang biasa dan memancarkan kembali sebagai sinaran infra. Sungguhpun partikel habuk mempunyai jisim keseluruhan amat kurang berbanding Bumi, ia mempunyai luas permukaan yang cukup besar sehinggakan ia lebih berkilauan berbanding bintang pusat dalam jarak gelombang infra. [22]

Teleskop Angkasa Hubble berupaya memantau cakera habuk dengan peralatan NICMOSnya (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Imej yang lebih baik kini telah di ambil oleh peralatan seumpamanya, Teleskop Angkasa Spitzer, yang mampu melihat lebih jauh kedalam jarak gelombang infra berbanding Hubble. Cakera habuk kini telah dijumpai di sekitar lebih dari 15% bintang seperti matahari. [23]

Habuk ini dipercayai dihasilkan oleh perlanggaran antara komek dan asteroid. Tekanan radiasi dari bintang akan menolak partikle habuk jauh keangkasa interstellar dalam tempoh jangka masa yang singkat. Dengan itu, pengesanan habuk menunjukkan tambahan baru oleh perlanggran baru, dan memberikan bukti tidak langsung mengenai perlanggaran baru, dan memberikan bukti tidak langsung yang kukuh mengenai kehadiran badan kecil seperti komet dan asteroid yang mengelilingi bintang utama.[23]

Sebagai contoh, cakera habuk sekeliling bintang tau Ceti menunjukkan bahawa bintang tersebut mempunyai populasi objek yang seumpama dengan Gelang Kuiper Sistem Suria kita, tetapi sekurang-kurangnya sepuluh kali lebih tebal.[22]

Lebih menarik, ciri-ciri dalam cakera habuk mencadangkan kehadiran planet bersaiz penuh. Sesetengah cakera mempunyai rongga tengah, bererti ia sebenarnya berbentuk cecincin.

Ruang ditengah berkemungkinan disebabkan oleh planet "membersihkan" habuk dalam laluan orbitnya. Cakera habuk lain mengandungi gumpalan yang mungkin disebabkan oleh pengaruh graviti planet. Kesemua ciri-ciri ini wujud dalam cakera habuk sekitar epsilon Eridani, mencadangkan kewujudan planet dengan jejari orbit sekitar 40 AU (tambahan kepada planet dalaman yang dikesan melalui kaedah pecutan-jejari).[24]

Pengimejan langsung

[sunting | sunting sumber]
Fail:GQLupi b.jpg
Imej 2005 mengenai GQ Lupi dan kemungkinannya planet temannya, GQ Lupi b.

Seperti yang disebutkan sebelum ini, planet merupakan sumber cahaya yang sangat samar berbanding dengan bintang dan cahaya mereka yang sedikit cenderung untuk hilang dalam silauan daripada bintang utama mereka. Secara umum, ia adalah mustahil untuk mengesan cahaya planet secara langsung.

Bagaimanapun, dalam beberapa kes yang luar biasa, teleskop masa kini mungkin berkebolehan untuk mengambil imej planet secara langsung. Khususnya, ini terjadi apa bila planet adalah amat besar (lebih besar daripada Musytari), dan berpisah jauh daripada bintang induknya, dan muda (agar ia adalah panas dan mengeluarkan sinaran inframerah yang kuat).

Pada Julai 2004, sekumpulan ahli kaji bintang menggunakan jujuran Very Large Telescope Balai cerap Selatan Europe - European Southern Observatory di Chile untuk menghasilkan imej 2M1207b, teman kepada kerdil perang 2M1207.[25] Pada Disember 2005, status planet teman telah disahkan.[26] Planet ini dipercayai beberapa kali lebih besar berbanding planet Musytari dan mempunyai jejari orbit melebihi 40 AU.

Tiga planet luaran kini telah diambil gambar secara langsung: GQ Lupi b, AB Pictoris b, dan SCR 1845 b.[27] Sehingga March 2006 tiada yang disahkan sebagai planet; sebaliknya, kesemuanya berkemungkinan sebagai kerdil perang kecil.[28][29]

Kaedah pengesanan masa hadapan

[sunting | sunting sumber]

Beberapa misi angkasa telah dirancang yang akan menggunakan kaedah mengesan planet yang telah terbukti. Ukuran astronomi dibuat dari angkasa boleh lebih sensitif berbanding ukuran yang dibuat dari Bumi, kerana kesan herotan daripada atmosfera Bumi tiada, dan peralatan mampu mengukur gelombang inframerah panjang yang kebiasaanya tidak mampu menembusi atmosfera Bumi. Sesetengah daripada peninjau angkasa ini patut berkemampuan mengesan planet serupa Bumi kita sendiri.

The Terrestrial Planet Finder

Kedua-dua Satelit Corot kepunyaan Agensi Angkasa Europah, dan Balai cerap Angkasa Kepler NASA akan menggunakan kaedah perantaraan. COROT adalah amat sensitif sehingga mampu mengesan planet besar sedikit dari Bumi, sementara Kepler akan berkemampuan bagi mengesan planet lebih kecil berbanding Bumi.

Kepler juga berkeupayaan untuk mengesan cahaya yang dipantulkan dari planet gergasi dalam orbit dekat, sungguhpun ia tidak mampu menukar cahaya tersebut sebagai imej. Jumlah cahaya yang dipantulkan dari planet seumpama itu akan berubah-ubah mengikut masa kerana, sebagaimana Bulan, ia melalui fasa planet dari mengambang penuh kepada bentuk sabit. Variasi ini sungguhpun kecil, merupakan ciri-ciri sebuah planet. Fungsi fasa ini pada planet gergasi boleh dikengkang, yang mendorong kepada had taburan saiz partikel sebenar bagi partikel atmosferanya. Kaedah pembalikan cahaya berkemungkinan menghasilkan lebih banyak jumlah planet yang dijumpai dari keseluruhan planet yang dikesan oleh satelit Kepler.[30]

Misi Interferometri Angkasa - (Space Interferometry Mission) NASA, yang dijadualkan dilancarkan pada 2014, akan menggunakan astrometri. Ia mungkin berkemampuan mengesan planet seperti Bumi sekitar beberapa bintang berdekatan. Prob Darwin kepunyaan Agensi Angkasa Eropah dan probe Penjejak Planet Terrestrial - (Terrestrial Planet Finder) kepunyaan NASA [1] Diarkibkan 2006-10-01 di Wayback Machine akan cuba mengambil gambar planet secara langsung.

Pada 2 Februari, 2006 NASA mengumumkan pengantungan kerja tanpa had bagi Penjejak Planet Terrestria akibat kekurangan budget.[31] Bagaimanapun pada Jun 2006, Jawatankuasa Agihan - (Appropriations Committee) dari U.S. House of Representatives memulihkan sebahagian dana, membenarkan kerja pembangunan bagi projek tersebut berterusan sehingga sekurang-kurangnya 2007.[32] COROT menurut jadual bagi pelancaran 15 November 2006 dan pelancaran Kepler dilewatkan ke November 2008.

Pautan luar

[sunting | sunting sumber]
Projek pegelintaran
Sumber
Berita

Rujukan

[sunting | sunting sumber]
  1. ^ Claven, Whitney (3 January 2013). "Billions and Billions of Planets". NASA. Dicapai pada 3 January 2013.
  2. ^ a b Schneider, Jean (10 September 2011). "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. Dicapai pada 2012-07-13.
  3. ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 28 Februari 2003.. Dicapai pada 9/9/2006.
  4. ^ Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; dll. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement. 158: 24–42. Explicit use of et al. in: |author= (bantuan)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  5. ^ "Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life". JPL Terrestrial Planet Finder website. Diarkibkan daripada yang asal pada 2011-11-17. Dicapai pada 2006-09-21.. Dicapai pada 21/7/2006.
  6. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). "A search for substellar companions to solar-type stars". Astrophysical Journal, Part 1. 331: 902–921.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  7. ^ Lawton, A. T.; Wright, P. (1989). "A planetary system for Gamma Cephei?". British Interplanetary Society, Journal. 42: 335–336.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  8. ^ Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (1992). "Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?". Astrophysical Journal, Part 2 - Letters. 396 (2): L91–L94.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  9. ^ Artie P. Hatzes; William D. Cochran; Michael Endl; Barbara McArthur; Diane B. Paulson; Gordon A. H. Walker; Bruce Campbell; Stephenson Yang (2003). "A Planetary Companion to Gamma Cephei A". The Astrophysical Journal. 599: 1383–1394.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  10. ^ Bailes, M.; Lyne, A.G.; Shemar, S.L. (1991). "A planet orbiting the neutron star PSR1829-10". Nature. 352: 311–313.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  11. ^ Lyne, A.G.; Bailes, M. (1992). "No planet orbiting PS R1829-10". Nature. 355 (6357): 213.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  12. ^ a b Wolszczan, A.; Frail, D. A. (1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. 355: 145–147.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  13. ^ Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). "A Jupiter-mass companion to a solar-type star". Nature. 378: 355–359.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  14. ^ Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-03-08. Dicapai pada 2006-09-10.
  15. ^ G. F. Benedict; B. E. McArthur; T. Forveille; X. Delfosse; E. Nelan; R. P. Butler; W. Spiesman; G. Marcy; B. Goldman; C. Perrier; W. H. Jefferys; M. Mayor (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. 581: L115–L118.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  16. ^ Townsend, Rich (27 January, 2003). "The Search for Extrasolar Planets (Lecture)". Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London. Dicapai pada 2006-09-10. Diarkibkan 2005-09-15 di Wayback Machine
  17. ^ O'Donovan, F.; Charbonneau, D.; Torres, G.; dll. (2006). "Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829". The Astrophysical Journal. 644: 1237–1245. Explicit use of et al. in: |author= (bantuan)CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  18. ^ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V. University of Arizona Press. http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0603376.
  19. ^ Charbonneau, D.; Allen, L.; Megeath, S.; Torres, G.; Alonso, R.; Brown, T.; Gilliland, R.; Latham, D.; Mandushev, G.; O'Donovan, F; Sozzetti, A.; (2005). "Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet". The Astrophysical Journal. 626: 523–529.CS1 maint: extra punctuation (link) CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  20. ^ Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). "Infrared radiation from an extrasolar planet" (PDF). Nature. 434: 740–743. Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 2006-09-27. Dicapai pada 2006-10-11.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  21. ^ a b J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski (2006). "Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing". Nature. 439: 437–440.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  22. ^ a b J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2004). "The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351: L54–L58.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  23. ^ a b Greaves, J.S.; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2003). "Submillimetre Images of the Closest Debris Disks". Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Astronomical Society of the Pacific. m/s. 239 – 244. Ralat petik: Tag <ref> tidak sah, nama "greaveswyatt03" digunakan secara berulang dengan kandungan yang berbeza
  24. ^ J.S. Greaves; W.S. Holland; M.C. Wyatt; W.R.F. Dent; E.I. Robson; I.M. Coulson; T. Jenness; G.H. Moriarty-Schieven; G.R. Davis; H.M. Butner; W.K. Gear; C. Dominik; H. J. Walker (2005). "Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk". The Astrophysical Journal. 619: L187–L190.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  25. ^ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; D. Mouillet; I. Song; J.-L. Beuzit; P. Lowrance (2004). "A giant planet candidate near a young brown dwarf". Astronomy & Astrophysics. 425: L29–L32.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  26. ^ "Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)". ESO website. April 30, 2005. Diarkibkan daripada yang asal pada 2005-04-30. Dicapai pada 2006-09-10.
  27. ^ R. Neuhauser; E. W. Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; A. Bedalov; P.H. Hauschildt (2005). "Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup". Astronomy & Astrophysics. 435: L13–L16.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  28. ^ "Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?". ESO Website. April 7, 2005. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-06-15. Dicapai pada 2006-07-04.
  29. ^ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker (2005). "Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion". Astronomy & Astrophysics. 453: 609–614.CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  30. ^ Jenkins, J.M. (2003-09-20). "Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers". Astrophysical Journal. 1 (595): 429–445. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (bantuan); Check date values in: |year= (bantuan)
  31. ^ "Planetary Society charges administration with blurring its vision for space exploration". Planetary Society website. February 6, 2006. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-06-16. Dicapai pada 2006-07-17.
  32. ^ "House Subcommitte Helps Save Our Science". Planetary Society website. June 14, 2006. Diarkibkan daripada yang asal pada 2006-09-20. Dicapai pada 2006-09-12.
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Planet_luar_suria&oldid=5405085"