Könnte ein 21-Meter-Weltraumteleskop die nächsten Exoplaneten entdecken?

Bis 2017 wurden 22 Exoplaneten direkt abgebildet . Der entfernteste davon ist 1200 ly entfernt.

Dies zeigt 4 von ihnen, die HR 8799 umkreisen, die 128 Ly entfernt ist:

Diese Beobachtungen sind gut genug, um Planetenbahnen zu bestimmen und Spektroskopie durchzuführen .

So können wir große Exoplaneten schon in viel größeren Entfernungen beobachten, wenn sie weit genug entfernt von ihrem Stern umkreisen. Kleinere Planeten, die näher an ihrem Stern sind, sind schwieriger zu sehen.

Im Bild oben befindet sich eine schwarze Scheibe in der Mitte. Dies wird verwendet, um das Licht des Sterns zu blockieren. Es bedeckt den Stern plus einen Radius von etwa 5 AE, sodass alle erdähnlichen Planeten in der bewohnbaren Zone in diesem Bild maskiert sind.

Dies ist notwendig, weil die Optik und das Abbildungssystem eines Teleskops nicht perfekt sind: Das Licht des Sterns wird nicht auf den Durchmesser des Sterns beschränkt, es wird ein wenig gestreut. Dieses ausgebreitete Sternenlicht ist heller als Planeten in engen Umlaufbahnen, sodass diese Planeten im Rauschen verloren gehen.

Eine Möglichkeit, dem entgegenzuwirken, ist ein Okkultator , dh ein physisches Objekt vor dem Teleskop, das das Licht des Sterns blockiert. Die meisten davon sind kleine Scheiben am vorderen Ende des Teleskops.

Die NASA arbeitet an einem Sternenschirm : einer viel größeren Scheibe, die 50.000 km vor einem Weltraumteleskop platziert wird. Dies wäre in der Lage, das Licht des Sterns genauer zu blockieren, sodass das Teleskop Exoplaneten in der bewohnbaren Zone sehen kann (also in Entfernungen von ~ 1 AE für kleinere Sterne). Der Plan war, den Sternenschirm mit WFIRST (einem 2,4-m-Teleskop) zu verwenden, aber jüngste Bedenken hinsichtlich der Kosten könnten dazu führen, dass der Sternenschirm von dieser Mission entfernt wird.

Die Lösung für die direkte Abbildung von Exoplaneten muss also kein größerer Spiegel sein.

Die Auflösung eines Teleskops im Bogenmaß wird (in sehr guter Annäherung erster Ordnung) angegeben durch$\theta_{res}=1.22\frac{\lambda}{D}$wo$\lambda$ist die Wellenlänge und$D$ist der Durchmesser der Teleskopöffnung. Unter Verwendung der von Ihnen angegebenen Zahlen hätte ein 21-Meter-Teleskop bei 200 Nanometern eine Auflösung von 0,002 Bogensekunden. Nun, es gibt viele andere Faktoren, die unsere Auflösung begrenzen, aber Sie können diese, die beugungsbegrenzte Auflösung, als die höchstmögliche Auflösung betrachten, die Sie erreichen können. Alles mit einer kleineren Winkelgröße als dieser ist nicht zu unterscheiden.

Unser nächster Schritt besteht also darin, herauszufinden, welche Winkelgröße ein Exoplanet am Himmel einnehmen wird. Nehmen wir einen Planeten in Jupitergröße, um unsere Chancen zu erhöhen. Das bedeutet einen Planetendurchmesser von$~1.4*10^8$Meter. Die Winkelgröße dieses Objekts (im Bogenmaß) wird angegeben durch$\theta_{size}=\frac{diameter}{distance}$. Wir können diesen Ausdruck tatsächlich gleich unserer Auflösungsgleichung setzen und nach Entfernung auflösen. Dies gibt uns eine Annäherung dafür, wie weit ein Planet entfernt sein kann, bevor wir ihn nicht auflösen können. Auflösen für$distance$Erträge:

Unter Verwendung unserer Zahlen ergibt dies wiederum eine Entfernung von$1.2*10^{16}$Meter oder 1,3 Lichtjahre.

Letztendlich lautet die Antwort also nein. Eine 21-Meter-Primäröffnung wird nicht ausreichen, um einen Exoplaneten aufzulösen. Mal sehen, wie groß unser Spiegel sein müsste, indem wir unsere Gleichung umstellen:

Nun, das alles setzt voraus, dass wir uns um andere Dinge keine Sorgen machen müssen, wie zum Beispiel Blendung durch den Stern, die ihre eigenen Probleme mit sich bringt. Aber wir können das umgehen, indem wir Dinge wie optische Interferometrie machen , die es uns ermöglicht, die effektive Größe unseres Teleskops zu erhöhen, ohne größere Spiegel bauen zu müssen.

Ja. Das VLT der ESO verwendete die Wobble-Methode , um Proxima Centauri b zu entdecken , einen Planeten mit einem geschätzten Radius von 0,8–1,5 R⊕ und einer großen Halbachse, die auf 0,0485 (+0,0041,–0,0051) AE geschätzt wird, in einer Entfernung von 4,224 ly.

Das Hubble-Teleskop kann die Sonne des Proxima-Centauri-Systems sehen.

Das bodengestützte VLT besteht aus vier einzelnen Teleskopen mit jeweils einem Primärspiegel von 8,2 m Durchmesser, sie können eine Winkelauflösung von etwa 0,001 Bogensekunden erreichen. Im Einzelteleskop-Betrieb beträgt die Winkelauflösung etwa 0,05 Bogensekunden.

Bodengestützte Bedingungen im besten Fall ergeben einen Seeing-Scheibendurchmesser von ~0,4 Bogensekunden und werden an hochgelegenen Observatorien auf kleinen Inseln wie Mauna Kea oder La Palma gefunden.

An den besten Hochgebirgsobservatorien bringt der Wind stabile Luft herein, die zuvor nicht mit dem Boden in Berührung gekommen ist, und sorgt manchmal für ein Seeing von bis zu 0,4 Zoll.

Unter schlechten Bedingungen kann ein bodengestütztes Teleskop über 10 Meter mit schlechtem Seeing die Auflösung auf etwa die gleiche begrenzen wie ein weltraumgestütztes 10-20-cm-Teleskop.

Bodengestützte Teleskope müssen durch die Atmosphäre blicken, die in vielen Infrarotbereichen undurchsichtig ist (siehe Abbildung der atmosphärischen Transmission). Selbst dort, wo die Atmosphäre transparent ist, existieren viele der chemischen Zielverbindungen wie Wasser, Kohlendioxid und Methan auch in der Erdatmosphäre, was die Analyse erheblich erschwert.

Vorhandene Weltraumteleskope wie Hubble können diese Bänder nicht untersuchen, da ihre Spiegel nicht kühl genug sind (der Hubble-Spiegel wird auf etwa 15 Grad C gehalten) und daher das Teleskop selbst stark in den IR-Bändern strahlt.

Das JWST-Teleskop hat eine erwartete Masse von etwa der Hälfte der des Hubble-Weltraumteleskops, aber sein Primärspiegel (ein goldbeschichteter Berylliumreflektor mit einem Durchmesser von 6,5 Metern) wird eine etwa fünfmal so große Sammelfläche haben (25 m² oder 270 Quadratfuß vs. 4,5 m^2 oder 48 Quadratfuß).

Der JWST ist auf die Nahinfrarot-Astronomie ausgerichtet, kann aber je nach Instrument auch orangefarbenes und rotes sichtbares Licht sowie den mittleren Infrarotbereich sehen.

Der Hauptspiegel von JWST ist ein goldbeschichteter Berylliumreflektor mit einem Durchmesser von 6,5 Metern und einer Sammelfläche von 25 m^2.

Aus der JWST-FAQ :

• Bei welchen Wellenlängen wird Webb beobachten?

  Webb arbeitet von 0,6 bis 28 Mikrometer und reicht von sichtbarem goldfarbenem Licht bis zum unsichtbaren mittleren Infrarot. Das kurzwellige Ende wird durch die Goldbeschichtung des Hauptspiegels festgelegt. Die langwellige Grenze wird durch die Empfindlichkeit der Detektoren im Mittelinfrarot-Instrument festgelegt.

• Wie schwach kann Webb sehen?

  Webb wurde entwickelt, um die ersten Sterne und Galaxien zu entdecken und zu untersuchen, die sich im frühen Universum gebildet haben. Um diese schwachen Objekte zu sehen, muss es in der Lage sein, Dinge zu erkennen, die zehn Milliarden Mal so schwach sind wie die schwächsten Sterne, die ohne Teleskop sichtbar sind. Dies ist 10- bis 100-mal schwächer als Hubble sehen kann.

• Was sind die wichtigsten wissenschaftlichen Ziele von Webb?

  Webb hat vier missionswissenschaftliche Ziele:

  • Suchen Sie nach den ersten Galaxien oder leuchtenden Objekten, die nach dem Urknall entstanden sind.
  • Bestimmen Sie, wie sich Galaxien von ihrer Entstehung bis heute entwickelt haben.
  • Beobachten Sie die Entstehung von Sternen von den ersten Stadien bis zur Entstehung von Planetensystemen.
  • Messen Sie die physikalischen und chemischen Eigenschaften von Planetensystemen und untersuchen Sie das Potenzial für Leben in diesen Systemen.

• Wie weit wird Webb schauen?

  Eines der Hauptziele von Webb ist es, einige der allerersten Sternentstehungen im Universum zu entdecken. Es wird angenommen, dass dies irgendwo zwischen Rotverschiebung 15 und 30 geschieht (Rotverschiebung wird in Frage 45 erklärt). Bei diesen Rotverschiebungen hatte das Universum nur ein oder zwei Prozent seines aktuellen Alters. Das Universum ist jetzt 13,7 Milliarden Jahre alt, und diese Rotverschiebungen entsprechen 100 bis 250 Millionen Jahren nach dem Urknall. Das Licht der ersten Galaxien ist etwa 13,5 Milliarden Jahre lang über eine Entfernung von 13,5 Milliarden Lichtjahren gereist.

• Wird Webb Planeten um andere Sterne sehen?

  Das Webb wird in der Lage sein, das Vorhandensein von Planetensystemen um nahegelegene Sterne anhand ihres Infrarotlichts (Wärme) zu erkennen. Es wird in der Lage sein, das reflektierte Licht großer Planeten – so groß wie Jupiter – direkt zu sehen, die nahe Sterne umkreisen. Es wird auch möglich sein, sehr junge Planeten in der Entstehung zu sehen, während sie noch heiß sind. Webb wird über koronagrafische Fähigkeiten verfügen, die das Licht des Muttersterns der Planeten blockieren.

  Dies ist erforderlich, da der Mutterstern millionenfach heller sein wird als die Planeten, die ihn umkreisen. Webb wird nicht die Auflösung haben, Details auf den Planeten zu sehen; es wird nur einen schwachen Lichtfleck neben dem hellen Mutterstern erkennen können.

  Webb wird auch Planeten untersuchen, die ihren Mutterstern passieren. Wenn der Planet zwischen den Stern und Webb geht, nimmt die Gesamthelligkeit leicht ab. Der Betrag, um den die Helligkeit abfällt, sagt uns die Größe des Planeten. Webb kann sogar Sternenlicht sehen, das durch die Atmosphäre des Planeten dringt, seine Bestandteile messen und bestimmen, ob der Planet flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche hat. Wenn der Planet hinter dem Stern vorbeizieht, nimmt die Gesamthelligkeit ab und wir können wieder mehr Eigenschaften des Planeten bestimmen.

Superkurzversion: Sie bringen ein etwas größeres Teleskop auf den Markt, als Sie verlangt haben, das praktisch bis zum bekannten Rand des Universums reichen wird ("detektieren", keine Nahaufnahmen liefern).

Gegenwärtig ist geplant, einen planetaren Koronographen auf WFIRST basierend auf dem PISCES-Integralfeldspektrographen (IFS) zu integrieren. Das Instrument verwendet einen lokalen Okkultierer anstelle eines Sternenschirms. Der Koronograph löst die Planetenscheibe nicht auf, kann aber ein vom Wirtsstern getrenntes Punktbild (PSF) sehen. Dadurch kann der IFS ein Spektrum extrahieren. Die „rauchende Waffe“ für einen bewohnbaren Planeten ist eine Kombination aus Wasserdampf, Sauerstoff und Methan. [Methan kann in Gegenwart von freiem Sauerstoff nicht über geologische Zeiträume hinweg bestehen, also muss es eine konstante Quelle (Leben?) geben].

Die aus dem Koronagraphen auf WFIRST gewonnenen Erkenntnisse werden verwendet, um das Design eines überarbeiteten planetaren Koronagraphen auf LUVOIR oder wie auch immer der spätere Name des Nachfolgers von Hubble heißen wird, zu optimieren. Eine Sternenblende ist nicht nur teuer (wie Hobbs betonte), sondern es dauert auch lange, sie neu auszurichten. In einer idealen Welt und mit ausreichenden Mitteln würde der örtliche Okkultist verwendet, um ein Spektrum vielversprechender Planeten erster Ordnung zu erhalten, und dann würden die vielversprechendsten mit einem Sternenschirm erneut besucht, um detailliertere Spektren zu extrahieren.

Darüber hinaus plant das JPL, die HabEx-Mission vorzuschlagen, die einen planetaren Koronographen beinhalten würde, einschließlich eines IFS. Ich glaube, es ist wichtig, darauf hinzuweisen, dass auf ihrer Website Folgendes steht: ... Planetensysteme um sonnenähnliche Sterne direkt abbilden . Das bedeutet, dass sie leuchtende Punkte (PSFs) abbilden können, die vom Wirtsstern und benachbarten Planeten unterscheidbar sind – nicht von Planetenscheiben.

Natürlich ändern sich Prioritäten und Gelder kommen und gehen, also ist nichts davon in Stein gemeißelt.

WFIRST/PISCES Integraler Spektrograph: https://arxiv.org/abs/1707.07779

Vorgeschlagene HabEx-Mission: https://www.jpl.nasa.gov/habex/