هناك حرفيا سكستليون من النجوم تتخلل جميع أنحاء الكون. تحتوي مجرتنا وحدها على ما لا يقل عن 400 مليار منها ، ومع ذلك ، بالنسبة لجزء كبير من تاريخنا ، لم نكن متأكدين مما إذا كانت مجرتنا وحدها ، أو ما إذا كان نظامنا الشمسي نفسه متميزًا أم فريدًا. لقد تغير كل ذلك الآن ، ويرجع الفضل في ذلك إلى "عيوننا في السماء" ، مثل هابل وتلسكوب كبلر الفضائي .
تساعدنا هذه التلسكوبات على رؤية الأشياء التي لا تميزها العين البشرية باستخدام مرشحات حساسة لانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية ، الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية.
بالإضافة إلى الصعوبات التي ظهرت في محاولة اكتشاف مصادر الضوء الخافت ، فإن النجوم الأم للكواكب تفرض تحديًا آخر. غالبًا ما يتسبب سطوعها الهائل في توهج الكوكب. لهذه الأسباب ، تم اكتشاف ومراقبة أقل من 5٪ من الكواكب التي تقع خارج المجموعة الشمسية مباشرةً ، ومعظم تلك الكواكب عمالقة غاز أو جليد. إذاً كيف نكتشف مثل هذه الكواكب عندما يكون الضوء الذي ينبعث منها باهت مقارنة بالنجم الأم؟
بالإضافة إلى الصعوبات التي ظهرت في محاولة اكتشاف مصادر الضوء الخافت ، فإن النجوم الأم للكواكب تفرض تحديًا آخر. غالبًا ما يتسبب سطوعها الهائل في توهج الكوكب. لهذه الأسباب ، تم اكتشاف ومراقبة أقل من 5٪ من الكواكب التي تقع خارج المجموعة الشمسية مباشرةً ، ومعظم تلك الكواكب عمالقة غاز أو جليد. إذاً كيف نكتشف مثل هذه الكواكب عندما يكون الضوء الذي ينبعث منها باهت مقارنة بالنجم الأم؟
ما تحتاج إلى معرفته حول العثور على عوالم غريبة:
في الأيام الخوالي ، قمنا بقياس موضع النجم في السماء ولاحظنا كيف سيتغير وضعه بمرور الوقت. عادةً ما يتم ذلك بشكل مرئي باستخدام سجلات مكتوبة بخط اليد ، ولكن ، لحسن الحظ ، تسمح لنا التكنولوجيا الحديثة باتخاذ مسار أسهل وأكثر فاعلية ، مما أدى فيما بعد إلى استخدام طرق غير مباشرة مختلفة لاكتشاف الكواكب. ربما الأكثر تبجيلا هو طريقة السرعة الشعاعية ( أو كما يسمى ايضا : تحليل دوبلر الطيفي ). كما يحدث مع الشمس والكواكب في نظامنا الشمسي، فنجوم أخرى مع كواكبها تتحرك في مدارات صغيرة خاصة بهم إستجابة لجاذبية الكوكب/كواكب .
 |
| طريقة السرعة الشعاعية (الائتمان: مرصد لاس كومبريس) ( المصدر ) |
يؤدي ذلك إلى اختلافات في السرعة التي يتحرك بها النجم نحو الأرض أو بعيدًا عنها. يمكن استنتاج السرعة الشعاعية من الإزاحة في الخطوط الطيفية للنجم الأصل بسبب تأثير دوبلر ، وهو التغير في تردد الموجة لمراقب يتحرك بالنسبة لمصدر الموجة.
وبشكل أكثر تحديدًا ، تقيس طريقة السرعة الشعاعية هذه الاختلافات من أجل تأكيد وجود أي كوكب أو كواكب . المشكلة هي أن الطريقة تعتمد على المسافة ، لذلك نحن ننظر عموما في أماكن قريبة. لا تبعد أكثر من 160 سنة ضوئية عن الأرض.
هناك نوع آخر من العقبات ... يمكن العثور بسهولة على كواكب ضخمة قريبة من النجوم ، ولكن كلما كانت مدارات كواكب خارج المجموعة الشمسية أبعد عن نجمها الأم ، كلما كان من الصعب العثور عليها. كما أن الكواكب ذات المدارات التي تميل بشدة إلى خط البصر من الأرض تنتج تذبذبات أصغر ، وبالتالي يصعب اكتشافها .
بالنسبة للنجوم الأكثر بُعدًا ، نعتمد بشكل عام على طريقة العبور. من خلاله ، يراقب الفلكيون كوكبًا يمر أمام نجمه الأم بالنسبة لنا. إذا كان هناك كوكب ، فسوف يعيق القليل من ضوء النجم. إذا لم يكن الأمر كذلك ، فإن لمعان النجم يبقى دون تغيير. يعتمد مدى التعتيم على حجم النجم وأي كوكب يدور حوله. هذه التقنية أبعد ما تكون عن المثالية ، لأنها لا تعطينا أي معلومات حقيقية حول كتلة الكوكب . ومع ذلك ، فإنه يلقي الضوء على أشياء مثل نصف القطر والتركيب الكيميائي.
لا يمكن رؤية العبور الحقيقي إلا في ظل ظروف معينة: أي عندما تكون المحاذاة بين مدار الكوكب و المراقب . بالإضافة إلى ذلك ، نادراً ما تتحول الكواكب الأرضية ( الكواكب الصخرية ) الصغيرة إلى كوكب المشتري الحار فقط الذي يدور حول نجمه الأصلي. السبب هو جزء بسيط جدا: نظرًا لأنها أصغر بكثير من عوالم كوكب المشتري ، فإن الضوء الذي تعيقه قليل جداً مما يجعل اكتشاف العبور أكثر صعوبة.
ومع ذلك ، هناك مزايا. يبدو أن هذه الطريقة تعمل بشكل أفضل عند مسح العديد من النجوم في وقت واحد. يمكن لمسوحات العبور أن تجد بفعالية الكواكب التي تقع خارج المجموعة الشمسية بمعدل يتجاوز طريقة السرعة الشعاعية عدة مرات ؛ اكتشف كيبلر وحده أكثر من 2000 مرشح حتى الآن.
كيف نعرف من ماذا تتكون الكواكب :
على مر السنين ، قمنا بضبط تقنياتنا بدقة ، واخترعنا العديد من التقنيات الجديدة وحققنا الكثير من التقدم في إيجاد عوالم غريبة. الآن ، يمكننا حتى تحديد مبدئيا من ماذا تتكون بعض الكواكب الخارجية .
من أجل القيام بذلك ، نحصل على ما يعرف باسم طيف انتقال الكواكب ، والذي يتم الحصول عليه باستخدام الضوء الذي يتدفق عبر الغلاف الجوي للكوكب. بسبب التباين في الحجم ، من المستحيل فعليًا التمييز بين الكوكب والنجم ، لذلك نسجل طيف النجم قبل وأثناء العبور ( - إذا لم يكن للكوكب غلاف جوي ، فسيحظر نفس كمية الضوء في جميع الأطوال الموجية- ). إذا حدث ذلك ، فإن الغازات الموجودة في الغلاف الجوي تمتص ضوءًا إضافيًا. ثم يتم تقسيم الرقمين وتحصل على طيف إنتقال الغلاف الجوي للكوكب.
مرة أخرى ، هذا ليس بالأمر السهل نظرًا لأن الضوء الذي يحجبه الكوكب هو مجرد نسبة مئوية من إجمالي إنتاج النجم. ومع ذلك ، فمن الممكن. عندما يتفاعل الضوء مع الذرات والجزيئات في جو الكواكب الخارجية ، فإنه يمتص بعض أطوال الموجات على الطيف ، وتدل تلك الأطوال الموجية على بعض العناصر الموجودة .
طويل جداً؛ لم أقرأه ( TL;DR)
بشكل أساسي: باستخدام التحليل الطيفي على ضوء النجوم الذي يتدفق عبر الغلاف الجوي لكوكب غريب ، يمكننا أن نتعلم تكوين الكوكب على أساس أطوال موجات الضوء الموجودة. كل عنصر له بنية ذرية معينة ، مما يؤدي إلى امتصاص / عكس أطوال موجية مختلفة.
هل لديك نصيحة ، تصحيح أو تعليق؟ اسمح لنا أن نعرف على dex.science@yandex.com