केपलर अंतरिक्ष दूरबीन अनिर्धारित ग्रह
जवाबों:
ये सही है। तारों के चारों ओर कक्षीय समतल के झुकाव को पूरी आकाशगंगा में यादृच्छिक माना जाता है, इस प्रकार पारगमन विधि द्वारा हम जिन ग्रहों का पता लगा सकते हैं वे ग्रहों का एक छोटा सा अंश है जो हमें अपने तारकीय पड़ोस में उम्मीद करनी चाहिए।
पारगमन विधि केवल ग्रहों की पहचान के लिए अनुमति देती है जब पृथ्वी से प्रणाली तक दृष्टि की रेखा निहित होती है, या की रेखा ग्रह के कक्षीय तल में समाहित लगभग निहित । इसका मतलब यह है कि प्रत्येक तारे पर कक्षीय झुकाव की केवल एक छोटी सी सीमा का पता लगाने के लिए अच्छा है।
मैंने लगभग क्यों कहा? क्योंकि झुकाव की कुछ सीमा होती है जो अभी भी एक संक्रमण पैदा करेगी। यह सीमा तय नहीं है, और यह ग्रह की दूरी पर अपने मेजबान स्टार पर निर्भर करता है। जैसा कि आप इस चित्र में देख सकते हैं:
ग्रह A तारे के करीब है और इस तरह एक व्यापक छाया बनाता है। यदि कोई पर्यवेक्षक उस छाया वाले क्षेत्र में स्थित है तो यह ग्रह ए का पता लगा सकता है। इसके बजाय ग्रह बी ग्रह से दूर है और इस प्रकार इसकी छाया संकरी है। यह ध्यान रखना दिलचस्प है, कि भले ही दोनों ग्रह यहाँ ठीक उसी कक्षीय समतल को साझा करते हों, जहाँ से आप केवल ए का पता लगाते हैं और कभी भी ग्रह बी का पता नहीं लगाते (हरे तीर देखें)। यही कारण है कि हमारे पास अपने तारे के करीब ग्रहों की परिक्रमा करने के लिए एक पूर्वाग्रह है।
यह प्रभाव वास्तव में काफी मजबूत है: हमारे सौर मंडल को एक विदेशी दृष्टिकोण से विचार करें। यदि आप आकाश में एक बेतरतीब तारे में स्थित थे, तो आप पृथ्वी पारगमन की संभावना क्या हैं? खैर, यह पता चला है कि बुध पारगमन का पता लगाने के लिए यह अधिक संभावित है, भले ही बुध सूर्य के समीप होने के कारण सबसे छोटा ग्रह हो। हाल के एक पेपर में आकाश के क्षेत्रों का यह चित्र दिखाया गया है जहाँ कुछ विदेशी निवासी हमारे प्रत्येक ग्रह के लिए एक स्थानान्तरण करेंगे:
जैसा कि आप देख सकते हैं कि बुध की व्यापक पट्टी है। यह भी ध्यान रखना दिलचस्प है कि कक्षाओं के आकार में इन अंतरों के कारण (चलो अर्ध-प्रमुख अक्ष का उपयोग करें, , एक संदर्भ के रूप में) और कक्षीय झुकाव में छोटे अंतर के कारण पूरे आकाश में कोई जगह नहीं है जहां से एक पारगमन विधि द्वारा एलियन हमारे चार से अधिक ग्रहों का एक साथ पता लगा सकता है। ब्रह्मांड में कोई स्थान नहीं जहां सभी सौर मंडल के ग्रह पता लगाने योग्य होंगे।
पहचान पद्धति भी सितारा, के सापेक्ष आकार पर निर्भर करता है , और ग्रह : एक बड़ा सितारा एक बड़ा डिस्क है (पृथ्वी से देखने पर) आसानी से किया जा सकता है कि photobombed एक ग्रह से और एक बड़ा ग्रह अधिक फ़ोटोबॉम्ब कर सकते हैं आसानी से अगर यह बड़ा है।
यह संबंध कई अवलोकन संबंधी पूर्वाग्रह लगाता है। हम ऐसे एक्सोप्लैनेट देख सकते हैं जो बड़े हैं और उनके तारे के करीब हैं, लेकिन हम ऐसे ग्रहों को नहीं देख सकते जो छोटे और दूर हैं। यही कारण है कि पहले पता लगाए गए एक्सोप्लैनेट तथाकथित गर्म ज्यूपिटर हैं : विशाल ग्रह बुध की तुलना में अपने सितारों के बहुत करीब हैं, जो कि सूर्य से है। यह आरेख आकार और कक्षीय दूरी पर प्लॉट किए गए सभी एक्सोप्लैनेट डिटेक्ट को दर्शाता है:
जैसा कि आप देख सकते हैं, छोटे ग्रह केवल तभी पता लगाने योग्य होते हैं यदि उनके सितारों के आसपास बहुत छोटी कक्षाएँ हों। हमें अभी तक एक ग्रह को पृथ्वी के आकार (काफी छोटा) और 365 दिन की कक्षीय अवधि (1 एयू दूरी) के साथ पारगमन विधि का उपयोग करना है। यह सोचने का कोई कारण नहीं है कि यह ग्रहों की समग्र आबादी का प्रतिनिधि है। भूखंड का काला क्षेत्र शायद डॉट्स से भरा है, लेकिन हमारे उपकरण अभी तक उस क्षेत्र को स्काउट नहीं कर सकते हैं।
सच्चाई यह है कि यह संख्या बहुत कम है, क्योंकि केप्लर में कई और पूर्वाग्रह हैं। उदाहरण के लिए, केप्लर ने केवल तीन पारगमन का पता चलने के बाद ग्रहों की पुष्टि की। चूँकि केप्लर मिशन चार साल और चार महीने तक चला था, इसलिए हम कह सकते हैं कि सबसे अच्छी स्थिति में केप्लर एक ग्रह की परिक्रमा अवधि का पता लगाने में सक्षम था, जब तक कि दो साल और दो महीने नहीं होंगे, लेकिन उसके बाद से यह मामला भी नहीं है एक संक्रमण होने के लिए सिर्फ मिशन की शुरुआत में, आधे रास्ते में, और उसके ठीक अंत में पता लगाया जाना चाहिए था, और यह संयोग नहीं हुआ। इस प्रकार केपलर के पास दो वर्षों से अधिक समय तक किसी भी ग्रह की खोज करने का कोई मौका नहीं था (पृथ्वी के लिए पर्याप्त, लेकिन उदाहरण के लिए हमारे बृहस्पति के लिए पर्याप्त नहीं), भले ही कक्षीय झुकाव पारगमन के लिए पूरी तरह से मेल खाता हो। तो आप केप्लर टेलीस्कोप द्वारा वास्तव में चित्रित किए गए लोगों की तुलना में अधिक संभावित पारगमन की उम्मीद कर सकते हैं।
वास्तव में, अपने सितारों के करीब के ग्रहों के लिए, यह अनुमान लगाया गया है कि एक पारगमन की संभावना तक पारगमन की अनुमति देती है
इस तरह के तर्क का विस्तार किया गया है। हमें उनका पता लगाने के लिए बहुत सी कठिनाइयाँ हैं, लेकिन अगर आप गणितीय रूप से उस मॉडल को और उस संगत उपकरण को जानते हैं जो कि ज्ञात उपकरणों से जुड़ा हुआ है और आप यादृच्छिक विन्यास ग्रहण करते हैं, तो आप देख सकते हैं कि प्रत्येक खोज संभव ग्रहों की मात्रा के लिए सांख्यिकीय महत्व देती है जो वास्तव में है। । अब बहुत सारे ऐसे प्रतिबंध हैं जो हम अंततः सांख्यिकीय विश्वास के साथ स्थापित कर सकते हैं कि हमारी आकाशगंगा में तारों की तुलना में अधिक ग्रह हैं (भले ही हमने पूरी आबादी के एक असीम अंश की जांच की हो), भले ही यह कुछ ऐसा हो, जिसकी हम उम्मीद कर सकते हैं केप्लर को धन्यवाद देने के लिए अब मजबूत सबूत। इसका मतलब है कि मिल्की वे में सिर्फ एक ट्रिलियन या उससे अधिक पौधे हो सकते हैं। अब हम भी पृथ्वी जैसे ग्रहों की घटना पर कुछ सांख्यिकीय बाधाओं को स्थापित करने में सक्षम हैं (केप्लर के लिए उनके सूर्य जैसे तारे के रहने योग्य क्षेत्र में परिक्रमा)। इन विशिष्टताओं के साथ हमारी आकाशगंगा में लगभग 11 बिलियन ग्रह हैं ।
टी एल; डॉ
हमारे द्वारा खोजे जा रहे ग्रह के आकार और कक्षीय अवधि के आधार पर 10 और 100 गुना अधिक के बीच पारगमन विधि से हम कई और ग्रहों का पता लगा सकते हैं।
हाँ।
एक साधारण समीकरण द्वारा कब्जा नहीं किया जा सकता है कि विस्तार के अंतिम बिट सीमित ताल या टिप्पणियों के कर्तव्य चक्र की वजह से पारगमन पर कब्जा करने की संभावना है।
यहां तक कि केपलर जैसे मिशन के लिए एक सीमा आती है जब पारगमन की अवधि केवल एक या दो अवलोकन बिंदुओं को कवर कर सकती है, और एक पारगमन को समझना मुश्किल हो जाता है। निश्चित रूप से यदि मिशन अवधि में केवल एक पारगमन शामिल है ताकि ग्रह की प्रकृति की पुष्टि न की जा सके।
अंत में, आपको टिप्पणियों के शोर अनुपात के संकेत को ध्यान में रखना होगा। मूर्छित तारों के चारों ओर छोटे-छोटे ग्रह पारगमन संकेत उत्पन्न करते हैं जिनका पता लगाना कठिन होता है।
इन मुद्दों को केवल अवलोकन डेटा के सिमुलेशन द्वारा निपटाया जा सकता है (और कर सकते हैं)।