عرض مصدر طرق اكتشاف الكواكب غير الشمسية

'''طرق اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية ''' هي أساليب غير مباشرة يلجاء إليها علماء الفلك للكشف عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية نظرا لكون [[ضوء|الضوء]] المنبعث من [[كوكب|الكوكب]] خافتا مقارنة بالضوء الصادر عن [[نجمة (توضيح)|النجم]] مما يجعل اكتشاف الكوكب صعباً، خاصةً وأن الضوء المنبعث من النجم يغلب على الضوء المستقبل من الكوكب. ولهذا فقد انحصر عدد [[كوكب غير شمسي|الكواكب المكتشفة خارج المجموعة الشمسية]] والتي رؤيت مباشرة في عدد قليل حتى الآن.
اعتبارا من عام 2016، حققت عدة طرق مختلفة غير مباشرة النجاح في هذا المجال.
== طرق الاكتشاف ==
=== سرعة شعاعية ===
[[ملف:orbit3.gif|تصغير|يسار|200px|دوران نجم وكوكبه حول مركز ثقلهما.)]]
طبقا لقوانين الجاذبية تكون الحركة بالبندولية لنجم مقترن بكوكب يدور في فلكه تكون صغيرة بمقارنتها بفلك الكوكب، هذا بسبب الاختلاف الكبير بين [[كتلة|كتلتيهما]]. وهذه الحركة البندولية الدوارانية التي يؤديها النجم (أنظر الشكل)، تتميز باختلاف في سرعته عندما تكون حركته في اتجاه الأرض أو يكون مبتعدا عنها في مداره. أي أنه يوجد اختلاف في [[سرعة شعاعية|السرعة الشعاعية]] للنجم عند مشاهدته من [[الأرض]].
ويمكن استنباط السرعة الشعاعية من الإزاحة التي تعتري [[طيف (توضيح)|خطوط طيف]] النجم بالمقارنة بالنجوم المجاورة له والتي تظهر في هيئة [[تأثير دوبلر]]. وتعتمد طريقة قياس السرعة الشعاعية على قياس ذلك الاختلاف ومنها يمكن الحكم على وجود كوكب تابع له.
وتكون سرعة النجم حول [[مركز ثقل|مركز الثقل]] أقل كثيرا عن سرعة الكوكب بسبب صغر نصف قطر حركته الدورانية حول مركز الثقل بينهما. ويمكن قياس اختلاف في السرعة يبلغ 1 [[متر في الثانية]] بالأنواع الحدسثة من [[مصياف|المطيافات]] مثل مطياف HARPS ذو 6و3 متر تلسكوب الموجود في [[مرصد لاسيلا]] التابع [[المرصد الأوروبي الجنوبي]] إيسو في [[تشيلي|شيلي]]، أو مطياف HIRES التابع إلى مرصد كيك. وهناك طريقة بسيطة وقليلة الكلفة لقياس السرعة الشعاعية وهي بواسطة '''مطيافية التشتت الخارجي '''externally dispersed interferometry.
<ref>
* {{استشهاد ويب
 |مؤلف=
 |تاريخ=June 2006
 |عنوان=Externally Dispersed Interferometry
 |مسار=http://www.spectralfringe.org/EDI/
 |عمل=SpectralFringe.org
 |ناشر=[[مختبر لورانس ليفرمور الوطني]]/{{Ill-WD2|معمل علوم الفضاء|id=Q2306371}}
 |تاريخ الوصول=2009-12-06
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190403041429/http://www.spectralfringe.org/EDI/ | تاريخ أرشيف = 03 أبريل 2019 }}
* {{استشهاد بكتاب
 |مؤلف=D.J. Erskine, J. Edelstein, D. Harbeck and J. Lloyd
 |سنة=2005
 |الفصل=Externally Dispersed Interferometry for Planetary Studies
 |مسار الفصل=https://e-reports-ext.llnl.gov/pdf/322047.pdf
 |محرر=Daniel R. Coulter
 |عنوان=[[Proceedings of SPIE]]: Techniques and Instrumentation for Detection of Exoplanets II
 |المجلد=5905 |صفحات=249–260
}}</ref>
وتعتبر تلك الطريقة هي أسخى الطرق التي يستخدمها الباحثون عن الكوانب، وهي تعرف في نفس الوقت بمطيافية دوبلر.
كما تستخدم تلك الطريقة بالمشاركة مع [[عبور كوكب|طريقة عبور الكوكب]] للتأكد من القياسات، وحينما تقترن تلك الطريقتين فيمكن معرفة [[كتلة]] الكوكب المكتشف الحقيقية.
=== طريقة عبور كوكب ===
[[ملف:Planetary transit ar.svg|تصغير|300px|يسار|عبور كوكب عبر قرص النجم التابع له. ويبين المنحنى أسفله تغير شدة الضوء المسجلة مع زمن العبور ([[منحنى ضوئي]]).]]
[[ملف:kepler 6b.png|تصغير|300px|يسار|المنحنى الضوئي لعبور الكوكب كبلر 6 ب.<ref>[https://archive.stsci.edu/prepds/kepler_hlsp/ Kepler's photometry] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160704202305/https://archive.stsci.edu/prepds/kepler_hlsp/ |date=04 يوليو 2016}}</ref>.]]
يمكن بواسطة قياس [[منحنى ضوئي|المنحنى الضوئي]] لهذا النظام تعيين قطر [[كوكب|الكوكب]]. إذا عبر كوكب عبر صفحة النجم الذي يتبعه فإن الضوء الصادر من النجم يضعف قليلا (فهي ظاهرة خسوف). ويعتمد مقدار ذلك الانخفاض في إضاءة النجم على حجم الكوكب بالنسبة إلى حجم النجم.
وعلى سبيل المثال ففي حالة HD 209458 ينخفض إضاءة النجم بمقدار 7و1 % . وتلك الطريقة لها ميزتين:
1) أن عبور الكوكب عبر نجمه يمكن رؤية حدوثها إذا كان مدار الكوكب في نفس اتجاه المشاهد. ويعتمد احتمال وجود مدار الكوكب في نفس اتجاه الرؤية على نسبة قطر الكوكب إلى قطر النجم. وتوجد نحو 10 % من الكواكب ذات المدار الصغير على هذا النحو، وتقل النسبة للكواكب ذات مدارات أكبر. وبالنسبة إلى كوكب يلف حول نجم في حجم الشمس وعلى بعد 1 وحدة فلكية (150 مليون كيلومتر) تكون احتمال وجود مدار الكوكب في نفس اتجاه الأرض نحو 47%. ولكن عن طريق مسح مناطق واسعة في السماء بها آلاف النجوم في وقت واحد فإن طريقة اكتشاف الكواكب بطريقة العبور تعتبر أكثر نجاحا من طريقة السرعة الشعاعية.
,<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | مؤلف=Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, et al. |
عنوان=The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633 | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | سنة=2005 | المجلد=360 | العدد=2 | صفحات=703 – 717 | مسار= https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.360..703H?high=44bf31ad8525219&db_key=AST&data_type=HTML&format= |
doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x
|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20191210011901/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005MNRAS.360..703H&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=44bf31ad8525219|تاريخ أرشيف=2019-12-10}}</ref>
مع انها لا تستطيع تحديد أي من النجوم له كوكب.
2) تعاني الطريقة من معدل للخطأ عالي. ولهذا يحتاج طريقة العبور إلى تأييد من طريقة أخرى، مثل طريقة قياس السرعة الشعاعية.
.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة | مؤلف=O'Donovan ''et al.'' |
عنوان=Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829 | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2006 | المجلد=644 | العدد=2 | صفحات=1237–1245 | مسار= http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/644/2/1237/64043.html |
doi=10.1086/503740 | الأخير2=Charbonneau | الأول2=David | الأخير3=Torres | الأول3=Guillermo | الأخير4=Mandushev | الأول4=Georgi | الأخير5=Dunham | الأول5=Edward W. | الأخير6=Latham | الأول6=David W. | الأخير7=Alonso | الأول7=Roi | الأخير8=Brown | الأول8=Timothy M. | الأخير9=Esquerdo | الأول9=Gilbert A. |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20191210011908/http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/644/2/1237/64043.html|تاريخ أرشيف=2019-12-10}}</ref>
ومن أهم مزايا طريقة العبور قدرتها على تعيين حجم الكوكب عن طريق قياس منحنى الإضاءة. وعند اقترانها بطريقة السرعة الشعاعية (وهي التي تعين كتلة الكوكب) فيمكننا حساب [[كثافة]] الكوكب، وبذلك معرفة بعض خصائص بنايته الطبيعية. وتعتبر التسعة كواكب التي درست بهاتين الطريقتين هم أحسن الكواكب والمدروسة وأدق مواصفات عرفت حتى الآن عن كواكب خارج [[المجموعة الشمسية]].
<ref name="charbonneautransitreview">{{استشهاد بمنشورات مؤتمر | الأول=D. | الأخير=Charbonneau | المؤلفون=T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin | عنوان=When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars | عنوان الكتاب=Protostars and Planets V | ناشر=University of Arizona Press | سنة=2006 | مسار= http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0603376|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20190722141403/http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0603376|تاريخ أرشيف=2019-07-22}}</ref>
كما تسمح طريقة عبور الكوكب أمام نجمه بمعرفة أشياء عن جوه. فعندما يعبر الكوكب قرص النجم يتخلل بعض ضوء النجم جو الكوكب. وبدراسة الأطياف جيدة التباين (الوضوح) يمكن اكتشاف [[عنصر كيميائي|عناصر]] موجودة في جو ا[[كوكب|لكوكب]]. ويمكن التعرف على الكثير من جو الكوكب عن طريق قياس [[استقطاب (فيزياء)|استقطاب ضوء]] النجم المار خلاله أو المنعكس على جوه. وقد اكتشف [[كيبلر (مسبار فضائي)|تلسكوب كيبلر]] أكثر من 3800 [[كوكب]] بهذه الطريقة.
=== زمن [[نجم نابض|النباض]] ===
[[ملف:Artist's_concept_of_PSR_B1257+12_system.jpg|تصغير|يمين|220px|لوحة فنان لنظام كواكب النباض PSR 1257+12.]]
[[نجم نابض|النباض]] هو [[نجم نيوتروني]]، وهو نجم صغير جدا شديد الكثافة جدا مكون من النيوترونات فقط، وهو عبارة عن أشلاء نجم عادي بعد انفجاره على هيئة [[مستعر أعظم]]. تلك النجوم النباضة تدور بسرعة فائقة حول محورها وتطلق شعاع [[موجة راديو|موجات راديوية]] متجهة، فعندما نستقبل إشارات مثل هذا النجم الأرض نجد أن إشاراته [[موجة كهرومغناطيسية|موجاته الكهرومغناطيسية]] تأتي وتختفي على فترات زمنيه دورية، مثلها كمثل الفنار الذي يرشد السفن في البحر. ونظرا لأن دورة استقبال الموجات من النباض تكون مضبوطة جدا فإن تغيرها يمكن من دراسة حركة النباض.
ومثل أي نجم آخر فإن النباض يدور أيضا في فلك صغير إذا كان له كوكب تابع. وتمكّن حسابات قياسات تغيرات زمن النبضات من تعيين قياسات فلكه.
<ref name="EXP3">{{cite paper | author = Townsend, Rich | title = The Search for Extrasolar Planets (Lecture) | publisher = Department of Physics & Astronomy, Astrophysics Group, University College, London | date = 27 January 2003 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ | accessdate = 2006-09-10 }} {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050915080856/http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ |date=15 سبتمبر 2005 }} {{استشهاد ويب |مسار=http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=19 سبتمبر 2010 |تاريخ أرشيف=15 سبتمبر 2005 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20050915080856/http://www.star.ucl.ac.uk/~rhdt/diploma/lecture_2/ |حالة المسار=dead }}</ref>
ولم تبتكر تلك الطريقة أساسا بغرض اكتشاف الكواكب خارج [[المجموعة الشمسية]]، ولكنها حساسة جدا بحيث تستطيع اكتشاف كواكب صغير قد تبلغ [[كتلة|كتلتها]] عشر كتلة [[الأرض]]. كما في استطاعتها اكتشاف تغير الجاذبية بين موجموعة من الكواكب وإعطاء معلومات عن أفلاك الكواكب في ذلك النظام.
ويعتبر أهم ضعف لطريقة النباض لاكتشاف كواكب خارج المجموعة الشمسية هو ندرة وجود هذا النوع من النجوم، كما أن وجود حياة على أحد كواكب النجوم النباضة غير ممكن بسبب الطاقة الإشعاعية الهائلة التي يشعها النباض بحيث تقضي على أي نوع من الحياة على الكوكب.
=== التصوير المباشر ===
التصوير المباشر هو أحد الطرق الرئيسية ل[[اكتشاف الكواكب الخارجية|اكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية]]، ويعتمد على التصوير المباشر للكواكب الأجرامية المحيطة بالنجوم الأخرى. يتضمن استخدام [[مقراب|التلسكوبات]] الضوئية وتقنيات التصوير في [[الأشعة تحت الحمراء]]. يمكن استخدام تقنيات التصوير المباشر لتحديد الخصائص الفيزيائية للكواكب كالحرارة والتركيب الكيميائي والكثافة السطحية. يعد التصوير المباشر تحديًا بالنسبة للعلماء ويتطلب حساسية عالية للغاية، وغالبًا ما تكون الكواكب الأجرامية المحيطة بالنجوم الأخرى ضعيفة الإشعاع.
== طريقة العدسية الصغرية الجذبية ==
{{مفصلة| عدسية صغرية جذبية}}
هذه الطريقة مبنية على ظاهرة انحناء الضوء عند مروره بالقرب من جرم سماوي (كوكب)، فيحدث زيادة ونقصان في درجة لمعان ضوء نجم خلفي نراه. من هذا التغير في المنحنى الضوئي للنجم يمكن الحصول على معلومات عن الكوكب المتسبب في هذا التغيير (انظر المقال التفصيلي).
== انظر أيضاً ==
* [[كوكب WASP-39b]]
* [[قائمة الكواكب غير الشمسية المكتشفة باستخدام مسبار كيبلر|كواكب كيبلر]]
* [[مشاهدات عدسية صغرية في فيزياء الفلك]]
* [[OGLE-2005-BLG-390Lb|كوكب OGLE-2005-BLG-390Lb]]
* [[HD 69830 b|اتش دي 69830 بي]]
* [[PSR B1257+12|نباض 1257+12]]
* [[كوكب غير شمسي|كوكب خارج المجموعة الشمسية]]
* [[الانفجار العظيم|نشأة الكون]]
* [[السنة الدولية لعلم الفلك]]
* [[المجموعة الشمسية]]
* [[مقراب|تلسكوب]]
* [[جليزا 422b|كوكب جليسي 422 ب]]
* [[HD 131399 Ab]]
== المراجع ==
{{مراجع}}
{{علم الكواكب خارج النظام الشمسي}}
{{مشاريع البحث عن كواكب خارج النظام الشمسي}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|علم الكواكب خارج المجموعة الشمسية|علوم|نجوم}}
[[تصنيف:تقانة علمية]]
[[تصنيف:علم الكواكب غير الشمسية]]