Ponieważ jest tam tak wiele planet!
Tak się składa, że jest cała strona internetowa poświęcona obliczaniu tej odpowiedzi .
Tranzyty można wykryć tylko wtedy, gdy orbita planetarna znajduje się w pobliżu linii wzroku (LOS) między obserwatorem a gwiazdą. Wymaga to, aby biegun orbity planety znajdował się w kącie (część 1 rysunku poniżej) mierzonym od środka gwiazdy i prostopadłym do LOS, gdzie jest średnicą gwiazdy (= 0,0093 AU dla Słońca), a to promień orbity planety.d ∗ are∗/ are∗za
Jest to możliwe dla wszystkich kątów względem LOS, tj. W sumie steradianów pozycji biegunowych na sferze niebieskiej (część 2 rysunku).4 π d ∗ / 2 a2 π4 πre∗/ 2a
Zatem geometryczne prawdopodobieństwo zobaczenia tranzytu dla dowolnej przypadkowej orbity planetarnej wynosi po prostu (część 3 figury) ( Borucki i Summers, 1984 , Koch i Borucki, 1996 ).re∗/ 2a
Dla Ziemi i Wenus wynosi to odpowiednio 0,47% i 0,65% (patrz tabela powyżej). Ponieważ tranzyty pasące się nie są łatwe do wykrycia, te o czasie trwania krótszym niż połowa tranzytu centralnego są ignorowane. Ponieważ cięciwa równa połowie średnicy znajduje się w odległości 0,866 promienia od środka koła, użyteczne tranzyty stanowią 86,6% całości. Jeśli inne układy planetarne są podobne do naszego układu słonecznego, ponieważ zawierają również dwie planety wielkości Ziemi na wewnętrznych orbitach, a ponieważ orbity nie są współpłaszczyznowe z dokładnością do , można dodać prawdopodobieństwa. Zatem około gwiazd podobnych do Słońca z planetami powinno pokazywać tranzyty wielkości Ziemi.0,011 × 0,866 = 1 %2d∗/D0.011×0.866 =1%
To cholernie niesamowite! Kepler jest tam od niedawna i ma możliwą listę prawie 2000 planet, które tylko przez kilka lat patrzą na około 150 000 gwiazd! Więc jeśli tylko 1% statystycznie przejdzie, oznaczałoby to, że tylko losowo 1500 systemów miałoby prawidłową orientację ( biorąc pod uwagę dotychczasowe wyniki, ma to sens ). A biorąc pod uwagę, że około 7500 gwiazd zostało wykluczonych z uwagi na to, że są zmienne tego czy innego rodzaju ... Myślę, że byłoby całkiem bezpiecznie powiedzieć, że prawie każda gwiazda na zewnątrz ma przynajmniej jakieś ciało planetarne wokół siebie.
Odpowiedź pochodzi z liczby gwiazd zbadanych każdą metodą. Kepler w pierwszej części swojej misji zbadał 150 000 gwiazd. Po rozszerzonej misji zbadano 503 506 https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler_space_telescope . Kepler wpatrywał się w jedną plamę nieba na raz, mierząc jednocześnie jasność wielu dziesiątków tysięcy gwiazd jednocześnie. Nowa misja satelitarna TESS zbada około 200 000 gwiazd.
Metoda prędkości radialnej musi powtarzać pomiary każdej gwiazdy kandydującej, a następnie przejść do następnej. W przypadku jasnych gwiazd ekspozycja może wynosić 2 minuty, a słabszych - około 10 minut ... Przyrząd HARPS wykorzystuje większość dostępnych nocy w teleskopie klasy 4m. Początkowy katalog kandydatów HARPS to 376 https://phys.org/news/2011-09-exoplanets-harps.htmlstars . To było rozszerzane i zmieniane przez lata. Istnieje kilka innych głównych wyszukiwań prędkości radialnych. Ich listy nakładają się, więc w sumie sprawdzają 5000 gwiazdek.
Te dwie techniki są dość porównywalne, ponieważ obie są najbardziej wrażliwe na bliskość na planetach. Różnica w liczbie znalezionych roślin polega na tym, że w badaniach tranzytowych zbadano więcej niż wystarczającą liczbę gwiazd, aby przezwyciężyć małe prawdopodobieństwo wykrycia planety przelatującej przez nią jako gwiazdy-gospodarza.
Inne techniki znajdowania egzoplanet sprzyjają znajdowaniu różnych rodzajów planet. Na przykład mikrosoczewkowanie ma tendencję do znajdowania planet o dużej masie w odległości Jowisza od swojej gwiazdy. Z milionów gwiazd, które sprawdzają mikrosoczewkowanie, około 3000 (teraz, o wiele mniej we wczesnych wyszukiwaniach) pokazuje mikrosoczewkowanie w ciągu roku, z tych tylko 10 ma sygnatury planet. Modelowanie każdego wydarzenia zajmuje zwykle około roku ... więc znaleziono stosunkowo niewiele planet.
patrz https://exoplanets.nasa.gov/alien-worlds/ways-to-find-a-planet/ szacunki liczby gwiazd są moimi szacunkami.
źródło