Atualmente não é possível obter os detalhes de um planeta à distância, como um ano-luz ou mais. Além disso, os projetos mencionados abaixo não visam obter boas imagens da superfície, mas apenas detectar exoplanetas e fazer medições básicas. A razão é que obter imagens detalhadas da superfície está além da capacidade e pesquisa da tecnologia atual.
O Hubble, o telescópio espacial, tem um desempenho melhor do que qualquer equivalente no solo, devido à ausência de perturbações atmosféricas. Um interferômetro no espaço também se beneficiaria com esse ambiente sem ar. Isso levou a vários conceitos:
Fonte: Agence Science-Presse.
- Darwin cancelada em 2007
- Missão de interferometria espacial ( SIM), cancelada em 2010.
- Terrestrial Planet Finder ( TPF), cancelado em 2011.
- Hypertelescope de Labeyrie, não financiado.
O artigo de Darwin na Wikipedia resume a dificuldade tecnológica :
Para produzir uma imagem, os telescópios teriam que operar em formação com distâncias entre os telescópios controlados dentro de alguns micrômetros, e a distância entre os telescópios e o receptor controlada dentro de cerca de um nanômetro. Vários estudos mais detalhados teriam sido necessários para determinar se a tecnologia capaz de tal precisão é realmente viável.
Objetos com um tamanho aparente pequeno são melhor observados usando interferometria astronômica, mas a tecnologia atual permite obtenha apenas uma imagem aproximada de alguns objetos grandes e ultrabrilhantes.
- Exemplo de objeto resolvido: ε Aurigae, uma estrela supergigante com um estranho disco escuro orbitando. Instrumento: interferômetro MIRC na matriz CHARA ( Mount Wilson):
(fonte: NSF)
Planeta semelhante à Terra a uma distância de um ano-luz tem um tamanho aparente semelhante a ε Aurigae, mas a fraqueza dos exoplanetas atualmente impede ver detalhes em sua superfície: Aumentar a exposição permite superar as condições de pouca luz, mas embaça o imagem devido ao movimento aparente.
A alternativa de enviar sondas e tirar fotos também não é possível no momento, as Voyager 1 e 2, lançadas em 1977 estão apenas na fronteira de nosso próprio sistema solar, 10.000 th de a distância para viajar até o exoplaneta mais próximo.
A maioria dos milhares de exoplanetas já descobertos foram detectados usando métodos indiretos, como a queda de brilho da estrela central durante o trânsito do planeta em órbita. A pergunta se refere a um caso excepcional, uma observação direta de um planeta massivo no espectro infravermelho.
Existem dois elementos determinantes ao observar um objeto:
- O tamanho aparente do objeto ou tamanho angular .
- O brilho aparente do objeto
Tamanho aparente
Nesta imagem, os três objetos têm o mesmo tamanho angular , e será visto de forma semelhante:
De acordo com esta fórmula:
θ = 2 • arctan (½ • d / D )
o tamanho angular de um planeta com o diâmetro d da Terra, a uma distância D de 1 ano, é 0,3 miliarcsegundo (mas)
Para ver este planeta como um pixel, o pior nível de detalhe possível, o telescópio precisa resolver 0,3 mas.
Resolução angular usando um único telescópio
De acordo com o limite de Rayleigh, o tamanho angular θ que um telescópio com um espelho de diâmetro d pode resolver no comprimento de onda λ é:
θ ° = 70 * (λ / d)
Para resolver 0,3 mas no meio do espectro visível, o espelho do telescópio deve ter um diâmetro de 500 m.
O resultado seria assim:
-
Fonte. O ponto azul claro nesta imagem é na verdade a Terra vista da Voyager 1, "apenas" 5 horas-luz de distância, com um gerador de imagens associado a um espelho de 18 cm de diâmetro. Mas o resultado seria o mesmo com um telescópio de 500 m localizado a uma distância de 1 ano
Se o telescópio tivesse um diâmetro de 2 km, então o número de pixels do planeta ainda seria ser apenas 4x4. Isso significa que os cientistas estão longe de ser capazes de construir um telescópio para mostrar os detalhes de um planeta em alguns anos-luz. Além disso, esta distância de um ano-luz é puramente para discussão, uma vez que a estrela mais próxima já está distante de 4,2 al.
Resolução angular usando abertura de síntese e interferometria
Se dois instrumentos de 1 m de diâmetro forem afastados em 10 m, e suas imagens forem combinadas de forma que possam interferir, a resolução resultante será a de um instrumento de 10 m. A distância entre os instrumentos é chamada de linha de base . Quanto ao poder de resolução, o sistema se comporta como um único instrumento do tamanho da linha de base.
O primeiro interferômetro foi usado para fins astronômicos em 1920.
As interferências são criadas pela diferença de fase entre as imagens, e a precisão necessária para o valor da linha de base é uma fração de um comprimento de onda. Linhas de base longas são mais fáceis de construir para radiotelescópios do que para telescópios ópticos. A interferometria óptica não foi realmente eficaz desde recentemente.
Compare o tamanho de VLA (radiotelescópio) e VLTI (telescópio óptico):
Em um, a melhor resolução em astronomia óptica é obtida com o interferômetro MIRC no array CHARA em Observatório Mount Wilson.
Veja a imagem de ε Aurigae na seção de respostas curtas , e mais sobre interferometria astronômica.
Interferometria no espaço
O Hubble, o telescópio espacial, tem um desempenho melhor do que qualquer equivalente terrestre, devido à ausência de perturbações atmosféricas. Um interferômetro no espaço também se beneficiaria com esse ambiente sem ar. A ESA estudou o projeto Darwin na perspectiva da pesquisa de exoplanetas:
Fonte: Agence Science-Presse.
Mas o projeto foi interrompido em 2007. Da Wikipedia.
Para produzir uma imagem, os telescópios teriam que operar em formação com distâncias entre os telescópios controlada dentro de alguns micrômetros e a distância entre os telescópios e o receptor controlada dentro de cerca de um nanômetro. Vários estudos mais detalhados teriam sido necessários para determinar se a tecnologia capaz de tal precisão é realmente viável.
Projetos semelhantes:
Brilho aparente
Um planeta não cria luz, ele apenas reflete a luz de seu sol, em algum grau.
A quantidade de luz refletida pelo planeta é proporcional à luminosidade de seu sol, seu albedo (refletividade) e seu raio.
Fonte
Conforme visível nas imagens acima, a inclinação da órbita e a fase também determinam a quantidade de luz refletida.
Na verdade, o brilho de um exoplaneta está a apenas milésimos de seu sol, e bem abaixo do nível de sensibilidade dos melhores sensores. Apenas tempos de exposição muito longos podem detectar o fraco feixe de luz após o acúmulo, mas os detalhes são borrados devido ao movimento relativo do planeta.
Apenas as estrelas mais brilhantes enviam fótons suficientes para ter alguns detalhes visíveis. Detalhes de um exoplaneta com o mesmo tamanho angular não podem ser vistos.
Embora o poder de resolução seja aprimorado por técnicas de interferometria, esse aprimoramento não se aplica à quantidade de fótons coletados. A abertura real dos telescópios individuais é a única que determina a quantidade de luz coletada.
A dificuldade para imagens diretas de exoplanetas também inclui o alto contraste entre a estrela e o planeta. Para melhorar a detecção, alguns telescópios usam um coronógrafo que esconde a estrela para o imageador.