De säger att det finns mer än ett sätt att flå en interstellär katt, och inom astronomi finns det mer än ett sätt att hitta främmande exoplaneter som kretsar kring en avlägsen stjärna. Med den senaste nedläggningen av NASA:s produktiva Kepler-uppdrag och dess oväntade upptäckter, det är dags att se mot framtiden, och mot alternativ.

Dansa med stjärnan

Rymdfarkosten Kepler, och dess efterträdare TESS, förlitar sig på att hitta exoplaneter genom lycklig slumpmässig inriktning. Om en främmande planets omloppsbana bara råkar skära vår syn på dess moderstjärna, då kommer planeten då och då att korsa vår synlinje, orsakar en liten men mätbar förmörkelse – en tydlig dopp i stjärnans ljusstyrka som avslöjar planetens närvaro.

Uppenbarligen kommer de flesta solsystem inte att ha sådana lyckliga inriktningar, så dessa uppdrag spenderar mycket tid på att stirra fruktlöst på massor av stjärnor. Vad mer, dessa transiteringsmetoder avslöjar en partisk demografi av universum. För att bättre öka chanserna för en lycklig anpassning, det är bäst om exoplaneten är nära sin stjärna; om planeten är långt borta, då måste den ha riktigt tur för att dess bana ska falla längs vår siktlinje. Så de typer av planeter som hittas av ett uppdrag som Kepler kommer att ge ett orättvist porträtt av alla typer av planeter som verkligen finns där ute.

Det är bra att det finns mer än ett sätt att hitta en exoplanet.

Vi vet alla att tyngdkraftskedjorna fjättrar en planet till sin stjärna. Den stjärnans enorma gravitationsinflytande håller sin planetariska familj i omloppsbana. Men gravitationen fungerar åt båda hållen:när planeterna sveper runt i sina banor, de drar på sina föräldrastjärnor fram och tillbaka, får de stjärnorna att vingla.

Alla planeter gör detta till viss del. När det gäller jorden är effekten nästan försumbar, men den stora delen av Jupiter kan rycka vår stjärna ett avstånd större än solens egen radie. Bara på grund av Jupiter ensam, vår sol når en hastighet på runt ett dussin meter per sekund, tar över tio år att upprepa sin cykel. Ganska elak bedrift för en ödmjuk planet.

Ett skift, Två skift

Förutom i extremt sällsynta fall, vi får faktiskt aldrig se stjärnorna vibbla och vackla fram och tillbaka under gravitationsförslag från deras exoplaneter. Men vi kan se ljuset från dessa stjärnor, och rörliga föremål kommer att förskjuta deras ljus.

På exakt samma sätt som en siren växlar i tonhöjd upp och sedan ner när ambulansen rusar förbi dig, ljus kan skifta rödare eller blåare beroende på dess rörelse:en ljuskälla som rör sig mot dig kommer att se något blåare ut, och ett vikande ljus ser lite rödare ut.

Så även om vi inte kan se stjärnan i rörelse, vi kan upptäcka den lilla förändringen i dess ljusmönster när planeten får den att svänga närmare och längre från oss. Denna metod fungerar bäst när planeten är direkt längs vår synlinje (precis som med transitmetoden), men den kan också ge en detekterbar signal när den inte är perfekt justerad. Så länge som stjärnan har en anständig mängd fram och tillbaka i vår riktning, ljuset kommer att skifta.

Naturligtvis är stjärnorna själva i rörelse genom rymden, orsakar en allmän ljusförskjutning, och solida mätningar är svåra att få fram eftersom stjärnytorna rullar, kokande kittel – inte precis den bästa källan för att få exakta mätningar av rörelser. Men den vanliga, rytmisk, upprepade rörelser på grund av påverkan av en kretsande planet sticker ut på ett mycket uppenbart sätt, tar formen av en karakteristisk kurva, även om vi inte har observerat systemet under en hel exoplanetbana.

Ja, astronomer är så bra.

Dubbelkolla exoplaneterna

Därmed inte sagt att den här metoden (kallad med olika roliga tekniska namn som "radialhastighet" och "Dopplerspektroskopi") är helt perfekt och omedelbart låser upp alla vetenskapliga hemligheter i en främmande värld. Långt ifrån. Som vilken annan teknik som helst som hänger på bältet för vetenskapliga verktyg, det finns brister och begränsningar.

För en, enbart ljusets förskjutning är inte tillräckligt för att helt avslöja detaljerna i den exoplanetära omloppsbanan. Ser vi en relativt liten planet perfekt i linje med vår siktlinje? Eller en mycket större planet med en lutad bana? Båda fallen skulle leda till samma signal – vi behöver en domare.

Med hundratals kandidatexoplaneter i påsen som använder metoden för radiell hastighet, hur många av dem passerar också framför sin stjärna? Mer specifikt, nu när vi har sett en planet en gång med en teknik, kan vi fånga det igen i en uppföljning med något som TESS-uppdraget?

Inte bara skulle en uppföljning bekräfta detaljer om planeten (densitet, radie, etc.) skulle det också avslöja nya. Vad mer, dessa typer av korskontroller är helt avgörande för att hjälpa till att avslöja dolda fördomar och svagheter i respektive metoder. Stämmer radiella hastigheter och transitmetoder alltid överens om egenskaperna hos exoplaneterna de hittar? Om inte, varför inte? För att bättre kunna använda metoderna självständigt, vi måste noggrant undersöka resultaten när de används samtidigt.

Tyvärr kan vi inte förvänta oss för mycket planetjaktande crossover. En nyligen genomförd studie visade siffrorna:börjar med hundratals kandidater taggade med metoden för radiell hastighet, bara ett par dussin borde också ha turen att vara i transit. Av dem, endast ett dussin kommer att mätas av TESS under dess tvååriga observationskörning. Och av dem, endast cirka tre kommer att vara aldrig tidigare sett transiter.

Även om det inte är många prover, vilken värdefull data vi får kommer fortfarande att vara ovärderlig för framtida sökningar och framtida förståelse för våra exoplanetära grannar.