Här är varför den ursprungliga förspänningen mot närbildsplaneter fanns:
* detekteringsmetoder: De mest framgångsrika tidiga metoderna för att hitta exoplaneter var:
* radiell hastighet (Doppler -spektroskopi): Denna metod upptäcker wobble av en stjärna orsakad av gravitationens drag på en kretsande planet. Denna metod är mer känslig för stora planeter nära sina stjärnor, eftersom de inducerar en starkare wobble.
* transitmetod: Denna metod observerar den lilla dimning av en stjärns ljus när en planet passerar framför den. Återigen orsakar större planeter närmare sina stjärnor mer märkbara dopp i ljusstyrka.
Dessa metoder var helt enkelt mer effektiva när det gäller att hitta planeter nära.
Men med förbättrade tekniker och nya rymdteleskop som Kepler och Tess hittar vi mer olika populationer av planeter, inklusive:
* Super Earths och Mini-Neptunes: Dessa är planeter större än jorden men mindre än Neptune, ofta finns i banor längre ut än heta jupiter.
* Planeter i den bebodda zonen: Dessa är planeter som kretsar i regionen runt en stjärna där flytande vatten kan existera på ytan, vilket ökar livets potential.
Därför, medan heta jupiter ursprungligen överrepresenterades, blir bilden mer balanserad. Vi upptäcker nu planeter i ett brett utbud av storlekar, kompositioner och omloppsavstånd.
Ytterligare faktorer som påverkar planetens upptäckter:
* stellar typ: Typen av stjärna påverkar detekteringsmetoderna. Större, ljusare stjärnor är lättare att observera, men mindre, svalare stjärnor är mer benägna att vara värd för planeter i den bebodda zonen.
* Observationsförskjutning: Teleskop som Kepler och Tess stirrar på specifika fläckar av himmel, vilket potentiellt introducerar en förspänning för att hitta planeter i vissa regioner.
Det är en spännande tid inom exoplanetforskning när vi fortsätter att förfina vår förståelse för planetsystem utöver våra egna.
