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다른 행성계와의 비교
1990년대 중반까지 행성의 기원에 대한 실질적인 연구는 우리의 알려진 예인 태양계에 초점을 맞추게 되었습니다. 다른 별을 도는 행성에 대한 많은 추측이 있었지만 실제로는 발견되지 않았습니다. 논리적으로 데이터가 없을 때 대부분의 천문학자 과학자들은 우리 자신의 시스템이 일반적일 것이라고 가정했습니다. 우리들은 큰 놀라움을 느꼈습니다. 신기하기도 다른 행성계의 발견하게 되었습니다. 우주에서 별의 탄생과 태양계 외부 행성의 발견되었습니다. 우리는 별과 행성의 형성에 대해 좀 더 자세히 논의를 했습니다. 우리 태양과 같은 별은 분자 구름의 빽빽한 영역이 추가 중력을 느끼고 붕괴되기 시작할 때 형성됩니다. 구름이 무너짐에 따라 중력이 강해져 물질이 원시성으로 집중됩니다. 대략 절반의 시간 동안 원형 별은 조각화되거나 다른 원형 별과 중력 적으로 결합되어 이원성 또는 다중성 시스템을 형성합니다. 나머지 시간 동안 프로토스 타는 우리 태양의 경우처럼 고립되어 붕괴됩니다. 우리가 본 모든 경우에서 각운동량의 보존은 붕괴하는 원형 별의 스핀업을 초래하고 주변 물질은 디스크로 평평하게 됩니다. 오늘날 이러한 구조는 실제로 관찰될 수 있습니다. 오리온성운이나 황소자리 별을 형성하는 지역과 같이 오늘날 별이 탄생하여 우리는 아름다운 별들을 볼 수 있습니다. 우리가 발견한 많은 별 주위 디스크는 내부 구조를 보여줍니다. 원반은 별에 가까운 틈이 있는 도넛 모양으로 보입니다. 이러한 간격은 디스크의 가스와 먼지가 이미 붕괴되어 큰 행성을 형성했음을 나타냅니다. 새로 태어난 원시 행성은 너무 작고 희미해서 직접 볼 수 없지만, 틈새에 있는 원자재의 고갈은 별 주위 원반의 안쪽 부분에 보이지 않는 무언가가 있음을 암시합니다. 그리고 무언가가 거의 확실히 하나 이상의 행성이라는 것을 암시합니다. 황소자리 별 형성 지역에 사는 100 만년 된 신생아 별이라고 합니다. 별은 별 주위의 별 주위 원반의 가시광선 시야를 가리는 먼지와 가스의 덮개에 박혀 있습니다. 2014년에 천문학자들은 밀리미터파를 사용하여 별 주위의 먼지 누에고치를 뚫고 새로 형성된 여러 원시 행성에 의해 먼지 차선이 깎여 나오는 것을 보여주는 별 주위 원반의 극적 인보 기를 얻었습니다. 원형 행성의 질량이 증가함에 따라 그들은 별 주위 디스크의 먼지와 가스보다 빠른 속도로 궤도를 돌고 있습니다. 원형 행성이 원반을 통과할 때 중력 도달 범위가 단면적을 초과하기 시작하고, 원반의 틈이 없어질 때까지 물질을 청소하고 성장하는데 매우 효율적입니다. 외계 행성 발견하였습니다. 오늘날 천문학자들이 가지고 있는 첨단 망원경과 탐지기로 주변 별 주변의 행성을 직접 이미지화할 수 있다고 생각할 수 있습니다. 그러나 이것은 외계 행성이 희미하기 때문일 뿐만 아니라 그들이 궤도를 돌고 있는 별의 눈부신 눈부심으로 인해 일반적으로 사라지기 때문에 극도로 어려운 것으로 판명되었습니다. 많은 행성 탐지를 산출 한 첫 번째 기술은 매우 고해상도의 항성 분광법입니다. 도플러 효과는 천문학자들은 별의 측정할 수 있습니다. 시선 속도 우리를 향 해이며, 별의 속도 또는 우리에게서, 상대 관찰자. 별 주위를 공전하는 거대한 행성이 있는 경우 행성의 중력은 별이 흔들 리게 하여 방사상 속도를 작지만 감지할 수 있는 양만큼 변화시킵니다. 우리가 매우 높은 품질의 스펙트럼을 취할 수 있을 만큼 충분히 밝으면 별의 거리는 중요하지 않습니다. 행성이 별 주위를 돌면서 별의 방사 속도 변화를 측정하면 행성의 질량과 궤도 주기를 알 수 있습니다. 행성이 여러 개 존재하는 경우 방사 속도에 미치는 영향을 풀 수 있으므로 행성이 측정 가능한 도플러 효과를 생성할 수 있을 만큼 충분히 거대하다면 전체 행성 시스템을 해독할 수 있습니다. 이 탐지 기술은 별 가까이에서 공전하는 큰 행성에 가장 민감합니다. 별에서 가장 큰 흔들림을 일으키기 때문입니다. 그것은 태양에 가장 가까운 별인 센터 우리 근 주변의 행성을 포함하여 수백 개의 행성을 탐지하기 위해 대형 지상 망원경에 사용되었습니다. 두 번째 간접 기법은 행성 중 하나가 지구에서 볼 때 별의 표면을 통과하거나 교차할 때 별이 약간 어두워지는 것을 기반으로 합니다. 천문학 자들은 행성을 보지 못하지만 오랜 기간 동안 별의 밝기 변화를 주의 깊게 측정하여, 그 존재를 감지합니다. 밝기의 약간의 감소가 일정한 간격으로 반복되면 행성의 궤도 주기를 결정할 수 있습니다. 가려진 별빛의 양으로부터 우리는 행성의 크기를 측정할 수 있습니다. 일부 통과는 지구에서 측정되었지만이 통과 기술을 대규모로 적용하려면 우주, 대기 위의 망원경 및 별 이미지의 왜곡이 필요합니다. 이는 5년 동안 하늘의 한 부분을 시선 하기 위해 지어진 나사 케플러 우주 천문대에서 가장 성공적으로 적용되었으며 15만 개 이상의 별에서 나오는 빛을 지속적으로 모니터링합니다. 케플러의 주요 목표는 다른 등급의 별들 주위에 다른 크기의 외계 행성 발생 빈도를 결정하는 것이었습니다. 도플러 기술과 마찬가지로 이동 관측은 큰 행성과 단기간 궤도의 발견했습니다. 최근 도플러 및 이동 기술을 사용하여 외계 행성을 감지하는 것은 매우 성공적이었습니다. 20년 만에 우리는 다른 행성계에 대한 지식이 없었던 것에서 수천 개의 외계 행성 목록이 되었습니다. 지금까지 발견된 대부분의 외계 행성 은 지구보다 크거나 크기가 더 크다. 지구 유사체가 존재하지 않는다는 것은 아닙니다. 오히려 작은 암석 행성의 부족은 관찰 편향입니다. 작은 행성은 감지하기가 더 어렵습니다.