XXVII Международный конкурс научно-исследовательских и творческих работ учащихся
Старт в науке
Транзитный метод обнаружения и исследования экзопланет
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF
АННОТАЦИЯ
Исследовательская работа посвящена анализу транзитного метода — основного способа обнаружения и изучения экзопланет. Метод основан на регистрации периодических падений яркости звезды при прохождении планеты по её диску.
Актуальность темы связана с ключевой ролью метода в современной астробиологии и понимании разнообразия планетных систем.
Транзитный метод — наиболее продуктивный по числу открытий, позволяющий определять радиус планеты и изучать её атмосферу. Его эффективность возрастает при комбинации с другими методами. Метод является основным для будущего поиска биомаркеров на экзопланетах.
Практическая значимость работы заключается в описании опыта по демонстрации, отражающей транзитный метод и разработке наглядной анимационной модели с помощью ресурсов ИИ, полезных для обучения и популяризации астрономии.
ВВЕДЕНИЕ
На рубеже XX-XXI веков астрономия пережила одну из самых значительных революций в своей истории — открытие и подтверждение существования планет за пределами нашей Солнечной системы. Сегодня известно более 6000 экзопланет, и это число продолжает стремительно расти. Это фундаментальное открытие поставило перед человечеством новые вопросы: насколько уникальна наша Солнечная система? Как формируются и эволюционируют планетные системы? Существует ли жизнь где-либо ещё во Вселенной?
Среди множества методов обнаружения экзопланет транзитный метод стал одним из наиболее продуктивных и информативных. Его уникальность заключается в том, что он позволяет не только обнаруживать факт существования планеты, но и получать беспрецедентные данные о её физических характеристиках: размере, орбитальных параметрах, температуре и даже химическом составе атмосферы. Благодаря космическим миссиям Kepler и TESS транзитный метод обеспечил настоящий прорыв в статистике, показав, что планеты — это распространенное, если не повсеместное, явление в нашей Галактике.
В настоящее время метод переживает новый этап развития, связанный с переходом от открытия к детальному изучению экзопланет. С вводом в строй космического телескопа James Webb (JWST) открылась возможность поиска биомаркеров в атмосферах землеподобных планет. Таким образом, транзитный метод находится на переднем крае астробиологии — науки, ищущей ответ на вопрос о существовании жизни за пределами Земли.
Целью данной исследовательской работы является комплексное изучение транзитного метода обнаружения и исследования экзопланет, анализ его возможностей, ограничений и перспектив развития.
Для достижения поставленной цели необходимо решить следующие задачи:
1. Изучить физические и геометрические основы транзитного метода.
2. Проанализировать эволюцию инструментария: от первых наземных наблюдений до современных космических миссий.
3. Рассмотреть алгоритмы обработки данных и методы валидации планетных кандидатов.
4. Определить полный спектр информации об экзопланете и её атмосфере, которую можно получить с помощью данного метода.
5. Разработать с помощью инструментов ИИ интерактивную модель, наглядно демонстрирующую формирование кривой блеска при транзите планет с разными параметрами.
6. Оценить перспективы метода в контексте будущих исследований и поисков внеземной жизни.
Объект исследования: экзопланеты и методы их изучения.
Предмет исследования: транзитный метод обнаружения и исследования экзопланет.
Гипотеза: Создание наглядной интерактивной модели транзитного метода, позволяющей изменять параметры системы (размер планеты, наклон орбиты, расстояние до звезды), эффективно демонстрирует фундаментальные зависимости в формировании кривой блеска и позволяет интуитивно понять как возможности, так и принципиальные ограничения метода, сложные для восприятия в сугубо теоретическом изложении. Если экзопланета проходит перед своей звездой (как Луна во время солнечного затмения), то яркость этой звезды на Земле немного уменьшается. Чем больше планета, тем сильнее падает яркость звезды. Поэтому, измеряя это падение яркости, можно не только обнаружить саму планету, но и определить её примерный размер.
Научная новизна работы заключается в синтезе современных теоретических знаний о методе с созданием с помощью инструментов ИИ наглядной интерактивной модели, позволяющей экспериментировать с ключевыми параметрами и наблюдать их влияние на наблюдаемый сигнал.
Практическая значимость определяется возможностью использования материалов работы и созданной интерактивной модели в учебном процессе для углубленного изучения астрономии и астрофизики, а также для популяризации науки.
ОСНОВНАЯ ЧАСТЬ
1.1 Понятие экзопланеты
Экзопланета, или внесолнечная планета,— планета, находящаяся за пределами Солнечной системы. Долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд оставалась неразрешённой, так как планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,24 световых года). Первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения из-за сложности такого метода (хотя в настоящее время он активно развивается, и количество открытых прямым наблюдением планет увеличивается благодаря внедрению новых инструментов). Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты).
По состоянию на середину декабря 2025 года достоверно подтверждено существование 7915 экзопланет в 5378 планетных системах, из которых в 1105 имеется более одной планеты (если же учитывать лишь объекты с массой менее 13 MJup, то, соответственно, известны 6197 планет в 4621 планетной системе, из которых в 1040 имеется более одной планеты). Количество надёжных кандидатов в экзопланеты также велико; так, по проекту «Кеплер» на апрель 2025 года число кандидатов — около 2000, а по проекту «TESS» на апрель 2025 года — более 4800 кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов.
Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из которых от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными»; в октябре 2020 года учёные подсчитали общее число возможно обитаемых экзопланет в галактике Млечный путь. Их число составляет около 300 миллионов. Также, согласно текущим оценкам, около 34 % солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Общее количество планет вне Солнечной системы, напоминающих Землю и обнаруженных по состоянию на август 2016 года, составляет 216.
Из самых необычных экзопланет стоит отметить HD 189733 A b с дождями из расплавленного стекла, CoRoT-7b со снегом в виде камней и 55 Рака e в виде гигантского алмаза, покрытого водой одновременно и в жидком и в газообразном состоянии. Интересный факт: NASA к Хэллоуину составила шестерку самых ужасных экзопланет: HAT-P-11 b (Kepler-3 b) с мощными грозами, YZ Ceti d и TRAPPIST-1 b с вечной ночью на одной стороне и вечным днем на другой стороне, Проксима Центавра b с сухим пустынным климатом, сжираемый своей звездой HD 209458 b, планеты Драугр, Полтергейст и Фобетор в системе PSR 1257+12 под постоянным радиационным облучением от материнской звезды-пульсара.
На океанических планетах могут существовать океаны глубиной около 100 километров. Самой древней планетой из обнаруженных является PSR B1620−26 b возрастом около 12,7 млрд лет. Ближайшая к Земле экзопланета — Проксима Центавра b, расстояние до которой составляет около 4 световых лет. Первая планета, обнаруженная на орбите солнцеподобной звезды, 51 Пегаса b, была идентифицирована в октябре 1995 года. [1]
1.2 Транзитный метод: понятие и характеристика
Транзитный метод (метод транзитов) — метод поиска экзопланет, основанный на обнаружении падения блеска звезды во время прохождения планеты перед её диском. Этот фотометрический метод позволяет определить радиус планеты, в то время как приведённые ранее методы позволяют получить информацию о массе планеты. Если планета проходит перед диском звезды, то её наблюдаемая светимость немного падает, и эта величина зависит от относительных размеров звезды и планеты. К примеру, при транзите планеты HD 209458, звезда тускнеет на 1,7 %. Кривая блеска — это график, показывающий изменение яркости звезды с течением времени. На ней временное уменьшение яркости звезды отражается как характерное «падение» или «провал».
Кривая блеска звезды Kepler-6 по данным телескопа «Кеплер». Изменение блеска вызвано прохождением экзопланеты Kepler-6 b по диску звезды.
Измеряя глубину и продолжительность транзита, а также зная орбитальный период планетного кандидата, можно определить его радиус (в долях звездного радиуса), большую полуось орбиты и ее эксцентриситет. В настоящее время транзитный метод является вторым по эффективности (после метода измерения лучевых скоростей родительских звезд) методом поиска внесолнечных планет. К середине февраля 2011 года была открыта 121 транзитная планета в 114 системах и несколько транзитных коричневых карликов. Комбинируя данные, полученные транзитным методом, с данными, полученными методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, можно измерить массу планеты, ее среднюю плотность, угол между наклонением орбиты планеты и осью вращения звезды, и многое другое. Наблюдение транзитов и затмений (когда планета проходит ЗА своей звездой) на разных длинах волн позволяет определить свойства атмосфер транзитных планет, в том числе температурные профили и химический состав.
Эта формула показывает, насколько уменьшится яркость звезды при транзите планеты, где Rp — радиус планеты, а R* — радиус звезды.
Главным недостатком транзитного метода является низкая вероятность транзитной конфигурации.
Согласно [3], вероятность транзита и затмения равны, соответственно:
Где ptra - вероятность транзита планеты по диску своей звезды, pocc - вероятность затмения, R* - радиус звезды, Rp - радиус планеты, a - большая полуось орбиты, e - эксцентриситет, ω - аргумент перицентра. "Плюс" в обоих выражениях соответствует ситуации, когда учитываются и частичные (скользящие) транзиты, а "минус" - когда учитываются только полные транзиты.
Если орбита планеты круговая, а радиус планеты много меньше радиуса звезды, то эти формулы значительно упрощаются:
Из этой формулы видно, что вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой. Если для планеты, находящейся на расстоянии 0,05 а.е. от солнцеподобной звезды (типичная величина для "горячих юпитеров") вероятность транзитной конфигурации составит 10%, то для планеты на земной орбите она упадет до 0,5%. Транзитный метод наиболее чувствителен к поиску планет на тесных орбитах. Также транзитный метод достаточно требователен к точности фотометрических измерений. Если транзит планеты-гиганта (Rp ~ 11 радиусов Земли) приводит к ослаблению блеска солнцеподобной звезды на ~ 1%, то транзит планеты, сравнимой по размеру с Нептуном (Rp ~ 4 радиуса Земли), приведет к ослаблению блеска на 0,13%, а транзит аналога Земли - всего на 0,008%. Чтобы надежно обнаружить такое слабое изменение блеска, фотометрическая аппаратура должна быть очень чувствительной.
К достоинствам транзитного метода можно отнести то, что только он позволяет определять размеры внесолнечных планет. Сравнивая спектр системы во время транзита и во время вторичного минимума (когда планета проходит за звездой), можно выделить слабый спектральный сигнал верхних слоев атмосферы планеты. Сравнивая спектр системы вблизи и во время затмения, можно получить спектр дневного полушария экзопланеты. Комбинируя транзитный метод и метод измерения лучевых скоростей родительской звезды, с помощью эффекта Мак-Лафлина можно измерить угол между наклонением орбиты транзитной планеты и осью вращения звезды. Все это позволяет получить уникальную информацию о далеких планетных системах, включая их историю и эволюцию.[3]
Первый транзит внесолнечной планеты был обнаружен в 2000 году. Это был транзит горячего юпитера HD 209458 b, неофициально еще называемого Осирисом. В 2007 году был обнаружен транзит горячего нептуна GJ 436 b, открытого еще в 2004 году методом измерения лучевых скоростей родительской звезды, а в 2010 году была открыта первая транзитная планета земного типа Kepler-10 b. (Строго говоря, первой планетой предположительно земного типа был CoRoT-7 b, открытый в 2009 году, но неопределенности в измерении его радиуса до сих пор настолько велики, что не позволяют определить его химический состав и однозначно отнести к каменным планетам.) Как оказалось, количество нептунов и планет земного типа на тесных орбитах у солнцеподобных звезд в несколько раз превышает количество газовых гигантов. Кроме того, было обнаружено большое количество транзитных планет на достаточно широких орбитах с умеренным тепловым режимом, соответствующим тепловому режиму Меркурия, Венеры и даже Земли. После подтверждения планетной природы этих кандидатов методом измерения лучевых скоростей родительских звезд наступит настоящий прорыв в наших знаниях о внесолнечных планетных системах. [4]
На графиках показаны различные распределения для транзитных кандидатов в планеты, обнаруженных Кеплером. По оси ординат отложены радиусы планетных кандидатов в радиусах Земли, по оси абсцисс - орбитальный период (в сутках), большая полуось орбиты (в астрономических единицах), температура родительских звезд и эффективная температура планет.
Помимо статистического определения доли звездт ранзитный метод позволяет проводить спектральные наблюдения внесолнечных планет, которые в противном случае были бы невозможны. Например, зависимость глубины транзитов от длины волны позволяет построить спектр транзитной планеты "на просвет", и, таким образом, изучать свойства ее верхней атмосферы. Начало этим исследованиям положили наблюдения транзитов HD 209458 b в ультрафиолетовом диапазоне, которые привели к открытию протяженной водородной короны вокруг этого горячего юпитера, радиус которой значительно превышал радиус его полости Роша. Впоследствии аналогичные водородные короны были обнаружены у горячих юпитеров WASP-12 b и HD 189733 b. Наличие этих корон говорит об истечении, испарении атмосфер некоторых горячих юпитеров в межпланетное пространство. Кроме того, изучение кривой блеска системы позволяет определить яркостную температуру транзитных планет. Так, из кривой блеска системы HD 189733 (звезда + планета), измеренной на волне 8 мкм, были определены температуры дневного и ночного полушарий горячего юпитера HD 189733 b. Средняя температура дневного полушария оказалась равной 1211 ± 11К, а ночного - 973 ± 33К.
На рисунке представлена кривая блеска системы HD 189733 на волне 8 мкм. Виден более глубокий транзит и более мелкий вторичный минимум (затмение планеты звездой). В нижней части графика показана та же кривая блеска, но в увеличенном вертикальном масштабе.
Измерения глубины вторичных минимумов (т.е. падения общего блеска системы во время затмений планеты звездой) транзитных экзопланет в зависимости от длины волны позволяет получать спектры дневного полушария таких планет. Ниже показан спектр дневного полушария горячего юпитера HD 189733 b, полученный с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера. По оси абсцисс отложена длина волны, по оси ординат - отношение светового потока планеты к световому потоку звезды. Сплошными линиями показаны предсказания ряда теоретических моделей планетных атмосфер, красными точками - результаты измерений. Видно, что ни одна из предложенных моделей не в состоянии количественно описать полученный спектр.
Самые впечатляющие научные результаты были получены в результате комбинирования транзитного метода и метода измерения лучевых скоростей родительских звезд. Если транзитный метод позволяет определить размер планеты, то метод лучевых скоростей - ее массу, что в совокупности дает возможность узнать среднюю плотность экзопланеты и ее примерный химический состав. Как оказалось, средние плотности известных транзитных экзопланет различаются более чем на 2 порядка! Так, средняя плотность транзитного горячего юпитера WASP-17 b составляет всего 0.082 ± 0.01 г/куб.см (в 12 раз меньше плотности воды!), в то время как средняя плотность горячего юпитера XO-3 b достигает 8.7 г/куб.см, что превышает плотность стали.
1.3 Миссии и проекты, основанные на транзитном методе обнаружения экзопланет
Список самых известных астрономических миссий и проектов, основанных на транзитном методе обнаружения экзопланет:
1. Kepler (Кеплер) — одна из самых успешных миссий NASA, которая с 2009 по 2018 год открыла более 2800 подтверждённых экзопланет, используя транзитный метод. Kepler (Кеплер) —космический телескоп системы Шмидта с диаметром зеркала 0,95 м, способный одновременно отслеживать 100 тыс. звёзд. «Кеплер» обращается вокруг Солнца по орбите радиусом в одну астрономическую единицу. Расчётный срок эксплуатации был определён в 3,5 года. Позднее было объявлено о продлении миссии до 2016 года, однако в мае 2013 года телескоп вышел из строя. К этому времени «Кеплер» достоверно открыл 132 экзопланеты.
2. K2— продолжение миссии Kepler после выхода из строя части оборудования. K2 также использовал транзитный метод и открыл множество новых планет.
3.TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)— современная миссия NASA, запущенная в 2018 году. Она исследует самые яркие и близкие к Земле звёзды в поисках транзитирующих экзопланет.
4.CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits)— французско-европейская космическая миссия, которая в 2006–2013 годах открыла 37 экзопланет, включая первую подтверждённую каменистую экзопланету.
5.CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite— европейская миссия, запущенная в 2019 году. Она не ищет новые планеты, а уточняет параметры уже известных экзопланет с помощью транзитного метода.
6.PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars)— будущая миссия Европейского космического агентства (запуск планируется в 2026 году), которая будет искать землеподобные планеты в обитаемых зонах звёзд, также применяя транзитный метод.
7.ARIEL — ещё одна будущая миссия ESA, направленная на изучение атмосфер экзопланет, обнаруженных транзитным методом.
Кроме того, такие телескопы, как Hubble и Spitzer, также использовали транзитный метод для детального изучения атмосфер уже найденных экзопланет. Все эти миссии сыграли или будут играть ключевую роль в понимании природы экзопланет благодаря именно транзитному методу.
1.4 Самые известные экзопланеты, открытые транзитным методом
Большинство из известных на сегодняшний день экзопланет —были открыты именно транзитным методом. Среди них можно выделить:
Kepler-186f. Первая землеподобная экзопланета, найденная в обитаемой зоне своей звезды. Расположена примерно в 492 световых годах. Её радиус лишь немного больше земного, что делает её одной из самых перспективных с точки зрения потенциальной обитаемости.
Kepler-22b. Первая экзопланета, обнаруженная миссией Kepler в обитаемой зоне звезды, похожей на Солнце. Радиус около 2,4 радиусов Земли, вероятно, это «суперземля» или мини-Нептун.
HD 209458 b (Осирис). Одна из первых экзопланет, открытых транзитным методом (в 1999 году). Стало возможным изучение её атмосферы, в ней обнаружили водяной пар, натрий и другие элементы. Это «горячий Юпитер», очень близко расположенный к своей звезде.
TOI-700 d- Открыта телескопом TESS. Находится в обитаемой зоне красного карлика TOI-700, всего в 100 световых годах от нас. Имеет размер, близкий к земному, и считается одной из лучших кандидаток на обитаемость среди планет, найденных TESS.
WASP-12b- Экстремальная «горячая» планета, которая поглощает вещество своей звезды. Быстро теряет свою атмосферу из-за близости к звезде.
Также транзитным методом были открыты целые планетные системы, например: 1) TRAPPIST-1— система из 7 землеподобных планет, три из которых находятся в обитаемой зоне. 2) Kepler-90 — система с 8 планетами.
2.ПРАКТИЧЕСКАЯ ЧАСТЬ
2.1 Моделирование процесса транзита планеты с помощью инструментов ИИ
Анимация кривой блеска при транзите планет. С помощью нейросети DeepSeek была написана программа, которую при сохранении через приложение Блокнот, можно было использовать для иллюстрации кривой блеска планеты. В данной анимации имеются кнопки управления размером планеты, расстоянием от звезды, наклоном орбиты, скоростью анимации. Изменяя данные параметры, можно увидеть, как изменяется движение планеты и кривая ее блеска. Также даётся описание зависимости характеристик транзита и кривой блеска от заданных условий. Код программы представлен в приложении 1.
2.2 Моделирование процесса транзита планеты с помощью демонстрационного опыта
Опыт по демонстрации кривой блеска при транзите — это наглядный способ показать, как астрономы «видят» экзопланеты.
Цель опыта: показать, как изменяется яркость «звезды» во время прохождения «планеты» перед ней, и построить график — световую кривую транзита. Необходимые материалы:
1. Яркий источник света — светодиодная лампа или настольная лампа, фонарик телефона. 2.«Планета»— небольшой непрозрачный шарик (например, из пластилина, пенопласта или даже горошина). 3. Датчик освещённости— можно использовать смартфон с бесплатным приложением (например, Physics Toolbox Sensor Suite, Phyphox — они показывают уровень освещённости в люксах). 4.Линейка или рейка— чтобы двигать «планету» равномерно. 5.Тёмная комната. 6. Компьютер или планшет — для записи данных и построения графика.
Ход эксперимента:1. Поставьте лампу на стол — это ваша «звезда». Разместите датчик освещённости (или смартфон) напротив лампы на расстоянии 30–50 см. Убедитесь, что фоновый свет минимален. 2. Измерение «обычной» яркости. Запишите начальное значение освещённости (это будет «базовый уровень» — когда нет транзита). 3. Моделирование транзита. Медленно и равномерно проведите шарик между лампой и датчиком. Приложение будет записывать изменение освещённости в реальном времени. 4. Запись данных. Если используете Phyphox или Physics Toolbox, включите запись освещённости (illuminance). После прохождения «планеты» остановите запись. 5. Построение графика. Экспортируйте данные (можно в CSV) или просто сделайте скриншот графика. Вы увидите характерную «ямку» — это и есть световая кривая транзита. Чем больше шарик, тем глубже ямка. Это как раз и позволяет астрономам определять размер экзопланеты. Мы использовали шарики диаметрами 5мм, 10 мм, 15 мм.
В результате проведения опыта было установлено, что при прохождении «планеты» перед «звездой» яркость последней снижается, что отражается на кривой блеска. Фото и описание опыта содержится в Приложении 2.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Проведенное исследование позволило всесторонне изучить транзитный метод как ключевой инструмент современной экзопланетологии. В ходе работы была подтверждена выдвинутая гипотеза о том, что данный метод является не только наиболее продуктивным по количеству открытий, но и уникально комплексным инструментом, эволюционирующим от простого обнаружения к детальной характеризации планет и открывающим путь к решению фундаментальных вопросов астробиологии. Основные выводы, полученные в результате исследования, можно сформулировать следующим образом:
1. Физико-геометрические основы транзитного метода, хотя и накладывают жесткие ограничения на вероятность наблюдения (требуя точного совпадения плоскостей), обеспечивают прямую связь между наблюдаемым сигналом — провалом в кривой блеска — и фундаментальными параметрами системы. Глубина провала определяет радиус планеты, периодичность — орбитальный период, а форма и длительность транзита содержат информацию о наклонении орбиты и расстоянии до звезды.
2. Технологическая эволюция метода, от первых наземных попыток до космических миссий Kepler и TESS, стала драйвером революции в астрономии. Космические телескопы, свободные от атмосферных искажений, повысили фотометрическую точность на порядки, что позволило перейти от обнаружения газовых гигантов к поиску планет земной группы. Статистика, полученная миссией Kepler, окончательно доказала, что планеты являются распространенным явлением в Галактике, а планетные системы чрезвычайно разнообразны.
3. Главное преимущество транзитного метода перед другими подходами заключается в его уникальной способности предоставлять данные для изучения атмосфер экзопланет через технику транзитной спектроскопии. Во время транзита свет звезды, проходящий через атмосферу планеты, несет в себе спектральные отпечатки её химического состава, что открывает возможность поиска биомаркеров.
4. Максимальная эффективность метода достигается при его синергии с другими методами, прежде всего с методом лучевых скоростей. Комбинация данных позволяет определить не только радиус, но и массу планеты, а значит, вычислить её среднюю плотность и сделать выводы о составе (каменистая, водный мир, газовый гигант).
5. Практическая часть работы — разработка интерактивной анимационной модели, проведение эксперимента — подтвердили, что визуализация процесса формирования кривой блеска и его зависимости от параметров систем является эффективным способом усвоения сложных астрофизических концепций, что напрямую подтверждает выдвинутую гипотезу.
СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ
1. Википедия. Свободная энциклопедия [Электронный ресурс].- Режим доступа: https://ru.wikipedia.org/wiki/Экзопланета_-Дата доступа: 10.01.2026
2. Википедия. Свободная энциклопедия [Электронный ресурс].- Режим доступа:https://ru.wikipedia.org/wiki/Методы_обнаружения_экзопланет-Дата доступа: 10.01.2026
3.Transits and Occultations[Электронный ресурс].- Режим доступа:https://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1001/1001.2010v3.pdf-Дата доступа: 10.01.2026
4. Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data [Электронный ресурс].- Режим доступа:https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1102/1102.0541.pdf-Дата доступа: 10.01.2026
5. Как найти и классифицировать экзопланеты [Электронный ресурс].- Режим доступа: https://science.nasa.gov/exoplanets/how-we-find-and-characterize/#hds-sidebar-nav-2-Дата доступа: 11.01.2026
Приложение 1
Фото анимации, созданной с помощью нейросети DeepSeek
Приложение 2
Фото приборов для проведения опыта
Программа для измерения уровня освещенности
Полученные результаты: