PLANETY POZASŁONECZNE.pdf

Strona 1 z 4

5. Planety pozasłoneczne

5.1. Kto odkrył pierwszą planetę pozasłoneczną ?

Był to Aleksander Wolszczan, współczesny polski radioastronom i astrofizyk , wybitny

badacz pulsarów. Ukończył studia astronomiczne na Uniwersytecie Mikołaja Kopernika w

Toruniu (1969), gdzie teŜ uzyskał stopień doktora nauk ścisłych z fizyki (1975) za pracę o

widmach pulsarów.

Odkrył pierwszy pozasłoneczny układ planetarny (zawierajacy co najmniej trzy planety) wokół

pulsara PSR B1257+12' w gwiazdozbiorze Panny [Virgo].

Szerzej na witrynie Klubu Uranos .

5.2. Jakimi metodami odkrywa się planety pozasłoneczne ?

Odkrywanie pozasłonecznych układów planetarnych nie jest zadaniem łatwym. PoniewaŜ

planety świecą jedynie odbitym światłem, są więc wielokrotnie mniej jasne niŜ gwiazdy, a

dodatkowo ich światło jest przyćmiewane przez blask gwiazd, wokół których krąŜą. W tej

sytuacji metody bezpośrednie ustępują miejsca innym. Przy poszukiwaniu planet krąŜących

wokół innych gwiazd niŜ Słońce bada się:

częstotliwości pulsarów,

ruch własny gwiazd,

dopplerowskie przesunięcia widma gwiazd,

spadki blasku gwiazd powodowane przez przejście planety na tle tarczy gwiazdy,

zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego

kształt pyłowych dysków wokół gwiazd,

obrazy otoczenia gwiazdy uzyskane metodą interferometrii wygaszającej.

Pierwsze pozasłoneczne planety zostały odkryte w 1990 r przez Polaka, profesora Aleksandra

Wolszczana, który badał częstotliwości impulsów generowanych przez pulsara PSR

B1257+12. Okazało się, Ŝe impulsy te nie nadchodziły idealnie równomiernie – raz miały

większą a raz mniejszą częstotliwość. Jedynym dobrym wytłumaczeniem tego zjawiska jest

przyjęcie załoŜenia, Ŝe wokół pulsara krąŜą co najmniej trzy planety, które okrąŜając razem ze

swą gwiazdą wspólny środek masy tego układu, powodują zmienny ruch pulsara względem

ziemskiego obserwatora. To z kolei powoduje pojawienie się w impulsach dochodzących z

gwiazdy efektu Dopplera, którego analiza pozwala wyciągnąć wnioski dotyczące masy planet i

ich orbit. Zmiany częstotliwości są niewielkie, jednak obserwacje te charakteryzją się bardzo

wysoką dokładnością, minimalizującą moŜliwość popełnienia pomyłki.

Metoda obserwacji ruchu własnego gwiazd ma zastosowanie w przypadku tych gwiazd, które

poruszają się najszybciej względem sfery niebieskiej. Np. ruch Gwiazdy Barnarda wynosi ok.

10,5 sekundy łuku na rok, co czyni ją gwiazdą najszybciej zmieniającą swą pozycję. Dzięki

szybkiemu przesuwaniu się moŜna analizować tor jej ruchu, który nie jest odcinkiem prostej –

ma "pofalowany" kształt. Sugeruje to obecność towarzysza – planety powodującej "kołysanie

się" gwiazdy. W tym przypadku nie ma niestety pewności co do istnienia planety, poniewaŜ

odkształcenia toru są na tyle małe, Ŝe mogą być wynikiem błędów pomiarowych.

Strona 2 z 4

Inną metodą jest śledzenie dopplerowskiego przesunięcia widma gwiazd . Jeśli dookoła

gwiazdy krąŜą planety, powodują one – analogicznie jak w przypadku opisywanych wyŜej

układów wokół pulsarów – przybliŜanie się i oddalanie macierzystej gwiazdy do i od

obserwatora, co owocuje przesunięciami linii w jej widmie.

Trzema powyŜszymi metodami najłatwiej jest odkryć planety o duŜej masie, okrąŜające

gwiazdy po ciasnych orbitach, wtedy bowiem powodują one największy ruch gwiazd.

W przypadku niewielkiej części spośród gwiazd posiadających własne układy planet zachodzi

sytuacja, Ŝe kierunek obserwacji (linia Ziemia gwiazda) leŜy w płaszczyźnie odległego układu

planetarnego. Obserwacja blasku danej gwiazdy pozwala wtedy na identyfikację momentu, w

którym planeta przechodzi na tle tarczy swej gwiazdy. Następuje wtedy nieznaczny spadek

jasności gwiazdy – bardzo podobnie jak w przypadku gwiazd zmiennych zaćmieniowych

(układy podwójne gwiazd) z tym, Ŝe tutaj spadek jasności jest znacznie mniejszy. Informacje

pozyskane w ten sposób pozwalają ocenić rozmiary planety, obecność pierścieni czy księŜyców

a takŜe, dzięki przeprowadzanym badaniom spektroskopowym, analizować skład ewentualnej

atmosfery. Metodę analizy blasku gwiazd wykorzystał m.in. polski projekt OGLE, który

początkowo badał przypadki mikrosoczewkowania grawitacyjnego, lecz zebrane dane dotyczące

jasności duŜej liczby gwiazd pozwoliły na studia na temat obcych układów planetarnych.

Owocem projektu jest 59 nowych kandydatów na pozasłoneczne planety. Wśród nich są

planety o promieniach poniŜej 1,6 promienia Jowisza a nawet jedna, której promień ma ok. 0,7

promienia największej planety US.

Metoda zaćmieniowa daje najlepsze rezultaty w przypadku duŜych planet, które w trakcie

przejścia przysłaniają moŜliwie największą część gwiazdy.

Jesli chodzi o samo zjawisko mikrosoczewkowania grawitacyjnego, to takŜe moŜe ono słuŜyć do

poszukiwania planet. Są one jednak zbyt małe aby samemu wywołać obserwowalne zjawisko

(nie dotyczy do brązowych karłów, czyli prawie gwiazd). Zazwyczaj obserwujemy

soczewkowanie gwiazdy tła przez inną gwiazdę. Jeśli w jej pobliŜu znajduje się takŜe planeta,

to przy pewnej ilości szczęścia moŜe zdarzyć się, Ŝe wpłynie ona w znaczący sposób na

obserwowaną krzywą zmian blasku . W ten sposób udało się juŜ odkryć pierwsze planety

pozasłoneczne. Co więcej metoda ta jest jedyną w chwili obecnej pozwalającą odkrywać

planety wielkości Ziemi wokół normalnych gwiazd. Wystarczy tylko korzystne ustawienie się

trzech ciał. Nie jest to zjawisko zbyt częste, ale zespół OGLE codziennie monitoruje około setki

milionów gwiazd i prędzej czy później taki fenomen zarejestruje.

Analiza kształtu dysków pyłowych wokół gwiazd polega na porównaniu obserwowanego

wyglądu takiego dysku z komputerowymi symulacjami. Symulacje takie buduje się w oparciu o

model, który zakłada, Ŝe oprócz centralnej gwiazdy i pyłowej otoczki istnieje w pobliŜu planeta,

która poruszając się wpływa na kształt tego pyłowego dysku wytwarzając w nim

charakterystyczne zagęszczenia. Jeśli obraz rzeczywisty i otrzymany z symulacji pokrywają się,

moŜna przypuszczać, Ŝe załoŜenie o istnieniu planety jest prawdziwe. Jest to stosunkowo nowa

metoda i na ostateczne potwierdzenie naleŜy poczekać aŜ naukowcy będą dysponować

obrazem ewolucji takiego rzeczywistego dysku pyłowego, którą będzie moŜna porównać z

ewolucją wynikającą z symulacji.

Metoda jest jednak obiecująca, moŜna dzięki niej odkrywać planety o masie nawet rzędu 0,1

masy Jowisza.

Efekt przyćmiewania planet przez ich słońca moŜna zniwelować dzięki metodzie

interferometrii wygaszającej . Polega ona na obserwacji gwiazdy równocześnie przez dwa

sprzęŜone układy optyczne. Fale rejestrowane przez jeden układ zostają odwrócone i nałoŜone

na obraz z drugiego przyrządu. Fale wzajemnie się wygaszają – światło gwiazdy ulega

"przytłumieniu", jednak planeta nie znajduje się w tak idealnej konfiguracji z optyką i jej

światło zostaje wzmocnione. Pozwala to na poprawę niekorzystnego stosunku jasności planety i

gwiazdy o kilka rzędów wielkości.

Dzięki róŜnym metodom obserwacyjnym liczba planet odkrytych poza granicami naszego US

przekroczyła juŜ 100.

Strona 3 z 4

5.3. Czy znaleziono juŜ "drugą Ziemię" ?

Niestety, ale doniesienia z prasy codziennej tak zatytułowane, są pisane grubo na wyrost.

Obecnie jeszcze nie istnieje technologia pozwalająca na dokładne badanie składu atmosfer

planet pozasłonecznych (z niewielkimi wyjątkami, gdy moŜna zmierzyć widmo podczas

przejścia planety na tle macierzystej gwiazdy; metoda jednak mało dokładna), a co dopiero

mówić o badaniu powierzchni czy rozstrzyganiu dylematu o występowaniu tam jakiegokolwiek

Ŝycia.

Bywało i tak, Ŝe astronomowie profesjonalnie zajmujący się tym zagadnieniem wygłaszali przed

kamerami TV takie właśnie optymistyczne i "naciągane" opinie, celem zwrócenia uwagi na

siebie i na uprawianą przez siebie dziedzinę naukową.

5.4. Czy wszystkie gwiazdy mają swoje układy planetarne ?

Nie wiemy jeszcze tego, bo póki co znamy tylko ponad setkę planet pozasłoncznych, ale

okazuje się, Ŝe układy planetarne mają nawet tak osobliwe systemy jak PSR B1257+12' , w

którym to Aleksander Wolszczan odkrył pierwsze w historii planety pozasłoneczne.

Z tego powodu moŜna uwaŜać, Ŝe zjawisko powstawania układów planetarnych wokół gwiazd

jest czymś typowym dla wszechświata i w niedalekiej przyszłości zyska ta hipoteza większe

zaplecze obserwacyjne.

5.5. Czy da się określić skład atmosfery odległych planet ?

Jak na razie nie zaobserwowano jeszcze bezpośrednio Ŝadnej planety pozasłonecznej.

Pojawiły się, co prawda, tego typu doniesienia, ostatecznie jednak okazało się, Ŝe

obserwowane obiekty nie były planetami. To jednak nie znaczy, Ŝe nie da się odkrywać planet

krąŜących wokół obcych gwiazd innymi metodami . Co więcej, w przypadku planet, które

przechodzą na tle tarczy swej gwiazdy, moŜliwe jest przeprowadzenie badania atmosfery

planety w pewnym zakresie.

W takiej sytuacji moŜna porównać widmo z okresu, w którym planeta przechodzi na tle

gwiazdy (moment nieznacznego spadku jasności) z widmem "normalnym", kiedy planeta

znajduje się "obok". Przez większość okresu (gdy planeta taka nie przechodzi na tle tarczy

gwiazdy macierzystej) w zasadzie nie będzie się w ogóle obserwować Ŝadnych linii związanych

z planetą (planety same z siebie niewiele wypromieniowują, i są niewielkie). Gdy planeta

przechodzi na tle gwiazdy, promieniowanie tej ostatniej przenika przez atmosferę planety

(zakładając, Ŝe taka atmosfera istnieje) i wtedy linie mogą się pojawić, pozwalając wyciągać

wnioski na temat składu atmosfery tejŜe planety.

Metoda ta wymaga jednak obecnie operowania na granicy czułości przyrządów pomiarowych,

jakimi dysponują naukowcy.

Strona 4 z 4

Aktualizacja: 20070425 19:41

FAQSystem 0.4.0, HTML opublikowal: (STS)

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: