Czego używamy do spojrzenia w kosmos naprawdę daleko? Okazuje się, że nie są to tylko soczewki. Naukowcy sprytnie wykorzystują szereg zjawisk fizycznych, aby odkryć nowe planety.
"Ziemia jest kolebką ludzkości, lecz nikt
nie pozostaje w kolebce na zawsze."
Konstanty Ciołkowski
Planety pozasłoneczne
Planety pozasłoneczne to planety znajdujące się w pozasłonecznych układach planetarnych, czyli układach wokół gwiazd innych niż Słońce. Na dzień dzisiejszy (maj 2007) znane są 233 planety pozasłoneczne. Najczęściej pozasłoneczne układy planetarne znacznie różnią się od Układu Słonecznego, co po części może być pozorem wynikającym z niedoskonałości metod ich wykrywania.
Początki
We wrześniu 1991 przy pomocy radioteleskopu w Arecibo (Portoryko) Polak Aleksander Wolszczan odkrył pierwsze 3 planety poza Układem Słonecznym, krążące wokół pulsara PSR B1257+12 w konstelacji Panny. Odkrycie zostało oficjalnie zaprezentowane na zjeździe Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w Atlancie w styczniu 1992 i opublikowane w naukowym czasopiśmie - Nature w dniu 9 stycznia 1992 r.
Prof. Bohdan Paczyński (1940-2007) powiedział „Niewątpliwie największym osiągnięciem polskiej astronomii nie tylko ostatniego dziesięciolecia, ale zapewne i stulecia, jest odkrycie pierwszych planet poza Układem Słonecznym przez prof. Aleksandra Wolszczana”.
Metody poszukiwania planet pozasłonecznych
Planety są niezwykle słabymi źródłami światła w porównaniu z ich macierzystymi gwiazdami. Z tych powodów astronomowie bardzo długo nie potrafili udowodnić istnienia tych odległych światów. Olbrzymia większość znanych planet pozasłonecznych została odkryta przy pomocy metod pośrednich. Przedstawmy sześć z nich, które doprowadziły do sukcesu:
Astrometria
Polega na precyzyjnych pomiarach ruchu gwiazd po sferze niebieskiej, zaburzonego przez krążące planety (jeśli gwiazda ma planetę, wtedy pod wpływem grawitacji zatacza maleńkie kręgi bądź elipsy wokół wspólnego środka masy).
Pomiar prędkości radialnej
Gwiazda wraz ze swoją planetą (lub planetami) tworzy układ mas wzajemnie na siebie oddziałujących. Jak już wcześniej wspomniano, oba ciała obiegają wspólny środek masy układu, co oznacza, że gwiazda nie tylko kręci się wokół własnej osi, ale również przemieszcza sie w przestrzeni: raz zbliżając się do Ziemi(tam jest obserwator), raz od niej oddalając. Taka wędrówka powoduje, że linie widmowe badanej gwiazdy przesuwają się w stronę fioletu albo czerwieni (efekt Dopplera). Badając takie przesunięcie astronomowie potrafią z dużą dokładnością dowieść, ile i jak duże planety obiegają badaną gwiazdę.
Pulsary
Pulsar jest rodzajem gwiazdy neutronowej wyróżniającym się tym, że wysyła w regularnych, niewielkich odstępach czasu impulsy promieniowania elektromagnetycznego. Jeżeli pulsar posiada planetę, to jej obecność powoduje bardzo subtelne(rzędu mikrosekund i mniejsze) zaburzenia okresu jego obrotu (a zatem i pulsacji). Mierząc i analizując te zmiany, uzyskujemy informacje o danym układzie.
Metoda tranzytów
Polega ona na obserwacji przejść planety przed tarczą gwiazdy. Wtedy obserwowana jasność gwiazdy maleje i jesteśmy w stanie wyznaczyć promień planety (różnica jasności zależy od rozmiaru gwiazdy i planety).
Mikrosoczewkowanie grawitacyjne
Wykrywanie planet tą metodą polega na obserwowaniu gwiazd i znajdowaniu takich, które "zakrywają" inną, odleglejszą gwiazdę. W sytuacji takiej gwiazda zdaje się być jaśniejsza, nawet kilkakrotnie. Obserwując krzywą zmiany jasności podczas zakrycia (co może trwać kilka miesięcy) uzyskujemy informację o ewentualnych planetach, które "pojawiają" się na krzywej jako odchylenia. Planety pojawiają się na krzywej, ponieważ swoją masą także zakrzywiają światło odległej gwiazdy, w ten sposób oznajmiając nam swoje istnienie.
Dyski protoplanetarne
Dysk protoplanetarny jest to zagęszczenie pyłów i gazów wokół młodej gwiazdy w kształcie dysku. Zaczyna powstawać jeszcze przed rozpoczęciem reakcji jądrowej w centrum układu (protogwiazdy). Materia, z której się składa, pochodzi z obłoku wokół gwiazdy. Po rozpoczęciu reakcji jądrowej w gwieździe następuje zróżnicowanie pierwiastków zależne od odległości od jej centrum. Wewnątrz kondensują się ciężkie pierwiastki.
Po czasie około miliona lat dysk powinien zmienić się w grupę większych ciał (z powodu łączenia się drobin pyłu u większe fragmenty). Potem rozpoczyna się długi proces tworzenia planet.
Wszystkie wymienione wyżej metody są pośrednie. Obserwuje się jedynie pewne efekty związane z obecnością planety (planet) związanych grawitacyjnie z gwiazdą, nie zaś samą planetę (planety). Okazuje się bowiem, że bezpośrednie zarejestrowanie planety nie jest rzeczą łatwą. Wynika to z faktu niewielkiej odległości planety od gwiazdy w porównaniu z odległością "obserwator – układ" oraz z niewielkiej jasności planety w porównaniu z jasnością jego słońca. Mówimy, że planeta „tonie” w blasku gwiazdy. Stosując metody interferometryczne (wykorzystujące zjawisko interferencji), można uzyskać „przygaszenie” obiektu (gwiazdy) w centrum pola widzenia teleskopu i jednoczesne wzmocnienie blasku obiektu (planety), znajdującego się w niewielkiej odległości od tegoż centrum. Jeśli jednak rozdzielczość obrazu nie będzie wystarczająca, to powyższe zabiegi na niewiele się zdadzą. Istotne znaczenie ma tu nasza atmosfera. Z tego też względu teleskopy mające bezpośrednio wykrywać planety będą wynoszone na orbitę okołoziemską. Wpływ na rozdzielczość obrazu mają również wymiary obiektywu teleskopu.
Wykorzystane materiały:
Zobacz także
Artykuł dostępny jest na licencji: GNU Free Documentation License 1.2
Źródło: DeepSpace
Źródło: Róża Chojnacka