Twoja wyszukiwarka

MICHAŁ RÓŻYCZKA
CORAZ WIĘCEJ PLANET
Wiedza i Życie nr 6/2001
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 6/2001

Odkryto już ponad 60 pozasłonecznych planet. Nie znaleźliśmy dotąd planet podobnych do Ziemi, ani nawet wskazówek przemawiających za ich istnieniem. Ciągle jest jednak szansa, że gdzieś wokół sąsiednich gwiazd krążą planety podobne do naszej.

Niedługo będziemy obchodzić dziesiątą rocznicę odkrycia pierwszych planet pozasłonecznych, którego dokonał polski radioastronom Aleksander Wolszczan. Nie ma żadnej przesady w stwierdzeniu, że to historyczne wydarzenie dla astrofizyków okazało się prawdziwym szokiem. Mimo pewnych podobieństw do Układu Słonecznego (chodzi o masy planet i rozmiary ich orbit) Układ Wolszczana jest bowiem nieprawdopodobnie niezwykły. W jego centrum zamiast życiodajnej gwiazdy podobnej do naszego Słońca tkwi dziwaczny obiekt zwany fachowo pulsarem lub gwiazdą neutronową, który zamiast światła widzialnego emituje fale radiowe, promienie rentgenowskie i wysokoenergetyczne cząstki elementarne. Obiekt ten zmieściłby się w granicach wielkiej Warszawy, ale materii jest w nim więcej niż w Słońcu, a w jego wnętrzu cząstki elementarne są upakowane tak ciasno jak w jądrach atomowych. Można go wręcz uważać za gigantyczne jądro atomowe, którego głównym składnikiem są neutrony (stąd nazwa "gwiazda neutronowa"). Taki obiekt powstaje podczas wybuchu supernowej potężnej eksplozji kończącej życie gwiazdy o masie co najmniej dziesięciu mas Słońca. Wybuchająca gwiazda na pewno zniszczyłaby lub odrzuciła okrążające ją planety; jest więc jasne, że planety odkryte przez Wolszczana powstały już po wybuchu. W jaki sposób i z czego możemy się tylko domyślać. Najprawdopodobniej pulsar miał niewielkiego gwiazdowego towarzysza, który przeżył wybuch supernowej i powoli "parował" pod działaniem strumieni cząstek elementarnych. Część traconej przez niego materii ulatywała w przestrzeń międzygwiazdową, część zaś osadzała się w płaskim dysku okrążającym pulsar. Specjaliści uważają, że warunki panujące w takim dysku mogły sprzyjać formowaniu się planet, ale szczegóły historii Układu Wolszczana pozostają niejasne.

Odkrycie planet krążących wokół pulsara przyniosło wiele zagadek. Zarazem dowiodło, że procesy prowadzące do powstawania planet są rozpowszechnione znacznie szerzej, niż to sobie wyobrażano. Zachęceni tym poszukiwacze obcych układów planetarnych zdwoili wysiłki i na kolejną przełomową chwilę nie trzeba było długo czekać. W 1995 roku Michel Mayor i Didier Queloz z Obserwatorium Genewskiego znaleźli planetę przy najzwyklejszej, widocznej gołym okiem gwieździe 51 Pegasi (oznaczonej numerem 51 w gwiazdozbiorze Pegaza). Od tej pory doniesienia o odkryciu kolejnych układów planetarnych pojawiają się średnio raz na miesiąc, a liczba znanych nam planet krążących wokół innych słońc wynosi ponad sześćdziesiąt. W tej istnej planetarnej lawinie nie należy doszukiwać się niczego niezwykłego: po prostu zbieramy plon starannie zaplanowanych, wieloletnich programów obserwacyjnych, których część ruszyła jeszcze przed odkryciem dokonanym przez naszego rodaka. Skąd jednak wiedziano, czy takie programy warto planować i uruchamiać? Co skłoniło astronomów do podjęcia ryzyka?

Pierwsze wskazówki

Pierwsze dane sugerujące istnienie pozasłonecznych układów planetarnych otrzymano w końcu lat siedemdziesiątych. Początkowo wskazówki te były niejednoznaczne, ale już w 1984 roku opublikowano zdjęcie, które przekonało nawet najbardziej zatwardziałych sceptyków. Widnieje na nim płaski dysk otaczający gwiazdę b Pictoris (oznaczoną literą b w niewidocznym u nas gwiazdozbiorze Malarza, który poprawnie powinno się nazywać gwiazdozbiorem Sztalug). b Pictoris (krótko: b Pic) znajduje się w odległości 63 lat świetlnych od nas i jest gwiazdą podobną do Słońca, lecz znacznie od niego młodszą (jej wiek nie przekracza 100 mln lat, podczas gdy Słońce liczy sobie ok. 4.5 mld lat). Obserwując ją, widzimy zatem kadr z filmu pokazującego naszą odległą przeszłość, która ku zadowoleniu twórców teorii ewolucji Układu Słonecznego wygląda tak, jak to sobie wyobrażaliśmy.

Zgodnie z ową teorią wokół młodego Słońca wirował gazowo?pyłowy dysk protoplanetarny. Z upływem czasu zawarta w nim materia częściowo osiadała na powierzchni naszej gwiazdy, częściowo ulatywała w przestrzeń międzygwiazdową, a częściowo zlepiała się w nieforemne, krążące wokół Słońca bryły o rozmiarach kilku kilometrów zwane planetozymalami. Zderzenia planetozymali prowadziły do powstania większych obiektów, z których z kolei uformowały się "dojrzałe" planety. Wszystkie te procesy powodowały zmniejszanie się masy zawartej w dysku materii rozproszonej (zarówno gazowej, jak i pyłowej). Początkową masę dysku protoplanetarnego oszacowano na co najmniej 100 mas Jowisza (czyli 30 000 mas Ziemi). Gazy i pyły znajdujące się w dysku ß Pic mają masę zaledwie stukrotnie większą od Ziemi, co oznacza, że mamy do czynienia z obiektem ewolucyjnie zaawansowanym. Jest więc wysoce prawdopodobne, że kryje on w sobie rój planetozymali, a być może nawet planety.

Dyskowe niespodzianki

Wiele innych kadrów filmu ukazującego przeszłość Układu Słonecznego obejrzano w minionym dziesięcioleciu za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a. Widać na nich dyski o różnych rozmiarach i różnej grubości, które jednak podlegają wyraźnym prawidłowościom. Przede wszystkim krążą wyłącznie wokół gwiazd młodych (najmłodsze z nich liczą sobie zaledwie parę milionów lat). Po drugie starsze gwiazdy mają mniej masywne dyski. Po trzecie materia wypływa z dysków w przestrzeń międzygwiazdową. Najważniejsze przewidywania teorii planetogenezy zostały tym samym potwierdzone, ale... jak to często bywa w nauce, pojawiły się nowe zagadki. Zaobserwowano mianowicie niezwykle spektakularną, a jednocześnie opierającą się wszelkim próbom zrozumienia formę "ucieczki" materii z dysków. W wielu przypadkach tworzy ona dwie wąskie strugi (tzw. dżety), które płyną w przeciwległych kierunkach wzdłuż osi obrotu dysku z prędkością kilkuset km/s, rozciągając się na długości do kilku lat świetlnych. Niemal wszyscy astrofizycy są zgodni co do tego, że za ogniskowanie i rozpędzanie materii płynącej w dżetach odpowiada generowane w dysku pole magnetyczne. Żaden z nich nie może jednak powiedzieć, jak to się dokładnie odbywa...

Widać zatem, że programy poszukiwań pozasłonecznych układów planetarnych miały solidny fundament zarówno teoretyczny (planety powstają w dyskach, które towarzyszą młodym gwiazdom), jak i obserwacyjny (dyski po prostu widać). Dlaczego jednak na ich wyniki trzeba było czekać aż kilka lat? Czy nie można obcych planet po prostu obejrzeć przez dostatecznie duży teleskop? Otóż nie można. Przenieśmy się na najbliższą gwiazdę, która leży w odległości 4.3 roku świetlnego od Układu Słonecznego. Oglądany stamtąd Jowisz jest oddalony zaledwie o 0.1˘˘ od Słońca, od którego świeci miliard razy słabiej (0.1˘˘ to kąt, pod jakim widać dziesięciogroszówkę z odległości 20 km). Nie ma na Ziemi (ani na orbicie!) przyrządów, które mogłyby "rozdzielić" taką parę, i nie będzie ich jeszcze przez co najmniej kilka lat. Krótko mówiąc, żadnej planety pozasłonecznej nikt jeszcze nie ujrzał (co więcej, nie miał na to żadnych szans). Poszukiwania tych obiektów trzeba było zaplanować zupełnie inaczej. Na przykład metodą obserwacji tzw. przejść.

Gdy planeta przechodzi...

15 listopada 1999 roku Merkury przesunął się na tle tarczy Słońca (z lewej; zjawisko to można było obejrzeć w Ameryce). Blask Słońca uległ nieznacznemu zmniejszeniu, ponieważ część tarczy była wtedy zasłonięta (z prawej)

Między Ziemią a Słońcem krążą dwie planety: Merkury i Wenus. Każda z nich co jakiś czas przesuwa się na tle tarczy słonecznej. Astronomowie to zjawisko nazywają po prostu "przejściem". Podczas przejścia blask Słońca nieznacznie słabnie, ponieważ niewielka część jego tarczy jest zasłonięta. Dokładnie to samo zaobserwujemy, gdy między nami a odległą gwiazdą znajdzie się okrążająca ją planeta: blask gwiazdy osłabnie, pozostanie przez pewien czas obniżony, po czym powróci do pierwotnego poziomu. Wykrywanie planet metodą przejść wydaje się proste, ale w praktyce nastręcza wiele trudności. Nawet gdy mamy do czynienia z obiektem wielkości Jowisza, zmiana blasku gwiazdy jest minimalna (ok. 1%). Mało tego - przejście Jowisza na tle Słońca (widziane oczywiście nie z Ziemi, lecz spoza Układu Słonecznego) zdarza się raz na 12 lat, a ujrzeć je mogą tylko ci obserwatorzy, którzy znajdują się blisko płaszczyzny orbity tej planety.

Wynika stąd, że musimy przez kilkanaście lat dokładnie mierzyć jasności bardzo wielu gwiazd (nie wiemy przecież od razu, które z nich mają planety, ani które z tych planet krążą po odpowiednio względem nas usytuowanych orbitach), aby zaobserwować pojedynczy przypadek przejścia planety podobnej do Jowisza przed tarczą okrążanej przez nią gwiazdy. Trudności te sprawiły, że wśród ponad 60 odkrytych dotychczas planet zaledwie jedna dała się "przyłapać" na przejściu, a i to tylko dlatego, że już uprzednio wiedziano o jej obecności. Owa jedynaczka okrąża znajdującą się w gwiazdozbiorze Pegaza (lecz w żaden sposób nie związaną z 51 Pegasi i niewidoczną gołym okiem) gwiazdę skatalogowaną przez astronomów pod numerem HD 209458, która leży w odległości 153 lat świetlnych od Słońca i jest jego niemal idealną bliźniaczką zarówno pod względem rozmiarów, jak i wieku.

...i gdy kręci gwiazdą

Mierząc jasność gwiazdy, można uchwycić moment, w którym na jej tarczę nasuwa się planeta (u góry). Dolny rysunek jest zapisem obserwacji pierwszego takiego zjawiska zaobserwowanego poza Układem Słonecznym (gwiazda HD 209458)

Wszystkich niekontrowersyjnych odkryć planet pozasłonecznych (także w przypadku HD 209458) dokonano, śledząc nie przejścia, lecz drobne ruchy wymuszane przez planety na gwiazdach. Stwierdzenie, że planety obiegają Słońce, jest prawdziwe tylko w przybliżeniu. W rzeczywistości i planety, i Słońce obiegają środek masy Układu Słonecznego. Zredukujmy dla uproszczenia nasz układ planetarny do jednego tylko Jowisza (który zawiera znacznie więcej materii niż wszystkie pozostałe planety łącznie). Okaże się wtedy, że w tempie podyktowanym przez okres obiegu Jowisza po orbicie, czyli raz na 12 lat, Słońce zatacza okrąg o promieniu 720 000 km, poruszając się przy tym z prędkością 12 m/s. Odległy obserwator, który nic nie wie o istnieniu Jowisza, zauważy, że przez sześć lat Słońce oddala się od niego, a przez następne sześć lat przybliża (aby to dostrzec, nie musi się znajdować ani w płaszczyźnie orbity Jowisza, ani nawet blisko niej; nie może jednak patrzeć na nią "wprost z góry", ponieważ w takim przypadku odległość między nim a Jowiszem oraz między nim a Słońcem w ogóle nie będzie się zmieniała).

Fale świetlne są "rozciągane" (poczerwienione), gdy gwiazda oddala się od obserwatora i "ściskane" (poniebieszczone), gdy się do niego zbliża. Obserwując te zmiany, można zmierzyć prędkość ruchu gwiazdy względem obserwatora. Dolny rysunek pokazuje wynik takich pomiarów (ujemna prędkość oznacza zbliżanie się gwiazdy; dodatnia – oddalanie)

Wielkość zmian prędkości gwiazdy i okres, po którym te zmiany zaczynają się powtarzać, są związane z masą planety oraz z rozmiarami jej orbity. Na przykład gdyby Jowisz znajdował się pięć razy bliżej Słońca, to okres zmian prędkości Słońca skróciłby się do jednego roku; gdyby zaś przy zachowaniu odległości masę Jowisza zwiększono pięciokrotnie, to prędkość Słońca wzrosłaby do 60 m/s. Analiza zmian prędkości obserwowanej gwiazdy pozwala wyznaczyć promień orbity planety oraz stopień odkształcenia orbity od okręgu. Nieco gorzej jest z masą planety, obserwacje prędkości dają bowiem nam tylko jej dolne ograniczenie (które mówi, że daną gwiazdą "porusza" planeta o masie nie mniejszej niż np. 2 masy Jowisza).

Porażka teorii

Układ v Andromedy w porónaniu z Układem Słonecznym

Teoria planetogenezy przewidywała, że orbity planet powinny być niemal kołowe i że planetarne olbrzymy (u nas reprezentowane przez Jowisza i Saturna) mogą powstawać jedynie w dużych odległościach od swych gwiazd, osiągając masy co najwyżej niewiele większe od Jowisza. Jednak już w przypadku 51 Pegasi wyniki obserwacji zupełnie się z nią nie zgadzały. Planeta towarzysząca tej gwieździe ma wielkość Jowisza, lecz krąży po orbicie o promieniu dwudziestokrotnie mniejszym od promienia orbity Ziemi, czyli niemal ośmiokrotnie mniejszym od promienia orbity Merkurego (jej rok trwa zaledwie 4.23 ziemskiej doby)! Szybko też zorientowano się, że "syntetyczny układ pozasłoneczny" w niczym nie przypomina naszej własnej rodziny planetarnej. Przypatrując mu się, zauważamy, że aż 70% planet pozasłonecznych ma orbity spłaszczone znacznie silniej niż większość planet naszego układu, zaś ponad 50% krąży bliżej swych gwiazd niż Merkury. Mało tego, do dziś nie wykryto planet mniejszych od Saturna (czemu nie należy się jednak dziwić, ponieważ stosowane obecnie metody są zbyt mało czułe), za to w kilku przypadkach natrafiono na zupełnie nie mieszczące się w teorii giganty o masie ponaddziesięciokrotnie większej od masy Jowisza!

Wędrujące olbrzymy

Zbiorczy układ pozasłoneczny, w którym wszystkie planety krążyłyby wokół jednej gwiazdy, wyglądałby zupełnie inaczej niż nasz. Błękitny okrąg to orbita Ziemi

Niezwykłe cechy pozasłonecznych układów planetarnych próbuje się objaśniać skomplikowanymi oddziaływaniami, które zachodzą we wczesnych fazach ewolucji między formującymi się dopiero planetami i ciągle jeszcze masywnymi dyskami. Możemy podać jakościowe objaśnienia niektórych obserwacji (wiadomo na przykład, że w pewnych warunkach grawitacyjne siły dysku mogą "spłaszczyć" orbitę krążącej w nim planety), ale droga do odtworzenia historii konkretnych obiektów jest wciąż daleka.

Obecnie wykrywamy tylko planety o dużych masach, krążące blisko swych słońc (trójkąty). Znajdując się na jednej z sąsiednich gwiazd, nie wykrylibyśmy ani jednej z planet Układu Słonecznego (kwadraty). Granicę naszych możliwości wskazuje niebieska linia. Oś pozioma: odległość planety od gwiazdy mierzona w promieniach orbity Ziemi. Oś pionowa: masa planety mierzona w masach Jowisza

W najlepiej zbadanym układzie HD 209458 znamy dokładną masę planety (0.63 masy Jowisza) i jej rozmiary (1.6 średnic Jowisza). Obiekt ten ma gęstość pięciokrotnie mniejszą od wody, co oznacza, że jest zbudowany w głównej mierze (być może wyłącznie) z gazu. Obecność rozdętej gazowej planety w tak niewielkiej odległości od gwiazdy daje się wytłumaczyć w jeden tylko sposób: jej narodziny miały miejsce gdzieś w centrum lub nawet na peryferiach dysku. Wkrótce wskutek grawitacyjnego oddziaływania z dyskiem jej orbita z okręgu lub elipsy przekształciła się w ciasno zwiniętą spiralę, po której planeta powoli zbliżała się do gwiazdy. Wędrówka poprzez dysk została w pewnym momencie wstrzymana (orbita ponownie przekształciła się w okrąg), ale kiedy dokładnie i przez jakie czynniki tego nie wiadomo.

Czy jest tam kto

Jeżeli na drodze wędrującego olbrzyma znajdowały się jakieś małe planety, zostały bezpardonowo zepchnięte w rozżarzoną otchłań obieganej przez nie gwiazdy. Taki właśnie los spotkałby Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa, gdyby w zaraniu dziejów Układu Słonecznego zachciało się wędrować Jowiszowi. W układach typu 51 Pegasi i HD 209458 na pewno nie znajdziemy planet ziemiopodobnych, na których mogłoby rozwijać się życie podobne do ziemskiego. Nie wydaje się też, by jakiekolwiek, nawet najprymitywniejsze istoty mogły żyć w gazowych otoczkach planetarnych olbrzymów. W znanych układach pozasłonecznych warunki sprzyjające rozwojowi życia można znaleźć jedynie na księżycach niektórych planet?olbrzymów ile oczywiście takie księżyce istnieją. Pesymizm tych wniosków jest jednak tylko pozorny. Ogromne planety na dziwnych orbitach znaleziono tylko u ok. 5% przebadanych gwiazd. Przy pozostałych 95% jest dość miejsca na układy podobne do słonecznego, które zaczniemy wykrywać za kilka lat, gdy w kosmosie znajdzie się konstruowana specjalnie w tym celu aparatura. Nie traćmy więc nadziei! Szansa na to, że wokół sąsiednich gwiazd krążą planety podobne do Ziemi, jest wciąż duża.