Pozasłoneczne planety odkrywamy masowo - tylko czy one naprawdę tam istnieją?

Tym razem zastanowimy się nad wcale nie takim nudnym zagadnieniem. A mianowicie odpowiedzią na pytanie, czy planety pozasłoneczne, których odkryliśmy już wiele tysięcy, faktycznie istnieją. Przecież nikogo nie było tam na miejscu, by potwierdzić istnienie lub nie globów, które z taką dużą dozą pewności opisują naukowcy i przedstawiają artystyczne wizje. Ostrzegam, odpowiedź może nie być w pełni satysfakcjonująca, ale i tak warto ją poznać.

Czy wiecie jak odkryto pierwszy planetarny układ inny niż nasz własny? Odkrycie ogłoszono w 1992 roku. Zespół radioastronomów, którym kierował Aleksander Wolszczan i Dale Frail, opublikował analizy pulsacji pulsara (typ szybko rotującej gwiazdy neutronowej). Wynikało z nich, że regularność pulsów z jakich słyną pulsary jest zakłócana przez coś niewidocznego. Stworzone modele, które miały wyjaśnić zakłócenia, sugerowały istnienie na orbicie wokół tegoż pulsara ciał niebieskich - planet.

Tak, planet, choć 25 lat temu wydawało się to niesamowite, szczególnie ze względu na miejsce gdzie je odkryto. Czyli na pogorzelisku po gwieździe, która zakończyła swoje życie jako pulsar. A taka ścieżka ewolucji wiąże się z bardzo gwałtowną eksplozją. Mimo to przetrwało kilka obiektów, które zachowały żelazną (w dosłownym tego słowa znaczeniu) strukturę. Szans na życie raczej tam nie ma, bo ich powierzchnia jest omiatana bardzo silnym strumieniem promieniowania rentgenowskiego, które emituje cyklicznie pulsar.

Wizja artystyczna planety obiegającej pulsar (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC))

Podobnie jak nie ma raczej szans byśmy za naszego życia mogli zobaczyć, czy te obiekty faktycznie istnieją, a nie są produktem idealnie pasującego jako wyjaśnienie modelu matematyczno-fizycznego.

Planety odkryte przez zespół Wolszczana są wyjątkowe, ale to nie jedyny taki układ. Obecnie znamy 7 pulsarów okrążanych przez planety.

Niemniej znakomita większość innych planet odkrywana jest na orbicie gwiazd będących na dużo wcześniejszym etapie ewolucji i podobnych do naszego Słońca lub sporo mniejszych. Czy to oznacza, że możemy je zobaczyć? Najpierw zobaczmy jak astronomowie odkrywają planety.

Obecnie istnieją 4 podstawowe techniki wykrywania efektów, które wywołują planety pozasłoneczne w uformowanych już układach. Celowo nie mówię, wykrywania planet, bo dopiero po analizie danych i dopasowaniu modeli można postulować istnienie planet. Trzy z nich wykorzystują zjawiska, których podstawy dobrze znamy ze szkoły.

Pierwsza i najstarsza z technik to szukanie zmian w prędkości radialnej gwiazdy - pierwszą planetę wokół gwiazdy 51 Peg odkryto w taki sposób w 1995 roku (podobne efekty raportowano już w 1988 roku, ale próbowano je błędnie tłumaczyć zachowaniem samej gwiazdy). Mówiąc inaczej gwiazda i planety tworzą układ, który porusza się wokół środka masy. Te zmiany położenia są bardzo niewielkie, ale w widmie gwiazdy można zobaczyć dopplerowskie przesunięcia linii, które są wynikiem ruchu gwiazdy do nas i od nas.

Druga z technik to pomiary astrometryczne. Czyli podobnie jak w pierwszej technice zauważamy ruch gwiazdy wokół środka masy, ale tym razem w osi prostopadłej do kierunku obserwacji. I zamiast obserwacji widma, obserwujemy wizualną zmianę położenia gwiazdy. Dostrzeżenie tych zmian jest bardzo trudne - jak dotychczas wykryto tak tylko jedną planetę.

Każda z powyższych technik ma swoje ograniczenia. Nie wymagają one co prawda, by planety poruszały się idealnie prostopadle do kierunku obserwacji lub zgodnie z nim, ale im większe odchylenie od idealnego przypadku tym trudniej wykryć zakłócenia.

Trzecia z technik to obserwacje zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego (to zjawisko grawitacyjnego wzmacniania światła, gdzie masa działa jak soczewka). Obserwacje samego zjawiska służą innym celom, ale modelową zmianę jasności soczewkowanej gwiazdy w wyniku mikrosoczewkowania może zaburzyć obecność planet, które wchodzą w skład soczewkującego obiektu. Wykrycie w ten sposób planet wymaga dość licznych obserwacji na szczęście zespoły badawcze (w tym polski OGLE) są w stanie wykryć odpowiedni moment.

Co ciekawe, w ten sposób można wykryć też samotne planety wyrzucone z układów podczas ich tworzenia (zjawisko mikrosoczewkowania zależy bowiem nie tylko od masy, ale też od geometrii, co oznacza, że nawet mała masa może wywołać zauważalny efekt). Te gwiazdy samotnie przemierzają one kosmos i stąd taka ich polska nazwa.

Czwarta technika jest najpopularniejsza, w ten sposób odkryto ponad 2700 planet. Polega ona na obserwacjach zaćmień jakie są efektem przesłonięcia gwiazdy przez obiegające ją planety. W ten sposób wykryto planety wokół TRAPPIST-1. Technikę tę nazywa się poszukiwaniem tranzytów, ma ona kilka wariantów.

Planety o różnych rozmiarach, na różnych orbitach w różnym stopniu zmniejszają blask gwiazdy

Wykorzystują ją astronomowie na Ziemi, teleskop kosmiczny Kepler, podobnie będzie też pracowała sonda TESS, której start ma nastąpić w ciągu najbliższego roku. Będzie ona obserwować całe niebo, a nie tylko niewielki jego wycinek jak Kepler.

Liczba łącznie odkrytych powyższymi sposobami i potwierdzonych do tej pory planet wynosi około 3400 (z tego 578 w układach z więcej niż jedną planetą), na weryfikację czeka prawie 2500 kolejnych. Znajdują się one w różnych odległościach, od kilku do około 7 tysięcy lat świetlnych (niektóre obiekty wykryte przez OGLE znajdują się jeszcze dalej). Mamy już sporą próbkę różnych rozmiarów i mas - od planet wielkości Ziemi do planet większych niż Jowisz.

Tę listę uzupełniają planety odkryte w bardziej egzotycznych układach - oprócz wspomnianych pulsarów, także układach zaćmieniowych (układ wielokrotny, z przynajmniej dwoma gwiazdami, które wzajemnie się przesłaniają).

Powyższy wykres pokazuje porównanie odległości od gwiazdy (oś X) do masy planety pozasłonecznej (oś Y). Kolory oznaczają różne techniki detekcji. Jasnożółtym kolorem oznaczono planety Układu Słonecznego, na zielono kolory te wykryte techniką tranzytów, na czerwono techniką pomiaru prędkości radialnej. Na obu osiach mamy skalę logarytmiczną. Odległośc od gwiazdy jest podana jako ułamek lub wielokrotność odległości od linii sniegu (niebieska pionowa linia), czyli odległości powyżej której woda w dysku protoplanetarnym (tym z którego postaje układ planet) ulega zestaleniu.

Dla każdej gwiazdy jest to inna odległość, dlatego wyrażono ją w każdym przypadku jako równą 1, ułatwiając porównanie własności odkrytych układów do Układu Słonecznego. Jest to też świetny przykład kumulacji informacji poprzez wyrażenie danych w niestandardowy sposób. Dla laika taki wykres może być trudny do zrozumienia, dla astronoma zastępuje kilka prostszych wykresów. 

Pozostaje pytanie.

Widzieliście kiedyś zaćmienie Słońca? Nawet jeśli nie na żywo, to wiecie że w jego trakcie Księżyc przesłaniając tarczę naszej gwiazdy blokuje jej blask i sprawia, że możemy zobaczyć gwiazdy nie tylko w pobliżu Słońca, ale i na całym niebie. W podobny sposób, poprzez sztuczne izolowanie światła gwiazdy macierzystej można próbować dojrzeć obiegające je planety.

Te planety znajdują się na orbicie gwiazdy HR8799 w odległości 129 lat świetlnych od Ziemi. Dysk gwiazdy nie jest przesłonięty idealnie, ale w wystarczającym stopniu (źródło: Keck)

Instrumenty, które wykorzystuje się w tym celu nazywamy koronografami. Trudność jaką sprawia stosowanie takiej techniki obrazowania polega na kłopotliwości idealnego przesłonięcia gwiazdy. Przeszkadza w tym nie tylko kłopotliwość pozycjonowania teleskopu, ale też ograniczona rozdzielczość, która wymusza zebranie bardzo dużej liczby danych. Poza tym wskazane jest zastosowanie optyki adaptatywnej, by wyeliminować drgania atmosfery wpływające destrukcyjnie na rozdzielczość obrazu.

Małe magnesiki stanowiące element zwierciadła w układzie optyki adaptatywnej w teleskopie LBT (foto: R. Cerisola)

Symulacja poprawy ostrości obrazu po zastosowaniu systemu optyki adaptatywnej

Istnieją też inne techniki, w których zamiast koronografu stosuje się sensory szybko integrujące i odczytujące sygnał. Sygnał jest analizowany za pomocą różnych algorytmów odejmowania obrazów (w skrócie, chodzi o fakt, że różnica pokaże to co się zmienia - w tym przypadku pozycję gwiazdy, a wygasi sygnał stały). Pozwalają one odjąć od obrazu nieba sygnał gwiazdy i wzmocnić tym samym obraz planety. Można też analizować światło gwiazdy w różnych długościach fal tak by wyeliminować jej blask, a pozostawić blask planety.

Wizualne obserwacje planet na orbicie odległych gwiazd są przyczynkiem do potwierdzenia tezy, że nasze techniki obserwacyjne działają prawidłowo, a interpretacja wyników z bardzo dużym prawdopodobieństwem jest słuszna.

Pierwsza zaobserwowana wizualnie planeta to obiekt obiegający brązowego karła (niepełnoprawną gwiazdę) - niewielka jasność ułatwiła detekcję

Czasem sama planeta pomaga w detekcji. 51 Eridani b to jedna z najmniejszych zaobserwowanych planet (przypomina Jowisza, znajduje się mniej więcej w takiej odległości jak Saturn od Słońca), która na obecnym etapie ewolucji sama mocno świeci w podczerwieni.

W tym momencie należy uzupełnić naszą listę technik wykrywania planet pozasłonecznych o bezpośrednie obrazowanie. Jest to już możliwe, choć liczba odkrytych w ten sposób bezpośrednio planet jest niewielka. Wadą tej techniki jest fakt, że nie zadziała ona skutecznie w przypadku bardzo odległych obiektów podobnie jak astrometria, a sama planeta musi znajdować się stosunkowo daleko od swojego słońca i być bardzo jasna, a zarazem masywna. 

Obrazy planet pozasłonecznych, którymi raczą nas od dekady astronomowie, nie są jak widać zbyt mocno przemawiające do wyobraźni. Dlatego, co musielibyśmy zrobić, by...

Etapem w naszym odkrywaniu nieznanego, który bardzo silnie wpłynie na nasz światopogląd, będą obserwacje, które pozwolą zobaczyć coś więcej niż kropkę oznaczającą gwiazdę, coś więcej niż tylko linie w widmie, których analiza daje podstawę do podejrzewania istnienia atmosfery. Obserwacje na tyle dużej rozdzielczości, by z pikseli móc wywnioskować choćby podstawowe informacje o wyglądzie planety. Bezpośrednio.

Jak takie obserwacje mogłyby wyglądać? Przypomnijmy sobie zdjęcie wykonane przez sondę Cassini, które oprócz Saturna i jego pierścienie w tle pokazuje naszą Ziemię i Księżyc. Wiadomo, skala odległości w przypadku planet pozasłonecznych będzie całkowicie inna, a to oznacza potrzebę stosowania lepszych teleskopów. Kamera w Cassinim ma tylko 18 cm średnicy, budowane obecnie super-teleskopy mają średnicę 25 i więcej metrów (niedługo więcej o nich napiszemy).

Tak Ziemię i Księżyc widzą kamery Cassiniego z odlegości jedynie 0,00014 roku świetlnego.

Technika koronografu może okazać się przydatna przy wystarczająco czułym instrumencie. Tak miał działać postulowany teleskop New Worlds, który wykorzystywałby specjalną przesłonę unoszącą się w przestrzeni kosmicznej daleko od sondy-teleskopu. Na razie jednak brak postępów w realizacji tej misji.

Niestety nie oznacza to, że niebawem ujrzymy lądy i oceany na drugiej Ziemi. Rozdzielczość tych urządzeń choć większa niż obecnych instrumentów nadal będzie zbyt mała, by pokazać dokładnie powierzchnie tak małej planety jak Ziemia.

Symulacje sugerują, że dopiero zastosowanie ogromnej grupy kilkumetrowych teleskopów rozmieszczonych w kosmosie w odległościach setek kilometrów, dałoby obraz podobny jak na ilustracji poniżej.

Na szczęście, astronom to tez dobry detektyw. Ze szczątków informacji jest w stanie odtworzyć całkiem sensowny obraz. W przypadku masywnych planet (czyli gazowych gigantów) można też analizować efekty jakie wywołuje atmosfera, by dopasować modele opisujące tworzenie się chmur. Taka technika wymaga obserwacji o bardzo dużej precyzji w różnych długościach fal. Dlatego nawet jeśli w najbliższej przyszłości nie zobaczymy bezpośrednio drugiej Ziemi, to nowa generacja teleskopów i aparatury pomiarowej bardzo odmieni nasze wyobrażenie na temat pozasłonecznych światów. Czekamy z niecierpliwością.

Źródło: Inf. własna, SETI, NASA, JPL, ESO (źródła obrazów)