Akmenėliai danguje: kaip ieškoma planetų prie kitų žvaigždžių

Istorija

Idėją, kad Žemė nėra vienintelis „pasaulis“, kėlė dar Antikos filosofai. Visgi, tais laikais tai ir tebuvo filosofija, ir tie kiti „pasauliai“ lygiai taip pat galėjo būti ir fantastinės šalys, ir kosmoso tolybėse skriejančios planetos, ir tiesiog alegoriški vaizdiniai. Kažką moksliško apie kitų planetų egzistavimą rašė Džordanas Brunas XVI amžiuje ir Izaokas Niutonas XVIII amžiaus pradžioje. Tiesa, tuo metu dar nebuvo iki galo sutarta, ar kitos Saulės sistemos planetos yra panašūs į Žemę apvalūs dideli daiktai, ar tik šviesuliukai dangaus skliaute, tad ir Niutono rašiniai liko tik apytikriai pamąstymai.

Rimčiau apie planetų prie kitų žvaigždžių egzistavimą buvo pradėta galvoti tik XIX amžiuje, kai vis gerėjantys stebėjimo prietaisai leido pažvelgti į žvaigždes „iš arti“ ir suprasti, jog jos daug kuo panašios į mūsų Saulę. Bet ir tada tos mintys tebuvo teorinės ir niekam nepavyko šalia žvaigždės pamatyti skriejančio mėlyno debesuoto akmenėlio. Daugelis mokslininkų suprato, kad taip yra dėl to, kad teleskopai dar gerokai per prasti, bet buvo ir tokių, kurie visai rimtai kūrė teorijas apie tai, jog Saulės sistema yra išskirtinis objektas ir tokių likusioje Visatoje jei ir yra, tai vos vienas kitas. Nuo to laiko dar šimtą metų mūsų supratimas apie Visatą plėtėsi visose srityse, išskyrus šią. Sužinojome apie kitų galaktikų egzistavimą, aptikome dvinares ir daugianares žvaigždes, tyrinėjome juodąsias skyles, supratome, kaip prabėga žvaigždžių gyvenimai... Bet planetų prie kitų žvaigždžių kaip nebuvo, taip nebuvo. Tiesa, keletą kartų buvo pranešta apie neva aptiktas planetas, bet visi tokie pareiškimai paaiškėdavo besą klaidingi.

Galiausiai viskas aukštyn kojomis apsivertė 1992-aisiais metais, kai du astronomai, Aleksandras Volščanas (Aleksander Wolszczan) ir Deilas Freilas (Dale Frail) pranešė aptikę planetą, besisukančią aplink pulsarą (seniai „mirusią“ žvaigždę su labai stipriu magnetiniu lauku) PSR 1257+12. Gana greitai prie to pulsaro buvo aptikta ir dar viena planeta. Tai buvo stebėtinas atradimas ne tik dėl to, kad pirmą sykį užfiksuota planeta už Saulės sistemos ribų, bet ir dėl to, kad ji atrasta kone mažiausiai tikėtinoje vietoje – labai arti žvaigždės liekanos. Ta žvaigždė merdėdama turėjo išsiplėsti į raudonąją milžinę ir tokias planetas tiesiog „suvalgyti“. Nenuostabu, kad nuo tada smarkiai suaktyvėjo bandymai rasti ir daugiau planetų.

Šie bandymai buvo tikrai sėkmingi. Nors ir prireikė trejų metų, bet 1995-aisiais buvo aptikta pirma planeta prie pagrindinės sekos žvaigždės – Pegaso 51. Ji neoficialiai pakrikštyta Belerofonu – graikų mitologijoje tai buvo herojus, sutramdęs sparnuotąjį žirgą pegasą. Po šios planetos atradimo, jų atrandama vis daugiau ir daugiau. Iki šių metų pradžios jų atrasta daugiau nei penki šimtai, o prieš savaitę skaičių patrigubino paskelbti Keplerio kosminio teleskopo stebėjimų duomenys.

Paieškų metodai

Taigi planetų už Saulės sistemos ribų žinoma jau tikra gausybė. Atrandamos jos įvairiais būdais, dažniausiai pagal tai, kokią įtaką daro savo žvaigždėms „šeimininkėms“. Pagrindiniai būdai yra du.

Pirmasis, kuriuo aptikta daugiausia planetų (neskaitant šviežių Keplerio naujienų) – tai radialinių greičių (angl. radial motion) metodas. Jis remiasi žvaigždės spektro pokyčiais, šiai judant. Jei žvaigždė mūsų atžvilgiu visiškai nejudėtų, jos spektre matytume daugybę plonyčių įvairių elementų – daugiausiai vandenilio – emisijos linijų, identiškų gaunamoms tiriant tokias pačias dujas laboratorijoje. Paprastai kiekviena žvaigždė nuo mūsų tolsta arba prie mūsų artėja dėl skirtingo jos ir Saulės sukimosi Galaktikoje. Tai pasireiškia spektrinių linijų poslinkiu atitinkamai į ilgesnius bangos ilgius (raudonasis poslinkis) arba trumpesnius (mėlynasis poslinkis). Taip pat žvaigždė dar ir sukasi, dėl to viena jos pusė nuo mūsų tolsta, o kita artėja.

Šitaip dėl to paties Doplerio poslinkio spektrinės linijos „išskysta“, t.y. prasiplečia į abi puses. Bet visi šitie pokyčiai yra statiški: jei ir kinta, tai tik per šimtus ar tūkstančius metų. O jei sistemą sudaro ne viena žvaigždė, bet ir kiti kūnai (kita žvaigždė dvinarėje sistemoje, arba planeta mus dominančiu atveju), tai visa sistema sukasi aplink savo masės centrą, kuris nėra tiksliai žvaigždės centre. Štai pavyzdžiui mūsų Saulės sistemos masės centro padėtis nuolat kinta, tačiau vien Saulės ir Jupiterio sistemos masės centras yra netgi už Saulės ribų. Šitaip besisukančioje sistemoje, žvaigždė juda nedideliu apskritimu ar elipse. Pažiūrėjus į tokią žvaigždę iš šalies, jei žiūrima ne visiškai tiksliai „iš viršaus“ (t.y. ne statmenai sukimosi plokštumai), žvaigždė kartais skrieja mūsų link, o kartais – tolyn (lyginant su vidutiniu judėjimo Saulės atžvilgiu greičiu). Šis judėjimas ir vadinamas spinduliniu arba radialiniu (angl. radial motion). Spektre jis pasireiškia emisijos linijų „mėlynavimu“ arba „raudonavimu“, bet tie pokyčiai kartojasi periodiškai. Taigi jei žvaigždės spektras užfiksuojamas pakankamai dažnai ir tas daroma pakankamai ilgai, galima pamatyti šį periodišką linijų „slankiojimą“, kuris ir reiškia, jog aplink žvaigždę skrieja planeta.

Šis būdas turi daug privalumų lyginant su kitais. Visų pirma, mokslininkai jau seniai žino, kaip matuoti spektrus, ir spektroskopai yra labai tikslūs. Įmanoma nustatyti vos 1 m/s žvaigždės greičio pokytį. Palyginimui, dėl Jupiterio įtakos Saulės greitis svyruoja ±13 m/s intervale. Šis greičio pokytis priklauso ir nuo planetos masės, ir nuo jos atstumo iki žvaigždės. Tačiau atstumą apskaičiuoti galima ir iš orbitos periodo, t. y. planetos metų trukmės. Žinant šiuos du dydžius, galima nustatyti ir planetos masę. Tiksliau sakant, nustatoma yra tik masės apatinė riba, nes rezultatas priklauso nuo nežinomo kampo tarp mūsų stebėjimo linijos ir sistemos orbitinės plokštumos. Šis kampas, vadinamas orbitine inklinacija (angl. orbital inclination), yra turbūt didžiausia problema nustatinėjant įvairius egzoplanetų parametrus, nes jį išmatuoti beveik neįmanoma. Bet kuriuo atveju, šis metodas yra labai jautrus nedideliems pokyčiams, taigi galima aptikti labai įvairias planetas – ir arti esančias, ir toli, ir mažas, ir dideles…

Jei sistemoje yra daugiau nei viena planeta, žvaigždės judėjimo trajektorija iš elipsės pavirsta į sudėtingą figūrą. Bet ir tokioje figūroje yra užkoduoti svyravimai, tik dabar jau nebe vienu, o keliais periodais, atitinkančiais kiekvienos planetos metus. Šiuos svyravimus galima išskaidyti į sudedamąsias dalis ir taip išsiaiškinti visų planetų parametrus.

Antras labai dažnai naudojamas egzoplanetų aptikimo metodas, kuriuo Keplerio teleskopo komanda ir aptiko daugiau, nei tūkstantį naujų planetų – tai tranzitų metodas (angl. transit method). Tranzitas yra planetos praskriejimas tarp stebėtojo ir savo žvaigždės. Saulės užtemimas yra Mėnulio tranzitas; kartais tiksliai tarp mūsų ir Saulės praskrieja ir Merkurijus ar Venera. Kai įvyksta toks reiškinys, planeta pridengia dalį žvaigždės disko, taip užblokuodama dalį jos šviesos. Labai jautrūs teleskopai gali užfiksuoti šį nedidelį pokytį, ir nors žvaigždės šviesis gali kisti dėl įvairių reiškinių, planetų tranzitai yra periodiniai bei pasižymi savitu „profiliu“, t. y. žvaigždės šviesumo priklausomybe nuo laiko. Stebint žvaigždę pakankamai ilgai ir užfiksavus keletą periodų, galima apskaičiuoti atstumą tarp žvaigždės ir planetos, planetos spindulį ir (kartais) netgi jos cheminę sudėtį, jei kartu su šviesio pokyčio stebėjimais buvo darytos ir labai tikslios spektrinės nuotraukos.

Didžiausias šio metodo pliusas – jį lengva automatizuoti ir reikia labai mažai skaičiavimų. Prietaisų jautrumas taip pat jau senokai pakankamas (lyginant su Saulės sistema, Jupiterio praskriejimas sumažintų Saulės šviesį vienu procentu). Tačiau taip pat yra ir didžiulė problema. Tam, kad matytume tranzitą, turime žiūrėti į sistemą tiksliai „pro“ jos sukimosi plokštumą. O tai pasitaiko retai: grįžtant prie Jupiterio ir Saulės pavyzdžio, žiūrint į tokią sistemą iš atsitiktinio tolimo taško, tikimybė pamatyti tranzitą yra vos pusė procento. Ši tikimybė padidėja, jei planeta yra arčiau savo žvaigždės, bet nepakyla smarkiai virš kelių procentų. Vadinasi, geriausiu atveju šitaip aptiksime mažiau nei kas dešimtą planetinę sistemą, o turbūt ir mažiau nei kas šimtąją.

Be šių dviejų labai rezultatyvių metodų, yra ir keletas kitų, kurie tinkami labai konkrečioms situacijoms arba tiesiog šiaip nelabai patikimi, jais atrasta vos viena kita planeta. Vienas iš tokių metodų yra susijęs su jau minėtais spektrais. Tik šiuo atveju žiūrima ne į jų Doplerio poslinkius, laikui bėgant, bet stebimas įvairių elementų signalų stipris ir jo kitimas. Šitaip kartais įmanoma aptikti žvaigždės šviesą, atsispindėjusią nuo planetos, kurios cheminė sudėtis smarkiai skiriasi. Tokioje atsispindėjusioje šviesoje matomos sunkių elementų absorbcijos linijos, o planetai sukantis aplink žvaigždę, tų linijų stipriai irgi šiek tiek kinta. Deja, tam reikalinga labai detali spektrinė analizė, kuri įmanoma tik ryškiausioms žvaigždėms. Iš kitos pusės, gauti duomenis leidžia daryti tam tikras išvadas ir apie, pavyzdžiui, planetos atmosferą.

Dar vienas būdas pamatyti planetą – gravitacinio mikrolęšiavimo (angl. gravitational microlensing) stebėjimai. Viena iš bendrosios reliatyvumo teorijos išvadų yra tokia, kad masyvūs kūnai iškreipia erdvę ir kartu – pro juos lekiančią šviesą. Taigi, jei tarp tolimos žvaigždės (ar netgi galaktikos) ir mūsų pasitaiko kita žvaigždė arba planeta, tolimesnio objekto vaizdas išsiskaido į keletą atvaizdų. Jei laužiantysis objektas yra pakankamai didelis, tuos atvaizdus galima atskirti vieną nuo kito, tačiau planetos atveju atvaizdai persidengia ir tolima žvaigždė staiga paryškėja. Iš to paryškėjimo galima nustatyti ir laužiančiojo objekto, t. y. planetos, masę, o atstumą iki žvaigždės „šeimininkės“ randame jau tiesiog pasižiūrėję į atstumą danguje. Deja, šis būdas turi vieną didžiulę problemą – jis yra visiškai nepatikimas. Tolimos žvaigždės, planetos ir mūsų išsidėstymas vienoje linijoje yra atsitiktinis įvykis, kurio nei iš anksto numatyti negalime, nei pasikartojimų laukti neverta. Taigi mikrolęšiavimas planetas aptikti padeda tik tada, kai tolimą žvaigždę iš pradžių lęšiuoja artimesnė, o paskui – prie pastarosios esančios planetos. Pirmasis procesas yra pakankamai aiškus ir ilgas, kad jį būtų galima spėti pamatyti ir nukreipti galingus teleskopus, kurie vėliau gali užfiksuoti ir silpnesnį planetos sukeltą lęšiavimą.

Minėjau, kad pirmosios planetos atrastos prie pulsarų. Tai buvo padaryta tik pulsarams tinkamu metodu – stebint jų dažnio svyravimus (angl. pulsar timing method). Pulsarai pasižymi labai reguliariu šviesumo kitimu: tai pritemsta, tai vėl sušvinta. Šis kitimas kartotųsi idealiai tiksliai, jei ne įvairūs pulsaro judėjimo efektai . Jei pulsaras nuo mūsų tolsta, tai padidėja ir laiko tarpas tarp dviejų ateinančių signalų; ir atvirkščiai – artėjančio pulsaro signalai mus pasiekia dažniau. Iš esmės tai yra Doplerio efekto variacija, bet lengviau aptinkama, nes užtenka skaičiuoti laiką tarp signalų, nereikia spektroskopijos. Taigi jei tokie svyravimai yra periodiški, galima daryti išvadą, kad pulsaras sukasi aplink tašką, nesutampantį su jo centru. Tolesnė duomenų analizė identiška radialinių greičių metodui – nustatomas planetos periodas ir jos masės apatinė riba.

Dar du metodai, kuriais buvo atrasta keletas planetų, tinka tik sąlyginai arti mūsų esančioms žvaigždėms. Jei žvaigždė yra taip arti, kad galima pastebėti jos savąjį judėjimą (angl. proper motion) danguje kitų žvaigždžių atžvilgiu, tai ilgą laiką fiksuojant žvaigždės padėtį, galima pamatyti ir nedidelius judėjimo trajektorijos svyravimus. Jie parodo, jog žvaigždė sukasi aplink savo sistemos masės centrą, ir suteikia informaciją, leidžiančią nustatyti planetos periodą, masę bei atstumą iki žvaigždės.

Ir paskutinis dabar naudojamas egzoplanetų paieškos yra tiesioginis stebėjimas. Tai atlikti tikrai labai sudėtinga, nes planetos ne tik mažytės, palyginus su žvaigždėmis (Jupiterio spindulys yra dešimt kartų mažesnis, nei Saulės), bet ir nešviečia, neskaitant atspindėtos žvaigždės šviesos. Taigi norint pamatyti tą menkutį akmenėlį, reikia kažkaip pridengti šalia šviečiantį žibintą – žvaigždę. Tam naudojami specialūs prietaisai, vadinami koronografais, kurie blokuoja žvaigždės šviesą. Pirmosios planetos šiuo būdu atrastos mažiau nei prieš dešimtmetį.

Tyrimų projektai

Papasakojau apie įvairius būdus, kaip aptinkamos planetos, ir minėjau, kad tą daro įvairios mokslininkų komandos. Šiuo metu vykdomas ne vienas projektas, skirtas (beveik) išimtinai egzoplanetų paieškoms; taip pat tokie tyrimai atliekami įvairiais platesnės paskirties teleskopais.

Štai norint aptikti planetas radialinių greičių metodu, reikalingi labai preciziški spektrografai. Du tokie prietaisai yra HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher; Didelio tikslumo radialinių greičių planetų ieškiklis), įdiegtas Čilės La Silla observatorijoje esančiame Europos pietinei observatorijai (EPO) priklausančiame 3,6 metrų skersmens teleskope. Šiuo prietaisu galima matuoti žvaigždžių judėjimo greičio pokyčius 1 m/s tikslumu. Juo aptikta daugiau, nei šimtas planetų. Panašus prietaisas yra Havajuose, Keko (Keck) observatorijoje ant Mauna Kea kalno esantis HIRES (High Resolution Echelle Spectrometer; Aukštos raiškos ešelinis spektrometras; ešelė yra difrakcinės gardelės tipas). Jo jautrumas taip pat lygus 1 m/s, ir nors naudojamas jis toli gražu ne vien planetų paieškai, bet pastarųjų čia irgi aptikta daugybė, dar daugiau, nei su HARPS.

Planetų tranzitus stebėti patogiau yra kosmose. Priežastis paprasta – reikialabai tiksliai nustatyti žvaigždės šviesį, tad kuo mažiau trukdžių, tuo geriau. O atmosfera šiuo atveju tikrai nepadeda. Tikslumą mažina ir įvairios šviesos pašvaistės Žemėje, kad ir kokios menkos bebūtų. Aišku, galima stebėjimus atlikti ir Žemėje, bet taip galima aptikti tik labai dideles planetas. Taigi prieš kiek daugiau nei ketverius metus į orbitą aplink Žemę buvo paleistas Prancūzijos kosminės agentūros ir Europos kosminės agentūros (EKA) bendras palydovas CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits; konvekcija, sukimasis ir planetų tranzitai), kurio misija – tyrinėti įvairių žvaigždžių gelmėse vykstančius procesus (konvekciją), jų pačių sukimąsi ir ieškoti planetų jų sistemose. Deja, pastaruoju atžvilgiu projektas nebuvo labai sėkmingas, ir kol kas juo surastos vos 19 planetų. Bet teleskopas skrieja aplink Žemę jau gerokai ilgiau, nei planuota dviejų su puse metų misijos trukmė, ir dar suksis bent iki 2013-ųjų; todėl dar galime tikėtis daugiau atradimų. Kita kosminė planetų tranzitų paieškos misija – 2009-taisiais paleistas Keplerio teleskopas. Šis NASA aparatas, skriejantis aplink Saulę tokia pačia orbita, kaip ir Žemė, kol kas stebi Gulbės žvaigždyno dalį. Per pirmus keturis stebėjimo mėnesius jis aptiko virš tūkstančio planetų-kandidačių, taip patrigubindamas žinomų egzoplanetų skaičių. Bendrai apie jo rezultatus galima rašyti atskirus straipsnius, taigi čia daugiau nesiplėsiu.

Kitais metodais planetų ieškoma naudojant plačios paskirties prietaisus. Tarp tokių galima paminėti Varšuvos universiteto valdomą OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment; Optinis gravitacinio lęšiavimo eksperimentas) projektą, kurio stebėjimai atliekami Čilėje, Las Campanas observatorijoje. Šio projekto tikslas – tyrinėti tamsiosios materijos pasiskirstymą Visatoje, tačiau juo buvo aptikta ir keturiolika egzoplanetų – aštuoni tranzitai ir šeši mikrolęšiavimo atvejai. Taip pat vėlgi Čilėje, Paranalo observatorijoje esantis VLT (Very Large Telescope; Labai didelis teleskopas – taip, astronomai mėgsta tokius tiesmukus pavadinimus;) buvo panaudotas tiesiogiai nufotografuojant keletą egzoplanetų. Taip pat buvo panaudotas ir Gemini (Dvynių) teleskopų kompleksas, įrengtas Čilėje ir Havajuose.

Savaime suprantama, visų iki vieno teleskopų, kuriais buvo užfiksuotos egzoplanetos, išvardinti čia nepavyks. Bet ir ši nedidelė apžvalga turėtų leisti suprasti, kad šiai tyrimų sričiai yra skiriama daug dėmesio.

Kas žinoma

Stebėjimai stebėjimais, bet kas iš viso to? Po beveik dviejų dešimtmečių nuo pirmųjų egzoplanetų atradimo, jų sąraše dabar jau daugiau nei 500 patvirtintų ir virš tūkstančio numanomų planetų, tad kokias išvadas iš viso to galime daryti? Visų pirma reikėtų suvokti kai kurias esmines jų savybes. Dvi tokios savybės – planetų masė ir atstumas iki žvaigždės – pateiktos paveiksliuke.