Pasaulį sudrebinusi astronaujiena: ką žinome apie arčiausiai Žemės esančią egzoplanetą ir kada ten skrisime?

Pradėsiu nuo trupučio informacijos apie žvaigždę. Kentauro Proksima priklauso trinarei sistemai – ji sukasi aplink dvinarę Kentauro Alfą. Tiesa, atstumas nuo Proksimos iki kitų dviejų žvaigždžių yra apie 15 tūkstančių astronominių vienetų, o orbitos periodas – apie pusę milijono metų, taigi labai nesuklysime, laikydami Proksimą izoliuota žvaigžde. Esant prie jos, Kentauro Alfos A ir B žvaigždės atrodytų kaip dešimt kartų už Venerą ryškesni taškai nakties danguje.

Kentauro Proksima yra maža žvaigždė. Jos masė tesiekia 12 % Saulės masės, spindulys – 14 % Saulės spindulio. Paviršiaus temperatūra – 3000 kelvinų – bene dvigubai mažesnė, nei Saulės. Visa tai susideda į labai mažą šviesį: Proksima spinduliuoja beveik tūkstantį kartų mažiau energijos, nei Saulė (tiksliau sakant, apie 0,17 %), o regimųjų spindulių ruože skleidžiama energija yra 20 tūkstančių kartų mažesnė, nei Saulės. Apskritai tokių žvaigždžių Galaktikoje yra labai daug, tad tyrinėti Kentauro Proksimą įdomu ne tik todėl, kad ji arti mūsų, bet ir todėl, kad žinios apie ją padeda suprasti daugybę kitų Paukščių Tako žvaigždžių.

Planetos paieškos

Kentauro Alfa ir Proksima stebimos jau daugybę metų. Ne nuolatos, tačiau kartais teleskopai į jas vis atsisuka. Du tokie teleskopai, abu esantys Europos pietinėje observatorijoje Čilėje, stebėjo ją ieškodami planetų. Spektrografu UVES planetų buvo ieškoma prie mažos masės žvaigždžių 2000-2008 metais, kitu spektrografu HARPS stebėjimai vykdyti epizodiškai nuo 2003-ųjų metų. Spektrografai – tai prietaisai, kurie matuoja žvaigždės spektrą; jei žvaigždė juda artyn arba tolyn nuo mūsų, jos spektre esančios linijos pasislenka atitinkamai į mėlynąją arba raudonąją spektro pusę – šiuos pokyčius spektrografai gali nustatyti. Ir UVES, ir HARPS yra labai jautrūs – esant geroms sąlygoms, gali užfiksuoti vos 1 m/s žvaigždės greičio pokyčius. Tokio jautrumo reikia, norint aptikti planetas.

Kaip spektrai parodo, kad prie žvaigždės yra planetų?

Pačios planetos spektro aptikti tam nereikia – užtenka identifikuoti periodiškus žvaigždės judėjimo pokyčius. Jei žvaigždė turi planetų, tai ji su planetomis sukasi aplink bendrą masės centrą, kuris nesutampa su žvaigždės centru (pavyzdžiui, Jupiterio ir Saulės bendras masės centras yra netgi toliau nuo Saulės centro, nei pačios Saulės paviršius). Taigi, žvaigždė kartais artėja mūsų link, o kartais – tolsta, ir toks svyravimas kartojasi periodiškai, o periodas atitinka planetos metus. Kentauro Proksimoje, išanalizavus 2000-2015 metų duomenis, aptiktas svyravimas, kurio periodas yra 11,2 dienos. Tačiau aptikimas nebuvo labai patikimas; dėl matavimo paklaidų ir galimų kitų efektų (pavyzdžiui, žvaigždės dėmių, apie kurias dar šiek tiek žemiau parašiau) egzistavo didesnė nei 0,1 % tikimybė, kad aptiktas signalas iš tikro nėra planetos požymis. Tokia tikimybė astronomams pasirodė per didelė, taigi šiemet tuo pačiu HARPS spektroskopu atlikta ir daugiau stebėjimų, siekiant patikrinti, ar periodiškas signalas yra realus. Pridėjus naujus duomenis, signalas tik sustiprėjo, taigi, rezultatai tapo pakankamai patikimi, kad būtų galima publikuoti, kas ir padaryta trečiadienį žurnale Nature.

Atradimo straipsnyje taip pat minima, kad duomenyse aptiktas ir kitas signalas, kurio periodas ~200 dienų. Tai gali būti dar viena planeta, tačiau dabartinių stebėjimų duomenų nepakanka, kad tą būtų galima teigti tvirtai.

Ką žinome apie planetą?

Iš spektro poslinkių aptikus planetą – šis aptikimo būdas vadinamas radialinių greičių metodu, nes matuojamas žvaigždės greičio mūsų link kitimas – galima visai nemažai pasakyti apie jos savybes. Svyravimų periodas duoda planetos metų trukmę. Žinodami žvaigždės masę, iškart galime apskaičiuoti planetos orbitos spindulį. Svyravimų amplitudė duoda minimalią planetos masės vertę. Minimalią todėl, kad nežinome, ar planetos orbitą matome iš šono, ar pasvirusią – jei orbita pasvirusi, tuomet ir žvaigždės svyravimai vyksta ne tik mūsų link ar tolyn nuo mūsų, taigi jų amplitudė yra didesnė, nei išmatuota. Taigi, nustatyta, kad planetos metai trunka 11,2 Žemės paros, atstumas nuo žvaigždės iki planetos yra dvidešimt kartų mažesnis, nei nuo Saulės iki Žemės, o planetos masė yra bent 30 % didesnė, nei Žemės. Kol kas nežinome, koks yra planetos spindulys, tačiau kitos panašios masės planetos visada yra uolinės, taigi ir čia galime tikėtis kažko panašaus.

Atstumas nuo žvaigždės iki planetos yra labai mažas. Saulės sistemoje net ir Merkurijus nuo Saulės nutolęs aštuonis kartus toliau, nei Proksimos planeta. Iš dalies toks atstumas nestebina – kuo arčiau planeta prie savo žvaigždės, tuo lengviau ją aptikti, taigi daugybė egzoplanetų yra aptikta labai arti savo žvaigždžių. Iš kitos pusės, kyla klausimas, kaip ta planeta ten atsirado – ar jau susiformavo prie pat žvaigždės, ar atmigravo iš toliau. Jeigu planeta susiformavo taip arti žvaigždės, tai jaunystėje joje turėjo būti labai karšta, kol žvaigždė dar traukėsi ir blėso (mažos masės žvaigždės taip elgiasi pirmus kelis šimtus milijonų metų). Visgi dabartinės žvaigždės spinduliuotės pakanka, kad formaliai planetos paviršiaus temperatūra būtų tik šiek tiek žemesnė, nei Žemės. Formaliai tai reiškia, kad planeta patenka į žvaigždės gyvybinę zoną – regioną, kuriame esančių planetų paviršiuje galėtų egzistuoti skystas vanduo.

Svarbu nepamiršti, kad buvimas gyvybinėje zonoje visai nereiškia, jog skysto vandens ten yra, ar netgi kad sąlygos tikrai yra tinkamos skystam vandeniui egzistuoti. Šis paradoksalus teiginys tampa daug aiškesnis prisiminus, kad „gyvybinės zonos“ apibrėžime įvertinama tik žvaigždės spinduliuotė ir planetos atstumas nuo žvaigždės. Tačiau planetos paviršiaus sąlygoms svarbi ir atmosfera, žvaigždės ir planetos magnetiniai laukai, planetos sukimasis bei įvairūs kiti faktoriai. Juos visus įvertinti labai sudėtinga, ypač turint omeny, kad apie planetos atmosferą, pavyzdžiui, kol kas praktiškai nieko nežinome. Iš kitos pusės, galime gana pagrįstai teigti, kad taip arti žvaigždės esanti planeta yra potvyniškai prirakinta, t. y. į žvaigždę visada atsukta viena planetos pusė, taip kaip Mėnulis visą laiką atsisukęs viena puse į Žemę. Tokios planetos dieninėje pusėje temperatūra žymiai aukštesnė, nei naktinėje. Dar viena galima problema – net jei temperatūra planetoje ir tinkama skystam vandeniui, joje vandens gali tiesiog nebūti. Iki susiformuojant planetai, vanduo aplink žvaigždę galėjo egzistuoti tik kaip vandens garai arba kaip ledas. Arti žvaigždės visas ledas buvo išgaravęs, taigi negalėjo tapti planetos dalimi. Vadinasi tam, kad planetoje būtų vandens, ji turėjo susiformuoti pakankamai toli nuo žvaigždės arba būti bombarduojama kometų (panašiai, kaip Žemė, į kurią vanduo atkeliavo su kometomis ir asteroidais).