Νέοι κόσμοι στο Σύμπαν

Σύμφωνα με τελευταίες εκτιμήσεις, μέσα στο παρατηρήσιμο Σύμπαν (σφαιρική περιοχή του Σύμπαντος, με ακτίνα 46,6 δισεκατομμύρια έτη φωτός, που περιλαμβάνει ο,τιδήποτε μπορεί να παρατηρηθεί από τη Γη)  υπάρχουν δισεκατομμύρια γαλαξίες, με κάθε ένα γαλαξία, όπως και ο δικός μας, να περιέχει περισσότερους από 100 δισεκατομμύρια αστέ­ρες. Περιτριγυρισμένη από αυτόν τον φαινομενικά απεριόριστο ωκεανό από αστέρες, η ανθρωπότητα έχει από αρχαιοτάτων χρό­νων σκεφτεί για την ύπαρξη άλλων πλανητικών συστημάτων, πέρα από το δικό μας ηλιακό σύστημα, καθώς και για τη δυνα­τότητα ύπαρξης ζωής κάπου αλλού στο Σύμπαν. Μόνο για τα τελευταία 25 χρόνια υπάρχουν διαθέσιμα επιστημονικά στοιχεία από την έρευνα για την ύπαρξη πλανητών γύρω από άλλους αστέρες (εκτός από τον Ήλιο), ώστε να μπορεί κανείς να διακρίνει περιπτώσεις σκέψης για την ύπαρξη ή μη άλλων κόσμων στο Σύμπαν και οι οποίες (σκέψεις) έχουν κατά καιρούς διατυπωθεί, για περισσότερα από 2.000 χρόνια. Τέτοιες απόψεις .κυμαίνονται από το «Υπάρχουν άπειροι κό­σμοι, και όμοιοι και διαφορετικοί από τον δικό μας» (Επίκουρος, 341-270 π.Χ.) μέχρι το «Δεν μπορεί να υπάρχουν περισσότεροι από έναν κόσμο» (Αριστοτέλης, 384-322 π.Χ.).

Τα τελευταία 20 χρόνια έχει υπάρξει ραγδαία πρόοδος στη θεωρητική κατανόηση του σχηματισμού των πλανητών, στην ανάπτυξη διαφόρων μεθόδων για την ανίχνευση πλανητών γύρω από άλλους αστέρες, στην εφαρμογή παρατηρησιακών προγραμ­μάτων για τη διενέργεια στοχευμένων ερευνών με αποτέλεσμα κατά τα τελευταία πέντε χρόνια, την ανίχνευση ενός μεγάλου αριθμού πλανητών πέρα από το Ηλιακό Σύστημα. Οι πλανήτες που περιφέρονται γύρω από άλλους αστέρες (εκτός του Ήλιου) ονομάζονται εξωηλιακοί πλανήτες ή απλά εξωπλανήτες.

Λάμποντας μόνο με το ανακλώμενο φως του κεντρικού αστέρα, οι εξωηλιακοί πλανήτες, που είναι συγκρίσιμοι με τους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος, είναι δισεκατομμύρια φορές πιο αμυ­δροί από τον κεντρικό (μητρικό) τους αστέρα και, ανάλογα με τις αποστάσεις τους από εμάς, σε γωνιακή απόσταση από τον αστέρα τους λίγα δευτερόλεπτα του τόξου. Αυτός ο συνδυασμός καθιστά την άμεση ανίχνευσή τους (με μεθόδους απεικόνισης) εξαιρετικά δύσκολη, ιδίως στα οπτικά μήκη κύματος, όπου ο λόγος της φω­τεινής έντασης του κεντρικού αστέρα προς τη φωτεινή ένταση του πλανήτη του είναι πολύ μεγάλος, με αποτέλεσμα να είναι εξαιρετι­κά δύσκολο να διακριθεί από τον κεντρικό αστέρα. Η κατάσταση είναι ιδιαίτερα δύσκολη, όταν επιχειρείται η απεικόνιση (φωτογρά­φηση) με τηλεσκόπια από τη Γη με δεδομένη τη δυσμενή επίδραση της γήϊνης ατμόσφαιρας στις αστρονομκές παρατηρήσεις.

Για να ξεπεραστεί η δυσκολία αυτή, χρησιμοποιούνται εναλ­λακτικές μέθοδοι ανίχνευσης που βασίζονται: στη δυναμική δια­ταραχή της κίνησης του αστέρα από τον πλανήτη που βρίσκεται σε τροχιά γύρω του, σε πλανητικές διελεύσεις μπροστά από τον δίσκο του αστέρα, και στο φαινόμενο της βαρυτικής μικροεστία­σης, αν και τα φαινόμενα αυτά είναι εξαιρετικά μικρής κλίμακας. Επίσης, η μέθοδος χρονισμού των ραδιοπαλμών ενός πάλσαρ χρησιμοποιήθηκε για να ανακαλυφθούν σώματα πλανητικού με­ γέθους στο Ηλιακό μας Σύστημα το 1992 (Wolszczan, A., Frail, D. A.,1992, Nature, 355, 145). Μετρήσεις ακτινικών ταχυτήτων με υψηλή ακρίβεια οδή­γησαν στην ανακάλυψη το 1995 (Mayor, M., Queloz, D., 1995, Nature, 378, 355) του πρώτου εξωηλιακού πλανήτη 51 Pegasi b γύρω από τον αστέρα 51 Pegasi, έναν αστέρα της Κύριας Ακολουθίας, παρόμοιο με τον Ήλιο. Το 1998 (Rhie et al., 1998, Bull. Am. Astron. Soc., 30(4), 145) η μέθοδος βαρυτικής μι­κροεστίασης έδωσε αποδεικτικά στοιχεία για έναν μικρής μάζας πλανήτη σε τροχιά γύρω από έναν. αστέρα κοντά στο κέντρο του Γαλαξία μας, σε απόσταση σχεδόν 30.000 έτη φωτός. Τα τελευταία χρόνια είναι σε εξέλιξη μια τεράστια πρόοδος στις πα­ρατηρησιακές μεθόδους (τεχνικές) ανίχνευσης εξωηλιακών πλα­νητών, που γίνονται τόσο από τη Γη όσο και από το Διάστημα.

Κατά τις τελευταίες δύο δεκαετίες, μετά την ανακάλυψη το 1995 του πρώτου εξωηλιακού πλανήτη γύρω από τον αστέρα 51 Pegasi, έχουν ανακαλυφθεί περισσότεροι από 4300 εξωηλι­ακοί πλανήτες. Η ανίχνευση των εξωηλιακών πλανητών είναι μεγάλης σημασίας, δεδομένου ότι αυτοί ανήκουν σε πλανητικά συστήματα γύρω από άλλους αστέρες, και η μελέτη αυτών των εξωηλιακών συστημάτων μπορεί να συμβάλει στην κατανόηση, υπό μία ευρύτερη προοπτική, του σχηματισμού και της εξέλιξης του δικού μας ηλιακού συστήματος. Ωστόσο, η παραπάνω εικό­να είναι μάλλον ιδανική από το να είναι πλήρης ακόμη, αφού η πλειονότητα των εξωηλιακών πλανητών που έχουν παρατηρηθεί μέχρι τώρα είναι κυρίως γίγαντες αερίου σαν τον Δία και μόνο 23 έχουν βρεθεί να είναι του μεγέθους της Γης. Αυτό είναι μια συνέπεια του γεγονότος ότι, χρησιμοποιώντας μόνο τις μετρή­σεις ακτινικών ταχυτήτων που είναι η πιο αποτελεσματική μέ­θοδος παρατήρησης από τη Γη, είναι ακόμη πολύ δύσκολο να εντοπιστούν πλανήτες σαν την Γη.

Μέθοδοι ανίχνευσης εξωπλανητών

Στα επόμενα θα αναφέρουμε εν συντομία τις βασικές και πλέον χρησιμοποιούμενες μεθόδους ανίχνευσης εξωπλανητών.

1. Αστρομετρική Μέθοδος

Η Αστρομετρία είναι η παρατηρησιακή μέθοδος (τεχνική) της μέ­τρησης με ακρίβεια των θέσεων των αστέρων στον ουρανό. Όταν οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν την αστρομετρία για την ανίχνευση εξωηλιακών πλανητών, ψάχνουν για μια πολύ μικρή, αλλά επανα­λαμβανόμενη ταλάντευση της θέσης ενός αστέρα. Εάν εντοπιστεί μια τέτοια περιοδική μετατόπιση, είναι σχεδόν βέβαιο ότι ο αστέ­ρας συνοδεύεται από έναν (αόρατο) πλανήτη σε τροχιά γύρωτου.

Η αστρομετρία είναι μια από τις πιο ευαίσθητες μεθόδους για την ανίχνευση των εξωηλιακών πλανητών. Σε αντίθεση με τη φω­τομετρία διαβάσεων, όπου το επίπεδο της τροχιάς του μακρινού πλανήτη πρέπει να είναι σχεδόν κάθετο με το επίπεδο του ουρα­νού (σχεδόν τέλεια ευθυγράμμιση του πλανήτη με τη γραμμή πα­ρατήρησής του από τη Γη), η αστρομετρία δεν εξαρτάται από τον μακρινό πλανήτη και συνεπώς μπορεί να εφαρμοστεί σε ένα πολύ μεγαλύτερο αριθμό αστέρων. Επιπλέον, σε αντίθεση με τη μέθοδο ακτινικών ταχυτήτων, η αστρομετρία παρέχει μια ακριβή εκτίμηση του μάζας του πλανήτη, και όχι μόνο ένα κατώτατο όριο αυτής. Η αστρομετρι­κή μέθοδος είναι πιο αποτελεσματική όταν το τροχιακό επίπε­δο είναι κάθετο προς τη γραμμή παρατήρησης από τη Γη. Αυτό συμβαίνει επειδή οι αστρομετρικές παρατηρήσεις δεν μπορούν να ανιχνεύσουν τη μετατόπιση ενός αστέρα προς ή πέρα από τη Γη, καθώς αυτή δεν προκαλεί καμία αλλαγή στη θέση του αστέ­ρα στον ουρανό. Η αστρομετρική μέθοδος μπορεί να ανιχνεύσει μόνο τη συνιστώσα της ταλάντευσης ενός αστέρα, που τον κινεί σε μια διαφορετική θέση στον ουρανό – δηλαδή κάθετα προς τη γραμμή παρατήρησης του παρατηρητή από τη Γη. Όσο πιο κο­ντά είναι το τροχιακό επίπεδο του πλανήτη σε κάθετη θέση προς την ευθεία παρατήρησης, τόσο μεγαλύτερη είναι η συνιστώσα της κίνησής του που μπορεί να μετρηθεί αστρομετρικά.

Εικόνα 1. Αστρομετρικές μετρήσεις του εξωπλανήτη Gl 876 b.
(Πηγή: NASA/ESA and A. Feild (STScI))

Η αστρομερική μέθοδος υπερέχει στην ανίχνευση πλανητών με μεγάλες χρονικά τροχιακές περιόδους, που βρίσκονται σε τροχιά πιο μακριά από τον αστέρα τους. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι ένας πλανήτης με μεγάλη τροχιά προ­καλεί μεγαλύτερη μετατόπιση της θέσης του αστέρα του κατά τη διάρκεια της τροχιάς του, από έναν πλανήτη που παραμένει πολύ κοντά στον αστέρα του, αφού και οι δύο (αστέρας και πλανή­της) περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους (Εικ. 1). Το αποτέλεσμα αυτού είναι ότι, σε αντίθεση με τη μέθοδο των ακτινικών ταχυτήτων, οι αστρομετρικές παρατηρήσεις εί­ναι πιο κατάλληλες για την ανίχνευση μικρών πλανητών (και με μικρή μάζα) που περιφέρονται μακριά από τους αστέρες τους, κάτι που είναι σημαντικό όταν ψάχνουμε για πλανήτες σαν την Γη, σε αντίθεση με τη φασματοσκοπική μέθοδο των ακτινικών ταχυτήτων που ανιχνεύει ευκολότερα μεγάλους (σαν τον Δία) πλανήτες. Το 2002 το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, χρησιμο­ποιώντας αστρομετρικές παρατηρήσεις, πέτυχε να επιβεβαιώσει την ύπαρξη εξωηλιακού πλανήτη γύρω από τον αστέρα Gliese 876 (Benedict, G.F., et al., 2002,ApJ, 581, L115-L118). Περισσότερα για τη μέθοδο μπορείτε να βρείτε εδώ.

2. Μέθοδος των ακτινικών ταχυτήτων

Το σύστημα «αστέρας-πλανήτης» αποτελεί μια ειδική περίπτωση ενός διπλού συστήματος αστέρων όπου φαίνεται (μπορεί να παρατηρηθεί) το ένα μέλος του συστήματος (ο αστέρας), ενώ το άλλο μέλος (ο πλανήτης) είναι αόρατο. Η ύπαρξη του πλανήτη ανιχνεύεται έμμεσα. Και τα δύο μέλη του συστήματος περιφέρονται γύρω από το κέντρο μάζας του συστήματος, οπότε ο αστέρας εκτελεί μια κίνηση που προκαλεί μετατόπιση (Doppler)
των φασματικών γραμμών του (Εικ. 2). Μετρώντας αυτές τις μετατοπίσεις Δλ, κατά τη διάρκεια μιας τροχιακής περιόδου, μπορούμε να υπολογίσουμε τις ακτινικές ταχύτητες υ του αστέρα από τη σχέση Doppler Δλ/λ=υ/c, όπου c η ταχύτητα του φωτός (300.000 χιλιόμετρα/δευτερόλεπτο), και λ το μέσο μήκος κύματος παρατήρησης.

Εικόνα 2. Η κίνηση αστέρα και αόρατου πλανήτη γύρω από το κέντρο μάζας του συστήματος αστέρα-πλανήτη.

Εάν παραστήσουμε γραφικά τις ακτινικές ταχύτητες συναρτήσει του χρόνου (ή της φάσης), παίρνουμε την καμπύλη ακτινικών ταχυτήτων. Εάν μπορούν να παρατηρηθούν και τα δύο μέλη του διπλού συστήματος (όπως συμβαίνει στην περίπτωση διπλού συστήματος αστέρων), τότε έχουμε και τις δύο καμπύλες ακτινικών ταχυτήτων. Εάν όμως παρατηρείται μόνο το ένα μέλος του συστήματος (όπως συμβαίνει στην περίπτωση διπλού συστήματος αστέρα-πλανήτη), τότε έχουμε μία μόνο καμπύλη ακτινικών ταχυτήτων, αυτή του αστέρα. Η καμπύλη ακτινικών ταχυτήτων για τον αστέρα 51 Pegasi, που έχει εξωπλανήτη, δίνεται στο Σχήμα 3. Οι παρατηρήσεις έχουν ληφθεί με το τηλεσκόπιο 2,2 m του Ευρωπαϊκού Νότιου Αστεροσκοπείου
(ESO) στη Χιλή.

Σχήμα 3. Η καμπύλη ακτινικών ταχυτήτων του αστέρα 51 Pegasi γύρω από τον οποίο περιφέρεται ο εξωπλανήτης 51 Pegasi b (Marcy et al,1997, ApJ, 481, 926).

Στην περίπτωση που έχουμε την καμπύλη ακτινικών ταχυτήτων μόνο του ενός μέλους, όπως στην περίπτωση του διπλού συστήματος αστέρα-πλανήτη (Σχήμα 3), τότε μπορούμε να υπολογίσουμε την ποσότητα Μp sini, όπου Μp είναι η μάζα του πλανήτη και το sini είναι το ημίτονο της γωνίας i, όπου i είναι η κλίση του επιπέδου της τροχιάς του συστήματος ως προς το επίπεδο του ουρανού. Περισσότερα για τη μέθοδο αυτή μπορείτε να βρείτε εδώ.

3.Μέθοδος της διάβασης

Η μέθοδος διάβασης (transit method) βασίζεται στην παρατήρηση της μικρής ελάττωσης της φαινόμενης φαινόμενης λαμπρότητας του αστέρα που συμβαίνει όταν ο πλανήτης περνά μπροστά από τον δίσκο του αστέρα. Η ελάττωση αυτή μπορεί να παρατηρηθεί μόνο, όταν η κλίση του επιπέδου τροχιάς του πλανήτη (γύρω από τον αστέρα) ως προς το επίπεδο του ουρανού είναι τέτοια ώστε ο παρατηρητής να βλέπει εκλείψεις. Αν αυτή η κλίση είναι 90˚, τότε η διάβαση είναι κεντρική και έχει τη μεγαλύτερη
διάρκεια (Σχήμα 4).

Σχήμα 4. Η φαινόμενη λαμπρότητα του αστέρα φαίνεται να μεταβάλλεται (βαθμιαία ελάττωση και εν συνεχεία αύξηση) καθόσον ο πλανήτης περνά μπροστά από τον αστέρα (διάβαση).

Η μείωση της φαινόμενης λαμπρότητας του αστέρα –τυπικά μεταξύ 0,01% και 1%– εξαρτάται από τις διαστάσεις του αστέρα και του πλανήτη. Η διάρκεια της διάβασης εξαρτάται από την απόσταση του πλανήτη από τον αστέρα και από τις διαστάσεις του αστέρα και του πλανήτη. Αφού η μάζα και η ακτίνα του αστέρα μπορούν να προσδιοριστούν από φασματοσκοπικές πα-
ρατηρήσεις, μπορεί να υπολογιστεί η ακτίνα του πλανήτη και η απόστασή του από τον αστέρα. Το γεγονός ότι οι διαβάσεις του πλανήτη είναι περιοδικές (συμβαίνει μία φορά σε κάθε τροχιακό κύκλο) αποτελεί ένα πολύ σημαντικό διαγνωστικό εργαλείο για το αν η παρατηρούμενη ελάττωση της φαινόμενης λαμπρότητας του αστέρα προκαλείται από διάβαση πλανήτη ή από άλλα φυσικά αίτια (π.χ. ύπαρξη κηλίδων στην επιφάνεια του αστέρα).
Η επαναληπτικότητα των διαβάσεων παρέχει τη δυνατότητα να παρατηρήσουμε τον γνωστό εξωπλανήτη και στο μέλλον με περισσότερο προηγμένα όργανα και μεθόδους. Πιθανόν στο μέλλον να έχουμε τα μέσα να κάνουμε φασματοσκοπικές παρατηρήσεις της ατμόσφαιρας του πλανήτη κατά τη διάβαση και να εξετάσουμε κατά πόσον υπάρχουν ευνοϊκές συνθήκες για την ανάπτυξη ζωής.
Η πλανητική διάβαση περιγράφεται στην καμπύλη φωτός του αστέρα κυρίως με τρεις παραμέτρους:
1) το βάθος
2) τη διάρκεια
3) το σχήμα
Ανάλογα με τη διάρκεια της διάβασης πάνω στον αστρικό δίσκο, η καμπύλη φωτός της διάβασης θά έχει σχήμα U (κεντρική απόκρυψη) ή σχήμα V (εφαπτομενική απόκρυψη). Ποσοτικά, η σχετική παράμετρος είναι η διάρκεια του επίπεδου τμήματος (στο κάτω μέρος) της καμπύλης φωτός της διάβασης. Περισσότερα για τη μέθοδο μπορείτε να βρείτε εδώ

4. Μέθοδος της βαρυτικής μικροεστίασης

Η βαρυτική μικροεστίαση (gravitational microlensing) είναι ένα
αστρονομικό φαινόμενο που προβλέπεται από τη Γενική Θεωρία της Σχετικότητας του Αϊνστάιν. Η βαρυτική μικροεστίαση συμβαίνει στην περίπτωση που ένας αστέρας (φακός) περνά μπροστά από έναν άλλο αστέρα (πηγή), όπως παρατηρούνται από τη Γη. (Σχήμα 5).

Σχήμα 5. Διάταξη φακού-αστέρα (με πλανήτη) και αστέρα -πηγή στη βαρυτική μικροεστίαση.

Στην περίπτωση αυτή, όταν ένας μακρινός αστέρας (πηγή) παρατηρείται από τη Γη, και ένας άλλος αστέρας συμβαίνει να περάσει την ίδια στιγμή ανάμεσα στον μακρινό αστέρα και τον παρατηρητή, τότε το φως από το μακρινό αστέρα είναι ελαφρώς «καμπυλωμένο» καθώς περνά κοντά από τον κοντινό αστέρα (φακό). Εάν υπάρχει ένας πλανήτης σε τροχιά γύρω από τον κοντινό αστέρα (φακό), τότε θα προκληθεί μια μικρή έξαρση στο «καμπυλωμένο» φως, κάτι που είναι ανιχνεύσιμο φωτομετρικά από τη Γη (Σχήμα 6). Αυτά τα βαρυτικά γεγονότα είναι σχετικά σπάνια και δύσκολο να προβλεφθούν, με αποτέλεσμα να υπάρχουν πολύ λίγοι πλανήτες που μπορούν να ανιχνευθούν με τη μέθοδο αυτή.

Σχήμα 6. Το φαινόμενο της βαρυτικής μικροεστίασης σε έναν αστέρα (φακό) με πλανήτη. Η απότομη έξαρση στην καμπύλη φωτός οφείλεται στην ύπαρξη πλανήτη γύρω από τον αστέρα (φακό).

Τι πληροφορίες μπορούμε να πάρουμε από τη μέθοδο αυτή;
Οι παράμετροι που είναι πιο εύκολο να μετρηθούν από την ανάλυση της καμπύλης φωτός της βαρυτικής μικροεστίασης, όπου υπάρχει εξωπλανήτης, είναι ο λόγος της μάζας του πλανήτη Mp προς τη μάζα Μ* του αστέρα του, δηλαδή το q=Mp/Μ*, και η γωνιακή απόσταση μεταξύ του πλανήτη και του αστέρα στον ουρανό, κατά τη στιγμή που συνέβη το φαινόμενο της μικρο-
εστίασης. Οι τιμές των παραμέτρων αυτών εξαρτώνται από τη μάζα του αστέρα-φακού (και όχι του αστέρα-πηγή). Η ποσότητα q δείχνει πόσο μεγάλη μάζα έχει ο πλανήτης σε σύγκριση με τη μάζα του αστέρα του. Σε περίπου το 1/2 όλων των πλανητών που έχουν ανακαλυφθεί με τη μέθοδο αυτή μέχρι σήμερα, η μάζα και η απόσταση του πλανήτη έχουν προσδιοριστεί με διάφορες βοηθητικές τεχνικές. Περισσότερα για τη μέθοδο αυτή μπορείτε να βρείτε εδώ.

5. Μέθοδος μέτρησης του χρόνου άφιξης των παλμών ενός πάλσαρ
Ένας πάλσαρ είναι ένας περιστρεφόμενος αστέρας νετρονίων: είναι το μικρό, πάρα πολύ πυκνό υπόλειμμα ενός αστέρα (με μάζα 11-25 ηλιακές μάζες) που έχει εκραγεί ως σουπερνόβα στο τελικό στάδιο της εξέλιξής του. Οι πάλσαρ έχουν πολύ έντονο μαγνητικό πεδίο και, καθώς περιστρέφονται γύρω από τον άξονά τους, εκπέμπουν ραδιοκύματα υπό μορφή δέσμης κατά τη διεύθυνση του άξονα του μαγνητικού πεδίου, με εξαιρετικά κανονικό
ρυθμό. Αυτά τα ραδιοκύματα ανιχνεύονται στη Γη υπό μορφή παλμών που καταγράφονται με τόσο ακριβείς ρυθμούς άφιξης (από μερικά χιλιοστά του δευτερολέπτου μέχρι μερικά δευτερόλεπτα), ώστε να θεωρούνται περισσότερο ακριβή ρολόγια και από τα ατομικά ρολόγια. Ο μαγνητικός άξονας δεν συμπίπτει με τον άξονα περιστροφής του, με αποτέλεσμα η εκπομπή ακτινοβολίας να παρατηρείται μόνο μία φορά σε κάθε περιστροφή του πάλσαρ και εφόσον ο παρατηρητής (Γη) βρίσκεται μέσα στον κώνο ακτινοβολίας (Σχήμα 7).

Σχήμα 7α. Εκπομπή ραδιοκυμάτων από ένα σύστημα πάλσαρ-πλανήτη.
Σχήμα 7β. Σχηματική παράσταση ενός πάλσαρ όπου δείχνονται ο άξονας περιστροφής και ο μαγνητικός άξονας. Η εκπομπή ακτινοβολίας γίνεται κατά τη διεύθυνση του άξονα του μαγνητικού πεδίου.

Η μέθοδος αυτή δεν είχε σχεδιαστεί αρχικά για την ανίχνευση των εξωπλανητών, αλλά είναι τόσο ευαίσθητη ώστε είναι ικανή να ανιχνεύει πλανήτες πολύ μικρότερους απ’ ότι μπορεί οποιαδήποτε άλλη μέθοδος, πλανήτες με μάζα λιγότερη από το ένα δέκατο της μάζας της Γης. Είναι επίσης ικανή να ανιχνεύει αμοιβαίες βαρυτικές διαταραχές μεταξύ των διαφόρων μελών ενός πλανητικού συστήματος, αποκαλύπτοντας έτσι περαιτέρω πληροφορίες σχετικά με αυτούς τους πλανήτες και τις τροχιακές
παραμέτρους τους. Επιπλέον, μπορεί εύκολα να εντοπίσει πλανήτες που είναι σχετικά μακριά από τον πάλσαρ. Περισσότερα για τη μέθοδο μπορείτε να βρείτε εδώ.

6. Μέθοδος άμεσης απεικόνισης
Ο απώτερος στόχος αυτής της μεθόδου είναι να γίνουν άμεσες παρατηρήσεις (φωτογραφήσεις) των πλανητών γύρω από άλλους αστέρες, ώστε οι αστρονόμοι να μπορούν να αναλύσουν το φως από τον ίδιο τον πλανήτη, να καθορίσουν τη χημική σύνθεση και να προσδιορίσουν τη φυσική κατάσταση αυτών των μακρινών κόσμων. Αυτό είναι ένα εξαιρετικά δύσκολο έργο, αλλά κάτω από κατάλληλες συνθήκες, ένας εξωηλιακός πλανήτης μπορεί να φωτογραφηθεί απευθείας γύρω από τον «μητρικό» του αστέρα.
Στα ορατά μήκη κύματος, ένας αστέρας σαν τον Ήλιο είναι μερικά δισεκατομμύρια φορές λαμπρότερος από έναν πλανήτη σαν τη Γη. Ο λόγος είναι ότι οι πλανήτες δεν εκπέμπουν δικό τους ορατό φως, απλά ανακλούν μερικό από το φως του αστέρα τους. Εάν, όμως, γίνουν παρατηρήσεις σε μεγαλύτερα μήκη κύματος, όπως το μέσο υπέρυθρο, η διαφορά λαμπρότητας μεταξύ του αστέρα και του πλανήτη πέφτει στο ένα εκατομμύριο, επειδή το
ποσό της υπέρυθρης ακτινοβολίας που εκπέμπεται από τον αστέρα ελαττώνεται, ενώ ο ίδιος ο πλανήτης αρχίζει να εκπέμπει.

Αυτή η ακτινοβολία στο μέσο υπέρυθρο, όμως, είναι πιο εύκολο να παρατηρηθεί από το Διάστημα. Στην επιφάνεια της Γης, τα σήματα αυτά της υπέρυθρης ακτινοβολίας μπορούν να «κατακλυσθούν» από τα υπέρυθρα κύματα που ο πλανήτης μας εκπέμπει προς τα έξω. Επίσης, επειδή οι πλανήτες και οι αστέρες βρίσκονται σε κοντινή μεταξύ τους απόσταση, η ατμόσφαιρα της Γης δεν επιτρέπει τη διάκριση του φωτός από τον αστέρα και τον πλανήτη, αλλά το φως από τα δύο σώματα φαίνεται από τη Γη συγκεχυμένο κατά ενιαίο και άμορφο τρόπο. Για να αντιμετωπίσουν αυτά τα προβλήματα, οι αστρονόμοι έχουν επινοήσει τεχνικές παρατήρησης για άμεσες ανιχνεύσεις τόσο στο ορατό όσο και στο υπέρυθρο φως. Η μέθοδος αυτή δεν επιτρέπει τη μέτρηση της μάζας του πλανήτη άμεσα, αλλά μπορούν να χρησιμοποιηθούν πληροφορίες από τα φασματοσκοπικά του δεδομένα και τη λαμπρότητά του για να εκτιμηθεί η θερμοκρασία της επιφάνειας και η διάμετρος του πλανήτη. Μία από τις πρώτες περιπτώσεις άμεσης απεικόνισης εξωπλανητών είναι εκείνη που ανακοινώθηκε το Νοέμβριο τοy 2008 από τους Marois et al., 2008, (Science, Volume 322, Issue 5906, pp.1348- ). Η ομάδα αυτή των αστρονόμων ανακοίνωσε την απεικόνιση τριών πλανητών σε τροχιά γύρω από τον αστέρα HR 8799 (Εικ. 8).


Εικόνα 8. Μια εικόνα του πλανητικού συστήματος HR 8799 που πάρθηκε στις 5 Σεπτεμβρίου 2008 με το Gemini / Altair / NIRI (ο Βορράς είναι επάνω και η Ανατολή είναι αριστερά). Οι τρεις πλανήτες χαρακτηρίζονται με κόκκινους κύκλους. Το αστρικό φώς (στο κέντρο) αφαιρέθηκε χρησιμοποιώντας ειδική τεχνική και η κεντρική κορεσμένη περιοχή αποκρύπτεται. Οι παρατηρήσεις πολλαπλών θέσεων έδειξαν αριστερόστροφη τροχιακή κίνηση για τους τρεις πλανήτες.
Credit: Gemini Observatory/NRC/AURA/Christian Marois, et al.

Οι πλανήτες εντοπίστηκαν στην υπέρυθρη περιοχή του φάσματος. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι ο HR 8799 είναι ένας νέος αστέρας και οι πλανήτες γύρω από αυτόν εξακολουθούν να διατηρούν κάποια από τη θερμότητα σχηματισμού τους, η οποία καταγράφεται στο υπέρυθρο φάσμα. Επιπλέον, ενώ στο ορατό φάσμα το ανακλώμενο φως από τους πλανήτες επικαλύπτεται από τη φωτεινότητα του αστέρα, η ξεχωριστή θερμότητα των πλανητών ξεχωρίζει πολύ πιο ξεκάθαρα στο υπέρυθρο φάσμα. Συνολικά, παρά τις δυσκολίες, οι επιστήμονες έχουν καταφέρει να παράγουν αρκετές εικόνες εξωπλανητών. Με τη σημερινή τεχνολογία, ωστόσο, τέτοιες απεικονίσεις είναι δυνατές μόνο σε σπάνιες και ασυνήθιστες περιπτώσεις. Περισσότερα για τη μέθοδο αυτή μπορείτε να βρείτε εδώ.

Αποτελέσματα της έρευνας

Για αιώνες οι επιστήμονες, φιλόσοφοι και συγγραφείς επιστημονικής φαντασίας πίστευαν ότι υπήρχαν εξωηλιακοί πλανήτες, αλλά δεν υπήρχε τρόπος να τους ανιχνεύσουν ή να γνωρίζουν πόσο συχνοί είναι ή πόσο παρόμοιοι θα μπορούσαν να είναι με τους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Διάφορες προτάσεις για την ανίχνευσή τους έγιναν τον δέκατο ένατο αιώνα, αλλά απορρίφθηκαν από τους αστρονόμους. Η πρώτη επιστημονική ανίχνευση εξωπλανήτη άρχισε το 1988. Ωστόσο, η πρώτη επιβεβαιωμένη ανίχνευση έγινε το 1992, με την ανακάλυψη μερικών πλανητών με γήϊνη μάζα σε τροχιά γύρω από τον πάλσαρ PSR Β1257+12 (Wolszczan, A., Frail, D. A.,1992, Nature, 355, 145). Η πρώτη επιβεβαίωση ενός εξωπλανήτη σε τροχιά γύρω από έναν αστέρα της Κύριας Ακολουθίας έγινε το 1995 (Mayor, M., Queloz, D., 1995, Nature, 378, 355), όταν ένας γιγαντιαίος πλανήτης βρέθηκε σε τροχιά με περίοδο 4 ημερών γύρω από τον κοντινό αστέρα 51 Pegasi. Ορισμένοι εξωπλανήτες έχουν φωτογραφηθεί άμεσα με μεγάλα τηλεσκόπια, αλλά η συντριπτική πλειοψηφία έχει ανιχνευθεί με έμμεσες μεθόδους, κυρίως με τη μέθοδο διάβασης και τη μέθοδο ακτινικών ταχυτήτων. Μέχρι σήμερα έχουν εντοπιστεί περισσότεροι από 4391 εξωηλιακοί πλανήτες σε 3241 πλανητικά συστήματα και 719 πολλαπλά πλανητικά συστήματα. Ο αριθμός αυτός μεταβάλλεται συνέχεια, καθόσον ανακαλύπτονται διαρκώς νέοι εξωπλανήτες. Η τελευταία ενημέρωση δίνεται στην ιστοσελίδα http://exoplanet.eu/catalog/ Βέβαια υπάρχουν και άλλοι ιστότοποι εξειδικευμένοι στην έρευνα εξωπλανητών (βλέπε την σελίδα Σχετικοί ιστότοποι) που δίνουν λίγο διαφορετικούς αριθμούς ανακαλυφθέντων εξωπλανητών, αλλά σε γενικές γραμμές υπάρχει συμφωνία στη γενικότερη παρουσίαση των απαοτελεσμάτων της μέχρι τώρα έρευνας.

Είκοσι οκτώ χρόνια μετά την ανακάλυψη το 1992 των πρώτων εξωηλιακών πλανητών γύρω από τον πάλσαρ PSR B1257+12, έχουν ανακαλυφθεί πάνω από 4300 εξωπλανήτες, ένα στατιστικά σημαντικό δείγμα για τον καθορισμό των κατανομών των πλανητικών χαρακτηριστικών. Η μεγάλη ποικιλία που παρουσιάζουν, τόσο στα τροχιακά χαρακτηριστικά τους όσο και στις μάζες τους, αλλά και στις μεταλλικότητες των κεντρικών τους
αστέρων, κάνει τη στατιστική μελέτη των χαρακτηριστικών τους
ιδιαίτερα ενδιαφέρουσα. Από τη μελέτη των χαρακτηριστικών αυτών μπορούμε να διατυπώσουμε, να επιβεβαιώσουμε ή και να αναθεωρήσουμε θεωρίες για τον σχηματισμό των πλανητών. Έχουν βρεθεί γίγαντες πλανήτες να περιφέρονται πολύ κοντά στον κεντρικό αστέρα, κάτι που έρχεται σε αντίθεση με την πρόβλεψη του καθιερωμένου μοντέλου ότι οι πλανήτες αυτοί σχηματίζονται από κόκκους πάγου στην εξωτερική περιοχή του συστήματος, όπου η θερμοκρασία του αστρικού νεφελώματος δεν είναι τόσο υψηλή. Για να προσαρμοστεί το παραπάνω σενάριο στις παρατηρήσεις, είναι απαραίτητη μια διαδικασία μετανάστευσης των πλανητών, δηλαδή μετακίνησής τους από την περιοχή σχηματισμού τους σε μια περιοχή πιο κοντά στον κεντρικό αστέρα. Μια άλλη θεωρία είναι ο σχηματισμός τους κοντά στον κεντρικό αστέρα εξαιτίας ασταθειών στον δίσκο σχηματισμού του πλανητικού συστήματος.

Η στατιστική μελέτη βασίζεται σε πληθυσμούς πλανητών που έχουν ανιχνευθεί κυρίως με δύο μεθόδους ανίχνευσης, τη μέθοδο ακτινικών ταχυτήτων και τη μέθοδο διαβάσεων. Αφορά μικρής μάζας πλανήτες, σε τροχιά γύρω από τον κεντρικό αστέρα και σε απόσταση περίπου μία αστρονομική μονάδα, και γίγαντες αέριους πλανήτες σε τροχιά μέσα σε μερικές αστρονομικές μονάδες. Γιγάντιοι πλανήτες σε πιο απομακρυσμένες
τροχιές έχουν επίσης ανιχνευθεί με τη μέθοδο της απεικόνισης και τη μέθοδο της βαρυτικής μικροεστίασης. Με βάση τα μέχρι τώρα αποτελέσματα μπορούμε να δούμε ορισμένα διαγράμματα που συσχετίζουν ορισμένα από τα βασικά χαρακτηριστικά των εξωπλανητών και των αστέρων τους. Περισσότερα για μια στατιστική μελέτη των εξωπλανητών, με χρήση δεδομένων μέχρι το τέλος του 2018, μπορείτε να βρείτε εδώ και εδώ

Παράξενοι νέοι κόσμοι

Με πρωτοβουλία της NASA και με την ευκαιρία συμπλήρωσης 20 χρόνων από την ανακάλυψη το 1995 του πρώτου επιβεβαιωμένου εξωπλανήτη 51 Pegasi b, γύρω από τον ηλιακού τύπου αστέρα 51 Pegasi, περισσότεροι από 60 κορυφαίοι επιστήμονες, ειδικοί στους εξωπλανήτες επέλεξαν τους πιο ενδιαφέροντες μεταξύ των περίπου 2.000 γνωστών μέχρι το 2015 εξωπλανητών.
Ορισμένοι από τους εξωπλανήτες είναι βραχώδεις, μερικοί είναι αεριώδεις, και μερικοί είναι πολύ περίεργοι και «εξωτικοί». Αλλά υπάρχει ένα στοιχείο που ο καθένας από αυτούς τους περίεργους νέους κόσμους έχει κοινό: όλοι έχουν τέτοιες ιδιότητες και χαρακτηριστικά ώστε βοηθούν σε μια προχωρημένη επιστημονική κατανόηση της θέσης μας στον Κόσμο. Ο κατάλογος περιλαμβάνει τους: 1. Kepler-186f, 2. HD 209458 b («Osiris»), 3. Kepler-11system, 4. Kepler-16b, 5. 51 Pegasi b, 6. CoRoT 7b , 7. Kepler-22b, 8. Kepler-10b, 9. Kepler-444 system, 10. 55 Cancri e, 11. HD 189733 b, 12. PSR B1257+12 system, 13. K2-3, 14. HR 8799 , 15. Kepler-36 system , 16. HD 114762 b, 17. Kepler-452b, 18. HD
80606 b, 19. WASP-47, 20. OGLE-2005-BLG-390.

Μπορείτε, επίσης, να πάρετε πληροφορίες για παράξενους αλλά και πολύ ενδιαφέροντες εξωπλανήτες που έχουν ανακαλυφθεί μέχρι τώρα εδώ και εδώ.

Προγράμματα έρευνας

Στην εικόνα αυτή δίνεται το χρονικό της της έρευνας για την ανακάλυψη εξωπλανητών. Η έρευνα άρχισε το 1992 με παρατηρήσεις από τηλεσκόπια εγκατεστημένα στη Γη και συνεχίστηκε από το 1990 και μετά με τα διαστημικά τηλεσκόπια Hubble και Spitzer. Από το 2006 και μετά, παράλληλα με τις παρατηρήσεις από γήινα τηλεσκόπια, άρχισαν να χρησιμοποιούνται ειδικά διαστημικά τηλεσκόπια για τις παρατηρήσεις και την ανακάλυψη νέων εξωπλανητών. Κατά χρονική σειρά χρησιμοποιήθηκε το ευρωπαϊκό Corot (2006-2013), το Kepler (2009-2018), το Gaia (2013- ) και πρόσφατα το TESS (2018- ). Στα επόμενα θα αναφερθούμε στα “νέας γενιάς” διαστημικά παρατηρητήρια που είτε θα έχουν αποκλειστικό έργο την παρατήρηση εξωπλανητών είτε θα αφιερώνουν ένα μεγάλο μέρος του παρατηρησιακού τους χρόνου στην παρατήρηση εξωπλανητών.

Το TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) είναι μια αποστολή της NASA   υπό την αιγίδα του MIT, για μια έρευνα εξωπλανητών σε ολόκληρο τον ουρανό, χρησιμοποιώντας  τη  μέθοδο των  διαβάσεων.  Εκτοξεύτηκε  στις 18 Απριλίου 2018 με διάρκεια λειτουργίας 2 έτη.

Το TESS διαθέτει τέσσερις ίδιες κάμερες, με κάθε μία ένα έχει οπτικό πεδίο 24 × 24 μοίρες.  Οι ανιχνευτές είναι ευαίσθητοι από 600-1000nm (μπλε μέχρι εγγύς IR). Με το TESS αναμένεται η ανακάλυψη χιλιάδων εξωπλανητών όλων των μεγεθών γύρω από αστέρες διαφόρων τύπων. Έχει προγραμματιστεί να «παραδώσει» στην επιστημονική κοινότητα 50 πλανήτες με ακτίνες μικρότερες από 4 γήινες ακτίνες και με μετρημένες μάζες, χρησιμοποιώντας τα καλύτερα τηλεσκόπια εδάφους στον κόσμο

Ο CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite) είναι δορυφόρος της ESA για τον χαρακτηρισμό των εξωπλανητών. Είναι η πρώτη αποστολή που αφιερώνεται στη μελέτη φωτεινών κοντινών αστέρων που είναι ήδη γνωστοί ότι φιλοξενούν εξωπλανήτες, προκειμένου να κάνει παρατηρήσεις υψηλής ακρίβειας για το μέγεθος του πλανήτη καθώς περνά μπροστά από τον αστέρα του (μέθοδος διαβάσεων).

Θα επικεντρωθεί σε πλανήτες με μέγεθος από Υπερ-Γαία μέχρι του Ποσειδώνα. Τα δεδομένα θα επιτρέψουν την εύρεση της πυκνότητας των πλανητών – ένα πρώτο βήμα για την κατανόηση αυτών των ξένων κόσμων. Η αποστολή θα φέρει ένα οπτικό τηλεσκόπιο Ritchey-Chrétien με άνοιγμα 30 cm και προγραμματισμένη διάρκεια 3,5 έτη. Εκτόξευση 17/12/2019.

Το James Webb Space Telescope (JWST) της NASA/ESA/CSA, που θα εκτοξευτεί το 2021, έχει κάτοπτρο διαμέτρου 6,5 μέτρα. Η διάρκεια λειτουργίας θα είναι 5-10 έτη. Με μια σουίτα τεσσάρων οργάνων που λειτουργούν σε υπέρυθρα μήκη κύματος θα χρησιμοποιήσει διάφορες τεχνικές για να διερευνήσει εξωηλιακούς πλανήτες.

Το JWST θα χαρακτηρίσει τις ατμόσφαιρες των εξωπλανήτων καταγράφοντας τα φάσματα απορρόφησης, ανάκλασης και εκπομπής σε υπέρυθρα μήκη κύματος για πλανήτες που εκτείνονται σε ένα εύρος μεγεθών, από υπερ-Γη έως γίγαντες αερίου. Σε αυτά τα μήκη κύματος, τα μόρια στις ατμόσφαιρες των εξωπλανητών παρουσιάζουν ένα μεγάλο αριθμό φασματικών χαρακτηριστικών, παρέχοντας στους παρατηρητές ένα πλούσιο σύνολο διαγνωστικών εργαλείων, πολλά από τα οποία δεν είναι προσβάσιμα από το έδαφος. To JWST θα είναι επίσης σε θέση να απεικονίσει απευθείας μερικούς νεαρούς και με μεγάλη μάζα εξωπλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά σε μεγαλύτερες αποστάσεις από τον μητρικό αστέρα τους απ’ ότι είναι οι περισσότεροι που διέρχονται μπροστά από τα άστρα τους. Τρία από τα όργανα του JWST διαθέτουν δυνατότητες απεικόνισης υψηλής αντίθεσης (σε δύο περιπτώσεις αυτό υλοποιείται με τη χρήση στεμματογράφου) για την ελαχιστοποίηση της αντανάκλασης του φωτός του μητρικού αστέρα, καθιστώντας ευκολότερη την απεικόνιση του πλανήτη. Οι παρατηρήσεις με πολλαπλά φίλτρα υπέρυθρων θα παρέχουν πολλές πληροφορίες σχετικά με αυτούς τους πλανήτες, τις ιδιότητές τους και τους μηχανισμούς σχηματισμού τους.

Το PLAnetary Transits and Oscillations of Stars (PLATO) είναι η τρίτη μεσαίας κλίμακας αποστολή στο πρόγραμμα Cosmic Vision της ESA. Προγραμματίζεται να εκτοξευτεί το 2026 με διάρκεια λειτουργίας 4+4 έτη. Στόχος του είναι να βρει και να μελετήσει ένα μεγάλο αριθμό εξωηλιακών πλανητικών συστημάτων, με έμφαση στις ιδιότητες των γήινων πλανητών στην κατοικήσιμη ζώνη γύρω από ηλιακού τύπου αστέρες, γύρω από κόκκινους νάνους αστέρες, και υπογίγαντες αστέρες, όπου το νερό μπορεί να υπάρχει σε υγρή κατάσταση στην κατοικήσιμη ζώνη τους. Το PLATO σχεδιάστηκε επίσης για να διερευνήσει και τη σεισμική δραστηριότητα στους αστέρες, επιτρέποντας τον ακριβή χαρακτηρισμό του «μητρικού» αστέρα, συμπεριλαμβανομένης της ηλικίας του.

Η αρχή της μέτρησης του PLATO είναι η διεξαγωγή υψηλής ακρίβειας, μακράς (μηνών έως ετών) αδιάκοπης φωτομετρικής παρακολούθησης στην ορατή ζώνη πολύ μεγάλων δειγμάτων φωτεινών (mV ≤ 11-13) αστέρων. Θα χρησιμοποιήσει μια ομάδα φωτομέτρων για να αναζητήσει διαβάσεις πλανητών και να ανακαλύψει και να χαρακτηρίσει βραχώδεις εξωηλιακούς πλανήτες όλων των μεγεθών.

Οι προκύπτουσες καμπύλες φωτός θα χρησιμοποιηθούν για την ανίχνευση πλανητικών διαβάσεων (από τις οποίες θα προσδιοριστούν οι πλανητικές ακτίνες), και για την ανάλυση της αστεροσεισμολογίας για την εξαγωγή ακριβών αστρικών παραμέτρων και ηλικιών των αστέρων. Δεδομένου ότι οι στόχοι PLATO είναι φωτεινοί αστέρες, οι μάζες των ανιχνευόμενων πλανητών μπορούν να προσδιοριστούν με τη μέθοδο των ακτινικών ταχυτήτων από παρατηρήσεις σε επίγεια αστεροσκοπεία.

Η διαστημική αποστολή ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) θα χρησιμοποιηθεί για τη μελέτη και την κατανόηση των εξωπλανητών. Είναι η 4η αποστολή μεσαίας τάξης ARIEL  της ESA  και θα πραγματοποιήσει μια χημική απογραφή ενός μεγάλου, καλά καθορισμένου και ποικίλου δείγματος εξωπλανητών. Η εκτόξευση θα γίνει το 2028 και η διάρκεια λειτουργίας θα είναι 4 έτη.

Με ταυτόχρονες παρατηρήσεις σε ορατά και υπέρυθρα μήκη κύματος, η αποστολή θα επιτρέψει τη μελέτη των εξωπλανητών τόσο ως μεμονωμένους πλανήτες, όσο και ως πληθυσμούς.  Θα παρατηρήσει και θα μελετήσει περίπου 1000 θερμούς και ζεστούς γίγαντες αερίου, Neptunes και super-Earths γύρω από αστέρες διαφόρων τύπων και σε πλανητικά συστήματα με διαφορετικές αρχιτεκτονικές.

Το ARIEL θα παρουσιάσει έναν πρώτο κατάλογο πλανητικών φασμάτων, που χαρακτηρίζουν μοριακές αφθονίες, χημικές διαβαθμίσεις, ατμοσφαιρική δομή, ημερήσιες και εποχιακές μεταβολές, σύννεφα και μετρήσεις albedo. Η αποστολή στοχεύει στην παροχή μιας πραγματικά αντιπροσωπευτικής εικόνας της χημικής φύσης των εξωπλανητών που μελετήθηκαν και επίσης σχετίζεται άμεσα με τον τύπο και τη χημική σύνθεση των «μητρικών» αστέρων τους, επιτρέποντας στους επιστήμονες να διερευνήσουν τη φύση αυτών των πλανητών, τον τρόπο με τον οποίο σχηματίστηκαν και πώς θα εξελιχθούν.

Αναμενόμενα αποτελέσματα

Με αυτή τη σουίτα διαστημικών τηλεσκοπίων που θα ξεκινήσουν μέσα στην επόμενη δεκαετία, περιμένουμε να έρθουμε πιο κοντά στην εξεύρεση της «Γης Νο 2», προσθέτοντας ταυτόχρονα πιο περίεργους και απροσδόκητους πλανήτες στον εξωπλανητικό ζωολογικό κήπο. Οι συναρπαστικές νέες εποχές βρίσκονται μπροστά μας! Περισσότερα μπορείτε να βρείτε εδώ.