Znamo da oko Sunca kruzi devet planeta, a postavlja se pitanje da li postoji jos neka zvezda oko koje mozda kruzi neka planeta.

Ova pomisao je cisto logicna i ni malo nije savremena. Sta vise, ovo pitanje je staro nekih 2 000 godina. Uzimajuci u obzir dimenzije univerzuma, moze se reci da je gotovo nemoguce da negde oko nas ne postoji bilo kakav planetarni sistem, a i neki poput Suncevog. Danasnja posmatranja ukazuju na postojanje oko 50 milijardi galaksija, pri cemu najvece sadrze hiljade milijardi zvezda koje se mogu posmatrati modernim teleskopima. Pored tolikog broja zvezda moze se slobodno tvrditi da postoje zvezde oko kojih kruze planete raznih velicina, a s tim i da Suncev sistem nije jedinstven...

Mogucnost postojanja nekog ekstrasolarnog sistema pre svega se zasniva na verovatnoci. Ako se uzme u obzir broj galaksija i broj zvezda koje sadrze te galaksije verovatnoca za postojanje drugih planetarnih sistema je vise nego velika. Ove statisticke pretpostavke postoje vec duze vreme.

Sezdesetih godina dvadesetog veka jedan poznati naucnik je zapisao:

"With 10 to the 11th stars in our galaxy and 10 to the 9th other galaxies, there are at least 10 to the 20th stars in the universe. Most of them may be accompanied by solar systems. If there are 10 to the 20th solar systems in the universe, and the universe is 10 to the 10th years old -- and if, further, solar systems have formed roughly uniformly in time -- then one solar system is formed every 10 to the negative 10 yr = 3 x 10 to the negative 3 seconds. On the average, a million solar systems are formed in the universe each hour."

Carl Sagan

Sagan zapravo razmislja o traganju za vanzemaljskim zivotom, ali da bi se utvrdila mogucnost njegovog postojanja mora se prvo utvrditi mogucnost postojanja vansolarnih planeta.

Nijedna od vansolarnih planeta se ne moze videti direktno, odnosno kroz teleskop ili fotografijom. U poslednjih nekoliko godina istrazivanja su sve ucestalija, a tehnike sve usavrsenije. Postoji nekolicina uspesnih indirektnih metoda za detektovanje vansolarnih planeta...

POCETAK TRAGANJA ZA VANSOLARNIM PLANETAMA

BERNARDOVA ZVEZDA I VAN DE KAMPOVE PLANETE

1916. godine E. E. Bernard je otkrio jednu manje-vise beznacajnu zvezdu, koja je bila cudna po jednoj osobini - kretala se velikom brzinom za jednu prosecnu zvezdu (oko 10.3” u godini). To kretanje delovalo je krajnje cudno, s obzirom da, na primer svim poznatim sazvezdjima treba po 2 000 godina da promene svoj oblik, odnosno da se zvezde tog sazvezdja pomere (jer su zvezde jako daleko). Zato je ovo otkrice izazvalo interesovanje astronoma. Ustanovili su da je Bernardova zvezda crveni patuljak (sto je cini uobicajenom zvezdom, jer crvenih patuljaka ima najvise u nasoj galaksiji), zatim da je od Zemlje udaljena 1.82 pc (5.95 sg), sto je u astronomskim razmerama cini komsijom, kao i to da nam se priblizava. Sve ove osobine ucinile su zvezdu pogodnom za dalja posmatranja i odredjivanje njenih ostalih fizickih parametara.

Pre nastavka price treba napomenuti sta su to astrometrija i perturbacije. Astrometrija je grana astronomije koja se bavi proucavanjem kretanja nebeskih tela u funkciji od vremena. Perturbacije predstavljaju anomalije u kretanju nebeskih tela, koje nastaju usled gravitacionog uticaja nekih drugih nebeskih tela, bilo vidljivih ili ne, pored kojih prolazi posmatrano telo. To znaci da uzrocnik perturbacija moze biti i nekakva planeta koja se krece oko posmatranog nebeskog tela, na primer zvezde.

Peter Van de Kamp je u periodu od 1938. do 1962. godine napravio preko 2000 snimaka Bernardove zvezde. Na tim snimcima videle su se perturbacije u kretanju. Stoga je Van de Kamp zakljucio da oko te zvezde revoluira neko telo koje je uzrocnik uocenih perturbacija. Po njegovim proracunima to telo je planeta 1.6 puta veca od Jupitera cija revolucija traje 24 godine. Nakon toga Van de Kamp je objavio serijal radova koji govore o pratiocu Bernardove zvezde, jer je nastavio da snima Bernardovu zvezdu. U godinama koje su sledile on je menjao parametre pratioca Bernardove zvezde.

Marta 1969. godine objavio je ispravku da je revolucija pratioca 25 godina, putanja jako izduzena, a da je pratilac velicine 1.7 mase Jupitera. Avgusta iste godine objavljuje da Bernardova zvezda nema jednog, vec dva pratioca, da su im putanje kruzne, revolucije 26 i 12 godina, a mase 1.1 i 0.8 mase Jupitera.

1975. godine iz novih astrometrijskih podataka objavljuje da su mase pratioca 0.4 i 1.0 mase Jupitera, a revolucije 22 i 11.5 godina.

Van de Kamp se ni ovde nije zaustavio. Nastavio je sa svojim procenama i 1982. godine objavljuje da su pratioci 0.7 i 0.5 mase Jupitera, revolucije 12 i 20 godina.

Dok se Van de Kamp mucio sa svojim snimcima, astrometristi Gatewood i Eichhorn su 1973. fotografisali Bernardovu zvezdu kroz 20-incni i 30-incni refraktor i zakljucili da u njenom kretanju nema perturbacija kakve je video Van de Kamp. Ukratko, nema perturbacija, nema pratioca.

Iste godine John L. Hershey je analizirao Van de Kampove snimke. Zakljucio je ne samo da Bernardova zvezda pravi perturbacije u kretanju vec i 12 drugih zvezda koje su se nasle u istom vidnom polju na snimcima. Sve u svemu, posto je nemoguce da sve zvezde sa snimka imaju pratioce, zakljuceno je da pratioca nema i da su ti snimci posledica koriscenja izvesnog teleskopa.

Par godina kasnije Harrington, a potom i Fredrick takodje su snimanjem zakljucili da Bernardova zvezda nema pratioce.

Van de Kamp je prosveio vise od 40 godina svoga zivota ovoj zvezdi koju je cesto nazivao njegovom. I bez obzira na sve nove podatke on se i dalje drzao svoga misljenja o postojanju dva pratioca…

1995. godine Gatewood je astrometrijskim putem zakljucio da oko Bernardove zvezde ne moze postojati braon patuljak (koji je mnogo masivniji od Jupitera), dok mozda moze postati nekakva planeta cija je masa manja od Jupiterove.

Ispitivanje Bernardove zvezde trajalo je vise od pola veka, a opet do dana danasnjeg ovaj slucaj nije sasvim zakljucen.

METODE ZA OTKRIVANJE VANSOLARNIH PLANETA

Ako bismo hteli da vansolarne planete posmatramo direktno kroz teleskop, onda bi nam trebao refraktor precnika 100 metara. Umesto da se pravi toliki teleskop, u poslednjih nekoliko godina razvile su se neke tehnike za indirektno otkrivanje vansolarnih planeta...

1

Astrometrijom se posmatra kretanje zvezde po nebeskoj sferi, u odnosu na izabrane referentne tacke, odnosno neke druge zvezde. Ako neko telo, dovoljno masivno, revoluira oko izvesne zvezde onda ce ono svojom gravitacijom uticati na zvezdino kretanje i ona se nece kretati pravom linijom, vec ce praviti nekakve “zaokrete”, odnosno perturbacije. Centar mase sistema (bariocentar – krstic na crtezu) ce biti van centra zvezde tako da ce i ona sama imati nekakvo kretanje.

slika 1. Okretanje planete i zvezde oko bariocentra

Izvodjenje ove metode je poprilicno tesko, jer je to kao da se posmatra novcic na udaljenosti od 2000 km. No, sto je zvezda bliza Zemlji “novcic” je sve veci. Postoji svega nekoliko zvezda na koje se moze primeniti ova metoda, sto govori o tome da su sanse da se ovom metodom otkriju nove planete krajnje male.

2

Od svih metoda najvise se koristi radijalna brzina, odnosno metoda koja ukljucuje Doplerov pomak. Periodicno kretanje zvezde koje u odnosu na nas izgleda napred-nazad, izazvace plavi pomak (blushift) kad se planeta krece ka nama i crveni pomak (redshift) kad nam se udaljava.

slika 2. Plavi i crveni pomak.

Ti pomaci se manifestuju kao pomeraji zvezdinog spektra i detektuju se osetljivim spektrografima (instrumenti koji sluze za “razbijanje” svetlosti u tzv. dugu, odnosno spektar).

slika 3. Crveni i plavi pomak svetlosnog spektra.

Male promene u talasnoj duzini daju podatak o radijalnoj brzini te zvezde. Perturbacije Doplerove brzine su male i tesko ih je detektovati. Stoga, treba napomenuti da su planete koje se otkrivaju ovom metodom jako masivne i orbitiraju blizu zvezde, jer se manje i ne mogu detektovati ovim putem (manje planete ne bi vidljivo uticale na pomeranje same zvezde). Popularno ih nazivaju “vreli Jupiteri” s obzirom da su gigantske gasovite planete koje revoluiraju jako blizu svog domacina.

Problem koji ostaje kod svih ovih metoda jeste to da posmatrac sa Zemlje ne moze da pretpostavi pod kojim uglom u odnosu na Suncev sistem lezi posmtrani planetarni sistem (inklinacija), tako da ne moze u potpunosti odrediti masu planeta, vec samo proceniti minimalnu vrednost. To je tzv. “sin i” (sinus inklinacija).

3

Metoda direct imaging se zasniva na cinjenici da planete reflektuju zvezdinu svetlost. Ovom metodom se mogu otkriti ekstremno velike planete, mada i tu postoji problem s obzirom da je zvezda mnogo svetlija i moze zamutiti svetlost koju reflektuje planeta.

4

Fotometrijska metoda se zasniva na posmatranju promene sjaja zvezde koji se menja kada planeta prolazi preko njenog diska (okultacija). Ova metoda se moze izvesti jedino kad se priblizno poklapaju ravan posmatraca na Zemlji i ravan u kojoj lezi posmatrani planetarni sistem. Tada ce se svaki put, kad se planeta nadje izmedju posmatrane zvezde i nas, zvezdin sjaj smanjiti za odredjeni procenat koji mi sa Zemlje fotometrijskim putem mozemo izmeriti.

slika 4. Promena krive sjaja zvezde prilikom prolaska planete preko njenog diska.

Pre svega treba utvrditi da li je opadanje sjaja periodicno i za stalni procenat, sto se utvrdjuje kontinuiranim posmatranjima od po nekoliko nedelja do nekoliko meseci. Taj procenat opadanja sjaja zvezde se krece u opsegu og 0.01% i 1% u zavisnosti od velicine planete, duzine prelaska planete preko diska, kao i od udaljenosti planete od zvezde i mase same zvezde. S obzirom da se masa i velicina zvezde mogu odrediti spektroskopijom, onda se mogu odrediti i velicina i udaljenost planete od zvezde.

Kontinuiranim posmatranjima (svaki put kad planeta prelazi zvezdin disk) mogu se obavljati i druga posmatranja. Na primer, “domacin” moze biti ne samo jedna zvezda vec dvojni sistem, pa ce planeta orbitirati oko obe zvezde, zatim spektroskopskom analizom moguce je prouciti planetinu atmosferu…

5

Moguce je otkriti planetarne sisteme i efektom gravitacionog sociva, tj. microlensing-om. Svetlost sa nekog udaljenog objekta se iskrivljuje pod uticajem gravitacije nekog blizeg objekta i takva stize do posmatraca.

slika 5. Skica efekta gravitacionog sociva

Posto u microlensing-u glavnu ulogu igra gravitaciona sila, onda ne samo da velika tela poput zvezda uticu na iskrivljenje svetlosti, vec i mala tela (u poredjenju sa zvezdama) kao sto su planete. Uticaj planete ce biti mnogo manji, tako da ce izgledati kao nekakva devijacija mnogo veceg microlesing efekta tela oko kojeg ta planeta orbitira. Na laganom porastu i padu sjaja pozadinske zvezde naci ce se i jedan “defekt” (devijacija), koji je izazvan prolaskom planete.

Te devijacije se manifestuju kao izraziti pikovi, uvecanja microlensing efekta i do 100 puta. No, pikovi traju svega nekoliko sati do nekoliko dana, tako da je potrebno stalno biti aktivan u smislu osmatranja “neba”. Oni su najveci za planete koje revoluiraju na udaljenosti od nekoliko AJ od zvezde (AJ - astronomska jedinica: srednja udaljenost Zemlje od Sunca). Efekti su veci za vece planete. Isto tako, sto je planeta manja, manje su sanse da se uopste uoci zeljeni “defekt” u promeni sjaja.

slika 6. Uvecanje zvezde koja nema pratioca i uvecanje zvezde oko koje se krece planeta.

Astronomi procenjuju da je potrebno da se istovremeno sa velikom preciznoscu posmatra nekoliko desetina microlensing dogadjaja da bi se negde uocla devijacija planete velicine Jupitera, dok je za detektovanje planete velicine Zemlje potrebno pracenje nekoliko stotina microlensing dogadjaja, sto ce se mozda ostvariti u narednih nekoliko godina.

S obzirom da nije ni malo lako uociti ovakvu devijaciju treba dobro obratiti paznju na neke okolne uslove koji mogu pokvariti citav rezutat posmatranja. Pre svega, to je rasejanje svetlosti u turbulentnoj atmosferi, zracak mesecine, blizina drugih zvezda, pogotovo Mlecnog puta i sl. Medjutim, postoji nacin kojim se deo ovih nezeljenih uticaja otstranjuje.

U periodu od pet godina prouceno je 43 microlensing dogadjaja i nije uocena nijedna devijacija svetlosti pozadinske zvezde.

Teoretski microlensing-om je moguce detektovati jos neformirane planete (“rogue planets”), kao i braon patuljke.

Indirektim putem je takodje zakljuceno da i oko nekih pulsara revoluiraju planete (pulsar timing).

PLANETE OKO NEUTRONSKIH ZVEZDA

Neutronske zvezde nastaju nakon eksplozije supernove. Oni su jaki radio izvori. Ako se njihova osa magnetnog polja i osa rotacije ne poklapaju, onda su to pulsari. Pulsari su tako nazvani jer do nas posmatraca na Zemlji stizu kratki, ostri i periodicni signali (u periodima od 2 sekunde do 2 milisekunde). Kada bi oko pulsara revoluirala planeta onda bi doslo do poremecaja u periodicnosti stizanja signala, sto bi se lako uocilo. Tako nesto jeste zabelezeno tako da se smatra da i oko nekih sad vec mrtvih zvezda ima planeta koje orbiraju.

*********

Moguce je detektovati planetu Zemljine velicine oko pulsara. Smatra se da je nemoguce da je ta planeta postojala pre nego sto je zvezda postala neutronska, jer se u medjuvremenu desila eksplozija supernove.

Sve do sada otkrivene vansolarne planete su velicine Jupitera, vece i mnogo vece od njega. Da li je moguce otkriti planetu Zemljine velicine? Za sada su sanse male. Planeta Zemljine velicine prelaskom preko zvezdinog diska ne izaziva potrebnu i dovoljnu promenu sjaja zvezde, suvise je mala da bi svojom gravitacijom uticala na pomeranje same zvezde, a ponajmanje se mogu detektovati direct imagingom, mozda microlensingom.

             

KEPLER

NASA inace radi na projektu "KEPLER" koji predvidja detektovanje pada sjaja zvezda od 0.01%. Po proracunima toliki pad sjaja zvezde izazvala bi planeta Zemljine velicine prelaskom preko njenog diska. Kepler bi trebalo da prati u isto vreme oko 160 000 zvezda u trajanju od 4 godine.

Prema statistikama, trebalo bi da se detektuje do 480 planeta Zemljinog tipa i 140 dzinovskih planeta metodom okultacije i mnogo drugih jos vecih planeta (oko 14 000) pomocu reflektovane svetlosti.

KEPLER je, u stvari, sonda koja ce biti lansirana ka Suncevoj orbiti. Nosice teleskop precnika jednog metra, 21 CCD kameru i imace vidno polje od 84 kavdratna stepena. Prednost KEPLER-a je u tome sto ce pratiti zvezde non-stop.

Sve u svemu, za otkrice exo planeta potreban je instrument koji ce biti lansiran u svemir.

          

DO SADA OTKRIVENE PLANETE

Najveci broj do sada detektovanih planeta su otprilike Jupiterove mase ili vece. Putanje su im, uglavnom kruzne. Veliki broj je detektovan metodom radijalne brzine. Vecina je manje od 1AJ udaljena od zvezde domacina i osim pulsara najveci broj planeta orbitira oko zvezde koja je nalik Suncu. To ih cini drugacijim sistemima od naseg.

slika 7. Histogram koji pokazuje raspodelu mase vansolarnih planeta.

Prva vansolarna planeta cije je postojanje potvrdjeno jeste 51Peg. Nama najblizi vansolarni planetarni sistem jeste Gliese 876, koji je udaljen svega 15 svetlosnih godina. 

Do danas ih je detektovano skoro 80.

No, jos uvek postoji mogucnost da je nas planetarni sistem jedinstven, jer do dana danasnjeg nije otkriven nijedan koji je nalik njemu…