Sposoby wyszukiwania planet poza Układem Słonecznym

Od kiedy Giordano Bruno wysunął w XVI wieku hipotezę, że gwiazdy są innymi słońcami, a Galileusz zobaczył przez lunetę miniaturę układu planetarnego - Jowisz i jego księżyce - zastanawiano się, czy wokół innych gwiazd krążą planety. Według konwencjonalnej teorii, obłok gazu i pyłu, otaczający młodą gwiazdę, z czasem tworzy wirujący wokół niej dysk. Ta konfiguracja jest niestabilna. W dysku powstają zagęszczenia, które przyciągają coraz więcej masy, aż w końcu rodzą się z nich planety. Większość materii to wodór i hel - dwa najlżejsze pierwiastki. Tylko ułamek procenta stanowią cięższe pierwiastki, takie jak tlen, azot, krzem czy żelazo. Ciepło gwiazdy powoduje ucieczkę najlotniejszych składników z planet położonych najbliżej, dlatego są one małe i gęste. W Układzie Słonecznym Merkury, Wenus, Ziemia i Mars są w istocie wielkimi skałami (płynnymi w środku). Część wodoru pozostała na Ziemi dzięki uwięzieniu w ciężkich cząsteczkach chemicznych. Pierwotnego helu, pierwiastka chemicznie obojętnego, na Ziemi nie ma. Niewielkie ilości helu, które spotykamy, pochodzą z radioaktywnych rozpadów cięższych izotopów. Planety położone dalej - Jowisz, Saturn, Uran i Neptun - zachowały lekkie składniki; dlatego też są większe i zbudowane przede wszystkim z gazu.
Bezpośrednim dowodem istnienia planet w pobliżu innych gwiazd byłoby uzyskanie ich obrazów (podobnie jak w przypadku Galileusza i satelitów Jowisza). Nie da się tego zrobić używając istniejących teleskopów. Gwiazdy są tak jasne, że "oślepiają" obserwatora, nie pozwalając dostrzec małych i ciemnych obiektów, jakimi są hipotetyczne planety. Pozostają metody pośrednie.
W październiku 1995 roku Michel Mayor i Didier Queloz z Obserwatorium Astronomicznego w Genewie donieśli o odkryciu planety o masie zbliżonej do masy Jowisza, krążącej wokół gwiazdy nr 51 w konstelacji Pegaza (51 Peg); gwiazda ta znajduje się 45 lat świetlnych od Ziemi. Był to wynik trwających 18 miesięcy obserwacji 140 gwiazd podobnych do Słońca.
Jedną z metod, która pozwala astronomom stwierdzić czy wokół gwiazdy krążą planety, jest obserwacja drobnych przesunięć linii widmowych. Można je przypisać efektowi Dopplera, związanemu z ruchem gwiazdy (od lub ku Ziemi) na skutek przyciągania jej przez planetę.
Mayor i Queloz poszukiwali okresowych zmian długości fal linii widmowych w świetle gwiazd. W układzie planetarnym ciała obiegają wspólny środek masy całego układu. Gwiazdy są dużo masywniejsze od planet (Słońce ma około 1000 razy większą masę niż Jowisz - największa planeta Układu Słonecznego). Dlatego też środek masy jest położony bardzo blisko środka gwiazdy. A zatem gwiazda nie tyle krąży, co raczej "kolebie się" nieco wokół tego punktu. To kolebanie powoduje, że fale świetlne ulegają, na przemian, wydłużeniu (linie widmowe przesunięte w stronę czerwieni) - kiedy gwiazda oddala się od obserwatora - i skróceniu (linie przesunięte ku fioletowi) - kiedy gwiazda porusza się w kierunku obserwatora. Jest to znany efekt Dopplera.
Przesunięcia te są bardzo małe. Gwiazda porusza się z prędkością około 159 m/s. Odpowiednia zmiana położenia linii w widmie gwiazdy nie przekracza jednej milionowej długości fali - około 100 razy mniej niż można wykryć za pomocą konwencjonalnych spektrografów. Mayor i Queloz musieli zbudować specjalny układ instrumentalny. Spodziewali się przesunięć z okresem kilku lat (okres orbitalny Jowisza wynosi 12 lat). Byli przygotowani na prowadzenie wieloletnich obserwacji. Ku swemu zdumieniu, zauważyli przesunięcia linii widmowych 51 Peg z okresem 4 dni!
Krótki okres orbitalny oznacza bardzo mały promień orbity planety - dwudziestokrotnie mniejszy od promienia orbity Ziemi. Planeta położona tak blisko gwiazdy powinna być "dobrze wysmażona". Jeśli dziś jest skalistą bryłą, to początkowa ilość materii, z której powstała, musiałaby przynajmniej 100 razy przewyższać jej obecną masę. Ale wówczas z takiego skupiska materii powstałoby coś innego niż planeta: zapewne mało masywna gwiazda lub brązowy karzeł - coś większego od planety lecz mniejszego od gwiazdy.
Odkryty układ stanowi więc zagadkę. Jeśli planeta podobna do Jowisza zachowała lekkie pierwiastki, to trzeba zrozumieć mechanizm pozwalający na to pomimo małej odległości od gwiazdy. Jeśli jest gęsta jak Ziemia, to rewizji wymagają teorie powstawania planet. Być może nie mamy do czynienia z typowym układem planetarnym, powstałym z pozostałości po obłoku protogwiazdowym, ale z resztką po ciasnym układzie podwójnym, w którym materia przepływała od jednej gwiazdy do drugiej. W takim przypadku wyjaśnienia wymagałoby, dlaczego obie gwiazdy nie zlały się ze sobą.
System 51 Peg jest drugim układem planetarnym odkrytym poza Układem Słonecznym. Metodę wykrywania niewidocznych obiektów poprzez obserwowanie ruchów związanych z nimi grawitacyjnie i dobrze widocznych gwiazd lub planet po raz pierwszy zastosowano przed 150 laty do obiektu zakłócającego ruch orbitalny Urana, którym okazała się ósma planeta Układu Słonecznego Neptun. W ten sam sposób został odkryty pierwszy w ogóle pozasłoneczny układ planetarny, w którym gwiazdą centralną jest pulsar. Odkrył go w 1992 roku Aleksander Wolszczan, wychowanek Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu, a obecnie dyrektor Centrum Astronomicznego UMK i profesor uniwersytetu stanowego w Pensylwanii. Wolszczan stwierdził istnienie trzech planet, krążących wokół pulsara PSR 1257+12. Pulsary są pozostałościami po wybuchach supernowych - szybko obracającymi się gwiazdami neutronowymi o średnicy kilkunastu kilometrów. Odkrycie układu planetarnego wokół pulsara było niespodzianką. Wyniki obserwacji Mayora i Queloza też wydają się nietypowe. Wytrwałe poszukiwania planet wokół pozostałych 139 gwiazd mogą za kilka lat przynieść dowody istnienia "typowych" systemów.


Przykłady układów planetarnych znajdujących się poza Układem Słonecznym:

55 Cancri

Pozasłoneczny układ planetarny 55 Cancri odkryto w 1996 roku. David Trilling i Robert Brown z University of Arizona obserwowali go w podczerwieni za pomocą skonstruowanego przez siebie koronografu przyrządu, który blokuje światło wybranego jasnego obiektu i umożliwia obejrzenie sąsiadujących z nim słabych źródeł promieniowania.
W wyniku przeprowadzonych badań stwierdzono, że układ planetarny 55 Cancri jest otoczony rozległym dyskiem o promieniu co najmniej równym średniemu promieniowi orbity Plutona. Widmo dysku jest zbliżone do widma obiektów krążących wokół Słońca w pasie Kuipera. Obserwacje dysku umożliwiły ponadto znacznie dokładniejsze oszacowanie masy planety okrążającej gwiazdę 55 Cancri: okazało się, że jest to obiekt o masie dwukrotnie większej od masy Jowisza. Układ 55 Cancri znajduje się w odległości 40 lat świetlnych od Słońca w tle gwiazdozbioru Raka. Ponieważ jego gwiazda centralna jest bardzo podobna do Słońca, największa planeta do Jowisza, a dysk do pasa Kuipera, można by nazwać go słonecznym bliźniakiem. Niestety "tamten" Jowisz krąży aż pięćdziesięciokrotnie bliżej swej gwiazdy niż "nasz". Obecność wielkich planet w niewielkich odległościach od gwiazd pozostaje nierozwiązanym problemem teorii ewolucji układów planetarnych.

* * *
Dwa kolejne układy planetarne odkryli astronomowie Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley. Żaden nie przypomina Układu Słonecznego.
Macierzystą gwiazdą jednego z tych układów jest HD168443, oddalona o 123 lata świetlne od Ziemi. Okrążają ją dwie planety, które znacznie przewyższają masą naszego Jowisza - jedna jest siedem razy, a druga aż siedemnaście razy cięższa. Prawdopodobnie są wielkimi kulami z gazu jak nasz Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Drugi układ, obiegający gwiazdę Gliese 876, znajduje się zaledwie 15 lat świetlnych od Ziemi. Składa się również z dwóch dużych planet, które obiegają gwiazdę w ciągu 30 i 60 dni. W tej chwili znamy już więc ponad 50 obcych układów planetarnych w naszym najbliższym sąsiedztwie, składających się z dużych, gazowych planet. Nie jest wykluczone, że w tych układach znajdują się mniejsze skaliste globy, podobne do Ziemi, ale na razie wymykają się obserwacji.

* * *
Podczas systematycznego przeglądu młodych gwiazd w gwiazdozbiorze Byka natrafiono na układ podwójny, otoczony rozległą chmurą materii międzygwiazdowej o nieregularnych kształtach.
Nieregularne kształty chmury podpowiadają, iż w niedalekiej przeszłości układem podwójnym wstrząsnął jakiś kataklizm, podczas którego domniemana planeta mogła zostać wyrzucona w przestrzeń międzygwiazdową. Przebijając się przez zewnętrzne warstwy chmury, mogła pozostawić za sobą smugę zagęszczonego gazu i pyłu, która odbija teraz w naszą stronę część światła emitowanego przez układ podwójny. Mogło się tak stać, ponieważ "kosmiczne trójki", w których jeden ze składników ma znacznie mniejszą masę od pozostałych, są nietrwałe i rozpadają się zupełnie spontanicznie.
Mogło też być tak: w miejscu, w którym teraz znajduje się układ podwójny, mogło dojść do zderzenia formujących się dopiero gwiazd otoczonych masywnymi dyskami. Z miejsca zderzenia mogły wybiec długie smugi materii, w których powstało zagęszczenie mogące przekształcić się w obiekt o rozmiarach planety. Podobnie przebiegają zderzenia galaktyk, którym poświęcano ostatnio dużo uwagi i które szczegółowo zbadano metodą symulacji komputerowych (w tym przypadku smugi materii są łańcuchami gwiazd, natomiast zagęszczenia dają początek galaktykom karłowatym).
Niezależnie od tego, która z hipotez okazałaby się prawdziwa, mielibyśmy do czynienia z pierwszym w historii wypadkiem bezpośredniego zaobserwowania planety poza Układem Słonecznym (wszystkie dotychczas znane planety pozasłoneczne zaobserwowano pośrednio, dzięki bardzo dokładnym obserwacjom ruchów okrążanych przez nie gwiazd). Możliwa jest jednak jeszcze inna, pesymistyczna hipoteza, iż TMR-1C może nie mieć z układem podwójnym nic wspólnego (znajduje się gdzieś daleko za nim) i tylko przez przypadek widać go na niebie na końcu świetlnej smugi. O tym, czy TMR-1C jest "niechcianą planetą" (I możliwość), "bezpańską planetą" (II możliwość), czy też gwiazdą o bardzo małej masie (tzw. brązowym karłem), przesądzą przyszłe obserwacje, do których szykują się teraz wszystkie odpowiednio wyposażone obserwatoria.

* * *
Pierwszy pozasłoneczny układ planetarny z prawdziwego zdarzenia odkryli dwaj wytrwali "łowcy planet", Paul Butler (Anglo-Australian Observatory) i Geoffrey Marcy (San Francisco State University). Jego centralnym ciałem jest znajdująca się w odległości 44 lat świetlnych od Słońca gwiazda q And (ypsilon Andromedy). q And jest nieco większa i nieco gorętsza od Słońca. Jest też od niego niemal dwukrotnie młodsza. Mocą promieniowania (ilością energii generowanej w ciągu sekundy) przewyższa naszą gwiazdę dzienną aż trzykrotnie, toteż mimo sporej odległości daje się bez trudu obserwować gołym okiem. Można ją zauważyć tuż po północy, nisko nad północno-wschodnim horyzontem.
Znamy w tej chwili 18 pozasłonecznych układów planetarnych, których gwiazdy centralne są podobne do Słońca. Wśród nich q And jest na razie jedynym układem wielokrotnym: w siedemnastu pozostałych znaleziono tylko pojedyncze planety. Wszystkie planety pozasłoneczne odkryto dzięki mikroskopijnym zaburzeniom w ruchach gwiazd. Ich bezpośrednie obserwacje najprawdopodobniej nie będą możliwe przed oddaniem do użytku teleskopów orbitalnych nowej generacji.
q And okrążają trzy planety. Żadna z nich nie nadaje się do skolonizowania ale niewykluczone, że moglibyśmy w przyszłości zamieszkać na jednym z księżyców jednej z tych planet (o ile planeta ta posiada takowe).
Niemal każda nowo odkryta planeta pozasłoneczna wprawiała astronomów w niemałe zakłopotanie: okazywało się nieodmiennie, że nasze dotychczasowe wyobrażenia o powstawaniu i ewolucji układów planetarnych wymagają głębokiej rewizji. Tak też stało się i tym razem. Wszystkie planety q And to olbrzymy dorównujące rozmiarami Jowiszowi lub znacznie od niego większe. Nie wiadomo na razie w jaki sposób mogły się uformować. Można się jedynie domyślać, że z bliżej nam nieznanych powodów protoplanetarny dysk q And był znacznie mniejszy od dysku, z którego powstały planety okrążające Słońce. Wiadomo natomiast, że obiekty wielkości Jowisza krążą tuż przy swych gwiazdach w prawie co drugim układzie pozasłonecznym, a w sześciu układach znajdują się planety o silnie spłaszczonych orbitach.
Czyżby więc nasz układ planetarny był czymś wyjątkowym? Na razie nie ma podstaw do takich podejrzeń. Umiemy wykrywać tylko planety bardzo masywne, krążące stosunkowo blisko swych gwiazd. Znajduje się je w mniej więcej co dziesiątym z badanych przypadków. Niewykluczone, więc że to właśnie one są wyjątkami, a przeciętna rodzina planetarna jest podobna do naszej.