Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Horváth Zsuzsa
Kosztolányi Dezső Gimnázium, Budapest
Érdi Bálint
Eötvös Loránd Tudományegyetem, Csillagászati Tanszék
A 2011. májusi fizika középszintű érettségi egyik választható feladata a Naprendszeren kívüli bolygókkal, exobolygókkal volt kapcsolatos. Tankönyveinkben még nem szerepelnek ezekkel foglalkozó ismeretek, hiszen az első ilyen égitest felfedezése óta 20 év sem telt el. Az exobolygó-kutatás napjaink sikeres, gyorsan fejlődő csillagászati területe. A jelenkori kutatások bemutatása tanulóinknak igen nehéz, ez alól az egyik kivétel az exobolygó-kutatás, hiszen eredményei könnyen közérthetővé tehetők, és mindenkit érdekelnek, ezért a hozzá kapcsolódó fizikai ismereteket is jobban megjegyzik diákjaink. Az érettségi feladathoz kapcsolódóan mutatjuk be az exobolygókat, a fontosabb megfigyelési módszereket, néhány kutatócsoportot és az űrtávcsöveket. Egy-két érdekesebb exobolygórendszert is megemlítünk.
Emlékeztetőül a 2011. májusi középszintű 3/A feladat szövege és ábrái [1]:
Az exobolygók (azaz a mi Naprendszerünkön kívüli bolygók) egy része olyan pályán kering a csillaga körül, hogy a Földről nézve áthalad a csillag előtt. Ilyen exobolygókat, különösen a nagyobbakat, fel lehet fedezni úgy, hogy a csillag fényességét folyamatosan mérve észleljük, amikor a bolygó áthalad előtte, ugyanis ilyenkor a bolygó részleges takarása miatt a mért fényesség lecsökken. Az első grafikon mutat egy tipikus mérési görbét, ahol a csillagfény intenzitásának százalékos csökkenése van feltüntetve.
A javítási-értékelési útmutató ide vonatkozó része:
Az eltérő mértékű fényintenzitás-csökkenés magyarázata: (3 pont, bontható). A csillag körül kkét, különböző átmérőjű bolygó kering. (A két bolygó felismerése 2 pont, a különböző átmérőre utalás 1 pont. Egyéb értelmes ötletekre, magyarázatokra 1 pont adható.)
Az egymást követő fényintenzitás-csökkenések között eltelt időintervallumok eltérő voltának magyarázata: (3 pont, bontható). Hol az egyik, hol a másik bolygó takarja a csillagot. A két exobolygó keringési periódusa különböző. (A két bolygó váltakozó lefedésére való utalás 1 pont, a különböző periódusidő kimondása 2 pont.)
Összesen 20 pont.
A feladatból megtudhatjuk, hogy mik is az exobolygók, és az egyik megfigyelési módszerüket (az átvonulási fotometriát) is leírják, majd a fénygörbékről kell információkat leolvasni. Az utolsó kérdésnél már egy kissé bonyolultabb fénygörbét találunk, amelynek okára (két különböző átmérőjű bolygó is kering a csillag körül) is rákérdeznek [1].
Az érettségi feladat képén a WASP-12b exobolygó művészi ábrázolására ismerhetünk. A név első része a SuperWASP (Wide Angle S earch for Planets, Nagy Látószögű Keresés Bolygók után) angol kutatócsoportra utal, amely 2008-ban fedezte fel ezt a planétát, a WASP-12-nek elnevezett csillag körül. A 12-es szám arra utal, hogy a SuperWASP kutatócsoportnak ez volt a 12. felfedezett exobolygója.
Az első, fősorozatbeli csillag körüli exobolygó felfedezése 1995 augusztusában történt. Michael Mayor és Didier Queloz, a Genfi Obszervatórium munkatársai az 51Peg, egy tőlünk 50 fényévnyire levő, Napunkhoz hasonló csillag körül találtak egy fél Jupiter tömegű exobolygót [2]. A Bellerophonnak elkeresztelt égitest mindössze 4 nap alatt kerüli meg csillagát. Alig fél év múlva, 1996 elején Geoffrey Marcy és R. Paul Butler talált a hozzánk képest 80 fényévnyire levő 70Vir csillag körül egy több, mint 6 Jupiter tömegű exobolygót.
Ezután egyre szaporodtak a felfedezések. Eleinte igen nagy, csillagukhoz közel keringő gázóriásokat, "forró Jupitereket", fedeztek fel. Ez igen meglepő volt, és felvetődött a bolygók pontosabb meghatározásának a kérdése is.
Hol a határ egy csillag és egy bolygó tömege között? Az elmúlt tíz évben a Nemzetközi Csillagászati Unió két konferencián is foglalkozott a bolygók meghatározásával. 2003-ban a felső tömeghatárt határozták meg, 13 Jupiter-tömegben. Az ennél nagyobb tömegű égitestekben beindulhatnak a fúziós folyamatok (először a deutériumé), így ezeket már nem (exo)-bolygóknak, hanem barna törpéknek nevezik. Nemcsak a Naprendszeren kívül fedeznek fel újabb égitesteket, hanem a Naprendszeren belül is, amelyek már nem nagy tömegűek. Így felvetődött a bolygók alsó tömeghatárának a kérdése is. A 2006-os prágai konferencián vitatták meg ezt a kérdést, pontosan meghatározták, mit nevezünk bolygónak. Eszerint bolygó az az égitest, amely a Nap körül kering, és elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúlyt tükröző közel gömb alakja, valamint tisztára söpri a pályáját övező térséget. Itt nem olyan könnyű tömeghatárt megadni, mert a tömegen kívül a csillagtól való távolságtól is függ, hogy egy égitestet bolygónak tartunk-e; gravitációsan uralja-e pályája környékét. A Plútó már nem tartozik a bolygók közé, tömege kevesebb, mint a Föld tömegének ezredrésze. A Plútó és hozzá hasonló naprendszerbeli égitestek részére a törpebolygó elnevezést javasolták. Már a 2003-as konferencián szó volt az exobolygók definiálásáról, amely szerint exobolygók azok az égitestek, amelyek csillagok vagy csillagmaradványok körül keringenek, és tömegük alatta van annak a határértéknek, aminél a deutérium termonukleáris fúziója beindulna (13 Jupiter tömeg). Egyelőre az alsó tömeghatárral kapcsolatban még nincs probléma, mert a Földhöz hasonló tömegű exobolygó felfedezésekből nincs sok [3].
A Világegyetemben százmilliárdnyi galaxis figyelhető meg, és mindegyikben, mint a mi Tejútrendszerünkben is, néhány százmilliárdnyi csillag található. A csillagok jelentős részének lehetnek bolygó kísérői, így csak a mi galaxisunkban több milliárd bolygó várhat a felfedezésre. A halványabb vagy messzi csillagok megtalálása is igen nehéz, a körülöttük levő bolygók észlelése pedig reménytelennek tűnhet. A mai távcsövek és egyéb megfigyelési eszközök (például spektroszkópok) igen pontos méréseket, észleléseket tesznek lehetővé, a digitális fényképezés pedig megkönnyítette a jó minőségű felvételek készítését. A számítástechnika ugrásszerű fejlődése az adatok (képek) tárolását és feldolgozását könnyítette meg nagymértékben, így vált lehetővé az exobolygók megtalálása, kutatása.
Radiálissebesség-mérés
Eleinte a csillagok látóirányú sebességmérésének
segítségével fedeztek fel exobolygókat. Ha egy csillagnak
van egy számottevő tömegű kísérője, amely
lehet csillag vagy bolygó is, akkor a két égitest a közös
tömegközéppont körül kering. Abban az esetben,
ha a csillag pályasíkja nem a látóirányunkra merőleges,
mozgása során egyszer közeledik, másszor távolodik
tőlünk, vagyis látóirányú (radiális) sebessége
változik. Ez a sebességingadozás a csillag spektrumában
levő vonalak kék eltolódását (felénk való közeledéskor)
és vörös eltolódását (tőlünk való távolodáskor)
okozza (Doppler-effektus). A hullámhossz-eltolódás
méréséből a radiális sebesség meghatározható:
ahol c a fénysebesség és λ a vizsgált színképvonal hullámhossza. A színképvonalak eltolódásának periódusa az exobolygó keringési idejét adja meg. Minél nagyobb tömegű a kísérő égitest és minél közelebb kering csillagához, annál nagyobb mértékű a csillag látóirányú sebességének ingadozása. Természetesen ez az érték a pályahajlás mértékétől is függ. Ha a pályasík szöget zár be a látóirányunkkal, akkor csak a sebesség látóirányunkba eső komponensét tudjuk mérni, ezért a kísérő égitest tömegére csak alsó becslés adható ezzel a módszerrel. Abban az esetben, ha az exobolygó éppen a látóirányunkra merőlegesen kering, ilyen módon nem detektálható [4, 5].
Asztrometria
Az asztrometriai módszernél is azt használják ki,
hogy az exobolygó gravitációs hatása ide-oda rángatja
a csillagot a közös tömegközéppont körül, így a látszó
mozgás egyenetlenségéből a láthatatlan kísérő
tömegére és helyzetére lehet következtetni. Különbség
az előző módszerhez képest, hogy ennél nem a
látóirányú, hanem az erre merőleges, az égboltra vetülő
komponenst mérik, a legnagyobb távcsövekkel.
Először ezzel a módszerrel próbáltak exobolygót keresni
a Barnard csillag körül a múlt században. Peter
van de Kamp több évtizedig figyelte ezt a tőlünk
mindössze 6 fényévre levő csillagot, mivel a Földről
nézve sajátmozgása ennek a legnagyobb (a Naptól
eltekintve). Az észlelt hullámzó mozgást a csillag körül
keringő bolygónak tulajdonították, ami tévesnek
bizonyult. Nemcsak a mérési pontosság hiányzott, hanem
a planéta is. 2009-ben fedeztek fel ezzel a módszerrel
exobolygót (VB10b), amelynek érdekessége,
hogy méretében hasonló csillagához, de természetesen
jóval könnyebb nála [4].
Átvonulási fotometriai
A radiálissebesség-mérésen kívül fotometriai módszerrel
figyelik meg a legtöbb exobolygót, és mivel a
Kepler-űrszonda ilyen elven keresi a csillagok bolygókísérőit,
egyre több tranzitos exobolygó felfedezése
várható. Tranzitmódszerként is szokták emlegetni
ezt a módszert, mert a központi csillag fényességcsökkenését
vizsgálják, miközben egy bolygója elvonul
a csillag előtt. A Naprendszerben is jól megfigyelhetők
fedési jelenségek, amikor keringése során
egyik égitest a másik elé, majd mögé kerül. Gondolhatunk
a nap- és holdfogyatkozásokra, vagy a belső
bolygók napkorona előtti áthaladásaira, és a Jupiter
korongja előtt is megfigyelhetők a nagyobb holdjai.
A fedési változó csillagok esetében már találkoztak a
csillagászok az időleges fényességcsökkenés jelenségével.
Ha egy kísérő csillag áthalad a másik csillag
korongja előtt, akkor annak egyébként állandó fénye
rövid időre csökken. A fénygörbe alakjából, a fényességcsökkenések
időpontjából, időtartamából a láthatatlan
kísérő méretét, pályáját határozhatjuk meg. A
csillagok összetételére is következtethetünk a rendszer
színképéből, ugyanis a halvány csillag el is tűnik
a fényesebb mögött (mellékminimum), ekkor csak a
fényesebb csillagot jellemzi a megfigyelt színkép,
majd az újbóli megjelenésénél, láthatóságánál a halványabb
kísérő fénye is eljut hozzánk. Az exobolygók
tranzitja csak mértékében különbözik a kettőscsillagoknál
megfigyeltektől, jóval kisebb az általuk
okozott fényességcsökkenés. Összehasonlításképpen,
ha egy messzi csillagról figyelnénk a Jupiter
Nap előtti átvonulását, az 1%-nyi fényességcsökkenést
okozna, míg a Föld fedése csak 0,01%-nyit. A
fénygörbe mélysége a bolygó és csillaga méretarányától
függ, ezért földszerű bolygók keresése a kisebb
vörös törpecsillagok körül a legeredményesebb.
Minél messzebb van egy bolygó a csillagjától, annál
kisebb a valószínűsége, hogy észleljük átvonulását a
csillag előtt, esetleg némelyik csak súrolja a csillagkorongot
(ez még kisebb fényességcsökkenéssel jár).
Figyelembe kell vennünk, hogy a csillag korongja
sem egyenletes fényű, akár foltok is lehetnek rajta
(hasonlóan a napfoltokhoz). A fotometriai eljárás
segítségével az exobolygó-légkörök is elemezhetők.
A bolygó csillaga előtti áthaladásakor a csillag fénye
átvilágít a bolygó esetleges légkörén, és ez nyomot
hagy a csillag színképében. A fénygörbe kis ingadozásaiból
újabb exobolygókra vagy esetleg exoholdak
létezésére is következtethetünk.
Hasonlóan a radiális sebesség méréséhez, itt is fontos, hogy a bolygó pályasíkja a látóirányunkkal egybeessen (vagy legfeljebb kissé térjen el tőle). Hosszabb keringési idejű bolygóknál türelmesen meg kell várni az újabb átvonulások idejét. Legalább három fedést kell megfigyelni ahhoz, hogy egy bolygójelöltből elismert exobolygó legyen, ami több évig is eltarthat. Általában még spektroszkópiai vizsgálattal is megerősítik az exobolygó létét, tulajdonságait. Hatékonnyá tehető a fotometriai eljárással való bolygókeresés, ha egyszerre nagyon sok csillag fényességváltozását figyelik folyamatosan, hosszabb ideig (évekig). Más módszerrel felfedezett exobolygóknál is érdemes fénygörbét megfigyelni (ha lehetséges), mert így újabb adatokat ismerhetünk meg róluk. Például a radiális sebesség méréséből tömeget, a fotometriából méretet lehet meghatározni, így már az égitest sűrűségét is megismerhetjük [4-6].
Gravitációs mikrolencse hatás
Az általános relativitáselmélet szerint a nagy tömegek
mellett elhaladó fénysugár elhajlik, vagyis egy
közelebbi égitest (általában csillag) gyűjtőlencseként
működik egy mögötte levő fényforrás (galaxis, csillag)
számára. Azokban az esetekben, amikor egy közelebbi
csillag nagy sajátmozgása következtében éppen
egy távolabbi, látszólag fix helyzetű csillag előtt
halad át (vagyis tőlünk nézve éppen elfedi a távolabbi
csillagot), akkor e lencsehatás következtében a
nagyítólencseként működő csillag időszakosan felerősíti
a háttércsillag fényét. Ez a jelenség távcsővel
és a fény erősségét mérő eszközzel (fotométerrel)
megfigyelhető. Kisebb mértékben ugyan, de egy a
közelebbi csillag körül keringő exobolygó is képes
lencseként működni, vagyis időszakos fényerősödést
létrehozni, amely a fénygörbén másodlagos maximumként
jelentkezik vagy a felszálló vagy a leszálló
ágon. Tehát ha egy ilyen másodlagos púpot találunk,
akkor az jelzi egy exobolygó létét a közelebbi csillag
körül. A másodlagos púp amplitúdója az exobolygó
tömegétől függ, míg helyzete a fénygörbén megmutatja
az exobolygó pillanatnyi szögtávolságát a csillagjától
(ha ismerjük a csillag tőlünk mért távolságát,
akkor ebből a csillag és a bolygó valódi távolsága is
meghatározható). Ez a módszer különösen alkalmas
a csillaguktól nagy távolságra levő exobolygók felfedezésére.
Eddig így 16 bolygót figyeltek meg [7].
Probléma, hogy a jelenség ritka, előre nem jelezhető,
és nem is ismétlődik, vagyis utólagosan nem igazolható.
A kutatók célszerűen az égbolt olyan területére
koncentrálnak, ahol a csillagsűrűség nagy (például a
Tejútrendszer középpontjának környéke), és igyekeznek
sok millió csillag fényváltozásait egyidejűleg
követni annak érdekében, hogy a felfedezés valószínűsége
nagyobb legyen. Ezzel a módszerrel van remény
a csillagközi térben egyedül repülő "bolygók"
felfedezésére is [4].
Direkt képalkotás
Legegyszerűbbnek tűnő eljárás, hogy takarjuk le
valahogyan a központi csillag képét, és közvetlenül
figyeljük meg a közelében található exobolygókat. A
módszer a központi csillagtól távoli, fényes bolygóknál
lehet eredményes, mert a csillag fénye egyébként
teljesen elnyomja a bolygóét. A csillag és bolygója
fényessége között akár milliárdszoros eltérés is lehet,
de infravörös-tartományban milliószorosra csökkenhet
ez az arány, így a képalkotás főképp infravörös
hullámhosszakon lehetséges. Eddig 31 exobolygót
sikerült lefényképezni (például a HR 8799b, c, d
rendszert:
http://keckobservatory.org/gallery/detail/milky_way/26).
Pulzárjelek vizsgálata
A pulzárok gyorsan forgó, erős mágneses térrel rendelkező
neutroncsillagok. A pulzárok irányából nagyon
pontos periodicitással rádióimpulzusokat észlelünk.
A PSRB1257+12 pulzárról például 0,00622 s-ként
érkeznek rádióhullámok felénk. Amennyiben a pulzárnak
van kísérője, akkor a közös tömegközéppont körüli
mozgásból adódóan hol közeledik, hol távolodik
tőlünk, amit az észlelt impulzusok közötti időtartamok
periodikus változásaként észlelünk. A rádióimpulzusok
frekvenciájának ezt a szabályos váltakozását is a
Doppler-effektussal magyarázhatjuk. A pulzárról jövő
rádiójelek vizsgálatából kis tömegű bolygókísérők
kimutatása is lehetséges.
Az exobolygók meghatározása alapján a csillagmaradványok körül keringő objektumokat is az exobolygók közé soroljuk. Így az első, további vizsgálatokkal megerősített exobolygó felfedezése már 1991 végén megtörtént. Ugyanis Alekszander Wolszczan és Dale Frail többes bolygórendszert talált egy pulzár (PSRB1257+12) körül. Ez a felfedezés azért nem hozta lázba a világot, mert a pulzárok gyorsan forgó neutroncsillagok, amelyek körül még a földtömegű exobolygókon sem tudunk elképzelni életet, legalábbis a miénkhez hasonlót nem. Természetesen a csillagászokon kívül az embereket főleg az érdekli, hogy az éppen felfedezett égitesten van-e, lehet-e élet, és az értelmes élet-e. Ez azonban külön tudományág, az asztrobiológia foglalkozik ezekkel a kérdésekkel. Vannak más módszerek is, amelyekkel exobolygókat találhatunk, de az említettek a legjelentősebbek [4].
További források