Stjerner er utroligt lyse i modsætning til planeter, der måske kredser rundt om dem. Så det er ikke let at finde exoplaneter - planeter, der kredser rundt om solrige fjernsyn. Sådan gøres det.
Kunstnerens koncept om en fjern planet, der transiterer foran sin stjerne. Mange eksoplaneter findes via den lille dukkert i stjernens lys, der sker under planetovergange. Billede via SciTechDaily.
Siden TRAPPIST-1-nyhederne ramte medierne den 22. februar 2017, er exoplaneter blevet et endnu varmere emne, end de allerede var. De 7 kendte planeter i TRAPPIST-1-systemet er kun 40 lysår væk, og de er modne til efterforskning via jord- og rumbaserede teleskoper. Men adskillige tusinde andre exoplaneter - planeter, der kredser rundt om solrige fjernsyn - er kendt af astronomer. Kunstnerens koncept ovenfor er lidt vildledende, fordi det ikke viser, hvor meget, meget lyse stjerner er i modsætning til deres planeter. Det er denne lysstyrke af stjerner, der gør eksoplaneter så svære at finde. Følg nedenstående links for at lære mere om, hvordan astronomer finder eksoplaneter.
De fleste exoplaneter findes via transitmetoden
Nogle exoplaneter findes via wobble-metoden
Et par eksoplaneter findes via direkte billeddannelse
Et par eksoplaneter findes via mikrolensering
Kunstnerens koncept af TRAPPIST-1-systemet set fra Jorden. Billedkredit til NASA / JPL-Caltech.
De fleste planeter findes via transitmetoden. Det var tilfældet for TRAPPIST-1-planeterne. Faktisk står ordet TRAPPIST for det jordbaserede TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope, som sammen med NASAs Spitzer-rumteleskop og andre teleskoper hjalp med at afsløre planeterne i dette system.
Vi kender de fleste exoplaneter via transitmetoden til dels, fordi vores verdens største planetjæger-teleskop - den rumbaserede Kepler-mission - bruger denne metode. Den oprindelige mission, der blev lanceret i 2009, fandt 4.696 eksoplanetkandidater, hvoraf 2.331 er bekræftede exoplaneter, ifølge NASA. Siden da har den udvidede Kepler-mission (K2) opdaget mere.
Transit via NASA.
Lys kurve for Kepler-6b. Dipet repræsenterer planetens transit. Billede via Wikimedia Commons.
Hvordan fungerer transitmetoden? En solformørkelse, for eksempel, er en transit, der forekommer, når månen passerer mellem solen og Jorden. Exoplanettransitter forekommer, når en fjern exoplanet passerer mellem dens stjerne og Jorden. Når en total solformørkelse finder sted, går vores sollys fra 100% til næsten 0% set fra Jorden, derefter tilbage til 100%, når formørkelsen slutter. Men når forskere observerer fjerne stjerner på jagt efter transiterende exoplaneter, kan en stjerners lys højst dæmpes med kun et par procent eller brøkdel af en procent. Hvis man antager, at det sker regelmæssigt, når planeten kredser rundt om sin stjerne, kan den minutdyppelse i en stjerners lys afsløre en ellers skjult planet.
Så dukkert i en stjerners lys er et praktisk værktøj til at afsløre eksoplaneter. For at bruge det har astronomer imidlertid måttet udvikle meget følsomme instrumenter, der kan kvantificere det lys, der udsendes af en stjerne. Derfor, selvom astronomer kiggede efter eksoplaneter i mange år, begyndte de ikke at finde dem før i 1990'erne.
Lyskurven opnået ved at tegne en stjernes lys over tid tillader også videnskabsmænd at aflede hældningen af en exoplanets bane og dens størrelse.
Klik på navnet på en exoplanet for at se en animeret lyskurve her.
Og bemærk, at vi faktisk ikke ser eksoplaneterne opdaget med transitmetoden. I stedet udledes deres tilstedeværelse.
Wobble-metoden. De blå bølger har en højere frekvens end de røde lysbølger. Billede via NASA.
Nogle planeter findes via wobble-metoden. Den næst mest anvendte sti til at opdage exoplaneter er via Doppler-spektroskopi, undertiden kaldet metoden radial hastighed, og almindeligvis kendt som wobble-metoden. Fra april 2016 blev 582 exoplaneter (ca. 29,6% af det samlede kendte på det tidspunkt) opdaget ved hjælp af denne metode.
I alle gravitationsbundne systemer, der involverer stjerner, bevæger objekterne i kredsløb - i dette tilfælde en stjerne og dens exoplanet - sig omkring et fælles massecenter. Når en eksoplanets masse er signifikant i sammenligning med dens stjernemasse, er der potentialet for os til at bemærke en slingring i dette massecenter, der kan påvises via et skift i stjernens lysfrekvenser. Dette skift er i det væsentlige et Doppler-skift. Det er den samme slags effekt, der får stemplet i en racerbil til at lyde højt, når bilen zoomer mod dig og lavt, når bilen løber væk.
Surret fra en stjerne der kredses af en meget stor krop. Billede via Wikimedia Commons.
Ligeledes, når man ser fra Jorden, påvirker de små bevægelser af en stjerne og dens planet (eller planeter) omkring et fælles tyngdepunkt stjernens normale lysspektrum. Hvis stjernen bevæger sig mod observatøren, ser dets spektrum let forskudt ud mod det blå; hvis den bevæger sig væk, flyttes den mod det røde.
Forskellen er ikke særlig stor, men moderne instrumenter er følsomme nok til at måle den.
Så når astronomer måler cykliske ændringer i lysets spektrum for en stjerne, kan de mistænke en betydelig krop - et stort exoplanet - der kredser rundt om det. Andre astronomer bekræfter muligvis dens tilstedeværelse. Wobble-metoden er kun nyttig til at finde meget store exoplaneter. Jordlignende planeter kunne ikke påvises på denne måde, fordi slingringen forårsaget af jordlignende objekter er for lille til at kunne måles med aktuelle instrumenter.
Bemærk også, at vi igen ved hjælp af denne metode ikke ser eksoplaneten. Dens tilstedeværelse udledes.
Stjernen HR 87799 og dens planeter. Læs mere om dette system via Wikiwand.
Et par planeter findes via direkte billeddannelse. Direkte billedbehandling er dekorativ terminologi for tager et billede af eksoplaneten. Det er den tredje mest populære metode til at opdage exoplaneter.
Direkte billeddannelse er en meget vanskelig og begrænsende metode til at opdage exoplaneter. Først og fremmest skal stjernesystemet være relativt tæt på Jorden. Dernæst skal eksoplaneterne i dette system være langt nok fra stjernen, så astronomer kan skelne dem fra stjernens blænding. Forskere skal også bruge et specielt instrument kaldet et krone for at blokere lyset fra stjernen og afsløre det lysere lys fra enhver planet eller planeter, der kan være i bane rundt det.
Astronom Kate Follette, der arbejder med denne metode, fortalte EarthSky, at antallet af exoplaneter, der findes ved direkte billeddannelse, afhænger af ens definition af en planet. Men, sagde hun, hvor som helst fra 10 til 30 er blevet opdaget på denne måde.
Wikipedia har en liste med 22 direkte fotograferede exoplaneter, men nogle var det ikke opdaget via direkte billeddannelse. De blev opdaget på en anden måde og senere - gennem uærligt hårdt arbejde og omhyggelig kløgtighed plus fremskridt inden for instrumentering - har astronomer været i stand til at få et billede.
Mikrolenseringsprocessen i trin fra højre til venstre. Linsestjernen (hvid) bevæger sig foran kildestjernen (gul) for at forstørre sit billede og skabe en mikrolenseringsbegivenhed. I det fjerde billede fra højre tilføjer planeten sin egen mikrolenseringseffekt, hvilket skaber de to karakteristiske pigge i lyskurven. Billed og billedtekst via The Planetetary Society.
Et par eksoplaneter findes via mikrolensering. Hvad hvis en exoplanet ikke er meget stor og absorberer det meste af lyset, som dens værtsstjerne modtager? Betyder det, at vi bare ikke er i stand til at se dem?
For mindre mørke genstande bruger forskere en teknik, der er baseret på en fantastisk konsekvens af Einsteins generelle relativitet. Det vil sige objekter i rumkurven mellemrum; let rejser i nærheden af dem bøjer sig som resultat. Dette er analogt med optisk brydning på nogle måder. Hvis du lægger en blyant i en kop vand, ser blyanten ødelagt, fordi lyset brydes af vandet.
Selvom det først blev beviset før årtier senere, sagde den berømte astronom Fritz Zwicky allerede i 1937, at galakse-klyngens tyngdekraft skulle gøre det muligt for dem at fungere som gravitationslinser. I modsætning til galakse klynger, eller endda enkelt galakser, er stjerner og deres planeter imidlertid ikke meget massive. De bøjer ikke lys meget.
Derfor kaldes denne metode mikrolinse.
For at bruge mikrolensering til eksoplanetopdagelse skal en stjerne passere foran en anden fjernere stjerne set fra Jorden. Forskere kan derefter være i stand til at måle lyset fra den fjerne kilde, der bøjes af det forbipasserende system. De kan muligvis skelne mellem den mellemliggende stjerne og dens eksoplanet. Denne metode fungerer, selv hvis exoplaneten er meget langt væk fra sin stjerne, en fordel i forhold til transit- og wobble-metoderne.
Men som du kan forestille dig, er det en vanskelig metode at bruge. Wikipedia har en liste med 19 planeter, der er opdaget ved mikrolysering.
Eksoplaneter opdaget pr. År. Bemærk, at de to overvejende opdagelsesmetoder er transit og radial hastighed (wobble-metode). Billede via NASAs Exoplanet Archive.
Nederste linje: De mest populære metoder til at opdage exoplaneter er transitmetoden og wobble-metoden, også kendt som radial hastighed. Et par eksoplaneter er blevet opdaget ved direkte billeddannelse og mikrolensering. I øvrigt kommer det meste af informationen i denne artikel fra et onlinekursus, jeg tager kaldet Super-Earths and Life, givet af Harvard. Interessant kursus!