Ekstersunsistemaj planedoj

Je la fino de la dudeka jarcento nia bildo de la sunsistemo estis pli malpli kompleta. En la mezo troviĝas la Suno kaj ĉirkaŭ tiu rondiras diversaj planedoj kaj pli etaj objektoj. Tio ne signifis tamen, ke la serĉado al novaj planedoj haltis. En la naŭdekaj jaroj la unuaj planedoj estis malkovritaj ekster la sunsistemo. Same kiel pluraj sciencistoj ekde la sepdeka jarcento, kiuj jam kuraĝis filozofiumi pri tio, oni ankoraŭ ne havis taŭgajn instrumentojn por rekte observi tiujn planedojn. Anstataŭe, oni serĉis spurojn per observi la konduton de la stelo mem. Kiel oni sukcesis fari tion estas rakonto pri la vasta kreemo de sciencistoj.



^La planedoj de nia Sunsistemo, konataj ekde la naŭdeka jarcento

Pulsarmezurado

Nur kiam temas pri tre proksima stelo, kies planedo havas precize taŭgan orbiton, oni povas per la plej bonaj teleskopoj distingi la du objektojn. Tio ne estas praktika kaj certe ne eblis dum la naŭdekaj jaroj. Anstataŭe oni povas pensi pri kiel ekzakte la planedo influas la stelon kaj kiel oni povus mezuri tiun influon. Tre taŭgaj steloj por fari tion estas pulsaroj, pro iliaj ekstremaj fizikaj kvalitoj.

Pulsaroj estas la restaĵoj de mortaj steloj, kies kernoj implodis. Ili estas tre densaj objektoj kun la maso de kelkaj sunoj, koncentritaj en kerno de kelkaj kilometroj. Laŭ la leĝo de konserviĝo de angula movokvanto, turnanta objekto iras pli rapide kiam la maso moviĝas al la akso. Tial dancisto povas turni sin pli rapide per premi la brakojn kontraŭ la korpon. Por pulsaroj tiu efiko estas tiom forta, ke ili rotacias milojn da fojojn ĉiusekunde.

Pulsaroj havas ankaŭ tre fortan magnetan kampon kaj elsendas intensan radion tra du konusoj. La akso de tiuj konusoj ne ĉiam kongruas kun la akso de rotacio, kio signifas ke la konusoj de radio tre rapide rondiras. Kiam observanto troviĝas en la konuso, oni nur estas trafata de tiu radio dum parto de rotacia periodo, kio signifas ke oni vidas pulsantan stelon. Tiu kvalito estas la kialo ke oni nomas tiajn stelojn pulsarojn.

^Modelo de pulsaro. La pilko en la mezo estas la kerno. La blankaj linioj montras la magnetan kampon kaj la bluaj konusoj estas la radio kiun la objekto elsendas.

La rotacio de pulsaro estas tre rapida kaj la ritmo estas komparebla al atomhorloĝo. Tio signifas ke eĉ se planedo nur iomete influus la pulsaron, tio videblus kiel ŝanĝo en la ritmo. Tio estas precize kiel oni trovis la unuaj du konfirmitajn ekstersunsistemajn planedojn en 1992. La ideo malantaŭ tiu malkovro estas ke ne nur la stelo tiras la planedon gravite, sed ankaŭ la planedo tiras la stelon. Kompreneble la stelo havas multe tro da maso por rondiri la planedon, sed ĝi ja iomete moviĝas. Kiam la planedo tiras la pulsaron antaŭen, la pulsaro do estas pli proksima al ni, ol kiam ĝi tiras ĝin malantaŭen. Oni scias ekzakte kiom rapida lumo estas, do oni povas kalkuli kiom pli longa ĝi devas vojaĝi depende de la pozicio de la pulsaro. Per mezuri kiom la ritmo ŝanĝiĝas, oni povas do kalkuli kiom la pozicio de la stelo ŝanĝiĝas. Per tiuj informoj oni povas konfirmi la ekziston de planedo kaj lerni multe pri la maso kaj orbito de la planedo.

Pulsarmezurado estas efika metodo por trovi ekstersunsistemajn planedojn, sed pulsaroj mem estas maloftaj objektoj. Por trovi vivon, la planedoj estas tute senutilaj, ĉar nenio povas travivi la morton de la stelo, aŭ la fortan radion de la pulsaro. Kiam temas pri planeda formado kaj la evoluo de steloj, la planedoj estas interese tamen, ĉar ili eble povus rezulti de dua rondo de planeda formado. Tio signifus ke ili ne kreiĝis dum la komenco de la sunsistemo, kiel la planedoj en nia sunsistemo, sed ke ili formiĝis kiel rezulto de la reordiĝo de materio dum la fino de la vivo de la stelo.

Radia rapido

Alia metodo por detekti la gravitan tiron de planedoj estas per radia rapido. Tiu teĥniko havas la avantaĝon ke ĝi funkcias por steloj kiel nia Suno, sed mezuri la efikon estas multe malpli facila. Por kompreni kiel la teĥniko funkcias, gravas unue kompreni lumon.

Preskaŭ ĉiujn astronomiajn datumojn kiujn oni mezuras rilatas al la lumo de steloj. Tial la influo de la planedo je la lumo de la stelo estas la ŝlosilo al trovi la planedon. Lumo estas ondo kaj havas specifan ondolongon, kiu korespondas kun la koloro, aŭ energio, de la lumo. Steloj elsendas preskaŭ ĉiujn kolorojn, kiuj kune fandiĝas kaj kreas blankan lumon. Kiam oni poste apartigas la lumon por vidi la kolorojn el kiuj ĝi konsistas, oni konsistas tamen ke kelkaj koloroj mankas. Tio estas pro tio ke elementoj en la stelo absorbas specifajn ondolongojn. La manko de tiuj koloroj videblas kiel nigraj bendoj sur la kolorspektro de la stelo, kiujn oni nomas liniojn de Fraunhofer. Se oni kombinas tiun kvaliton de lumo kun alia efiko, oni povas ekzakte mezuri la rapidecon de la stelo laŭ onia vidlinio.



^La linioj de Fraunhofer

Kiam la fonto de ondoj moviĝas antaŭen aŭ malantaŭen, la ondolongo de la ondo ŝanĝiĝas. Tio estas kial la sonorilo de ambulanco sonas pli alte kiam ĝi alproksimiĝas, sed malalte post la preteriro. Tiu efiko nomiĝas la Doppler-efiko kaj respondecas pri tio ke steloj estas iomete pli ruĝa kiam ili moviĝas for de ni kaj iomete pli bluaj kiam ili alproksimiĝas. Objekto devas iri nekredeble rapide por rimarki la efikon nudokule, sed sciencistoj povas pli kaj pli precize mezuri.

Per kompari la liniojn de Fraunhofer inter la lumo de la stelo kaj tiuj de tipa stelo, oni povas mezuri kiom rapide la stelo moviĝas kaj, kio plej gravas, ĉiu tiu rapideco ŝanĝiĝas. Se la stelo tre ritme rapidiĝas kaj malrapidiĝas, tio montras ke verŝajne iu planedo ĉirkaŭiras tiun stelon. Pere de la ekzaktaj kvalitoj de tiu ritmo oni povas eĉ kalkuli kiom da maso la planedo havas kompare al la stelo, kiom rapide ĝi ĉirkaŭiras la stelon kaj kian distancon ĝi havas ĝis la stelo. Tio instruas al ni multe pri kiom diversaj planedoj povas esti. Ekzemplo de tio estas la varma Jupitero, planedoj kiuj same grandas kiel Jupitero, sed kiuj ĉirkaŭiras la stelon tiom proksime kiel Merkuro. Io tia ne ekzistas en nia propra sunsistemo, do oni demandas sin ĉu la planedo formiĝis tie, aŭ ĉu ĝi malrapide moviĝis pli proksimen al la stelo.



^La unua planedo malkovrita ĉirkaŭ stelo simila al la suno. La horizontala akso montras la fazon de la ondo laŭ tempo kaj la vertikala akso montras la rapidon de la stelo.

Transitoj

La koncepto de transitoj aŭ pasado estas la plej intuicia, ĉar oni bone konas ĝin el nia propra sunsistemo. La du planedoj kiuj troviĝas inter la Suno kaj la Tero, Venuso kaj Merkuro, fojfoje pasas antaŭ la diskon de la Suno. Tiam ili videblas kiel etaj nigraj punktoj antaŭ la helega Suno. Ni ankaŭ povas observi tiajn pasadojn ekster la sunsistemo, sed pro tio ke ni ne vidas tiajn stelojn kiel diskojn, oni ne povas vidi la planedon kiel punkto. Anstataŭe oni mezuras la helecon de la stelo tre precize, por vidi ĉu la planedo absorbas iom da lumo.



^Pasado de Venuso, la plej proksima planedo en nia sunsistemo.

Ĝenerale la heleco de stelo malkreskas je multe malpli ol 1%. Tio signifas ke oni bezonas tre bone mezuri por vidi eĉ ajnan influon. Aldone ekzistas multe da aliaj aferoj kiuj povas influi la helecon de stelo, kiel gasnuboj. Por certigi ke la efiko kiun oni mezuras estas de planedo, oni devas do atendi dum longan tempon kaj vidi ĉu la heleco malkreskas periodike. Tiel oni tuj scias kiom da tempo la planedo bezonas por ĉirkaŭiri la stelon, do kiom longa jaro sur tiu planedo daŭras. Pro tio ke la longo de la jaro dependas de la averaĝa distanco al la stelo, oni povas kalkuli kiom for la planedo estas kaj kiom varma ĝia surfaco povus esti. Finfine oni povas konkludi ĉu la planedo havas atmosferon aŭ ne. Tio estas pro tio ke atmosferoj blokas la lumon grandiente, kvankam ŝtono blokas la lumon tuj.



^La heleco de la stelo dum la planedo pasas

Transitoj estas uzataj tre ofte por serĉi ekstersunsistemajn planedojn. La metodo estas taŭga por steloj kiel nia suno kaj tre facile farebla. Kosmaj sondiloj kiel KEPLER povas observi la helecon de multaj steloj samtempe. Tiel oni povas preskaŭ certi pri tio ke unu el ili havas planedon. Tio igas la metodon nekredeble efika kaj la plej populara metodo en la moderna astronomio. Ne estas surpriza do ke tiom da ekstersunsistemaj planedoj havas ”KEPLER” en la nomo.

Kial serĉi ekstersunsistemajn planedojn?

Por tiuj, al kiuj la pura scivolemo ne sufiĉas, la esplorado de ekstersunsistemaj planedoj instruis al omi amason da novaj scioj pri nia sunsistemo kaj aliaj. Rigardi aliajn stelojn povas montri al ni ĉu la kondiĉoj en nia sunsistemo estas kutimaj kaj vaste troveblaj, aŭ tre maloftaj. Oni ekkonas novajn specojn da planedoj, kiel tiuj kiuj estas tute kovritaj de akvo, aŭ kiuj konsistas plejparte el karbono kun travoloj el diamanto. Oni lernas pri planedoj kun strangaj orbitoj kiel varmaj Jupiteroj, planedoj kiuj estas frostitaj dum parto de la jaro kaj varmegaj dum alia parto, kiel kometoj, aŭ planedoj kiuj ĉirkaŭiras du stelojn samtempe. Scii pli pri tiuj planedoj estas interesa el si mem, sed ankaŭ por onia pli ĝenerala kompreno de la universo, ekstersunsistemaj planedoj povas esti gravaj. Pensi pri la ekstremaj cirkonstancoj sur aliaj planedoj helpas nin kompreni la formadon de planedoj pli bone kaj helpas nin pensi pri kiel distancaj atmosferoj kaj eĉ vivo povus aspekti. La fako estas ankoraŭ juna tamen kaj restas abundeco da nekredeblajn sciindaĵojn kiujn ni ankoraŭ malkovru.