Poszukiwanie planet poza Układem Słonecznym

Marek Dróżdż
Katedra Astronomii AP
Poszukiwanie planet poza
Układem Słonecznym
Zagadnienia
•
•
•
•
•
Definicja planety
Metody poszukiwania planet pozasłonecznych
Mikrosoczewkowanie grawitacyjne, OGLE
niedawno odkryta planeta Gliese 581c
Przyszłościowe projekty badawcze
Definicja planety
Planeta – obiekt astronomiczny okrążający gwiazdę lub
pozostałości gwiezdne, nieprzeprowadzający reakcji
termojądrowej w swoim wnętrzu, wystarczająco duży, by
uzyskać prawie okrągły kształt oraz osiągnąć dominację
w przestrzeni wokół swojej orbity.
W odróżnieniu od gwiazd, świecących światłem własnym,
planety świecą światłem odbitym.
Definicja planety
24 sierpnia 2006 roku na kongresie Międzynarodowej Unii
Astronomicznej (IAU) w Pradze uchwalona została definicja planety
w Układzie Słonecznym.
Zgodnie z tą definicją, planetą jest ciało niebieskie, które:
znajduje się na orbicie wokół Słońca
posiada wystarczającą masę, by własną grawitacją
pokonać siły ciała sztywnego tak, aby wytworzyć kształt
odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie
kulisty)
oczyściło sąsiedztwo swojej orbity z innych względnie
dużych obiektów.
Obiekty niespełniające trzeciego warunku i niebędące księżycami są
określane jako planety karłowate. Obiekty niespełniające drugiego i
trzeciego warunku (a niebędące księżycami) to małe ciała Układu
Słonecznego.
Rezolucja IAU: definicja planety w Układzie Słonecznym
Współczesne obserwacje zmieniają nasze rozumienie układów planetarnych, a istotne jest aby
nomenklatura obiektów odzwierciedlała ten fakt. Ma to zastosowanie, w szczególności, do określania
"planet". Słowo "planeta" oryginalnie oznaczało "wędrowców", których znano jedynie jako światełka
poruszające się po niebie. Najnowsze odkrycia prowadzą nas do stworzenia nowej definicji, którą
ustalamy przy pomocy obecnie dostępnych informacji naukowych.
Rezolucja 5A
Wobec tego IAU postanawia, że planety i inne ciała w Układzie Słonecznym zostaną zdefiniowane w
trzech różnych kategoriach w następujących sposób:
•Planeta1 jest ciałem niebieskim, które
(a) znajduje się na orbicie wokół Słońca,
(b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby
wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły) oraz
(c) wyczyściło przestrzeń w pobliżu swojej orbity.
•"Planeta karłowata" jest ciałem niebieskim, które
(a) znajduje się na orbicie wokół Słońca,
(b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby
wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły)2,
(c) nie wyczyściło przestrzeni w pobliżu swojej orbity oraz
(d) nie jest satelitą.
•Wszystkie pozostałe obiekty3 okrążające Słońce, oprócz satelitów, powinny być
określane wspólnie jako "małe ciała Układu Słonecznego"
1Ośmioma planetami są: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun.
2IAU podejmie działania w celu ustalenia granicy pomiędzy obiektami z kategorii "planet karłowatych", a
pozostałymi
3Obecnie jest to większość planetoid Układu Słonecznego, większość obiektów transneptunowych
(TNOs), komet i innych małych ciał.
Ogólna definicja planety
(pozasłonecznej)
Definicja przedstawiona w 2001 i 2003 r. w oświadczeniu Grupy
Roboczej IAU ds. Planet Pozasłonecznych. Zgodnie z tą definicją,
planetą jest obiekt, który:
okrąża gwiazdę lub pozostałości gwiezdne
posiada masę mniejszą, niż masa wymagana do
przeprowadzenia fuzji jądrowej deuteru (czyli ok. 13 mas
Jowisza)
spełnia wymagania minimalnej masy takie same, jak w
przypadku planet Układu Słonecznego (obecnie:
kryterium równowagi hydrostatycznej).
Niegwiazdowe obiekty o masie większej od minimalnej masy
wymaganej do przeprowadzenia fuzji deuteru są nazywane
brązowymi karłami.
Obiekty spełniające warunek maksymalnej masy, ale
swobodnie unoszące się w przestrzeni w młodych
gromadach gwiazd nie są planetami; IAU sugeruje
określanie takich obiektów mianem brązowych podkarłów.
Definicja z 2003 r. nie przesądza natomiast statusu
pozostałych obiektów spełniających warunki masy
przewidziane dla planet, ale wolno unoszących się w
przestrzeni międzygwiazdowej (poza młodymi gromadami
gwiazd). Niektórzy astronomowie proponują określanie
wszystkich takich obiektów mianem planemo.
Planety Układu Słonecznego
Osiem planet Układu
Słonecznego
ponumerowanych wg
rosnącej odległości od
Słońca:
Merkury (1)
Wenus (2)
Ziemia (3)
Mars (4)
Jowisz (5)
Saturn (6)
Uran (7)
Neptun (8)
Planety pozasłoneczne
Planety pozasłoneczne to planety
znajdujące się w pozasłonecznych układach
planetarnych, czyli układach wokół gwiazd
innych niż Słońce.
Obecnie znanych jest 235 pozasłonecznych
planet (stan na 10 maja 2007 r.) w 201
systemach planetarnych (w tym 24
systemach wielokrotnych, z więcej niż jedną
planetą). Dwa spośród tych systemów
planetarnych to systemy sformowane wokół
pulsarów; krążą w nich łącznie 4 planety,
przy czym jeden z tych systemów wokół
pulsara jest wielokrotny. Najczęściej
pozasłoneczne układy planetarne znacznie
różnią się od Układu Słonecznego, co po
części może być pozorem wynikającym z
niedoskonałości metod ich wykrywania.
Potrójny zachód słońca na HD 188753
Ab - wizja artysty
Widok na Proximę Centauri z hipotetycznej
planety (dziś nie jest jeszcze ostatecznie
potwierdzone jej istnienie). Pięć gwiazd z
prawej strony tworzących literę W to znany z
Ziemi
gwiazdozbiór
Kasjopei.
Szósta
najjaśniejsza gwiazda między Proximą a
Kasjopeą to nasze Słońce.
Metody poszukiwania planet
pozasłonecznych
•
•
•
•
Obserwacje pulsarów
Efekt Dopplera
Astrometria
Metoda tranzytów, czyli obserwacje przejść planety
przed tarczą gwiazdy
• Bezpośrednie obserwacje planety (metody
interferometryczne)
• Obserwacje mikrosoczewkowania grawitacyjnego
(OGLE)
Obserwacje pulsarów
Jeżeli gwiazda to
pulsar, to obecność
planety powoduje
bardzo subtelne
(rzędu mikrosekund i
mniejsze) zaburzenia
okresu jego obrotu (a
zatem i pulsacji).
Mierząc i analizując te
zmiany, uzyskujemy
informacje o danym
układzie.
Pierwszą planetę pozasłoneczną odkrył w
1991 roku polski astronom Aleksander
Wolszczan. We wrześniu 1991 przy
pomocy radioteleskopu w Arecibo
(Portoryko) odkrył pierwsze 3 planety poza
Układem Słonecznym, krążące wokół
pulsara PSR B1257+12 w konstelacji
Panny.
(W lutym 2005 roku na konferencji w Aspen w
Kolorado ogłosił, że wraz z Maciejem Konackim
odkrył jeszcze czwartą planetę w tym układzie.)
Niezwykłe było to, że planety odnaleziono
wokół gwiazdy, która zakończyła swój żywot
miliony lat temu w eksplozji supernowej. Część
naukowców sądziła, że były one niegdyś
gazowymi olbrzymami, które wybuch
umierającej gwiazdy odarł z zewnętrznych
powłok, pozostawiając skaliste jądra. Dziś sądzi
się raczej, że powstały one dużo później, na
gruzach nieistniejącego układu.
Ilustracja przedstawia
prawdopodobny wygląd drugiej
planety okrążającej pulsara
Zmiany prędkości radialnej Efekt Dopplera
Pierwsze planety pozasłoneczne krążące
wokół "zwykłych" gwiazd odnaleziono dzięki
wnikliwej obserwacji widma gwiazd. W 1995
roku została odkryta pierwsza planeta wokół
gwiazdy podobnej do Słońca, należącej do
ciągu głównego o typie widmowym G2.5V (51
Pegasi). Odkryty układ znacznie różnił się od
Układu Słonecznego. 51 Pegasi b (inaczej
Bellerophon) okazała się być planetą
wielkości Jowisza (0,57 Mj – mas Jowisza)
krążącą w odległości zaledwie 0,05 AU, czyli
dwadzieścia razy bliżej niż zwykle dzieli
Ziemię od Słońca.
51 Pegasi
Zmiany prędkości radialnej Efekt Dopplera
Na skutek efektu Dopplera następuje przesunięcie linii
widmowych obserwowanej gwiazdy. W wyniku uzyskuje się
krzywą prędkości radialnej gwiazdy i okres obiegu gwiazdy i
planety wokół wspólnego środka masy. W uproszczeniu te
dane pozwalają na wyznaczenie masy planety i półosi orbity.
W ten sposób można
wykryć albo bardzo
masywne planety albo
krążące niezwykle
blisko gwiazdy
macierzystej.
Wydaje się, że na
dzień dzisiejszy jest to
najwydajniejsza
metoda poszukiwania
planet. Metoda
pozwala obecnie
wykrywać planety
jowiszopodobne (a
nawet mniejsze) wywołujące prędkość
radialną gwiazdy nie
mniejszą niż 3 m/s
Zmiany prędkości radialnej Efekt Dopplera
Gwiazda oraz okrążająca ją
planeta (planety) poruszają się
wokół wspólnego środka masy.
Ruch gwiazdy możemy
obserwować jako ruch radialny
(wzdłuż linii widzenia) oraz
prostopadły do niego (styczny
do sfery niebieskiej).
Pierwszy z tych ruchów można obserwować w widmie gwiazdy jako
dopplerowskie przesunięcia linii widmowych. W zależności od tego, czy
gwiazda oddala się czy przybliża do obserwatora, następuje
przesunięcie tychże linii w kierunku odpowiednio czerwieni bądź fioletu.
Efekt ten jest bardzo mały i wymaga uzyskania widma o dużej
rozdzielczości.
Astrometria
Drugi z ruchów (ruch własny) obserwujemy jako tzw.
„chybotanie się” gwiazdy , czyli zmianę współrzędnych
gwiazdy nie wynikającą z innych przyczyn, np. precesji .
Przez prawie 50 lat astronomowie usiłowali odnaleźć planety
pozasłoneczne za pomocą astrometrii, czyli precyzyjnych pomiarów
ruchu gwiazd po sferze niebieskiej, zaburzanego przez krążące
planety. Metodą tą wskazano wiele gwiazd, które miały posiadać
towarzyszy, lecz istnienia żadnego nie udało się potwierdzić. Słynna
stała się kwestia planet krążących wokół gwiazdy Barnarda, których
poszukiwaniu, a następnie walce o uznanie swojego odkrycia, większą
część życia poświęcił Peter van de Kamp, a których w końcu nie
odnaleziono.
Metoda tranzytu
Jeżeli zdarzy się tak, że płaszczyzna orbity planety
znajduje się w płaszczyźnie widzenia obserwatora, to w
momencie przejścia planety przed tarczą swego słońca
obserwujemy niewielki spadek jasności gwiazdy.
Uzyskujemy w ten sposób komplet danych o układzie.
Znając bowiem orientację orbity możemy określić masę
planety (planet).
Metoda tranzytu
Metoda tranzytów, czyli
obserwacji przejść planety
przed tarczą gwiazdy przynosi
dziś już pewne sukcesy, mimo
wszystkich jej ograniczeń. Daje
ona możliwość wyznaczenia nie
tylko masy, ale i promienia, a
więc także gęstości planety.
Pozwala także odkrywać globy
bardzo odległe od Ziemi.
Największym chyba jej triumfem
stało się odkrycie atmosfery
planety HD 209458 b (znanej
jako Ozyrys), której skład
pozwoliły ustalić dalsze
obserwacje.
Ozyrys został odkryty w roku 1999. Dnia
27 listopada roku 2001 Teleskop Hubble'a
wykrył obecność sodu w jego atmosferze.
Był to pierwszy pomiar widma światła
pochodzącego z pozasłonecznej planety.
W roku 2003 astronomowie odkryli
ogromną wodorową atmosferę, która
otacza Ozyrysa. Otoczka wodorowa ma
temperaturę 10 000°C. Tak rozgrzany gaz
może opuścić studnię grawitacyjną
Ozyrysa, co powoduje że 10 000 ton
wodoru ucieka z tej planety w ciągu tylko
jednej sekundy. Analiza światła gwiazd (w
2004) przechodzącego przez otoczkę
gazową Ozyrysa wykazało, że również
atomy węgla i tlenu opuszczają rozdętą
atmosferę. Przyczyną tego zjawiska może
być unoszenie hydrodynamiczne. Ozyrys
ma podobny do komet ogon który ciągnie
się na 200 000 km. W 2007 roku na
podstawie analizy światła podczas
kolejnego tranzytu gwiazdy badacze
ustalili, że istnieje duże
prawdopodobieństwo obecności pary
wodnej na HD 209458b.
Ozyrys
Ozyrys jest pierwszą planetą, przy której
udało się zaobserwować przejście na tle
tarczy macierzystej gwiazdy, pierwszą
posiadającą uciekającą atmosferę
zawierającą tlen i węgiel. Tranzyt następuje
co 3,5 dnia i trwa 3 godziny. Sam Ozyrys
zasłania 1,5% tarczy swojego słońca, lecz
jego rozdęta otoczka wodorowa przesłania
aż 15% powierzchni gwiazdy HD 209458.
Dnia 22 marca 2005 roku Ozyrys jako
pierwsza planeta pozasłoneczna został
poddany bezpośrednim obserwacjom przez
należący do NASA Teleskop Spitzera.
Wszystkie wymienione wyżej metody są pośrednie.
Obserwuje się jedynie pewne efekty związane z
obecnością planety (planet) związanych grawitacyjnie z
gwiazdą, nie zaś samą planetę (planety).
Okazuje się bowiem, że bezpośrednie zarejestrowanie
planety nie jest rzeczą łatwą.
Wynika to z faktu niewielkiej odległości planety od
gwiazdy w porównaniu z odległością "obserwator –
układ" oraz z niewielkiej jasności planety w porównaniu z
jasnością jego słońca. Mówimy, że planeta „tonie” w
blasku gwiazdy.
Metody interferometryczne
Stosując metody interferometryczne (wykorzystujące
zjawisko interferencji), można uzyskać „przygaszenie” obiektu
(gwiazdy) w centrum pola widzenia teleskopu i jednoczesne
wzmocnienie jasności obiektu (planety), znajdującego się w
niewielkiej odległości od tegoż centrum.
Jeśli jednak rozdzielczość obrazu nie będzie wystarczająca,
to powyższe zabiegi na niewiele się zdadzą. Istotne
znaczenie ma tu nasza atmosfera.
Z tego też względu teleskopy mające bezpośrednio wykrywać
planety będą wynoszone na orbitę okołoziemską. Wpływ na
rozdzielczość obrazu mają również wymiary obiektywu
teleskopu.
Metody interferometryczne
Metoda ta polega ona na obserwacji gwiazdy równocześnie przez dwa
sprzężone układy optyczne. Fale rejestrowane przez jeden układ zostają
odwrócone i nałożone na obraz z drugiego przyrządu. Fale wzajemnie się
wygaszają – światło gwiazdy ulega "przytłumieniu", jednak planeta nie
znajduje się w tak idealnej konfiguracji z optyką i jej światło zostaje
wzmocnione. Pozwala to na poprawę niekorzystnego stosunku jasności
planety i gwiazdy o kilka rzędów wielkości.
Mikrosoczewkowanie
grawitacyjne
Wykrywanie planet tą metodą polega na obserwowaniu
gwiazd i znajdowaniu takich, które "zakrywają" inną,
odleglejszą gwiazdę. W sytuacji takiej gwiazda zdaje
się być jaśniejsza, nawet kilkakrotnie. Obserwując
krzywą zmiany jasności podczas zakrycia (co może
trwać kilka miesiecy) uzyskujemy informację o
ewentualnych planetach, które "pojawiają" się na
krzywej jako odchylenia. Planety pojawiają się na
krzywej, ponieważ swoją masą także zakrzywiają
światło odległej gwiazdy, w ten sposób oznajmiając
nam swoje istnienie.
Mikrosoczewkowanie
grawitacyjne
Jeśli światło z jakiegoś obiektu przejdzie w
pobliżu ciała o dużej masie np. gwiazdy to
następuje zakrzywienie światła tak jak w
soczewce i obiekt widać jaśniej. Należy
uważnie śledzić blask gwiazd w naszej
Galaktyce i czekać na ich nagłe pojaśnienia,
które oznaczałyby, że na drodze ich światła do
Ziemi stanęła jakaś gwiezdna soczewka. Jeśli
zaś tej "soczewce" towarzyszy planeta, to
zniekształci jej działanie i zamiast jednego
wzmocnienia będzie drugie ale dużo słabsze,
co widać na czerwonym wykresie. Ta metoda
wymaga cierpliwości. Trzeba stale
obserwować miliony gwiazd, czekać, aż jedna
z nich przesłoni drugą i mieć nadzieję, że
będzie w tym zdarzeniu uczestniczyła planeta.
Gwiazda w Strzelcu na zdjęciu z lewej jest
niewidoczna bez soczewkowania i z prawej
podczas soczewkowania
Mikrosoczewkowanie
grawitacyjne
Oto krzywa zmian
jasności zjawiska
mikrosoczewkowa
nia grawitacyjnego
OGLE 2003-BLG235/MOA 2003BLG-53
pierwszej planety
odkrytej tą metodą
wraz z
dopasowanym
modelem:
OGLE
The Optical Gravitational
Lensing Experiment (OGLE) "Eksperyment Soczewkowania
Grawitacyjnego" to projekt
naukowy mający na celu
wykrywanie i obserwację zjawisk
mikrosoczewkowania
grawitacyjnego
prowadzony za pomocą polskiego teleskopu w Las
Campanas Observatory w Chile przez naukowców z
Obserwatorium Astronomicznego Uniwesytetu
Warszawskiego pod kierunkim prof. Andrzeja
Udalskiego. Eksperyment prowadzony jest od 1992
roku. Obecnie trwa trzecia faza projektu (OGLE-III).
Teleskop o średnicy 1,3 metra, pracujący w obserwatorium Las Campanas w Chile.
OGLE
Dotychczas zaobserwowano kilka
tysięcy przypadków pojaśnienia gwiazd
przez przechodzące przed nimi
niewidoczne obiekty należące do
ciemnej materii. Oprócz tego wykryto
około 300 tysięcy gwiazd zmiennych w
centrum Drogi Mlecznej oraz w
Obłokach Magellana.
Jednym z największych osiągnięć projektu OGLE jest odkrycie około 200
gwiazd okresowo przyćmiewanych przez krążące wokół nich niewielkie, ciemne
obiekty. Dotychczas w pięciu przypadkach potwierdzono, że obiektami tymi są
planety pozasłoneczne. Oprócz tego grupa OGLE wraz z nowozelandzkim
projektem MOA jako pierwsza zaobserwowała planetę pozasłoneczną
używając metody mikrosoczewkowania grawitacyjnego.
OGLE
W 2005 roku zespół OGLE, działając we współpracy z
międzynarodowym projektem PLANET oraz zespołem MOA odkrył
najmniejszą, a przy tym najbardziej podobną do Ziemi, ze znanych
dotąd planet pozasłonecznych - OGLE-2005-BLG-390Lb.
Artystyczna wizja
planety OGLE-2005BLG-390Lb odkrytej
przez zespół OGLE
OGLE
Zespół OGLE stanowią: prof. dr hab. Andrzej Udalski, prof. dr hab.
Marcin Kubiak, dr hab. Michał Szymański, dr hab. Grzegorz
Pietrzyński, dr Igor Soszyński, dr Łukasz Wyrzykowski, mgr Olaf
Szewczyk z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu
Warszawskiego. Współpracownikiem projektu był prof. dr hab.
Bohdan Paczyński z Princeton University w USA.
Bohdan Paczyński
Urodził się w 1940 r. w Wilnie. Studiował i doktoryzował się na
Uniwersytecie Warszawskim. Obecnie jest związany z
Uniwersytetem w Princeton. Światowy rozgłos przyniosły mu
prace nad błyskami gamma. Jako jeden z pierwszych
zauważył, że te tajemnicze błyski pochodzą spoza naszej
Galaktyki. W połowie lat osiemdziesiątych wpadł na pomysł,
jak wyśledzić drobne, nieświecące gwiazdy, czarne dziury i
planety, które mogą stanowić sporą część tzw. ciemnej materii.
Ta metoda nazywa się mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym.
Jest współtwórcą nowej fotometrycznej metody poszukiwania
pozasłonecznych planet. Zmarł 19 kwietnia 2007 w Princeton
Gliese 581c
Gliese 581 c odkryta niedawno, planeta pozasłoneczna
orbitująca wokół gwiazdy czerwonego karła Gliese 581. Uważa
się, że planeta znajduje się w odległości od gwiazdy, gdzie
temperatura powierzchni planet pozwala na istnienie wody w
stanie ciekłym, a co za tym idzie istnieją na niej warunki dogodne
do powstania życia tlenowego. Planeta znajduje się w
gwiazdozbiorze Wagi około 20,5 lat świetlnych (~194 tryliony
kilometrów, ~120 trylionów mil) od Ziemi, co astronomicznie jest
odległością bardzo małą.Gliese 581 c zajmuje 87. miejsce na
liście najbliższych układów planetarnych względem Ziemi.
Gliese 581 c może być pierwszą pozasłoneczną planetą, której
temperatura powierzchni jest podobna do ziemskiej.
Gliese 581c
Planeta została odkryta przez zespół Stéphana Udry z
Genewskiego Obserwatorium w Szwajcarii, odkrycie zostało
ogłoszone 24 kwietnia 2007 roku. Odkrycia dokonano za
pomocą urządzenia do pomiarów radialnych prędkości
gwiazd HARPS zainstalowanego na 3,6 metrowym teleskopie
w Obserwatorium La Silla (Chile) - należącego do
Europejskiego Obserwatorium Południowego. Zespół
zamierza teraz przy pomocy wyniesionego na orbitę
kanadyjskiego teleskopu "MOST" prowadzić dokładniejsze
badania planety.
Gliese 581c
Masa. Znając masy wcześniej odkrytych
planet Gliese 581 b, i Gliese 581 d,
obliczono, że Gliese 581 c posiada
masę przynajmniej 5,03 mas ziemskich.
Masa planety nie może być dużo
większa ponieważ układ stał by się
niestabilny.
Promień. Zakładając, że Gliese
581 c jest planetą skalistą z dużym,
żelaznym jądrem, jej promień jest
większy o około 50% od promienia
ziemskiego. Grawitacja na
powierzchni takiej planety jest około
2,2 raza większa niż ziemska. W
przypadku, kiedy okazałoby się, że
jest to planeta zbudowana z wody i
lodu, promień byłby podobnych
rozmiarów, natomiast przyciąganie
grawitacyjne byłoby około 1,25 razy
większe od ziemskiego.
Wiek. Szacuje się, że układ Gliese 581 ma
około 4,3 miliardów lat, dla porównania
Układ Słoneczny ma około 4,6 miliardów lat.
Gliese 581c
Orbita. Czas obiegu Gliese 581 c wokół
gwiazdy wynosi 13 ziemskich dni, jej
promień orbity (11 milionów km) to tylko
około 7% promienia orbity ziemskiej (150
milionów km). Ponieważ gwiazda wokół
której orbituje Gliese 581 c jest mniejsza i
chłodniejsza od Słońca - a więc
produkująca mniej światła - promień orbity
plasuje planetę na gorącym "krańcu"
ekosfery. Jednak chociaż całkowita ilość
wydzielanego przez gwiazdę światła
wynosi około 1,3% ilości tego wydzielanego
przez Słońce, planeta otrzymuje więcej
ciepła niż Wenus. Taka bliskość oznacza
również, że gwiazda dla obserwatora
stojącego na planecie ma 5,2 razy większą
średnicę, niż średnica słońca dla
obserwatora stojącego na Ziemi.
Gliese 581c
Temperatura. Używając
zmierzonej wartości
produkowanego przez Gliese
581 światła możliwe jest
obliczenie temperatury
panującej na powierzchni
Gliese 581 c. Wartość ta na
podstawie modelowania
komputerowego wynosi w
przybliżeniu od -3°C do 40°C.
Woda w stanie ciekłym.
Gliese 581 c znajduje się w
ekosferze, co daje
możliwość występowania na
jej powierzchni wody w
stanie ciekłym, co jak wiemy
jest jednym z niezbędnych
elementów do istnienia
życia tlenowego.
Interferometria
W obecnym roku skończy się zestrajanie bliźniaczych
teleskopów Keck'a, twórcy projektu obiecują, że dzięki
niemu będzie możliwe wykrywanie planet
"chyboczących" gwiazd wielkości Urana o ile badany
układ nie będzie znajdował się dalej niż 60 lat świetlnych
od nas. To bardzo dobra wiadomość! Uran posiada
jedynie 15 krotnie większą masę od Ziemi, należy
sobie uświadomić, że odkrywane do tej pory planety
posiadały masę od kilkudziesięciu do nawet kilku tysięcy
większą od Ziemi! Postęp byłby więc ogromny. Keck
zawdzięcza swoją czułość interferencji (interferencja to
nakładanie się fal) dzięki interferencji być może
bezpośrednio zaobserwujemy planetę. Jak wcześniej
było mówione planeta ginie w blasku swej gwiazdy, ale
dzięki interferencji naukowcy "przygaszą" gwiazdę a
wtedy być może zobaczymy zarys planety. Jakość
obrazu będzie słaba nie ujrzymy detali powierzchni.
Podobnie jak poprzednio tą metodą będzie można
obserwować obiekty oddalone nie więcej niż 60 lat
świetlnych natomiast sama planeta będzie musiała być
przynajmniej wielkości Jowisza i posiadać wysoką
temperaturę powierzchni.
Zespół bliźniaczych teleskopów
znajduje się w Hawajach na
szczycie Mauna Kea. (fot. NASA)
Interferometria
Zespół teleskopów o nazwie The
Very Large Telescope Interferometer
(bardzo duży teleskopowy
interferometr ) buduje ESO, nazwa
nie jest przypadkowa urządzenie
tworzą cztery teleskopy. Pierwsze
próby rozpoczęto w 2000 roku, ale
stuprocentową wydajność
urządzenie osiągnie ok. 2004 roku.
Tak jak Keck The VLT będzie
poszukiwał i fotografował planety.
Teleskopy The VLT obsługuje małe
miasteczko naukowców i osób obsługi
razem ok. 150 osób. Do najbliższego
miasta jest ponad sto kilometrów, ale jak
mówią naukowcy czego nie robi się dla
nauki. (fot. ESO PR Photo)
Interferometria
Planety wielkości Ziemi
zobaczymy
gdy
ruszą
misje
orbitalnych
teleskopów
badawczych
takich
jak
Space
Interferometry Mission ( w
skrócie SIM) czy Planet
Imager.
Misja
SIM
rozpocznie się w 2009
roku,
kiedy
tozespół
teleskopów
zostanie
umieszczony na orbicie
Futurystyczny
projekt
Planetary
Imager (NASA), zespół orbitalnych
teleskopów
wykorzystujących
zjawisko interferencji będzie zdolny
wykonywać zdjęcia odległych planet
wielkości Ziemi z rozdzielczością 25
na 25 pixeli. (fot. NASA)