Magyar Tudomány, 2006/8 968. o.

Planetológia


Exobolygók


Szatmáry Károly

a fizikai tudomány kandidátusa, habil. egyetemi docens,

Szegedi Tudományegyetem Kísérleti Fizika Tanszék

k.szatmary @ physx.u-szeged.hu


1995-ben fedezték fel el az első, Napunkhoz hasonló csillag (51 Pegasi) körül keringő bolygót. Az ismert exobolygók, más néven extraszoláris bolygók száma rohamosan növekszik, 2006 közepén már 194 volt. 166 csillag körül találhatók, 20 csillagnak több bolygója is van (Schneider, 2006). A korábbi eredményekről számos magyar nyelvű cikk is született (Szatmáry, 1997, 2006).

Ez a szakterület a csillagászati kutatások élvonalába tartozik, és nagyon gyorsan fejlődik. Százával jelennek meg publikációk, melyekben nemcsak a bolygók keresésének módszereiről, eredményeiről, hanem az idegen bolygók keringésének, pályastabilitásának, esetleges holdjainak égi mechanikai elemzéséről, feltételezett légkörük összetételéről, az ottani időjárásról, sőt az élet kialakulásának lehetőségeiről is olvashatunk.

Az exobolygók felfedezésének hatására a csillagok és bolygórendszerek kialakulásának és fejlődésének tanulmányozása új lendületet vett. Sok meglepő eredmény született. Korábban úgy gondoltuk, hogy Naprendszerünk tipikus szerkezetű, de kiderült, hogy a bolygórendszerek sokfélék lehetnek. Közelről – sajnos – még sokáig nem tanulmányozhatjuk őket, de a legújabb megfigyelések sok információval szolgálnak róluk.


Barna törpék és óriásbolygók


Nehéz éles vonalat húzni a törpecsillagok és a nagy bolygók között. Az égitestek belsejére vonatkozó elméleti modellek szerint a magjukban hidrogénfúzióval energiát termelő csillagok alsó tömeghatára (vörös törpék) 0,075–0,080 Mo (Nap-tömeg) azaz 75–80 Jupiter-tömeg. E határ alatt találjuk a barna (infravörös) törpéket, amelyek közül a nagyobb és fiatalabb égitestekben még lehetséges a deutériumfúzió, de a kisebbekben nem, mert alacsony a magbeli hőmérsékletük. Óriásbolygóknak csak a 13 (néha 15–17) Jupiter-tömeg alatti égitesteket tekintik. Ezek mérete nem nagyobb, mint 0,2 napátmérő, vagyis a Jupiter kétszerese.

Barna törpét már sokat találtak. Lehetséges, hogy a ma bolygóként nyilvántartott égitestek egy része is valójában barna törpe, ugyanis tömegüknek csak az alsó határértékét tudjuk meghatározni, ha nem ismerjük keringési pályájuk térbeli helyzetét.


Az exobolygók felfedezésének módszerei


Igazi kihívás egy távoli csillag körül egy nála sokkal kisebb és halványabb égitest jelenlétét kimutatni. A csillagászoknak igencsak törni kell a fejüket, hogy milyen lehetőségeket kínál erre a jelenlegi megfigyelési technika. Az a tény, hogy már majdnem kétszáz bolygót sikerült találni, nagyrészt annak köszönhető, hogy az utóbbi években számos speciális eljárást fejlesztettek ki erre a célra. A módszereket többféle módon csoportosíthatjuk. A bolygó észlelése történhet közvetlen megfigyeléssel vagy a bolygó jelenlétére utaló közvetett méréssel.

Közvetlen módszerek:

– Látszik a bolygó a csillag mellett: pl. űrtávcsöves felvételeken, főleg infravörösben.

– Infravörös többletsugárzás: a bolygó hőmérsékleti sugárzása hozzáadódik a csillagéhoz.

Közvetett módszerek:

– Spektroszkópia – radiális sebesség: a keringő bolygó gravitációs hatására a csillag színképvonalai Doppler-eltolódást mutatnak (1. ábra).

– Asztrometria: a keringő bolygó gravitációs hatására a csillag sajátmozgása hullámszerű az éggömbön.

– Fotometria – átvonulás (tranzit): a csillag fényessége lecsökken, ha a bolygója áthalad előtte és részben elfedi.

– Pulzárjelek modulációja: a keringő bolygó gravitációs hatására a pulzárjelek frekvenciája periodikusan változik.

– Gravitációslencse-hatás: a csillag és bolygója kettős lencseként viselkedik.

– Gravitációs perturbáló hatás: a bolygó gravitációs hatása kimutatható a csillag körüli anyagkorongban.

– Spektroszkópia – Doppler-leképezés: a csillag színképvonalainak alakja megváltozik, ha a bolygó elfedi felszínének egy részét.

Egy másik osztályozás a bolygó kimutatható gravitációs hatása vagy a központi csillagról érkező fény fizikai jellemzőit megváltoztató (fotonikai) hatása szerint csoportosít.

Gravitációs hatáson alapuló módszerek:

– Radiális sebesség változása: A bolygó és a csillag a rendszer közös tömegközéppontja körül kering, ezért a csillag látóirányú sebessége változik, így a Doppler-effektusnak megfelelően a színképvonalak hullámhossza periodikusan eltolódik, közeledéskor a kék, távolodáskor a vörös irányba (1. ábra). A mai méréstechnikával már egészen kis hullámhosszváltozásokat ki lehet kimutatni: a sebességmérés pontossága 3–10 m/s, ez még kb. 1 m/s-ig javítható. A Nap tömegközéppontjának mozgásában a Jupiter 12,5 m/s, a Föld 0,1 m/s sebességingadozást okoz.

– Asztrometria: A csillagnak a bolygója miatti elmozdulása az égbolton esetleg mérhető a háttércsillagokhoz képest. Ha a Napunkat a bolygók pályasíkjára merőleges irányból, 10 parszek (33 fényév) távolságból néznénk, a Jupiter mintegy 100 milliomod, a Föld csak 0,3 milliomod ívmásodperc elmozdulást okozna. A Hipparcos műhold mérési pontossága kb. ezred ívmásodperc volt, ezért nem tudott Jupiter-szerű bolygókat felfedezni. A jövő milliomod ívmásodperc pontosságú asztrometriai űrmisszióinak (GAIA, SIM) segítségével már sokkal nagyobb lesz az esély akár Föld típusú bolygók kimutatására is.

– Átvonulás (tranzit): Ha egy csillag bolygójának pályasíkja látóirányunkhoz közeli, keringése során részleges „csillagfogyatkozás” figyelhető meg, amikor a csillag fénye periodikusan kissé elhalványodik (2. ábra).

– Pulzárjelek modulációja: A pulzárok atomóra pontossággal egyenlő időközönként (0,01–1 s periódussal) rádióimpulzusokat sugároznak ki. Ha a pulzár hozzánk képest mozog, kering a bolygóval közös tömegközéppont körül, az impulzusok közötti időtartam – látszólag – periodikusan változik. Voltaképpen ez is Doppler-hatás, hiszen az impulzusok forrása felváltva közeledik, majd távolodik. Pulzárok jeleinek ilyen típusú modulációjából eddig két esetben következtettek aránylag kicsi, néhány Föld-tömegű, sőt még kisebb bolygó létére. A PSR 1257+12 esetében három (esetleg négy) bolygó; a PSR B1620-26 esetében egy bolygó valószínűsíthető.

– Gravitációslencse-hatás: Ha egy bolygó térbeli mozgása során a Földről nézve egy távoli csillag elé kerül, akkor tömegétől függően eltéríti, lencseként felerősíti ennek a háttércsillagnak fényét.

– Anyagkorong deformációja: Számos csillag körül olyan por- és gázkorongot sikerült kimutatni (főleg infravörösben), amelyből bolygórendszer születhet. Ha a korongban már kialakult egy nagyobb égitest, akkor annak gravitációs perturbáló hatása miatt a korong egyenetlen sűrűségeloszlásúvá, aszimmetrikussá válhat. Ha a bolygó pályasíkja és a korong síkja nem esik egybe, a korong eltorzul, a bolygó közelében a fősíkjától eltérül.

Fotonikai hatáson alapuló módszerek:

– A látható és az infravörös fénycentrum eltérése: Ha egy csillag és bolygója fényét egybeolvadtan látjuk, a fényfolt legnagyobb intenzitású helye máshová esik a látható és az infravörös tartományban. A csillagnak ugyanis sokkal magasabb a felszíni hőmérséklete, intenzitásmaximuma a látható fénybe esik, míg a hidegebb bolygó legerősebben az infravörösben sugároz. Persze ennek kimutatásához rendkívül jó felbontás kell, a földi 10 m-es Keck-teleszkópok (Hawaii), a VLT (Very Large Telescope, Chile) interferométere, illetve a Spitzer-űrteleszkóp hozhat megfelelő eredményeket.

– Visszavert (reflektált) fény: Egy csillag fénye a közelében keringő óriásbolygóról visszaverődhet, amit esetleg akkor is ki lehet mutatni, ha a két égitestet térben nem látjuk különállónak.

– Légkörön áthaladó fény: Ha egy bolygó elhalad a csillaga előtt, akkor a bolygólégkör anyagának elnyelési színképvonalai rárakódnak a csillag színképére. Mivel a két spektrum eltérő jellegű, ebből a bolygó létére lehet következtetni.

– Sarki fény: A sarki fény jelenségét a Naprendszerben a Jupiteren és a Szaturnuszon is megfigyelték. A sarki fény nem hőmérsékleti sugárzás, jellegzetes színképet mutató fényét a bolygó légkörének molekulái bocsátják ki. A molekulákat a központi csillagból kilövellt és a bolygó mágneses tere által a pólusok felé eltérített részecskék gerjesztik fénylésre. Az exobolygóknál ezt a fényt kis intenzitása miatt szinte reménytelen megfigyelni.

– Rádiósugárzás: A Jupiter és Io nevű holdja között az erős mágneses kölcsönhatás rádióhullámokat kelt. Hasonló jelenség exobolygóknál is elképzelhető, de a kis sugárzási intenzitás korlátokat szab e módszer alkalmazhatóságának.

– Antropogén (civilizációs) hatások: Elméletileg kimutatták, hogy a Földről a Napra lőtt nagyon erős lézerimpulzus csillagunk rövid ideig tartó, enyhe kifényesedését okozhatja, ami más csillagokról is megfigyelhető lenne. Az emberiség küldött már irányított, kódolt rádióüzeneteket néhány csillaghalmaz felé. A rádió- és tévéműsorok által okozott „elektromágneses zaj” is kiszóródik a világűrbe. Ilyen hatások más civilizációk esetében is előfordulhatnak, így talán egyszer ezek alapján is felfedezhetünk egy bolygót.

– Képalkotás koronográffal: Egy csillagától aránylag távol elhelyezkedő óriásbolygó a látható fény tartományában működő űrtávcsövek képein észrevehető, ha a műszerben egy kis koronggal a csillag fényét sikerül kitakarni.

– Interferometrikus képalkotás: A világűrbe telepített infravörös interferométerek a tervek szerint akár Föld típusú bolygókat is kimutathatnak.

Az űrtávcsövektől azt várják, hogy az exobolygók spektrumát is rögzítve hamarosan a légkörük összetételére, az ottani időjárási viszonyokra is sikerül következtetni. Egész modellsorozatot készítettek arra vonatkozóan, hogy milyennek látnánk egy eljegesedett Föld, egy felforrósodott Föld, egy jelenlegi Föld, egy Vénusz vagy egy Mars típusú bolygó légkörének színképét. A különféle molekulák elnyelési sávjainak felismerése az exobolygó-atmoszféra meghatározását is lehetővé tenné. Az esetleges élet feltételezéséhez indokot adhat, ha a Föld típusú exobolygó légkörében sok oxigént találnánk, ugyanis a Földön az oxigénben gazdag (21 %) légkör kialakulása a fotoszintetizáló növények megjelenésének következménye volt.

Bolygórendszerek keresésére az eddigi legsikeresebben alkalmazott módszer a csillagok színképvonalainak vizsgálata, a radiális sebesség változásának mérése. Ilyen spektroszkópiai módszerrel gyakorlatilag folyamatosan figyelik a Naphoz hasonló, száz fényévnél közelebbi – mintegy 1200 – csillagot. A bolygórendszerrel körülvett csillagok gyakorisága a becslések szerint 3–7 % lehet.

Újabban a Doppler-módszer mellett egyre fontosabb és sikeresebb az átvonulások figyelésén, illetve a gravitációslencse-hatáson alapuló keresési módszer.

Fotometriai módszerek

A gravitációs mikrolencséket kereső programok a csillagokban gazdag égi területekről CCD-kamerával képeket készítenek, és azokat automatizált módon, számítógéppel feldolgozzák. A csillagok fényességét megmérik, és keresik az időben változó fényességűeket. Ezek a programok kettős szerepet játszanak az exobolygók felfedezésében.

Az egyik a bolygók által okozott mikrolencse-jelenségek kutatása. Egy csillag fényessége látszólag megnövekedhet, ha látóirányához nagyon közel egy másik égitest halad el előtte. Az utóbbi, úgynevezett lencseobjektum – mivel tömege megváltoztatja a tér geometriáját – kissé elgörbíti a háttércsillagról érkező fénysugarakat, így arról több fény érkezik hozzánk. Ha a lencseobjektum olyan csillag, amely körül bolygó kering, akkor a csillag által okozott felfényesedés előtt vagy után a bolygó ugyanezen hatását is megfigyelhetjük, csak az a kisebb tömeg miatt rövidebb ideig tart (3. ábra). Gravitációs mikrolencseként viselkedve elvileg akár Föld típusú bolygók is felfedezhetők! Eddig azonban csupán négy esetben gyanítják, hogy megfigyelt többcsúcsú fényváltozásban bolygó is szerepet játszott (érdekes, hogy egyetlen bolygó több keskeny felfényesedést is okozhat). Ezek a következők: az OGLE235-MOA53b, egy 2,6 Jupiter-tömegű, az OGLE-05-071Lb, egy 0,9 Jupiter-tömegű, az OGLE-05-169Lb, egy 0,04 Jupiter-tömegű bolygó, a legkisebb pedig az OGLE-05-390Lb, amelynek tömege csupán 3 és 11 Föld-tömeg közötti, legvalószínűbben 5,5 Föld-tömeg. Ez a planéta mintegy 2,1 CsE (csillagászati egység, azaz Nap–Föld középtávolság, 1 CsE=149,6 millió km) sugarú pályán, kb. tízéves periódussal kerüli meg a vörös törpe anyacsillagát. A bolygón a becsült hőmérséklet -220 oC, azaz egy jeges, nagy, Föld típusú égitest lehet, az egyik legkisebb eddig ismert exobolygó. A rendszer 20 000 fényévre van tőlünk, a Tejútrendszer centruma közelében.

E megfigyelési programok másik fontos eredménye, hogy a rengeteg csillag fényességváltozásának mérésekor olyanokra bukkanhatnak, amelyeknek egy időre lecsökkenhet a fényessége. Ezt a jelenséget – a fedési kettőscsillagokhoz hasonlóan – az is okozhatja, hogy a csillag előtt átvonul egy másik égitest és részben eltakarja. Az átvonulás idején fellépő jellegzetes elhalványodásból a csillag feltételezett sugarának felhasználásával kiszámolható a bolygó mérete (4. ábra). Akkor mondhatjuk, hogy a fénycsökkenést bolygó okozza, ha a jelenség egyforma időközönként többször megismétlődik, és így az átvonulások között eltelt idő megadja a bolygó keringési periódusát. Az OGLE-TR-56 csillagnál már több mint háromszázszor mutattak ki 1,2119 naponként bekövetkező, 0,014 magnitúdó nagyságú elhalványodást. A csillag hasonló a Naphoz, a bolygó sugara pedig 1,2 Jupiter-sugár. Ezek alapján egy csillagához rendkívül közel keringő forró óriásbolygót találtak.

A fedés miatti fényességcsökkenés mértéke függ:

– a csillag és a bolygó méretének arányától: annál jelentősebb a fényességváltozás, minél nagyobb az Rbolygó/Rcsillag hányados;

– a csillag felszíni hőmérsékletétől: adott méretarány mellett minél hidegebb a csillag, annál kisebb a fényváltozás (5. ábra).

A változás általában csak néhány század vagy ezred magnitúdó, Föld típusú bolygók esetében pedig még kisebb, így az átvonulás-módszerrel kevés a remény arra, hogy Földünkhöz hasonló kísérőt találjunk. A fedés megfigyelhetőségének (geometriai) valószínűsége a csillag átmérőjének és a bolygópálya méretének a hányadosával arányos.

A másodlagos fedés során a bolygó kerül a csillag mögé. Ilyenkor is csökken egy kicsit a rendszer összfényessége, különösen az infravörös tartományban, hiszen a bolygó főleg abban sugároz. A Spitzer-űrteleszkóppal sikerült kimutatni két, már korábban felfedezett forró Jupiter típusú exobolygó esetében ilyen fedést. Ezáltal pontosan meg lehetett határozni, hogy a bolygóknak mekkora a hősugárzásuk, így a felszíni hőmérsékletük is jobban becsülhető.

A mikrolencséket kereső programok mellett világszerte (hazánkban is) számos kisebb vagy közepes méretű távcsővel indítottak megfigyelési kampányokat az exobolygók fedéseinek kimutatására. Csillagokkal zsúfolt égterületekről készített CCD-felvételeken keresik a csillagok kismértékű elhalványodásait.

1999 júliusában a Hubble-űrtávcsővel 8 napon át vizsgálták a 47 Tucanae gömbhalmazt. Úgy becsülték, hogy a halmaz mintegy 34 000 fősorozati csillaga közül kb. 1 %-nak van rövid keringési periódusú bolygója, és ezek közül minden tizedik esetben a fedés a Földről is megfigyelhető. Így azt várták, hogy a megfigyelési időszakban ezer csillagonként legalább egy, azaz összesen 30-40 átvonulás lesz. Ezzel szemben egyetlen csillag fedési elhalványodását sem tapasztalták.

A 2400 fényév távolságra lévő NGC 2264 nyílthalmaz KH 15D jelű csillagánál 48,3 naponként fényességcsökkenést találtak. A vizsgálatok szerint ennek az lehet az oka, hogy a csillag körül egy közel éléről látszó, törmelékből álló anyagkorong van, és egy nagyobb darabokból (akár bolygókból) álló sűrűsödés rendszeresen elhalad a csillag előtt, lecsökkentve annak fényességét. Mivel a csillag becsült kora mindössze hárommillió év, kiváló objektum lehet a bolygórendszerek születésére vonatkozó elméletek ellenőrzéséhez. Számos más csillag körül is találtak hasonló anyagkorongot (például Pictoris, Vega). Több esetben gyanítható, hogy a korongban már kering protobolygó, amely gravitációs hatásával eltorzítja a korong alakját.

Az IRAS infravörös űrtávcső 1983-ban végzett méréseiből is kiderült, hogy a Napnál forróbb zeta Leporis körül porban gazdag anyagkorong van. Az egyik Keck-teleszkóppal végzett újabb vizsgálatok szerint a korong hőmérséklete magas: 350 K, és 2,5-6 CsE közötti távolságban helyezkedik el a csillag körül. A korongból folyamatosan por távozik, amit az elképzelések szerint az ottani kisbolygók ütközései során létrejövő törmelék pótol. Ilyen, Naprendszeren kívüli aszteroidaövezetet már több csillag körül is találtak.

Az egyik legalaposabban tanulmányo-zott csillag, amelyhez bolygó is társul, a Naphoz hasonló, 153 fényévre lévő HD 209458 (bolygója már nevet is kapott: Osiris). Spektroszkópiai úton, a radiális sebesség méréséből egy 0,69 Jupiter-tömegű bolygóra következtettek, amely majdnem körpályán, igen közel, 3,5 nap alatt kerüli meg csillagát. Az ezután elvégzett fotometriai mérések is sikerrel jártak, megerősítve a bolygó létét: a csillag fényességében 3,5 naponként bekövetkező, 0,017 magnitúdó nagyságú, háromórás időtartamú elhalványodást mértek, amely a bolygó átvonulásaival volt magyarázható. Sikerült a bolygó méretét is meghatározni (1,3 Jupiter-sugár), így az átlagsűrűsége csupán 0,4 g/cm3-nek adódott.

A bolygó felszíni hőmérsékletét a T = T* (R*/2a)1/2 (1-A)1/4 képlettel becsülhetjük meg, ahol T* és R* a csillag felszíni hőmérséklete és sugara, a a bolygópálya fél nagytengelye, A pedig a bolygó fényvisszaverő képessége, az albedó (a Jupiterre kb. 0,35). A HD 209458 bolygója mintegy 1100 fokos: micsoda felfújódott forró, ritka gázgömb! A Hubble-űrtávcsővel egy ilyen átvonulás során felvették a rendszer színképét. A csillag fénye ekkor áthalad a bolygó légkörén, és a két színkép összeadódik, így a bolygólégkör kémiai összetétele is tanulmányozható. Megállapították, hogy a vártnál kevesebb nátriumot tartalmaz.

A közelmúltban végre sikerült bolygót úgy felfedezni, hogy nem a közvetett hatásai alapján következtethettünk létére, hanem közvetlenül, elkülönülten is látszik a csillaga mellett. A Hydra csillagképben, tőlünk mintegy 200 fényévre lévő 2M1207 jelű objektum fiatal barna törpe. A chilei VLT egyik 8 m-es távcsövével már 2004-ben azonosítottak a csillag mellett 0,78 ívmásodperc távolságra egy nála százszor halványabb égitestet. Azonban nem volt biztos, hogy valóban ösz-szetartoznak-e, vagy csak egy irányban látszó, de különböző távolságban elhelyezkedő két objektumról van szó. Az újabb pozíciómérések szerint együtt mozognak, így gravitációsan kötött rendszert alkotnak. A bolygó tömege a modellszámítások szerint 5 Jupiter-tömeg. A színképében vízmolekulák sávjai láthatók.

A GQ Lupi nagyon fiatal, alig kétmillió éves T Tauri típusú csillag, amely 400-500 fényév távolságra van tőlünk. Az előbbi esethez hasonló módon sikerült kimutatni mellette 0,7 ívmásodperc, azaz kb. 100 CsE távolságban egy 6 magnitúdóval halványabb égitestet. Ez esetben is a két égitest együttes mozgása utalt arra, hogy összetartoznak, nem pedig csak látszólag, vetületben vannak egymáshoz közel. A kísérő a színképe alapján kb. 2000 K hőmérsékletű, a víz és a szén-monoxid sávjait mutatja. Bár fizikai adatait még csak becsülni tudják, valószínűleg a bolygótömeg tartományba esik, és kétszer akkora átmérőjű lehet, mint a Jupiter. Keringési ideje legalább 1000 év. Hasonló technikával a 150 fényévre található fiatal csillag, az AB Pictoris mellett is felfedeztek egy kísérőt, amelynek tömege a becslések szerint 13-14 Jupiter-tömeg, azaz éppen az óriásbolygók és a barna törpék közötti határon van.


Többes rendszerek


Különösen érdekes kérdések: hogyan alakulnak ki bolygók kettőscsillagok egyik komponense körül, illetve milyen hatást gyakorol a bolygók pályájára a kettős másik tagja? Másrészt a több bolygóból álló rendszereket összehasonlíthatjuk a Naprendszerrel: vajon mennyire általánosak a mi bolygórendszerünk tulajdonságai? A továbbiakban néhány ilyen különleges többes rendszert mutatunk be, amelyeket a Doppler-módszer segítségével fedeztek fel.

Az 51 fényévre lévő 47 UMa rendszere kissé hasonlít a miénkhez. Két bolygója 2,54 és 0,76 Jupiter-tömegű, ezek aránya 3,3, ami megegyezik a Jupiter–Szaturnusz tömegaránnyal. Csillaguktól 2,09, ill. 3,73 CsE távolságra keringenek, majdnem körpályán 3 és 7,1 éves periódussal. Elképzelhető, hogy további, Föld típusú bolygók is vannak a rendszerben, melyek kimutatásához az eddigi mérési pontosság nem volt elegendő. A rendszerben elméleti számítások szerint 1 és 1,9 CsE között egy kőzetbolygó pályája több milliárd éven át stabil lehet, annak ellenére, hogy az óriásokhoz közel keringene.

Az üpszilon Andromedae radiális sebességének változásából három bolygójára következtettek. A belső nagyon közel kering a csillagához, a második nagyjából a Vénusz és Föld közti távolságban, a harmadik a fő kisbolygóövezetnek megfelelő távolságban található. 1953-as, 1995-ös és 1998-as felvételek vizsgálatából kiderült, hogy az üpszilon And és a mellette lévő halvány vörös törpe együtt mozog, a környező csillagokhoz képest egyforma a sajátmozgásuk, így nagy valószínűséggel kettőscsillagot alkotnak.

A HD 82943 két bolygója legalább 2 és 1,75 Jupiter-tömegű. Erősen elnyúlt, 0,75 és 1,19 CsE fél nagytengelyű pályán keringenek 219 és 441 nap periódussal. Mivel keringési idejük közel 1:2 rezonanciában van, az égi mechanika törvényei szerint erősen perturbálják egymást, azaz pályájuk hosszabb idő alatt jelentősen megváltozhat. A csillag színképéből kiderült, hogy légköre sok 6Li-izotópot tartalmaz, ami szokatlan egy idős, Nap típusú csillagnál. Az egyik lehetséges magyarázat erre az lehet, hogy egy közeli, Jupiter típusú bolygóját már elnyelte, és annak anyagából került lítium a csillagra.

A HD 168443 csillagnak két hatalmas bolygója ismert: 7,2 és 17 Jupiter-tömegűek, 0,3 és 2,9 CsE fél nagytengelyű, elnyúlt ellipszispályán keringenek. A nagyobbikat tömege alapján a barna törpék közé is sorolhatjuk.

Az eddig felfedezettek közül a 41 fényévre lévő 55 Cancri rendszere hasonlít legjobban Naprendszerünkre. Négy bolygója rendre 0,045, 0,784, 0,217 és 3,92 Jupiter-tömegű, pályájuk fél nagytengelye 0,038, 0,115, 0,24 és 5,26 CsE, keringési idejük 2,81, 14,67, 43,93 és 4517 nap. Ez utóbbi a máig ismert legnagyobb exobolygó-pálya, mérete kissé meghaladja a Jupiterét is (6. ábra).

Sok kettőscsillagnál is fedeztek fel már bolygót. Ezek a rendszerek aránylag tágak, a két csillag egymástól távol kering a közös tömegközéppont körül, és a bolygók csak az egyikhez tartoznak. Kettőscsillag több bolygóval: 55 Cnc. Kettőscsillagok egy bolygóval: tau Boo, 16 Cyg B, 94 Cet, Gliese 86, HD 142, HD 80606, HD 89774, HD 114762, HD 178911B, HD 195019.

A McDonald Obszervatórium kutatócsoportja bolygót talált egy szoros kettőscsillagnál. A gamma Cephei fényes (V=3,2 magnitúdó), 45 fényévre lévő, a Napnál hidegebb csillag. Egy 1,59 Jupiter-tömegű bolygó 2,5 éves periódussal, 2 CsE távolságban kering körülötte. A kettőscsillag másik komponense valószínűleg egy vörös törpe, 74 éves periódusú, 25-30 CsE sugarú, igen lapult pályán, aránylag közel van hozzá.

Bakos Gáspár és munkatársai (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) kisméretű, automatizált távcsövekkel készítenek képeket az ég nagy részéről, exobolygófedések miatti fényváltozásokat keresve. A közelmúltban kimutatták, hogy az egyik ilyen csillag (HD 189733) valójában kettős rendszer. A közelében lévő vörös törpe csillag mintegy 3200 év alatt kerüli meg, a látóirányunkra majdnem merőleges síkban.

A HD 80606 radiálisebesség-görbéjének alakja nagyon eltér a szinuszostól, fűrészfoghoz hasonló. Ebből arra következtettek, hogy a csillag (és egyben a bolygója is) rendkívül elnyúlt, 0,93 excentricitású pályán kering a közös tömegközéppont körül (Naprendszerünkben ez az üstökösökre jellemző). Idővel a relativisztikus pericentrum-vándorlás jelenségét is tanulmányozhatjuk ennél a bolygónál (a pálya tengelyének elfordulása annál nagyobb, minél kisebb a fél nagytengely és minél nagyobb az excentricitás).

Az ióta Draconis nem Nap típusú, hanem a Napnál hidegebb óriáscsillag. A Doppler-módszerrel kimutatott, legalább 9 Jupiter-tömegű bolygója igen elnyúlt pályán, 1,5 éves periódussal kering körülötte. Az epszilon Eridani mindössze 10,5 fényévre van tőlünk, így Jupiter-tömegű bolygója az eddig talált legközelebbi exoplanéta. A bolygó 500 millió km-re kering csillagától, hétéves periódussal, igen excentrikus pályán. Talán űrtávcsövekkel hamarosan közvetlenül is észlelhető lesz.

A Gliese 876 (vagy GJ 876) jelű csillag 10 magnitúdó fényességű vörös törpe az Aquarius csillagképben, tőlünk 15,3 fényév távolságra. Tömege és mérete a Napénak harmada. Színképvonalainak periodikus eltolódásából állapították meg 1998-ban, hogy egy legalább 2,1 Jupiter-tömegű bolygó kering körülötte, 61 napos periódussal. A sebességadatok számának gyarapodásával 2001-ben egy második, 0,56 Jupiter-tömegű bolygó hatását is sikerült kimutatni. Ennek keringési ideje majdnem pontosan a fele (30,3 nap) a nagyobbikénak. A két bolygó keringési ideje 2:1 arányú rezonanciában van, emiatt erősen befolyásolják, perturbálják egymás mozgását. Ennek vizsgálata során, 2005-ben fedezték fel, hogy a csillag sebességgörbéjét pontosabban lehet leírni, ha egy harmadik, kis amplitúdójú és rövid periódusú hullámot is hozzáadnak a két nagyobbhoz. A harmadik bolygó tömege 7,5 Föld-tömeg, becsült átmérője kétszerese a Földének. Ezáltal a legkisebb, bizonyosan Föld típusú bolygót sikerült felfedezni. Ilyen kis tömegű bolygókat eddig csak pulzárok körül találtak. A keringési ideje csupán 1,94 nap, a pálya sugara 3,15 millió km (0,021 CsE). Majdnem ötvenszer közelebb kering csillaga körül, mint a Föld a Nap körül, így nagyon forró lehet, a becslések szerint a felszínén 200-400 oC a hőmérséklet. A 2 és 10 Föld-tömeg közötti égitestek javasolt neve: nagy Föld típusú bolygók (Large Terrestrial Planets).

A vörös törpe mintegy hatszázszor kisebb fényteljesítményű, mint a Nap, ezért a körülötte lévő életzóna vagy lakható zóna – ahol a víz folyékony állapotban megmaradhat – 0,06 és 0,22 CsE között van (7. ábra). Az új bolygó ennél beljebb kering, tehát túl forró a földi típusú élet számára. Ameny-nyiben kötött a keringése, azaz mindig ugyanazt az oldalát fordítja a csillaga felé, a másik, éjszakai oldal viszont hideg, hacsak nincs számottevő légköre, amely valamelyest kiegyenlítheti a hőmérsékletet.

A Földhöz hasonló kőzetbolygók fémben gazdag csillagok körül fordulhatnak elő, hiszen a csillag és bolygói ugyanabból az ősi anyagfelhőből alakulnak ki. A Gliese 876 kis fémtartalmú (a csillagászatban fémnek nevezzük a héliumnál nehezebb kémiai elemeket), öreg csillag, korát 11 milliárd évre becsülik. Érdekes, hogy e vörös törpének mégis van legalább 3 bolygója. Ez a rendszer mintegy Naprendszerünk kicsinyített változata.

Az egyik kutatócsoport a Keck-teleszkópokkal 150 hasonló vörös törpe megfigyelését végzi. A tökéletesített színképelemző készülékkel a korábbi 3 m/s helyett már 1 m/s pontossággal tudnak radiális sebességet mérni, így a közeljövőben több kis tömegű, Földhöz hasonló bolygót találhatnak.


Az exobolygók típusai


A bolygókat sokféle szempont szerint osztályozzák. Az egyik lehetőség a csillaguk körüli pálya adatain, az ellipszis lapultságán (e excentricitás), méretén és a keringési időn alapul. Egy csillag körül természetesen az itt felsoroltak közül egyidejűleg akár többféle típusú bolygó is keringhet.

1. 51 Pegasi típus vagy forró Jupiter: majdnem kör alakú (e < 0,25) kisméretű pálya, rövid keringési periódus (T<88 nap)

2. HD 114762 típus: nagy lapultságú (e>0,25) kisméretű pálya, rövid keringési periódus (T<88 nap)

3. 70 Virginis típus: nagy lapultságú (e>0,25) nagyméretű pálya, hosszú keringési periódus (T>88 nap)

4. Naprendszer típus: majdnem kör alakú (e < 0,25) nagyméretű pálya, hosszú keringési periódus (T>88 nap)

A csillagászok alaposan meglepődtek azon, hogy az exobolygók nagy része „forró Jupiter”, nagyon közel kering a csillagához. A legtöbb rendszer nem olyan felépítésű, mint Naprendszerünk (bár a Föld típusú bolygókat még nemigen tudjuk kimutatni). Újra kell gondolni a kialakulási elméleteket. A számítógépes szimulációk arra utalnak, hogy az óriásbolygók a csillaguktól távolabb jönnek létre, de az anyagkorongban keringve fékeződnek, és fokozatosan beljebb kerülnek (migráció). Vajon mi lesz a sorsuk? Stabilizálódik a pályájuk, vagy belezuhannak a csillagba? Van-e mód, hogy magát a becsapódást vagy következményét (például a csillag forgásában bekövetkező változást) kimutassuk?

Meg kell említenünk, hogy óriásbolygók nemcsak csillag körül jöhetnek létre, hanem csillagközi anyagban gazdag csillagképződési területeken, csillaghalmazokban közvetlenül, önmagukban is kialakulhatnak. A szigma Orionis közelében infravörös felvételeken tizennyolc magányos, bolygószerű égitestet fedeztek fel, melyek becsült tömege 5–15 Jupiter-tömeg, koruk pedig csak néhány millió év. Túl sokan vannak, így nem valószínű, hogy bolygórendszerekből szakadtak ki. Lehet, hogy Tejútrendszerünkben százmilliónyi hasonló égitest kóborol.

Az évek múlásával egyre hosszabb radiálissebesség-adatsorok állnak rendelkezésre. Akkor valószínűsíthető, hogy egy csillag sebessége a bolygójának hatására változik, ha legalább egy teljes ciklus, de inkább több látszik a sebességgörbén. Mivel a mérések csak 1995 körül kezdődtek, csak a közelmúltban vált lehetővé a hosszabb keringési periódusú, csillaguktól távolabbi, a mi Jupiterünkhöz hasonló bolygók kimutatása. Erre példa az 55 Cnc d, a 47 UMa c, illetve a Gliese 777A b.

Egy csillag bolygóit a csillag neve/katalógusszáma után b, c, d stb. kisbetűkkel jelölik, a keringési pálya növekvő mérete szerinti sorrendben. Ha a csillag kettős vagy többes, maguk a csillagok gyakran az A, B, C stb. megjelölést kapják. Tehát a 16 Cyg B b a 16 Cyg kettőscsillag B komponensének a csillaghoz legközelebbi bolygója. A jelölésrendszer körül még vitáznak, sok a javaslat, a végleges jelölés ettől eltérő is lehet.


Exoholdak


Az óriási exobolygók körül keringő, akár Föld méretű holdakon is jelen lehet az élet. A holdak kimutatása azonban nagyon nehéz, eddig még egyet sem sikerült felfedezni. A Szegedi Tudományegyetemen csillagász oktatók és hallgatók egy csoportja vizsgálatokat kezdett arra vonatkozóan, hogy egy exobolygó esetleges holdját milyen hatásai alapján lehetne kimutatni (Szabó et al., 2006). Az egyik legesélyesebb módszer a fedések vizsgálata lenne. Egy eléggé nagy hold ugyanis modulációkat, hullámokat okozhat a bolygó átvonulása és másodlagos fedése során a fényességcsökkenés görbéjén. Egy másik lehetőség azon alapul, hogy a bolygó és holdja közös tömegközéppont körül kering, és ennek a kettős rendszernek a tömegközéppontja mozog Kepler-pályán a csillag körül. A bolygó átvonulásainak és másodlagos fedéseinek az időpontja tehát kismértékben ingadozik, hiszen attól is függ, hogy a bolygó és a hold az adott időben éppen hogyan helyezkedik el egymáshoz képest. Ha egy exobolygó sugárzása közvetlenül is kimutatható, akkor a holdja által okozott esetleges fedések közvetlenül  is mérhetők lennének.

Az itt felsorolt kicsiny hatások kimutatásához persze a csillag–bolygó–hold hármas rendszernek hosszabb időn át stabilnak kell lennie. Erre vonatkozó számításokat az ELTE Csillagászati Tanszékének égi mechanikával foglalkozó munkatársai is végeznek.


Å°rcsillagászati eszközök


Az ismert exobolygók számának ugrásszerű növekedését a közeljövőben felbocsátandó űrszondák méréseitől várhatjuk. A COROT (COnvection, ROtation and planetary Transits – 2006) és a Kepler (2008) a fotometriai (tranzit) módszerrel keresi majd a csillaguk előtt átvonuló bolygókat. A 300 millió dolláros költségvetésű Kepler műhold a Földéhez hasonló pályára kerül a Nap körül. A Tejút csillagokban gazdag részén, a Cygnusban az égbolt nagy, 12 fok átmérőjű (nyújtott kézzel tenyérnyi) területét vizsgálja majd 95/140/140 cm-es Schmidt-távcsövével és hatalmas felületű, 42 db 2200×1024 képelemes (pixeles) CCD-t tartalmazó kamerájával. Négy éven át mintegy 100 000, 14 magnitúdónál fényesebb csillag fényességét méri meg 15 percenként, 0,0001 magnitúdós pontossággal.

Az amerikai tervek között szerepel a 2013-ban indítandó JWST (James Webb Space Telescope) 6,6 m tükörátmérőjű óriás űrtávcső, amely fontos szerepet kap az exobolygók kutatásában is.

A GAIA és a SIM misszió várhatóan nagy pontosságú asztrometriai pozícióméréseit már említettük. A TPF-C (Terrestrial Planet Finder Coronagraph) egyetlen nagy űrtávcső lesz, egy látható fényben működő koronográf, ami a csillag kitakarásának módszerével működik majd. A TPF-I (NASA) és a Darwin (ESA) több 3–4 méteres teleszkópból álló rendszere az infravörös interferometriai képalkotás módszerével már Föld típusú bolygók felfedezését is lehetővé teszi majd.

Feltűnő, hogy az exobolygók nagy része a forró Jupiterek közé tartozik, a több bolygós rendszerek sem hasonlítanak a mi Naprendszerünkhöz. Azonban ez valószínűleg csak annak a következménye, hogy mai módszerek a csillagukhoz közeli óriásbolygók felfedezésére a legalkalmasabbak. Mivel a Doppler-módszer esetén legalább egy teljes keringési ciklus, a fedési módszernél legalább két átvonulás megfigyelése kell, a hosszabb periódusú bolygók kimutatásához több idő szükséges. A naprendszerbeli óriásokhoz hasonló, néhány évtizedes keringési idejű kísérők megtalálásához hosszú évekig kell gyűjteni az adatokat. Ráadásul az ilyen, csillaguktól távolabb lévő bolygók felfedezése azért is nehezebb, mert az általuk okozott hatás kisebb mértékű.

Az igazán izgalmas eredmény a Föld típusú bolygók megtalálása lesz, hiszen az élet kialakulása, a civilizáció létrejötte az ilyen égitesteken valószínűbb. Számos elméleti vizsgálatot végeztek arra, hogy egy adott típusú csillag körül hol van az a lakható zóna (angolul: habitable zone), ahol a bolygón a víz folyékony állapotban lehet. Ez a zóna egy vörös törpe körül a csillaghoz közel helyezkedik el és keskeny, a forróbb csillagok körül pedig távolabbi és szélesebb. Persze egy bolygón az élet kialakulásának esélyeit nemcsak a csillagtól való távolság határozza meg, hanem sok más körülmény is. Az éghajlatot befolyásolja a bolygó légkörének vastagsága, összetétele, fényvisszaverő képessége; a pálya lapultsága, a forgástengely helyzete stb. is. A csillagról érkező fény mellett hőforrás lehet a bolygó anyagában végbemenő radioaktív bomlás vagy egy másik közeli égitest (például nagy hold) által okozott árapályfűtés.

Az infravörös tartományban érzékelő Spitzer-űrtávcsővel a közelmúltban acetilén- és ciánhidrogén-molekulák nyomaira bukkantak egy fiatal csillag körüli anyagkorongban, a Föld típusú bolygók keletkezési zónájában. Vizes környezetben ezekből kémiai reakciók során a fehérjék és a DNS alapvető építőkövei jöhetnek létre!

A Spitzer legújabb mérései szerint bolygók kialakulására alkalmas anyagkorongok szinte minden csillagtípusnál előfordulnak. Mini- és mega-bolygórendszerek is létezhetnek. Egy piciny, csupán 8 Jupiter-tömegű, azaz bolygó méretű – ám csillagokhoz hasonlóan, önállóan létrejött – barna törpe körüli anyagkorongban jelenleg égitestek formálódnak. Ezeket inkább holdaknak tekinthetjük. A másik véglet: két nagy tömegű, forró hiperóriás csillag körül is porkorong található, melyben az infravörös színkép alapján már bolygócsírák nyomaira leltek. Az R 66 és az R 126 a Nagy Magellán-felhőben van, 30 és 70 Nap-tömegűek, ezért néhány millió éves rövid életük végén szupernóvaként felrobbannak. Ha létre is jönnek bolygók körülöttük, nem sok idejük marad a fejlődésre, rajtuk egy esetleges élet evolúciójára.

Az exobolygók izgalmas témaköre kiváló lehetőséget ad a csillagászat oktatásában a komplex szemlélet fejlesztésére, hiszen a csillagászat szinte minden ágát alkalmazza, az égi mechanikától az asztrofizikáig. A bolygók, illetve az élet kialakulási esélyeinek vizsgálatához pedig planetológiai, geológiai, meteorológiai, fizikai, kémiai, biológiai vonatkozásokat is fel kell használni.


Kulcsszavak: csillagászat, csillagok, bolygórendszerek, exobolygók, űrtávcsövek




1. ábra • Egy csillag látóirányú (radiális) sebessége változik, ha van bolygója.


2. ábra • Egy csillag fényességcsökkenése a bolygó átvonulása során


3. ábra • Egy háttércsillag felfényesedése, ha elhalad közöttünk egy bolygós csillag.


4. ábra • Tranzit-módszerrel felfedezett bolygók a tömeg–sugár-diagramon (a szaggatott vonalak az azonos átlagsűrűségeket jelzik g/cm3-ben).


5. ábra • A fedési fényváltozás időtartamának és mértékének függése a csillag típusától (fent) és a sugarak arányától (lent).


6. ábra • Az 55 Cnc csillag radiális sebességének változása. A folytonos vonal a négybolygós modell illesztése.


7. ábra • Egy forró, kék csillag és egy hidegebb, vörös törpe körüli életzóna mérete.


IRODALOM

Schneider, Jean (2006): The Extrasolar Planets Encyclopaedia, http://exoplanet.eu

Szabó M. Gy. – Szatmáry K. – Divéki Zs. – Simon A. (2006): Possibility of a Photometric Detection of “Exo-moons”. Astronomy and Astrophysics. 450, 395–398.

Szatmáry Károly (1997): Más bolygórendszerek, Magyar Tudomány. 3, 296–302.

Szatmáry Károly (2006): http://astro.u-szeged.hu/ismeret/exo/extrasol.html

<-- Vissza a 2006/8 szám tartalomjegyzékére

<-- Vissza a Magyar Tudomány honlapra