Er menneskenes sivilisasjon unik i universet? Er det høyt utviklet liv andre steder i universet? Da må det ihvertfall være planetsystemer rundt andre stjerner enn Solen.
Solen er en gjennomsnitts-stjerne. Man regner med at det er milliarder av stjerner som likner på Solen bare i Melkeveien, og at de fleste er blitt dannet på liknende måte som Solen. Dette tyder på at det må være et stort antall stjerner med planetsystemer i Melkeveien. Men det hadde vært fint å vite det sikkert. Derfor har det de siste ti årene vært en stor observasjonsinnsats for å avgjøre dette.
For å nå målet kreves langvarige serier med nøyaktige observasjoner som kan tolkes på en utvetydig måte. Man er ikke fremme enda, men de fem siste årenes observasjoner har gitt meget interessante resultater.
Hvor vanskelig det er å lykkes, kan forstås hvis man tenker seg at en sivilisasjon på en planet rundt en annen stjerne enn Solen skal observere vårt planetsystem. Den største planeten, og den det ville være minst vanskelig å observere, er Jupiter. Det nærmeste stjernesystemet er Alfa Centauri, 4 lysår borte. Observert fra Alfa Centauri lyser Jupiter bare en milliarddel så sterkt som Solen. Sett fra Alfa Centauri vil Solen lyse som en klar stjerne av nullte magnitude, mens Jupiter vil ha en lysstyrke rundt 23. magnitude. Dette er godt innenfor lysfølsomheten til dagens instrumenter. Man skulle derfor tro at vi burde ha godt håp om å kunne fotografere selv ekstrasolare planeter som lyser svakere enn Jupiter.
Problemet er at planetene er så nær sin moderstjerne at de drukner i lyset fra den. Observert fra Alfa Centauri er Jupiter bare fire buesekunder fra solen. Det svarer til vinkelen mellom to punkter som er 10 cm fra hverandre, sett på fem kilometers avstand! Hubble-teleskopet har en vinkeloppløsning som er 0,05 buesekunder – dvs. 80 ganger bedre enn dette. Men det gjelder i praksis objekter med noenlunde samme lysstyrke. Her snakker vi om at det ene punktet er en kraftig lyskaster, mens det andre er en liten ildflue. Kombinasjonen av enorm forskjell i lysstyrke og nærhet på himmelen gjør oppgaven uhyre vanskelig med det utstyret vi råder over i dag.
Vi er avhengige av indirekte observasjoner for å avsløre om det er planeter rundt andre stjerner. Metoden som har vært mest brukt, er basert på dopplereffekten. Den utnyttes, omtrent som i radarkontroller av biler, til å gjøre nøyaktige målinger av hastighetskomponenten i synsretningen til de nærmeste stjernene. Det som kan avsløre nærværet av store planeter, er periodiske hastighets-endringer for stjernene.
Når vi forestiller oss vårt eget solsystem, har nok de fleste et bilde av at ”planetene går rundt Solen”. Dette er for så vidt riktig, men strengt tatt beveger alle medlemmene av solsystemet – også Solen - seg rundt et felles tyngdepunkt. På grunn av Solens store masse ligger dette tyngdepunktet inne i Solen. Solens sentrum beveger seg rundt solsystemets tyngdepunkt med en hastighet på ca. 12 m/s. En fjern observatør i Solens baneplan med en hastighet på for eksempel 100 km/s vekk fra tyngdepunktet til Solen og Jupiter, vil observere at Solens hastighet varierer mellom 99,988 km/s og 100,012 km/s. Bevegelsen rundt det felles tyngdepunktet gjør at denne variasjonen følger en sinuskurve. De beste observatoriene har utstyr til å registrere så små hastighetsendringer ved hjelp av dopplermålinger (se figur på neste side).
De første observasjonene av slike periodiske hastighetsendringer for en stjerne ble gjort i oktober 1995. Frem til utgangen av 1999 har man målt slike variasjoner for 25 stjerner og nye kommer stadig til. Flere observasjonsgrupper deltar i denne forskningen.
Observasjoner ved hjelp av dopplereffekten
Noen av de nyeste observasjonene er gjort av astronomer ved European Southern Observatory (ESO). De målte hastigheten til en stjerne kalt Gliese 86 - 35 lysår fra Solen - og fant at hastigheten varierer mellom 56,26 km/s og 57,00 km/s. Den totale hastighetsvariasjonen er på 740 m/s, der hastigheten er målt med en nøyaktighet på ca. 7 m/s. Hastighetskurven er vist nedenfor.
Med utgangspunkt i amplitudene og periodene til slike kurver har man beregnet masser og planetbaneradier for planetene som man mener er årsakene til stjernenes hastighetsvariasjoner. Det er imidlertid bare hastighetskomponenten vs i synsretningen som kan fastsettes ved hjelp av dopplermålinger. For bevegelse i vilkårlig retning er stjernens hastighet større enn vs. Derfor klarer man vanligvis bare å angi en nedre grense for massen til planetene.
De tre stjernene som først ble undersøkt på denne måten var 51 Pegasi, som er 45 lysår fra Solen, 70 Virginis, 80 lysår fra Solen og 47 Ursae Majoris, 47 lysår fra Solen. De sannsynlige planetenes baneradier og deres masser er vist i figuren nedenfor sammen med tilsvarende data for de neste fem planetene. (Illustrasjon: Trond Erik Hillestad.)
Massene til planetene som beveger seg rundt stjernene 51 Pegasi, 70 Virginis og 47 Ursae Majoris, er henholdsvis 0,47 – 6,6 – og 2,4 jupitermasser. Baneradiene er henholdsvis 0,05 AU – 0,43 AU og 2,1 AU, der 1 AU er jordens avstand fra Solen. Periodene til planetene (planet-årene) er 4.23 dager – 116,6 dager og 3 år.
Planeten til Gliese 86 har 4.9 jupitermasser, er 0,11 AU fra Gliese 86 og har et ”planet-år” på bare 15,83 dager. Den er mye nærmere Solen enn man ville ha ventet for en slik kjempeplanet. Trolig er den dannet lenger vekk fra stjernen og har senere beveget seg innover.
Det at kun store planeter er oppdaget, betyr ikke at alle planeter rundt andre stjerner er store. Men de små, slike som Jorden, har for liten virkning på stjernen de beveger seg rundt, til å bli oppdaget ved å måle stjernenes hastighetsvariasjoner, med den målenøyaktigheten som hittil er oppnådd.
Planeten med minst baneradius beveger seg rundt den solliknende stjernen HD 187123 i stjernebildet Svanen. Marcy og Butler annonserte høsten 1998 at man her har en planet med minst halvparten av Jupiters masse og med en omløpstid på bare 3,1 dager. Denne planeten har en avstand til moderstjernen som bare er 10% av Merkurs avstand fra Solen!
Et bilde av en ekstrasolar planet?
I mai 1998 meddelte astronomen Susan Terebey at en planet utenfor solsystemet for første gang var blitt fotografert. Ved hjelp av Hubble-teleskopet ble det tatt bilder (se neste side) av et legeme ved enden av en strøm av støv fra et protostjerne-par, TMR-A og B, som er 450 lysår fra solen. Legemet lyser så svakt at det bare er reflektert lys fra stjernene som gjør det synlig. Stjerner i denne utviklingsfasen er bare mellom 100.000 og 300.000 år gamle. Den estimerte massen til legemet var mellom 2 og 3 jupitermasser.
I juni 1999 presenterte Terebey nye data ved to konferanser i USA,
som viser at det fotograferte objektet har for høy temperatur
til å være en planet. Spekteret viser ikke tegn til vann,
noe som sannsynligvis ville vært tilstede dersom objektet var
en planet med lavere temperatur enn ca. 2500 kelvin.
Et helt planetsystem er oppdaget
16. april 1999 ble det sendt ut pressemeldinger om at et ekstrasolart planetsystem med tre planeter var oppdaget. Planetene beveger seg rundt stjernen Upsilon Andromedae, som er ca. 3 milliarder år gammel, og befinner seg 44 lysår fra Solen. Den innerste av planetene, b, ble oppdaget i 1997. Dens baneradius er bare 0,06 AU, og den roterer rundt stjernen på 4,6 døgn. Mer detaljerte observasjoner og analyser av variasjonene til stjernens hastighet avslørte eksistensen av ytterligere to planeter rundt Upsilon Andromedae. Planetbanene er vist i figuren nedenfor.
De fire stiplete kurvene er banene til Merkur, Venus, Jorden og Mars i samme målestokk. Planetene b, c og d har henholdsvis 0,7 – 2,1 og 4,1 jupitermasser. De to ytterste planetene har avstander 0,83 AU og 2,5 AU fra stjernen, og bruker henholdsvis 242 dager og ca. 3,5 år på å bevege seg rundt den.
J.L.Lissauer og E.J.Rivera har vist at planetsystemet er stabilt ved å utføre numeriske beregninger der planetenes bevegelser i 10 millioner år ble simulert. Observasjonene og beregningene viser at flere massive planeter kan bevege seg i bane rundt en ordinær stjerne mye nærmere enn de store planetene i solsystemet. Men dersom disse planetene består av gass, som Jupiter og Saturn, eller is, som Uranus og Neptun, må de være dannet i større avstand fra stjernen, og siden ha beveget seg innover. Hvordan dette har skjedd vet vi lite om.
Ekstrasolare planeter oppdaget ved hjelp av gravitasjonslinser
Søking etter ekstrasolare planeter er nå et svært aktivt forskningsfelt. Man prøver også å ta i bruk andre metoder enn dopplermålinger. En metode er basert på gravitasjonslinser. Når lyset fra en fjern stjerne passerer forbi en nærmere stjerne, kan vi få en fokuseringseffekt og observere en oppblussing av den fjerne stjernen. Dette har brukt i undersøkelser av universets mørke materie, i det såkalte MACHO-prosjektet, der man har funnet brune dvergstjerner som har virket som gravitasjonslinser
Dersom linsen ikke bare består av en stjerne, men også
av en planet, kan stjernen blusse opp mer enn en gang. D.P. Bennett
og S.H. Rhie har beregnet hvordan lyskurven blir i dette tilfellet.
Resultatet er vist nedenfor.
12. mai 1999 offentliggjorde The Microlensing Planet Search Collaboration et preprint med en detaljert analyse av et gravitasjonelt mikrolinsesystem (dvs. et system der linsen ikke består av en hel galakse, men av en stjerne eventuelt med et tilhørende planetsystem) betegnet med MACHO-98-BLG-35. De konkluderte med at man for første gang hadde detektert en planet med omtrent Jordens masse som beveget seg rundt en annen stjerne enn Solen.
Høsten 1999 ble nye resultater av denne observasjonsmetoden
publisert.. I 1997 ble et linsesystem MACHO-97-BLG-41
oppdaget. Tre forsker-grupper begynte umiddelbart å observere
systemet for å bestemme hvordan lysintensiteten avhenger av
tiden. Det samlete datasettet fra de to gruppene MACHO/GMAN og
MPS/WISE-GMAN er gjengitt til venstre nedenfor (figur a), og det til
PLANET-gruppen til høyre (figur b).
Observasjonsdataene er merket som fargelagte flekker. Kurvene er resultat av beregninger basert på ulike modeller av linsesystemet.
Kurven i figur (a), er beregnet ut fra et linsesystem med en dobbeltstjerne og en planet som roterer rundt dobbeltstjernesystemet. Ifølge denne modellen av gravitasjonslinsen har de to stjernene henholdsvis 0,6±0,3 solmasser og 0,16±0,07 solmasser, mens planeten har 3,5±1,8 jupitermasser. Avstanden mellom stjernene er ca. 1,8 AU og planeten er ca. 7 AU fra massesenteret til dobbeltstjernene. Simuleringer av dynamikken til et slikt system viser at det er stabilt.
Kurven i figur (b) er beregnet ut fra en linsemodell med kun et roterende dobbeltstjernesystem. Systemet roterer med en periode på ca. 1,5 år. Ifølge denne modellen består linsen av to dvergstjerner med en samlet masse på 0,3 solmasser.
Hvilken av disse modellene som eventuelt vil bli stående som korrekt, er det for tidlig å si noe sikkert om. Men ofte har det vist seg at det er de enkleste modellene som er realisert i naturen. I så fall er det ingen planet rundt dette dobbeltstjernesystemet.
Stjerneformørkelse
I november 1999 ble det rapportert nye interessante observasjoner. Steven S. Vogt, Geoffrey W. Marcy, R. Paul Butler og Kevin Apps sammenkalte 5. november til pressekonferanse om nye ekstrasolare planetoppdagelser, og lastet 30. november ned et manuskript i preprintarkivet i Los Alamos med tittelen ”Six New Planets from the Keck Precision Velocity Survey”.
En av stjernene som ble observert, er betegnet med HD 209458. Den er 153 lysår fra jorden. De oppdaget en sinusformet variasjon i dopplerforskyvningen til lyset fra stjernen. Dette viser at den beveger seg i bane rundt et felles massesenter for stjernen selv og et legeme som beveger rundt den. En analyse av observasjonene viste at det usynlige legemet har en avstand på 0,05 AU fra stjernen, dvs. legemet er adskillig nærmere stjernen enn Merkur er fra Solen. Omløpstiden er på bare 3,5 dager. Marcy og medarbeidere beregnet også at dersom planeten beveger seg slik at den passerer mellom stjernen og Jorden, så ville det inntreffe en liten stjerneformørkelse sent på kvelden 7. november.
De ga umiddelbart opplysningene til sin medarbeider Greg Henry som hadde utstyr til å foreta en nøyaktig overvåking av stjernens lysstyrke. På det forutsagte tidspunktet 7. november observerte han at lysstyrken ble redusert med 1,7 %. Graden av lysreduksjon viste at planeten er 1,6 ganger så stor som Jupiter. Dopplermålingene viste dessuten at dens masse er 0,63 jupitermasser. Følgelig er planetens gjennomsnittlige tetthet bare 0,2 g/cm3. Dette viser at planeten er en gasskjempe lik Jupiter. Den kan umulig ha blitt dannet så nær stjernen som den nå befinner seg, og må altså ha beveget seg innover mot stjernen etter at den ble til.
Disse observasjonene betyr at man nå har fått bekreftet tolkningen av dopplermålingene som har vært tydet som tegn på at det beveger seg planeter rundt andre stjerner enn Solen.
Stjernelys reflektert fra en planet
Nok en interessant observasjon ble rapportert mot slutten av året 1999. ”Ildfluen” er observert! Rapporten ble publisert av A. Cameron, K. Horne, A. Penney og D. James i Nature 16. desember 1999. Det dreier seg om planeten som beveger seg rundt Tau Bootis, 50 lysår fra Solen (se Hillestads figur ovenfor). Dopplermålinger har vist at stjernen beveger seg i bane rundt sitt eget og en planets felles massesenter med en relativt stor hastighetskomponent i synsretningen, vs = 470 m/s. Planeten har en avstand på omtrent 0,05 AU fra stjernen og bruker bare 3,3 dager på å bevege seg rundt Tau Bootis. Den har en radius litt større enn Jupiter, og massen er på minst 3,8 jupitermasser.
Lyset fra planeten forventes å være omtrent en ti tusende del så sterkt som lyset fra stjernen den tilhører. Og planeten befinner seg bare tre tusende dels buesekund fra stjernen. Som nevnt ovenfor drukner en slik planet i lyset fra stjernen. Derfor prøvde man ikke å fotografere planeten som et lysende objekt. Selv med Hubbleteleskopet ville det vært nytteløst.
Man utnyttet isteden at lyset fra planeten er reflektert stjernelys og inneholder spektrallinjer som også kan observeres i direkte-lyset fra stjernen. Siden planeten er så nær stjernen beveger den seg ganske raskt. Ved å bruke Keplers lover finnes at planetens hastighet er 152 km/s. Refleksjon av stjernelyset fra planeten gir derfor en målbar periodisk doppleforskyvning av spektrallinjene. Til tross for at lyset reflektert fra planeten bare har omtrent 0,01 % av intensiteten til stjernelyset, har man nå greid å måle denne frekvensforskyvningen.
Målingene kombinert med Keplers lover viste at planetens masse er ca. 8 jupitermasser, som er adskillig større enn det dopplermålingene av stjernens bevegelse tydet på. Dette betyr at synslinjen går på skrå i forhold til stjernens og planetens baneplan. Man har beregnet at rotasjonsaksen danner 29o med synslinjen.
Å skjelne lyset reflektert fra planeten fra det direkte stjernelyset var meget vanskelig, og helt på grensen av hva observasjonene tillot. Våren 2000 vil Tau Bootis igjen stå høyt på himmelen. Da vil nye observasjoner kunne avsløre om lyset som Cameron og medarbeidere har analysert, virkelig er planetlys.
For ca. 150 år siden skrev Camille Flammarion en bok med tittelen Beboede Verdener. Det er enda langt frem før vi vet om det er hva vi observerer. Men for undrende mennesker har dette vært en inspirerende mulighet i lange tider, noe følgende sitat i Flammarions bok vitner om:
Når den mørke Nat har udspændt sit Slør over den azurblå Himmelhvelving, viser Firmanentet seg for oss i hele sin Storhed. De blinkende Lyspunkter, hvormed det er oversået, er Sole, som den Almægtige har anbragt i Rummet for å oplyse og opvarme de Verdener, der beskrive deres rullende Kredsløp omkring dem.
Charles Bonnet (1720-1793)