Ekstrasolarne, vansolarne ili egzoplanete su planete koje se nalaze van Suncevog sistema, tj. kruze oko drugih zvijezda. Njihovo otkrivanje i proucavanje jedan je od vaznijih ciljeva covjecanstva u svrhu pronalazenja planete koja se nalazi u nastanjivoj zoni. Postoji vise nacina za njihovo detektovanje:
-U cestalost (frekvencija) emisije Pulsara
-Mjerenje radijalne brzine
-Astrometrija
-Mikrofokusiranje
-Fotometrija
-Direktno snimanje
Prva potvrdjena ekstrasolarna planeta je otkrivena 1995. godine, blizu zvijezde G-tipa 51 Pegasi. Do maja 2013. godine pronadjeno je 889 ekstrasolarnih planeta.
Istorija
"Ne moze biti vise svjetova od jednog!"Aristotel (384-322 p.n.e.).
Aristotelov pogled na svijet preovladavao je narednih 2000 godina. Njegovo vjerovanje u Geocentricni sistem i predstavljanje planete Zemlje kao centar svega stavilo je u zapecak ionako nedovoljno razvijena misljenja o drugim svjetovima. Tek u 16. i po cetkom 17. vijeka, uvodjenje Heliocentricnog sistema i pronalazak teleskopa od strane Galilea Galileja (1609) rezultirali su otkricem da je Mlijecni put sacinjen
od mnostva zvijezda, suvise slabog sjaja da se uoce golim okom. Iako je i Galilej imao odredjenih problema sa crkvom ("Ipak se okrece"), njegovo otkrice je oslobodilo um narednih generacija naucnika i filozofa. Nakon otkrica svih planeta Suncevog sistema (Urana - Hersel 1781. godine, Neptuna - Galle i d'Aresto, 1846. godine i Plutona - Klajd Tombo 1930.), potraga za ekstrasolarnim planetama je mogla da pocne.
Metod
U cestalost (frekvencija) emisije pulsara
Pulsar je neutronska zvijezda koja emituje elektromagnetno zracenje i koja oko svoje ose moze rotirati frekvencijom i do 716 Hz. Ponekad se osa rotacije i polovi magnetnog polja pulsara ne poklapaju. Tokom rotacije te neutronske zvijede, magnetno polje moze ubrzati elektrone do relativistickih brzina tako da oni emituju mlazeve radio talasa, X i gama zraka (sinhrotronsko zracenje) koje oda silju ka Zemlji "pogadjajuci" je u pravilnim intervalima.
Odstupanje intervala nikad nije vece od jedne sekunde na svakih deset miliona godina. Tacnost odasiljanja signala je korisna jer nam poma ze da detektujemo da li oko pulsara postoji planeta koja
orbitira oko njega, jer ako postoji, to ce rezultirati promjenama u frekvenciji pulsara koje nisu uobicajene. Planete velicine Zemlje ili vece mogu biti detektovane ovim postupkom. Prva detektovana ekstrasolarna planeta je otkrivena upravo ovom metodom 1995. godine.
Mjerenje (radijalne) brzine
Gravitacijom koju posjeduje, egzoplaneta utice na orbitu zvijezde, gdje se desavaju odredjene oscilacije. Ravan rotacije ova dva nebeska tijela mora biti u ravni sa Zemljom ili pod odredjenim uglom tj. inklinacijom (osim pod uglom od 90 stepeni) da bi se upotrijebio metod mjerenja radijalne brzine.
Oscilacije zvijezde (pomjeranje od i ka posmatrajuci) je mogu ce primijetiti zbog Doplerovog efekta
Doplerov efekat kod elektromagnetnih talasa kao sto je svetlost od velikog je znacaja u astronomiji i dovodi do takozvanog crvenog pomaka ili plavog pomaka. Crveni pomak nastaje pri udaljavanju zvijezde (povecanje talasne duzine pri kojoj se svjetlost pomjera do crvenog dijela spektra) a plavi pomak nastaje prilikom priblizavanja (smanjenje talasne duzine pri kojoj se svjetlost pomjera do plavog dijela spektra).
Ipak, oscilacije uzrokovane orbitirajucom planetom su veoma male. S obzirom na to, na ovaj nacin se moze detektovati egzoplaneta samo ako je relativno velika i ako njena orbita nije previse udaljena od maticne zvijezde. Ukoliko neka zvijezda ima masu jednaku masi Sunca, planeta na udaljenosti od 149,600,000 km (astronomske jedinice) od nje bi morala imati masu najmanje 67 puta vecu od Zemljine, da bi bila otkrivena ovim metodom (uz uslov da je ovaj sistem u liniji sa Zemljom). Ova metoda je najpogodnija za detekciju masivnih planete koje orbitiraju veoma blizu maticne zvijezde, kakva je klasa takozvanih "Vrucih Jupitera", koje imaju karakteristike slicne Jupiteru u nasem Suncevom sistemu. Za detekciju oscilacija se koristi teleskop koji posjeduje spektrometar.
Astrometrija
Astrometrija je jedna od prvih metoda koje su primijenjene na trazenje planeta van Suncevog sistema. Vec je receno da su planete masivna tijela koja svojom gravitacijom uticu na zvijezdu oko koje kruze, odnosno zvijezda ce se kretati oko centra mase (baricentra) sistema. Ovo malo kretanje zvijezde oko centra mase mjeri se astrometrijskom metodom. Kako se baricentar nalazi unutar same zvijezde, kruzno kretanje zvijezde oko baricentra vrsi se po malim krugovima i na taj nacin se dokazazuje da oko te zvijezde orbitira egzoplaneta.
Mikrofokusiranje (gravitaciona sociva)
Mikrofokusiranje nastaje kada se svjetlost pozadinskog objekta iskrivi pod uticajem gravitacije blizeg objekta (prema opstoj teoriji relativnosti, gravitacija savija prostor), koji ga, posmatrano sa Zemlje vizuelno zaklapa. Svjetlost koja prolazi pored masivnog tijela mijenja pravac kretanja usljed savijenosti prostora. To je indikator da je svjetlost "naisla"na neku egzoplanetu. U tom slucaju, gravitacija blizeg objekta deluje kao socivo. Dakle, da bi se metoda mikrofokusiranja uspjesno primijenila potrebno je da se blizi objekat (socivo) nadje u liniji izmedju pozadinskog (posmatranog) objekta i posmatraca sa Zemlje. (Slika 6)
Fotometrija (metoda pomracenja)
Ukoliko se planeta i njena maticna zvijezda nalaze u ravni sa Zemljom, onda jednom u toku svakog kruzenja oko zvijezde egzoplaneta dospije u polozaj izmedju zvijezde i Zemlje, dovodeci do tranzita, tj. prividnog prelaska preko diska zvijezde. Prilikom tranzita, dolazi do djelimicnog pomracenja zvijezde pa se mijenja sjaj koji ona isijava. Koristeci se jakim teleskopima opremljenim vrlo osjetljivim CCD kameram, ove male promjene sjaja mogu se izmeriti. Poredjenjem posmatranja za vrijeme tranzita i van tranzita moze se otkriti postojanje atmosfere egzoplanete. Proucavanje atmosfere je znacajno jer se moze dobiti slika o uslovima koji vladaju na planeti {od kojih gasova se sastoji, kolika je temperatura na povrsini, da li na njoj ima tecne vode pa cak i da li postoji neki vid zivota.)
Da bi se otkrile manje planete ovom metodom, potrebna je veca preciznost koju je nemoguce ostvariti na Zemlji zbog nepovoljnog uticaja atmosfere. Zbog toga su posmatranja iz svemira od kljucnog znacaja. Jedan od najznacajnijih satelita za ovakva posmatranja iz jeste "Kepler".
Direktno snimanje
Slika ekstrasolarne planete bi nau nicima pruzila dodatne informacije o njenim osobinama koje se inace parcijalno dobijaju iz svih vec pomenutih metoda (temperatura, period rotacije, hemijski sastav, kolicina vode na povsini, godisnja doba itd.) Ipak, metod direktnog snimanja egzoplanete predstavlja veliki izazov iz sledeceg razloga: planete su veoma slabi izvori svetlosti. Njihov sjaj je milijardu puta slabiji od sjaja zvijezde. Ipak, i pored tako slabog sjaja, neki teleskopi poput Hubble teleskopa bi ih mogli snimiti.
Takodje se javlja problem udaljenosti planeta od maticnih zvijezda, jer se planete koje oko njih kruze iz nase perspektive nalaze suvise blizu zvijezdi. Svetlost zvijezde u potpunosti nadvlada svetlost planete cineci njenu neposrednu detekciju nemogucom. Direktno snimanje planete moguce je ukoliko se na uspije ukloniti zasljepljujuci sjaj zvijezde. Za uklanjanje sjaja koristi se instrument koronograf.
Koronograf predstavlja neprozirnu plo cicu koja se postavlja na putanju svjetlosti koja dolazi do teleskopa. U zavisnosti od velicine objekta koji se posmatra, plocice koje se koriste mogu biti razlicitih dimenzija. Koriscenjem koronografa moguce je dobiti slike visokog kvaliteta.
Metodom direktnog snimanja teleskopom Pan-STARRS1 je ove godine otkrivena ekstrasolarna planeta PSO J318.5-22. koja nema maticnu zvijezdu, vec slobodno "pluta"u meduzvjezdanom prostoru. Ova planeta je jedina takvog tipa do danas otkrivena.
Zakljucak
Opisane metode detekcije egzoplaneta bi mogle biti poboljsane unapredjivanjem koriscenih mjernih instrumenata, sto nam trenutno ne dozvoljava uopsteni nivo razvoja tehnologije. Vecina planetarnih sistema otkrivenih opisanim metodama detekcije se po strukturi znatno razlikuje od Suncevog sistema. Otkrivene planete su uglavnom dzinovi veci od Jupitera koji orbitiraju veoma blizu svoje maticne zvijezde. Koriscene metode su pogodne za otkrivanje upravo takvih planeta, tako da mi za sada ne mozemo znati da li su one najbrojnije.
-U cestalost (frekvencija) emisije Pulsara
-Mjerenje radijalne brzine
-Astrometrija
-Mikrofokusiranje
-Fotometrija
-Direktno snimanje
Prva potvrdjena ekstrasolarna planeta je otkrivena 1995. godine, blizu zvijezde G-tipa 51 Pegasi. Do maja 2013. godine pronadjeno je 889 ekstrasolarnih planeta.
Istorija
"Ne moze biti vise svjetova od jednog!"Aristotel (384-322 p.n.e.).
Aristotelov pogled na svijet preovladavao je narednih 2000 godina. Njegovo vjerovanje u Geocentricni sistem i predstavljanje planete Zemlje kao centar svega stavilo je u zapecak ionako nedovoljno razvijena misljenja o drugim svjetovima. Tek u 16. i po cetkom 17. vijeka, uvodjenje Heliocentricnog sistema i pronalazak teleskopa od strane Galilea Galileja (1609) rezultirali su otkricem da je Mlijecni put sacinjen
od mnostva zvijezda, suvise slabog sjaja da se uoce golim okom. Iako je i Galilej imao odredjenih problema sa crkvom ("Ipak se okrece"), njegovo otkrice je oslobodilo um narednih generacija naucnika i filozofa. Nakon otkrica svih planeta Suncevog sistema (Urana - Hersel 1781. godine, Neptuna - Galle i d'Aresto, 1846. godine i Plutona - Klajd Tombo 1930.), potraga za ekstrasolarnim planetama je mogla da pocne.
Metod
U cestalost (frekvencija) emisije pulsara
Pulsar je neutronska zvijezda koja emituje elektromagnetno zracenje i koja oko svoje ose moze rotirati frekvencijom i do 716 Hz. Ponekad se osa rotacije i polovi magnetnog polja pulsara ne poklapaju. Tokom rotacije te neutronske zvijede, magnetno polje moze ubrzati elektrone do relativistickih brzina tako da oni emituju mlazeve radio talasa, X i gama zraka (sinhrotronsko zracenje) koje oda silju ka Zemlji "pogadjajuci" je u pravilnim intervalima.
Odstupanje intervala nikad nije vece od jedne sekunde na svakih deset miliona godina. Tacnost odasiljanja signala je korisna jer nam poma ze da detektujemo da li oko pulsara postoji planeta koja
orbitira oko njega, jer ako postoji, to ce rezultirati promjenama u frekvenciji pulsara koje nisu uobicajene. Planete velicine Zemlje ili vece mogu biti detektovane ovim postupkom. Prva detektovana ekstrasolarna planeta je otkrivena upravo ovom metodom 1995. godine.
Mjerenje (radijalne) brzine
Gravitacijom koju posjeduje, egzoplaneta utice na orbitu zvijezde, gdje se desavaju odredjene oscilacije. Ravan rotacije ova dva nebeska tijela mora biti u ravni sa Zemljom ili pod odredjenim uglom tj. inklinacijom (osim pod uglom od 90 stepeni) da bi se upotrijebio metod mjerenja radijalne brzine.
Doplerov efekat kod elektromagnetnih talasa kao sto je svetlost od velikog je znacaja u astronomiji i dovodi do takozvanog crvenog pomaka ili plavog pomaka. Crveni pomak nastaje pri udaljavanju zvijezde (povecanje talasne duzine pri kojoj se svjetlost pomjera do crvenog dijela spektra) a plavi pomak nastaje prilikom priblizavanja (smanjenje talasne duzine pri kojoj se svjetlost pomjera do plavog dijela spektra).
Ipak, oscilacije uzrokovane orbitirajucom planetom su veoma male. S obzirom na to, na ovaj nacin se moze detektovati egzoplaneta samo ako je relativno velika i ako njena orbita nije previse udaljena od maticne zvijezde. Ukoliko neka zvijezda ima masu jednaku masi Sunca, planeta na udaljenosti od 149,600,000 km (astronomske jedinice) od nje bi morala imati masu najmanje 67 puta vecu od Zemljine, da bi bila otkrivena ovim metodom (uz uslov da je ovaj sistem u liniji sa Zemljom). Ova metoda je najpogodnija za detekciju masivnih planete koje orbitiraju veoma blizu maticne zvijezde, kakva je klasa takozvanih "Vrucih Jupitera", koje imaju karakteristike slicne Jupiteru u nasem Suncevom sistemu. Za detekciju oscilacija se koristi teleskop koji posjeduje spektrometar.
Astrometrija
Astrometrija je jedna od prvih metoda koje su primijenjene na trazenje planeta van Suncevog sistema. Vec je receno da su planete masivna tijela koja svojom gravitacijom uticu na zvijezdu oko koje kruze, odnosno zvijezda ce se kretati oko centra mase (baricentra) sistema. Ovo malo kretanje zvijezde oko centra mase mjeri se astrometrijskom metodom. Kako se baricentar nalazi unutar same zvijezde, kruzno kretanje zvijezde oko baricentra vrsi se po malim krugovima i na taj nacin se dokazazuje da oko te zvijezde orbitira egzoplaneta.
Mikrofokusiranje (gravitaciona sociva)
Mikrofokusiranje nastaje kada se svjetlost pozadinskog objekta iskrivi pod uticajem gravitacije blizeg objekta (prema opstoj teoriji relativnosti, gravitacija savija prostor), koji ga, posmatrano sa Zemlje vizuelno zaklapa. Svjetlost koja prolazi pored masivnog tijela mijenja pravac kretanja usljed savijenosti prostora. To je indikator da je svjetlost "naisla"na neku egzoplanetu. U tom slucaju, gravitacija blizeg objekta deluje kao socivo. Dakle, da bi se metoda mikrofokusiranja uspjesno primijenila potrebno je da se blizi objekat (socivo) nadje u liniji izmedju pozadinskog (posmatranog) objekta i posmatraca sa Zemlje. (Slika 6)
Fotometrija (metoda pomracenja)
Ukoliko se planeta i njena maticna zvijezda nalaze u ravni sa Zemljom, onda jednom u toku svakog kruzenja oko zvijezde egzoplaneta dospije u polozaj izmedju zvijezde i Zemlje, dovodeci do tranzita, tj. prividnog prelaska preko diska zvijezde. Prilikom tranzita, dolazi do djelimicnog pomracenja zvijezde pa se mijenja sjaj koji ona isijava. Koristeci se jakim teleskopima opremljenim vrlo osjetljivim CCD kameram, ove male promjene sjaja mogu se izmeriti. Poredjenjem posmatranja za vrijeme tranzita i van tranzita moze se otkriti postojanje atmosfere egzoplanete. Proucavanje atmosfere je znacajno jer se moze dobiti slika o uslovima koji vladaju na planeti {od kojih gasova se sastoji, kolika je temperatura na povrsini, da li na njoj ima tecne vode pa cak i da li postoji neki vid zivota.)
Da bi se otkrile manje planete ovom metodom, potrebna je veca preciznost koju je nemoguce ostvariti na Zemlji zbog nepovoljnog uticaja atmosfere. Zbog toga su posmatranja iz svemira od kljucnog znacaja. Jedan od najznacajnijih satelita za ovakva posmatranja iz jeste "Kepler".
Direktno snimanje
Slika ekstrasolarne planete bi nau nicima pruzila dodatne informacije o njenim osobinama koje se inace parcijalno dobijaju iz svih vec pomenutih metoda (temperatura, period rotacije, hemijski sastav, kolicina vode na povsini, godisnja doba itd.) Ipak, metod direktnog snimanja egzoplanete predstavlja veliki izazov iz sledeceg razloga: planete su veoma slabi izvori svetlosti. Njihov sjaj je milijardu puta slabiji od sjaja zvijezde. Ipak, i pored tako slabog sjaja, neki teleskopi poput Hubble teleskopa bi ih mogli snimiti.
Takodje se javlja problem udaljenosti planeta od maticnih zvijezda, jer se planete koje oko njih kruze iz nase perspektive nalaze suvise blizu zvijezdi. Svetlost zvijezde u potpunosti nadvlada svetlost planete cineci njenu neposrednu detekciju nemogucom. Direktno snimanje planete moguce je ukoliko se na uspije ukloniti zasljepljujuci sjaj zvijezde. Za uklanjanje sjaja koristi se instrument koronograf.
Koronograf predstavlja neprozirnu plo cicu koja se postavlja na putanju svjetlosti koja dolazi do teleskopa. U zavisnosti od velicine objekta koji se posmatra, plocice koje se koriste mogu biti razlicitih dimenzija. Koriscenjem koronografa moguce je dobiti slike visokog kvaliteta.
Metodom direktnog snimanja teleskopom Pan-STARRS1 je ove godine otkrivena ekstrasolarna planeta PSO J318.5-22. koja nema maticnu zvijezdu, vec slobodno "pluta"u meduzvjezdanom prostoru. Ova planeta je jedina takvog tipa do danas otkrivena.
Zakljucak
Opisane metode detekcije egzoplaneta bi mogle biti poboljsane unapredjivanjem koriscenih mjernih instrumenata, sto nam trenutno ne dozvoljava uopsteni nivo razvoja tehnologije. Vecina planetarnih sistema otkrivenih opisanim metodama detekcije se po strukturi znatno razlikuje od Suncevog sistema. Otkrivene planete su uglavnom dzinovi veci od Jupitera koji orbitiraju veoma blizu svoje maticne zvijezde. Koriscene metode su pogodne za otkrivanje upravo takvih planeta, tako da mi za sada ne mozemo znati da li su one najbrojnije.
Нема коментара:
Постави коментар