Første rekognoscering:

Udforskning af andre solsystemer

Paul Butler*

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\ems.gif$

Indhold:

Indledning
Bygning af en planet detektor
Første udensols planet bekræftet
Gigantiske planeter i bittesmå baner
Excentriske planeter
Planeter af Jupiter klasse
Fremtiden for udensols planet studier
Nøgleord

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\hrteal.gif$

Efter 400 års spekulationer begyndte rekognosceringen efter nærliggende planetsystemer den 6. oktober, 1995. Den dag bekendtgjorde det schweiziske hold, Michel Mayor og Didier Queloz, at de havde opdaget en meget mærkelig planet, der kredsede om en stjerne af soltype, nemlig 51 Pegasi. I løbet af de følgende to år er ni andre planetsystemer, både mærkelige og velkendte, blevet afsløret.
    Det er yderst vanskeligt at detektere en udensols planet. Afhængigt af dens baneafstand, er en planet med jupitermasse et hundrede tusinde til en milliard gange svagere end dens forældrestjerne. At kigge direkte efter udensols planeter er som at kigge efter en ildflue i strålingen fra en atomeksplosion. Derfor er der udviklet indirekte teknikker til at søge efter de svage virkninger, primært tyngdemæssige, som en planet har på sin værtsstjerne.
    I det meste af dette århundrede har den eneste praktiske måde at detektere udensols planeter på været astrometri. En stjerne ved 30 lysår med en jupiterlignende planet vil slingre omkring 1 millibuesekund, med en periode på 12 år, relativt til fjerne baggrundsstjerner. Til sammenligning er 1 millibuesekund størrelsen af en quarter set fra en afstand på 10.000 kilometer. Slingerens størrelse falder med afstanden, så astrometri er mest anvendelig på de nærmeste stjerner. Nuværende astrometriske teknikker er kun i stand til at måle en stjernes position med en præcision på omkring 1 millibuesekund, men udviklingen af optiske interferometre kunne forbedre denne præcision med 10 til 100 gange indenfor de næste få år.
    Doppler spektroskopiens ny teknik har medvirket til opdagelsen af alle de udensols planeter til nu. En kredsende jupiterlignende planet vil få sin værtsstjerne til at bevæge sig i en lille modsat bane. Jupiter trækker i Solen med en hastighed på 13 meter i sekundet, lidt hurtigere end menneskets sprinterhastighed. En stjernes Doppler (eller radial) hastighed vil ændre sig periodisk, når stjernen bevæger sig mod observatøren og væk. Dette kan detekteres som et lille periodisk blåt/rødt skift i stjernens spektrum. Historisk har Doppler hastighedsmålinger haft fejl på 1.000 meter pr. sekund eller mere. I 1980 begyndte Bruce Campbell og Gordon Walker på en teknik, som kunne måle Doppler hastigheder med en præcision på 15 meter pr. sekund. I øjeblikket udfører fem grupper i Nordamerika og Europa Doppler undersøgelser af nærliggende stjerner med en præcision på 20 meter pr. sekund eller bedre.

Bygning af en planet detektor

Ud af de udensols planeter, der er opdaget til dato, er seks fundet af Geoff Marcy og mig ved brug af 3-meter teleskopet på Lick observatoriet og et instrument, vi konstruerede og byggede i kemilaboratorierne på San Francisco State University. I sommeren 1987 begyndte vi at indsamle data. I løbet af de sidste 10 år har vi gentagne gange overvåget omkring 100 stjerner og ledt efter de, som viser planetbevægelsens karakteristiske Doppler variation.
    I flere år af vore søgninger på Lick Observatoriets Planet Eftersøgning var vi plaget af uventet store målefejl. Vore beregninger og simuleringer antydede, at informationen i hvert spektrum burde give en endelig præcision på 10 meter pr. sekund, en forventning, som nemt blev opfyldt i de første kortsigtede afprøvninger. I løbet af en nat var den gennemsnitlige variation, eller spredning, fra gentagne observationer typisk 5 til 10 meter pr. sekund. Problemet var, at nat til nat observationer af en stjerne spredtes med 20 til 100 meter pr. sekund.
    Kilden til den langvarige spredning var små ændringer i spektrometerets punkt-sprednings-funktion. Hvis en laserstråle blev sendt ind i et perfekt spektrometer, ville alt laserens lys falde på et enkelt punkt i spektrometerets detektor, fordi en laser producerer lys af en enkelt bølgelængde. I den virkelige verdens spektrometre danner laserlyset en lille udtværet plet på spektrometerets detektor. Denne plets form er punkt-sprednings-funktionen. For at overvinde disse forvrængninger tilbragte vi seks år med at skrive et computerprogram, som konstruerer fuldstændige modeller af hver observation, pixel for pixel, og tager højde for både de indbyggede stjerne- og referencespektre, for spektrometeret og især den besværlige punkt-sprednings-funktion.
    I november 1994 erstattede Steve Vogt, som konstruerede og byggede højopløsningsspektrometrene på Lick og Keck observatorierne, det eksisterende kamera på Lick spektrometeret med nykonstrueret optik. Hans anstrengelser tredoblede Lick spektrometerets opløsning. Som resultat af forbedringer ved kameraet og computersoftware forbedredes Lick projektets hastighedspræcision til 3 meter pr. sekund. Dette var et stort gennembrud. For første gang var det teknisk muligt at udføre en troværdig detektion af en jupiterlignende planet i kredsløb om en anden stjerne. På dette tidspunkt var det eneste vi behøvede, for at finde planeter, computertid. På det tidspunkt ville vore computere have krævet omkring fire år til at analysere bunken af observationer.

Første udensols planet bekræftet

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\butlrpix\fig1.gif$

Figur 1. Dette er signaturen af den første planet fundet omkring en sollignende stjerne. Dataenes distinkte sinusform afslører tilstedeværelsen af en uset ledsager, som trækker i sin forældrestjerne., 51 Pegasi. Planeten er omtrent af samme størrelse som Jupiter, men den suser rundt om stjernen en gang hver fjerde dag. Til sammenligning bruger Jupiter 12 år om at kredse om Solen..

Tre måneder senere kom Mayors og Queloz' schweiziske holds monumentale bekendtgørelse: Den sollignende stjerne 51 Pegasi (51Peg) havde en planet på omkring en jupitermasse i et 4-dages kredsløb. Mayor og Queloz havde undersøgt 142 stjerner i halvandet år ved brug af et særligt konstrueret superstabiliseret "Doppler spektrometer", for hvilket de havde opnået en præcision på 15 meter pr. sekund. Deres teknik krævede ikke en sofistikeret computermodel af spektrometeret, hvilket tillod dem at analysere deres data øjeblikkeligt.
    Baneegenskaberne for 51 Peg planeten var fuldstændig uventede. Baneperioden på 4,23 dage medførte, at planeten var 20 gange nærmere sin stjerne, end Jorden er til Solen. Tidligere havde teoretikere argumenteret kraftigt for, at alle planetsystemer ville ligne Solsystemet, med små klippefyldte planeter tæt på og massive planeter længere ude. Fordi den var teoretisk uventet og på grund af tidligere påstande om udensols planeter, fangede medierne ikke umiddelbart historien.
    Fem dage efter den schweiziske bekendtgørelse, den 11. oktober, begyndte Geoff Marcy og jeg en fire-nætters observationsrunde på Lick observatoriet. Alle fire nætter var klare. Vi tog 27 observationer af 51 Peg. Alle til rådighed værende computerressourcer blev sat ind på at analysere disse observationer og sent søndag aften, den 15. oktober, forelå resultaterne: 51 Peg havde en fuldstændig sinusformet (S-formet) slinger i hastigheden, med lige den periode Mayor og Queloz havde angivet. Lick dataene var fem gange mere præcise end de schweiziske, hvilket lod os bestemme banens excentricitet. I deres bekendtgørelse havde Mayor og Queloz foreslået, at 51 Peg systemet kunne have endnu en planet med en baneperiode på et til to år. De mere præcise Lick data viste, at denne anden ledsager er en spejling, som skyldes langvarige systematiske fejl ved den schweiziske teknik. Figur 1 viser de første tre måneders data for 51 Peg fra Lick programmet.
    Vi begyndte en desperat søgen efter de nødvendige computerressourcer til at analysere de mere end otte års data, som vi havde samlet om vore stjerner. I november 1995 donerede tre forskergrupper på University of California at Berkeley computertid og to måneder senere bidrog SUN Microsystems med to moderne ULTRA'er. Fra november 1995 gennem den følgende april kørte disse computere døgnet rundt for at komme gennem årevis af opsamlede data.
    Ud af de 100 stjerner i Lick undersøgelsen dukkede de første seks kandidater. Disse seks stjerner viser Doppler hastighedsvariationer på 45 meter pr. sekund eller mere, meget større end hvad der kan tilskrives målefejl. Den kritiske egenskab, der markerer disse variationer som værende planetare i natur, er deres form. En variation, som skyldes en kredsende planet, skal have nøjagtig den form, der kræves af lovene for planetbevægelse, som blev udarbejdet af Johannes Kepler mellem 1603 og 1619.

Gigantiske planeter i bittesmå baner

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\butlrpix\fig2.gif$

Figur 2. De udensols planeter, fundet omkring sollignende stjerner ved slutningen af 1996, er alle mere massive end Jorden og alligevel kredser de alle, på nær to, nærmere deres stjerne end Jorden gør til Solen. Før disse opdagelser holdt teoretikere på, at ekstrasolare planetsystemer ville ligne vort eget. I planetvidenskab lærer man at forvente det uventede.

Alle de kendte stjerneledsagere med mindre end 10 gange Jupiters masse, som kredser om normale stjerner, er vist i Figur 2. [Da vi gik i trykken, bekendtgjorde et harvardhold ledet af Bob Noyes opdagelsen af en 1,1 jupitermasse planet i en 40-dages bane omkring stjernen Rho Coronae Borealis. Denne opdagelse er ikke vist i Figur 2.] Disse planeter falder i tre hovedgrupper. Den største gruppe i øjeblikket, med fire medlemmer, er "51 Peg" klassen af planeter. Disse objekter har baneperioder fra 3,3 dage til 2 uger. I kontrast hertil kræver den "hurtigste" planet i vort solsystem, Merkur, 88 dage for at fuldføre et kredsløb. Mens Merkur er en klippe med mindre end 1 / 5.000 af en jupitermasse, har de fire 51-peglignende planeter masser fra en halv til fire gange Jupiters.
    Disse planeter har sandsynligvis en jupiterlignende sammensætning af brint og helium gas, men de kunne tænkes at være enorme klipper, kolossale nikkel-jern bowlingkugler. De kredser i en afstand af kun 10 til 20 stjerneradier (Jorden kredser ved 200 solradier, Jupiter ved mere end 1.000). Som resultat er de brændende varme, fra 1.000 til 1.700 grader Celsius. I begyndelsen var der tanker om, at brintgassen ved sådanne temperaturer ville koge væk. Nu har beregninger vist, at objekter af jupitermasse nemt kan fastholde deres brintgas selv ved disse temperaturer.
    Skønt disse planeter kan overleve i så nære baner, påstår nuværende teorier stærkt, at de ikke kan dannes i så nære baner. Teoretikerne er kommet med to scenarier for at forklare tilstedeværelsen af store planeter så nær deres stjerne, begge kræver de, at planeterne dannes langt ude i den protostellare skive. En model foreslår, at tyngdevirkninger, mellem en planet og en tyk protostellar skive, vil trække planeten ind mod stjernen pga. viskositeten. Når planeten kommer meget tæt på stjernen, kan banen stabiliseres af tidevands- eller magnetiske kræfter fra den hurtigt roterende protostjerne. En anden model foreslår, at tyngdevirkninger mellem planeter i systemer med flere jupiterlignende planeter vil resultere i, at en planet slynges ind i en nær bane, mens de andre planeter slynges ud i fjernere baner.
    Den nylige opdagelse af en planet i en 40-dages bane antyder, at der måske ikke findes en distinkt 51 Peg klasse af planeter, men at planeter snarere kan indtage et kontinuum af afstande. Teoretikerne genovervejer nu muligheden af, at disse planeter kan være dannet i disse baner med meget kort periode. Sådanne planeter ville antagelig være enorme klipper og ikke gasgiganter som Jupiter.
    Skønt de er teoretisk besværlige, er 51 Peg type planeter observationsmæssigt de nemmeste at detektere. Da de er meget tæt på deres forældrestjerner, udøver disse planeter en meget større tyngdetiltrækning, hvilket resulterer i et meget større Doppler skift. Desuden muliggør deres korte baneperioder, at mange kredsløb bliver observeret på blot nogle få måneder. Ud fra Lick undersøgelsen ser det ud til, at omkring 3 procent af alle Sol-type stjerner har disse besynderlige ledsagere.

Excentriske planeter

Den andenstørste gruppe, der er fundet til dato, er de "excentriske planeter". Disse objekter har baneperioder fra 3 til 19 måneder og masse spændende fra 1,7 til 10 gange Jupiters. Deres baneform er yderst excentrisk (ægformet), ulig de næsten cirkulære baner hos planeterne i vort solsystem. Fordi de første to excentriske planeter, 70 Virginis og HD 114762, havde relativt stor masse (7 og 10 jupitermasser, respektivt), argumenterede mange teoretikere for, at disse objekter var brune dværge.
I oktober 1996 blev det oplyst, at Lick holdet og William Cochran og Artie Hatzes hold fra University of Texas uafhængigt havde fundet en tredje excentrisk planet (16 Cygni B), denne gang med en masse kun 1,7 gange større end Jupiter. Massen af planeten, der kredser omkring 16 Cyg B, er så lav, at den ikke kan være en brun dværg, alligevel er den i den mest excentriske bane, der er fundet til dato. Således kan baneexcentricitet ikke anvendes blindt til at skelne mellem planeter og brune dværge. Nogle få potentielle modeller er blevet foreslået, som forklarer de excentriske planeters ikke-cirkulære baner, inkluderende tyngdevirkninger med konkurrerende jupitermasse planeter og tyngdevirkninger mellem en protostellar skive og protoplaneten.

Planeter af Jupiter klasse

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\butlrpix\fig3.gif$

Figur 3. Ni års data for 47 Ursae Majoris afslører den mest solsystemlignende planet, der endnu er fundet. Denne planet kredser om sin stjerne hvert tredje år i den dobbelte afstand som Jorden fra Solen. Planeten har omkring 2,5 gange Jupiters masse og dens bane er cirkulær, ligesom banerne for de ni planeter i vor omegn af rummet.

Den sidste gruppe planeter kunne kaldes "Jupiter typen". Indtil nu er der kun ét udensols medlem af denne gruppe. Den kredser om 47 Ursae Majoris (47 UMa). De observerede Doppler værdier for 47 UMa, vist i Figur 3, viser, at baneperioden er 3 år. Figuren afslører også den store forbedring af præcisionen, som blev foretaget sent i 1994. Hastighedsvariationernes sinusfunktion (S formet) viser, at banen er cirkulær. Ledsagerens masse er 2,5 gange større end Jupiters. Hvis den blev anbragt i Solsystemet, ville en sådan planet kredse mellem Mars og Jupiter og måske ligne Jupiters storebroder. Antropocentrisk er planeter af Jupiter typen de mest spændende, fordi de minder os om Solsystemet.
Figur 4, "Planet Masse Funktion" sorterer planeter detekteret i præcisions- og hastigheds eftersøgninger ifølge deres masse, hvilket giver os en måde, hvorpå vi kan undersøge de relative antal planeter med høj og lav masse. Diagrammet antyder stærkt, at der er flere planeter med lav masse (mindre end en jupitermasse) end planeter med høj masse (større end fem jupitermasser). Givet at teknologiens nuværende grove stade stærkt favoriserer detektion af planeter med stor masse og brune dværge, kan vi antage, at vi kun ser toppen af den "sande" planet masse funktion og at der er mange gange flere planeter med lav masse, selv Jordmasse, end der er jupitermasse planeter. Den fuldstændige mangel på objekter med mere end 10 jupitermasser er gådefuldt, fordi sådanne objekter ville være de nemmeste at detektere. Dette er igen et stærkt argument for, at de objekter, der er detekteret indtil nu, ikke er brune dværge og at brune dværge, i det mindste nær stjerner af Sol-type, er relativt sjældne.

Fremtiden for udensols planet studier

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\butlrpix\fig4.gif$

Figur 4. I dette massefordelingshistogram af syv nærliggende planeter, ser vi en forbavsende mangel på objekter med masse større end 10 jupitere. Mellemrummet mellem 10 og 80 jupitermasser viser, at de udensols planeter, vi har detekteret indtil nu, er distinkt anderledes end stjerner med lille masse og brune dværge. På den anden side antyder det stigende antal objekter detekteret med lavere masse, at selv mindre - og mere jordlignende - verdener kan være endnu mere talrige. Forbedringer af vore evner til planet-søgning vil en dag give os svaret.

Der udvikles adskillige ny teknologier til at søge efter planeter. I løbet af få år vil optiske interferometre sandsynligvis være i stand til at detektere udensols planeter ved hjælp af astrometri. Rumbaserede teknikker kunne være klar indenfor tyve år, inkluderende næste generations optiske interferometre, som ville kunne afbilde udensols planeter direkte. På en længere tidsskala har NASA Administrator Dan Goldin foreslået bygning af et enormt én mile langt rumteleskop, som ville kunne afbilde bjergene og oceanerne på jordlignende planeter omkring andre stjerner.
    På kort sigt vil det dog være op til præcisions Doppler undersøgelser at udføre den første rekognoscering af udensols planeter. Det schweiziske hold har fornylig forøget størrelsen af deres undersøgelse af den nordlige halvkugle fra 142 til 300 stjerner. I slutningen af 1997 planlægger de at begynde en 400 stjerners undersøgelse på den sydlige halvkugle. Med deres nuværende præcision på 15 meter pr. sekund er gruppen mest følsom for 51 Peg-type planeter og massive excentriske planeter.
    I juli 1996 begyndte vi en 300-stjerners undersøgelse fra verdens største teleskop, 10-meter Keck, og i oktober 1997 vil vi påbegynde en undersøgelse af 150 stjerner på den sydlige halvkugle ved brug af 3,9 meter Anglo-Australian Telescope. I en udvidelse af den oprindelige Lick prøve, undersøger vi 500 stjerner med en præcision på 3 meter pr. sekund. Denne præcision vil lade os detektere systemer, som ligner Solsystemet med planeter, som ligner Jupiter og Saturn.
    Sent i 1998 planlægger University of Texas gruppen at begynde undersøgelsen af 400 stjerner på den nordlige halvkugle ved brug af 9-meter Hobby-Eberly Teleskopet. I år 2000 vil yderligere 400 stjerner på den sydlige halvkugle blive undersøgt med Very Large Telescope i Chile.
    I løbet af 15 år vil vi have fuldført den første rekognoscering af planeter, der kredser om vor nærmeste nabostjerner (indenfor 200 lysår). Vi vil så kunne give foreløbige svar på et antal gamle spørgsmål: Hvilken brøkdel af stjernerne har planeter? Hvor mange slags planetsystemer findes der? Hvilken brøkdel af planetsystemerne ligner Solsystemet?

Nøgleord:

Astrometri - Den præcise måling af stjernepositioner.

Astronomisk Enhed (AU) - Middelafstanden mellem Jorden og Solen. Jupiter kredser om Solen ved 5,2 AU.

Brun dværg - Objekt, der dannes som en stjerne, men har en slutmasse mindre end 80 jupitermasser. Objekter med mere end 80 jupitermasser opretholder atomar fusion i deres kerne og er således stjerner. Brune dværge tænkes normalt at have en minimum masse større end 10 jupitermasser.

Protostellar skive - Skive af gas og støv, som omgiver unge stjerner. Planeter, inkluderende dem i Solsystemet, dannes af dette skivemateriale.

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\hrteal.gif$

Links:

Interesserede læsere opfordres til at se på vor World Wide Web side, som indeholder observationsdata for udensols planeter, mange af vore papirer og adskillige nyttige links: exoplanets.org

* Paul Butler er astronom ved Anglo-Australian Observatory i Sydney, Australien.

Fra First Reconnaissance: Exploring Other Solar Systems, The Planetary Report, Juli/August 1997, pp.9-13.

$Beskrivelse: C:\Users\jørgen\Documents\hrteal.gif$

23. maj, 2008.

Indhold
Behov for sammenligning af planeter :Én sti: Livets vidtstrakte råmaterialer
Index