Eksoplanētas planētas pie citām saulēm
Eksoplanetas
Viens no
intriģējošākajiem jautājumiem, kas kopš
neatminamiem laikiem ir nodarbinājis cilvēku prātus,
neapšaubāmi ir par citu dzīvu un ar saprātu apveltītu
radījumu izplatību Kosmosā. Mēģinājumi
atbildēt uz to ir beigušies arī ar lielām
traģēdijām. Intuitīvā apziņa, ka zvaigznes ir
tālu no mums kvēlojošas saules, un doma, ka arī ap tām
varētu pastāvēt planētas, kuras apdzīvotu
saprātīgas būtnes, kā arī šo uzskatu
nelokāma aizstāvēšana, bija par iemeslu tam, ka 1600.
gadā pēc katoļu baznīcas vadītās
inkvizīcijas sprieduma uz sārta dzīvi beidza Džordano
Bruno.
Citas galaktikas, citas zvaigznes
Attīstoties zinātnei un
arvien vairāk uzkrājoties faktiem, kas liecināja, ka Visums ir
homogēns (viendabīgs) un izotrops (visos virzienos vienāds),
kā arī, ka tajā visur darbojas vieni un tie paši mums
pazīstamie fizikas likumi, vēl vairāk nostiprināja
pārliecību, ka mūsu Saule ar savu planētu sistēmu
nevar būt izņēmums. Zvaigžņu veidošanās vai
dzimšana, pašgravitācijas dēļ pakāpeniski
sabiezējot starpzvaigžņu gāzu un putekļu
mākoņiem, kā rādīja novērojumi un
astrofizikālie pētījumi, ir Visumā izplatīts process.
Ja ir noteikti priekšnoteikumi,
tam neizbēgami ir jānoved arī pie protoplanetāro disku un
planētu sistēmu izveidošanās, jo, kad zvaigzne dzimst,
dažādi apstākļi, piemēram, protozvaigznes miglāja
rotācija, nosaka to, ka ne visa šī miglāja viela
kolapsē zvaigznē. Daļa vielas paliek it kā neizmantota un pamazām
koncentrējas diskā, kas arī nav viendabīgs, ir ar
lokāliem sabiezinājumiem, kuri gravitācijas nestabilitātes
dēļ turpina pieaugt un
blīvēties, pamazām formējoties par vienu vai
vairākām planētām. Par planētām astronomijā
dēvē debess ķermeņus, kuru masa ir mazāka par
apmēram 10 tādu planētu kā Jupiters masu (1 MJ =
1.9·1030 g) un kuri veidojas no protozvaigznes miglāja
pārpalikuma protoplanetārā diska. Vēl masīvākus
objektus, kuru masa ir aptuveni M = (10÷80)MJ, sauc par
brūnajiem punduriem, jo tie jau ir zvaigžņveidīgi objekti,
kuri veidojas no atsevišķiem mazas masas starpzvaigžņu
vielas mākoņiem un kuros īsu brīdi, t. i., kamēr izdeg
tajos slēptie niecīgie pirmatnējā deitērija
krājumi, var notikt kodoltermiska reakcija, kas, kā zināms, ir
galvenā zvaigznes pazīme.
Zvaigžņu evolūcijas nosacījumi
Iedziļinoties planētu
kosmogonijā, kas ir ļoti sarežģīta astrofizikāla,
ar gāzu, magnetohidrodinamiku, zvaigžņu evolūciju utt.
saistīta kompleksa problēma un kurā ir vēl daudz
neatrisinātu un neskaidru jautājumu, izkristalizējās
arī noteikti priekšstati par perspektīviem novērojumu un
pētījumu virzieniem. Tā, piemēram, kļuva skaidrs, ka,
lai rastos, saglabātos un attīstītos planētas, ir
nepieciešams pietiekami ilgs stabilu astrofizikālo apstākļu
periods. Tādu var nodrošināt tikai noteikta tipa tā
sauktās galvenās secības B, A, F, G un K spektrālās
klases zvaigznes, kurām raksturīgs vairākus miljardus gadu
ilgstošs gandrīz nemainīgs vai lēni mainīgs starojums.
Saule, kā zināms, ir šāds dzeltens G2 klases punduris.
Pagājušā gadsimtā
šo, uz loģiski teorētiskiem apsvērumiem balstīto,
pārliecību stiprināja arī daži netieši
novērojumi. Sevišķu ievērību izpelnījās
amerikāņu astronoma E. Barnarda 1916. gadā Centaura zvaigznājā atklātā un tuvā, tikai
ap 5.9 g. g. (g.g. - gaismas gads, 1 g.g. = 9.460530*1012 km)
attālumā esošā, M5 klases zvaigzne (vēlāk tā
ieguva Barnarda zvaigznes nosaukumu) ar rekordlielu īpatnējo
kustību, kura turklāt izrādījās oscilējoša.
Izskaidrot to bija iespējams ar neredzama, neliela un tātad,
visiespējamāk, planētas lieluma pavadoņa
pastāvēšanu. Jāsaka gan, ka vēlākā
analīze šos secinājumus neapstiprināja.
Šādā sistēmā
ķermeņu savstarpējās apriņķošanas
dēļ ap sistēmas baricentru zvaigznes redzamā
pārvietošanās telpā nenotiek pa taisnu, bet gan pa viļņveidīgu
trajektoriju (skat. 1. att.), respektīvi, tās stāvoklis pret
apkārtējām daudz nekustīgākajām zvaigznēm
laika gaitā periodiski nedaudz mainījās. To varēja
konstatēt ilglaicīgos novērojumos un precīzos
astrometriskos mērījumos. Līdzīgi varēja izskaidrot
arī vairākām zvaigznēm konstatētās
radiālā ātruma jeb zvaigznes pārvietošanās
ātruma skata virzienā nelielās oscilējošās
izmaiņas, kuras novēroja, mērot zvaigznes
spektrāllīniju nobīdes Doplera efekta dēļ (skat. 2.
att.). Kā trajektorijas, tā spektrāllīniju nobīžu
precīzi mērījumi ļauj novērtēt zvaigznes neredzamā
pavadoņa masu un orbītas elementus.
Infrasarkanais starojums un kosmiskie putekļi
Otrs netiešs pierādījums
bija astrofizikālos pētījumos atklātais, ka līdz 20
procentiem B un A spektra klases zvaigžņu un līdz 50 procentiem
G spektra klases zvaigžņu spektru ir raksturīgs
infrasarkanā starojuma ekscess, t. i., infrasarkanajā spektra
daļā šīs zvaigznes izstaro ievērojami vairāk
enerģijas, nekā tam vajadzētu būt, ja šis starojums
ģenerētos atbilstoši zvaigznes virsmas temperatūrai. Lai
izskaidrotu šo īpatnību, tika izvirzīta doma, ka
infrasarkanā starojuma pastiprināto emisiju rada kosmisko
putekļu apvalks ap zvaigzni, t. i., ievērojami palielināta cieto
daļiņu koncentrācija, jo šādas daļiņas,
absorbējot zvaigznes optisko starojumu, sasilst un dod starojumu
infrasarkanajā diapazonā. Tomēr tiešu novērojumu
trūkums atstāja šos pieņēmumus, lai arī labi
pamatotu, tomēr hipotēžu
līmenī.
Stāvoklis krasi mainījās
pagājušā gadsimta beigās, kad ierindā stājās
vairāki liela izmēra gan kosmosā pacelti, gan uz zemes izcilos
astroklimatiskos apstākļos uzceltās observatorijās
izvietoti teleskopi (skat. 3. att.), kas deva iespēju veikt augstas
leņķiskas un spektrālās izšķirtspējas
fotometrisku novērojumus un līdz tam nesasniegtas precizitātes
mērījumus. Tas ļāva visai cieši ieskatīties
daudzu zvaigžņu apkārtnē un pētīt citu sauļu
sistēmu dzimšanas procesus. It sevišķi tas attiecas uz
planētu sistēmas tapšanas pirmajiem etapiem
apzvaigžņu gāzu un putekļu mākoņu un
protoplanetāro disku veidošanos. Astronomu rīcībā
nonāca arvien jauni novērojumu dati, kas nepārprotami
liecināja gan par protoplanetāro disku reālu
pastāvēšanu, gan tajos pastāvošām
neviendabībām topošo planētu aizmetņiem (skat. 4.-7.
att.), gan arī par tajos jau tieši saskatāmiem planētu
attēliem (skat. 8. att.).
Atklātas 76 eksoplanētas
Pirmo
eksoplanētu, kuras eksistenci astronomi uzskatīja par
pārliecinoši pierādītu, atklāja 1994. gadā.
Tā apriņķo jau mirušu zvaigzni pulsāru.
Planētas klātesamības pierādījumam kalpoja
pulsāra izstaroto impulsu pienākšanas laika periodiskās
variācijas. Par nākošo var uzskatīt 1995. gadā
atklāto ap 0.5 MJ planētu, kas pa ļoti tuvu
orbītu astoņas reizes tuvāk nekā Merkurs -
apriņķo Saulei līdzīgo 50 g.g. attālumā
atrodošos zvaigzni Pegaza 51,
kura atrodas Pegaza zvaigznājā.
Kopš
tā laika ar to vai citu metodi ir pamatota jau 76 eksoplanētu
eksistence. Lielākai daļai zvaigzņu ir pa vienai, bet
astoņām zvaigznēm vairākas. Neliels pārsteigums bija
tas, ka lielākā daļa jaunatklāto pavadoņu bija
Jupiteram līdzīgi un vēl masīvāki milži.
Daļēji to var izskaidrot ar pašreiz eksoplanētu medībām pieejamo un lietoto
metožu ierobežotajām iespējām, respektīvi,
mērījumu precizitāti, kas ļauj konstatēt tikai
šādu lielu masu planētas, taču ir arī lielas
būtiskas neskaidrības, kuras astronomi cer atrisināt
turpmāk plānoto novērojumu un pētījumu gaitā. Te
gan jāatzīmē, ka eksoplanētu meklēšana ar
instrumentiem un citu aprīkojumu, kas šobrīd ir astronomu
rīcībā , ir ļoti darbietilpīgs process. Tā,
piemēram, lai atklātu vismaz 2.3 MJ masīvu
planētu pie zvaigznes Pulksteņa
é (jota) (G0 spektrālās klases zvaigznes, kas atrodas 56
g.g. attālumā Pulksteņa zvaigznājā),
bija nepieciešami vairāk nekā piecus gadus ilgi novērojumi
ar Eiropas Dienvidu observatorijas (Lasilja, Čīle 1.4 m
palīgteleskopu.
Ar
radiālo ātrumu metodi observatorijās uz Zemes var
izmērīt spektrāllīniju Doplera nobīdi, kas
vienāda vai lielāka par 3 m/s. Tas ļauj atklāt ap 33 MZ
masīvas eksoplanētas (1 MZ Zemes masa = 5.98·1027
g), ja tās apriņķo Saules masas zvaigzni (1 MS =
1.99·1033 g) Zemes orbītas jeb 1 a.v. attālumā (1
a.v. astronomiskā vienība = 149600000 km Zemes vidējais
attālums no Saules), respektīvi, tāpat kā Zeme
apriņķo šo zvaigzni gada laikā.
Lietojot astrofotometrisko metodi, ar
3. att. redzamo Keka teleskopu, kur var nodrošināt
leņķisko mērījumu precizitāti ap 20 mikrosekundes (ms), ir iespējams detektēt ap 66 MZ
masas lielas planētas, tām apriņķojot Saules masas
zvaigznes 1 a.v. attālās orbītās, ja šīs
zvaigznes neatrodas tālāk par 10 ps (1 ps parseks = 206265 a.v.).
Precīzi fotometriski
novērojumi ļauj noteikt eksoplanētu eksistenci arī
gadījumos, kad šī planēta skata virzienā
šķērso un nedaudz aptumšo savu sauli. Pašreizējo
iespēju analīze rāda, ka tādā veidā varētu
atklāt planētas, kuru izmēri nebūtu mazāki par pusi no
Zemes diametra, ja tās riņķotu ap Saulei līdzīgu
zvaigzni 1 a.v. attālumā, vai Marsa izmēru planētu, ja
tā riņķotu pa Merkuram atbilstošo orbītu. Taču,
lai izdarītu šādu atklāšanu, vajadzētu veikt ap
četru gadu ilgus sistemātiskus novērojumus.
Perspektīvas astrometrisko
mērījumu jomā var raksturot ar ieceri 2006. gadā pacelt
orbītā satelītu SIM (Space Interferometry Mission
Kosmiskās interferometrijas pavadonis), kas, izmantojot interferometrijas
metodi, ļaus mērīt zvaigznes pozīciju pie debess
sfēras un šīs pozīcijas
izmaiņas ar precizitāti līdz leņķa 2
mikrosekundēm, kas nodrošinās ne mazāku par 6.6 MZ
eksoplanētu detektēšanu ap 1 MS masīvu zvaigzni
1 gada apriņķošanas orbītā, ja šī zvaigzne
neatradīsies tālāk par 10 ps, vai ap 0.4 MJ masas
planētu orbītā, kurā apriņķošanas periods ir
4 gadi. Jāatzīmē, ka 10 ps tilpumā ap Sauli ir tikai 33
atsevišķas (t. i., nav dubultzvaigznes, kur planētu
veidošanās apstākļi ir daudz
sarežģītāki) Saulei līdzīgas, t. i., F, G un K
klases zvaigznes.
Speciāli
planētu meklēšanai, izmantojot aptumsuma metodi, 2006. gadā
tiek plānots palaist arī pavadoni Kepler,
kas monitorēs ap 100 000 Saulei līdzīgu tuvāko
zvaigžņu, meklējot un detektējot Zemes izmēru
planētas, kuras apriņķotu šīs zvaigznes ne
tālāk par Zemes orbītu. Salīdzināšanai var
atzīmēt, ka mūsu Galaktikā, kura satur ap 300 miljardu
(300*109) zvaigžņu, ap 10 procentu jeb 30*109
no tām ir Saulei līdzīgas un, pēc aplēsēm, vismaz
ap 5 procenti no tām (1.5*109), bet nav izslēgts, ka ap
visām no tām riņķo vismaz Jupiteram līdzīgas
planētas.
Šie
pavadoņi palīdzētu izdalīt planētu sistēmas,
kuras savukārt būtu perspektīvi novērot ar 2011. gadā
ieplānoto pavadoni Darvin, kas
paredzēts planētu spektru iegūšanai, lai atklātu ozona
līnijas, kas jau liecinātu par skābekļa bagātu
atmosfēru un par iespējamo dzīvības
pastāvēšanu uz šīm planētām. Tiem, kas
interesējas par šajā rakstā skartajām
jautājumiem, var ieteikt papildu informāciju meklēt interneta
adresē: http://www.obspm.fr/planets
Dr. phys. Arturs BALKLAVS-GRĪNHOFS,
LZA korespondētājloceklis,
LU Astronomijas institūta direktors
Viens no
intriģējošākajiem jautājumiem, kas kopš
neatminamiem laikiem ir nodarbinājis cilvēku prātus,
neapšaubāmi ir par citu dzīvu un ar saprātu apveltītu
radījumu izplatību Kosmosā. Mēģinājumi
atbildēt uz to ir beigušies arī ar lielām
traģēdijām. Intuitīvā apziņa, ka zvaigznes ir
tālu no mums kvēlojošas saules, un doma, ka arī ap tām
varētu pastāvēt planētas, kuras apdzīvotu
saprātīgas būtnes, kā arī šo uzskatu
nelokāma aizstāvēšana, bija par iemeslu tam, ka 1600.
gadā pēc katoļu baznīcas vadītās
inkvizīcijas sprieduma uz sārta dzīvi beidza Džordano
Bruno.
Citas galaktikas, citas zvaigznes
Attīstoties zinātnei un
arvien vairāk uzkrājoties faktiem, kas liecināja, ka Visums ir
homogēns (viendabīgs) un izotrops (visos virzienos vienāds),
kā arī, ka tajā visur darbojas vieni un tie paši mums
pazīstamie fizikas likumi, vēl vairāk nostiprināja
pārliecību, ka mūsu Saule ar savu planētu sistēmu
nevar būt izņēmums. Zvaigžņu veidošanās vai
dzimšana, pašgravitācijas dēļ pakāpeniski
sabiezējot starpzvaigžņu gāzu un putekļu
mākoņiem, kā rādīja novērojumi un
astrofizikālie pētījumi, ir Visumā izplatīts process.
Ja ir noteikti priekšnoteikumi,
tam neizbēgami ir jānoved arī pie protoplanetāro disku un
planētu sistēmu izveidošanās, jo, kad zvaigzne dzimst,
dažādi apstākļi, piemēram, protozvaigznes miglāja
rotācija, nosaka to, ka ne visa šī miglāja viela
kolapsē zvaigznē. Daļa vielas paliek it kā neizmantota un pamazām
koncentrējas diskā, kas arī nav viendabīgs, ir ar
lokāliem sabiezinājumiem, kuri gravitācijas nestabilitātes
dēļ turpina pieaugt un
blīvēties, pamazām formējoties par vienu vai
vairākām planētām. Par planētām astronomijā
dēvē debess ķermeņus, kuru masa ir mazāka par
apmēram 10 tādu planētu kā Jupiters masu (1 MJ =
1.9·1030 g) un kuri veidojas no protozvaigznes miglāja
pārpalikuma protoplanetārā diska. Vēl masīvākus
objektus, kuru masa ir aptuveni M = (10÷80)MJ, sauc par
brūnajiem punduriem, jo tie jau ir zvaigžņveidīgi objekti,
kuri veidojas no atsevišķiem mazas masas starpzvaigžņu
vielas mākoņiem un kuros īsu brīdi, t. i., kamēr izdeg
tajos slēptie niecīgie pirmatnējā deitērija
krājumi, var notikt kodoltermiska reakcija, kas, kā zināms, ir
galvenā zvaigznes pazīme.
Zvaigžņu evolūcijas nosacījumi
Iedziļinoties planētu
kosmogonijā, kas ir ļoti sarežģīta astrofizikāla,
ar gāzu, magnetohidrodinamiku, zvaigžņu evolūciju utt.
saistīta kompleksa problēma un kurā ir vēl daudz
neatrisinātu un neskaidru jautājumu, izkristalizējās
arī noteikti priekšstati par perspektīviem novērojumu un
pētījumu virzieniem. Tā, piemēram, kļuva skaidrs, ka,
lai rastos, saglabātos un attīstītos planētas, ir
nepieciešams pietiekami ilgs stabilu astrofizikālo apstākļu
periods. Tādu var nodrošināt tikai noteikta tipa tā
sauktās galvenās secības B, A, F, G un K spektrālās
klases zvaigznes, kurām raksturīgs vairākus miljardus gadu
ilgstošs gandrīz nemainīgs vai lēni mainīgs starojums.
Saule, kā zināms, ir šāds dzeltens G2 klases punduris.
Pagājušā gadsimtā
šo, uz loģiski teorētiskiem apsvērumiem balstīto,
pārliecību stiprināja arī daži netieši
novērojumi. Sevišķu ievērību izpelnījās
amerikāņu astronoma E. Barnarda 1916. gadā Centaura zvaigznājā atklātā un tuvā, tikai
ap 5.9 g. g. (g.g. - gaismas gads, 1 g.g. = 9.460530*1012 km)
attālumā esošā, M5 klases zvaigzne (vēlāk tā
ieguva Barnarda zvaigznes nosaukumu) ar rekordlielu īpatnējo
kustību, kura turklāt izrādījās oscilējoša.
Izskaidrot to bija iespējams ar neredzama, neliela un tātad,
visiespējamāk, planētas lieluma pavadoņa
pastāvēšanu. Jāsaka gan, ka vēlākā
analīze šos secinājumus neapstiprināja.
Šādā sistēmā
ķermeņu savstarpējās apriņķošanas
dēļ ap sistēmas baricentru zvaigznes redzamā
pārvietošanās telpā nenotiek pa taisnu, bet gan pa viļņveidīgu
trajektoriju (skat. 1. att.), respektīvi, tās stāvoklis pret
apkārtējām daudz nekustīgākajām zvaigznēm
laika gaitā periodiski nedaudz mainījās. To varēja
konstatēt ilglaicīgos novērojumos un precīzos
astrometriskos mērījumos. Līdzīgi varēja izskaidrot
arī vairākām zvaigznēm konstatētās
radiālā ātruma jeb zvaigznes pārvietošanās
ātruma skata virzienā nelielās oscilējošās
izmaiņas, kuras novēroja, mērot zvaigznes
spektrāllīniju nobīdes Doplera efekta dēļ (skat. 2.
att.). Kā trajektorijas, tā spektrāllīniju nobīžu
precīzi mērījumi ļauj novērtēt zvaigznes neredzamā
pavadoņa masu un orbītas elementus.
Infrasarkanais starojums un kosmiskie putekļi
Otrs netiešs pierādījums
bija astrofizikālos pētījumos atklātais, ka līdz 20
procentiem B un A spektra klases zvaigžņu un līdz 50 procentiem
G spektra klases zvaigžņu spektru ir raksturīgs
infrasarkanā starojuma ekscess, t. i., infrasarkanajā spektra
daļā šīs zvaigznes izstaro ievērojami vairāk
enerģijas, nekā tam vajadzētu būt, ja šis starojums
ģenerētos atbilstoši zvaigznes virsmas temperatūrai. Lai
izskaidrotu šo īpatnību, tika izvirzīta doma, ka
infrasarkanā starojuma pastiprināto emisiju rada kosmisko
putekļu apvalks ap zvaigzni, t. i., ievērojami palielināta cieto
daļiņu koncentrācija, jo šādas daļiņas,
absorbējot zvaigznes optisko starojumu, sasilst un dod starojumu
infrasarkanajā diapazonā. Tomēr tiešu novērojumu
trūkums atstāja šos pieņēmumus, lai arī labi
pamatotu, tomēr hipotēžu
līmenī.
Stāvoklis krasi mainījās
pagājušā gadsimta beigās, kad ierindā stājās
vairāki liela izmēra gan kosmosā pacelti, gan uz zemes izcilos
astroklimatiskos apstākļos uzceltās observatorijās
izvietoti teleskopi (skat. 3. att.), kas deva iespēju veikt augstas
leņķiskas un spektrālās izšķirtspējas
fotometrisku novērojumus un līdz tam nesasniegtas precizitātes
mērījumus. Tas ļāva visai cieši ieskatīties
daudzu zvaigžņu apkārtnē un pētīt citu sauļu
sistēmu dzimšanas procesus. It sevišķi tas attiecas uz
planētu sistēmas tapšanas pirmajiem etapiem
apzvaigžņu gāzu un putekļu mākoņu un
protoplanetāro disku veidošanos. Astronomu rīcībā
nonāca arvien jauni novērojumu dati, kas nepārprotami
liecināja gan par protoplanetāro disku reālu
pastāvēšanu, gan tajos pastāvošām
neviendabībām topošo planētu aizmetņiem (skat. 4.-7.
att.), gan arī par tajos jau tieši saskatāmiem planētu
attēliem (skat. 8. att.).
Atklātas 76 eksoplanētas
Pirmo
eksoplanētu, kuras eksistenci astronomi uzskatīja par
pārliecinoši pierādītu, atklāja 1994. gadā.
Tā apriņķo jau mirušu zvaigzni pulsāru.
Planētas klātesamības pierādījumam kalpoja
pulsāra izstaroto impulsu pienākšanas laika periodiskās
variācijas. Par nākošo var uzskatīt 1995. gadā
atklāto ap 0.5 MJ planētu, kas pa ļoti tuvu
orbītu astoņas reizes tuvāk nekā Merkurs -
apriņķo Saulei līdzīgo 50 g.g. attālumā
atrodošos zvaigzni Pegaza 51,
kura atrodas Pegaza zvaigznājā.
Kopš
tā laika ar to vai citu metodi ir pamatota jau 76 eksoplanētu
eksistence. Lielākai daļai zvaigzņu ir pa vienai, bet
astoņām zvaigznēm vairākas. Neliels pārsteigums bija
tas, ka lielākā daļa jaunatklāto pavadoņu bija
Jupiteram līdzīgi un vēl masīvāki milži.
Daļēji to var izskaidrot ar pašreiz eksoplanētu medībām pieejamo un lietoto
metožu ierobežotajām iespējām, respektīvi,
mērījumu precizitāti, kas ļauj konstatēt tikai
šādu lielu masu planētas, taču ir arī lielas
būtiskas neskaidrības, kuras astronomi cer atrisināt
turpmāk plānoto novērojumu un pētījumu gaitā. Te
gan jāatzīmē, ka eksoplanētu meklēšana ar
instrumentiem un citu aprīkojumu, kas šobrīd ir astronomu
rīcībā , ir ļoti darbietilpīgs process. Tā,
piemēram, lai atklātu vismaz 2.3 MJ masīvu
planētu pie zvaigznes Pulksteņa
é (jota) (G0 spektrālās klases zvaigznes, kas atrodas 56
g.g. attālumā Pulksteņa zvaigznājā),
bija nepieciešami vairāk nekā piecus gadus ilgi novērojumi
ar Eiropas Dienvidu observatorijas (Lasilja, Čīle 1.4 m
palīgteleskopu.
Ar
radiālo ātrumu metodi observatorijās uz Zemes var
izmērīt spektrāllīniju Doplera nobīdi, kas
vienāda vai lielāka par 3 m/s. Tas ļauj atklāt ap 33 MZ
masīvas eksoplanētas (1 MZ Zemes masa = 5.98·1027
g), ja tās apriņķo Saules masas zvaigzni (1 MS =
1.99·1033 g) Zemes orbītas jeb 1 a.v. attālumā (1
a.v. astronomiskā vienība = 149600000 km Zemes vidējais
attālums no Saules), respektīvi, tāpat kā Zeme
apriņķo šo zvaigzni gada laikā.
Lietojot astrofotometrisko metodi, ar
3. att. redzamo Keka teleskopu, kur var nodrošināt
leņķisko mērījumu precizitāti ap 20 mikrosekundes (ms), ir iespējams detektēt ap 66 MZ
masas lielas planētas, tām apriņķojot Saules masas
zvaigznes 1 a.v. attālās orbītās, ja šīs
zvaigznes neatrodas tālāk par 10 ps (1 ps parseks = 206265 a.v.).
Precīzi fotometriski
novērojumi ļauj noteikt eksoplanētu eksistenci arī
gadījumos, kad šī planēta skata virzienā
šķērso un nedaudz aptumšo savu sauli. Pašreizējo
iespēju analīze rāda, ka tādā veidā varētu
atklāt planētas, kuru izmēri nebūtu mazāki par pusi no
Zemes diametra, ja tās riņķotu ap Saulei līdzīgu
zvaigzni 1 a.v. attālumā, vai Marsa izmēru planētu, ja
tā riņķotu pa Merkuram atbilstošo orbītu. Taču,
lai izdarītu šādu atklāšanu, vajadzētu veikt ap
četru gadu ilgus sistemātiskus novērojumus.
Perspektīvas astrometrisko
mērījumu jomā var raksturot ar ieceri 2006. gadā pacelt
orbītā satelītu SIM (Space Interferometry Mission
Kosmiskās interferometrijas pavadonis), kas, izmantojot interferometrijas
metodi, ļaus mērīt zvaigznes pozīciju pie debess
sfēras un šīs pozīcijas
izmaiņas ar precizitāti līdz leņķa 2
mikrosekundēm, kas nodrošinās ne mazāku par 6.6 MZ
eksoplanētu detektēšanu ap 1 MS masīvu zvaigzni
1 gada apriņķošanas orbītā, ja šī zvaigzne
neatradīsies tālāk par 10 ps, vai ap 0.4 MJ masas
planētu orbītā, kurā apriņķošanas periods ir
4 gadi. Jāatzīmē, ka 10 ps tilpumā ap Sauli ir tikai 33
atsevišķas (t. i., nav dubultzvaigznes, kur planētu
veidošanās apstākļi ir daudz
sarežģītāki) Saulei līdzīgas, t. i., F, G un K
klases zvaigznes.
Speciāli
planētu meklēšanai, izmantojot aptumsuma metodi, 2006. gadā
tiek plānots palaist arī pavadoni Kepler,
kas monitorēs ap 100 000 Saulei līdzīgu tuvāko
zvaigžņu, meklējot un detektējot Zemes izmēru
planētas, kuras apriņķotu šīs zvaigznes ne
tālāk par Zemes orbītu. Salīdzināšanai var
atzīmēt, ka mūsu Galaktikā, kura satur ap 300 miljardu
(300*109) zvaigžņu, ap 10 procentu jeb 30*109
no tām ir Saulei līdzīgas un, pēc aplēsēm, vismaz
ap 5 procenti no tām (1.5*109), bet nav izslēgts, ka ap
visām no tām riņķo vismaz Jupiteram līdzīgas
planētas.
Šie
pavadoņi palīdzētu izdalīt planētu sistēmas,
kuras savukārt būtu perspektīvi novērot ar 2011. gadā
ieplānoto pavadoni Darvin, kas
paredzēts planētu spektru iegūšanai, lai atklātu ozona
līnijas, kas jau liecinātu par skābekļa bagātu
atmosfēru un par iespējamo dzīvības
pastāvēšanu uz šīm planētām. Tiem, kas
interesējas par šajā rakstā skartajām
jautājumiem, var ieteikt papildu informāciju meklēt interneta
adresē: http://www.obspm.fr/planets
Dr. phys. Arturs BALKLAVS-GRĪNHOFS,
LZA korespondētājloceklis,
LU Astronomijas institūta direktors