Amri Wandel:
La dua duono de la dudeka jarcento eniros la sciencan historion kiel epoko de la granda esplorado de nia sunsistemo. Unuafoje la homo paŝis sur la luno, kaj sendis esplor-misiojn al sep el la ok aliaj planedoj (ĉiuj krom Plutono) de nia sunsistemo. La grandegaj okuloj de la modernaj gigantaj teleskopoj - kelkaj kiel ekzemple la Keck [kek] teleskopo en Havajo je diametro de dek metroj, aliaj, kiel la Hubble [habl] Spacteleskopo en la spaco alportas al ni klarajn bildojn de aliaj steloj en la plej foraj streĉoj de nia galaksio, kaj de aliaj galaksioj preskaŭ ĉe la rando de la videbla universo. Nur pri unu aspekto ni restis same sensciaj kiel antaŭ centoj da jaroj: la demando ĉu ekzistas inter la steloj aliaj planedoj kun civilizacioj kaj vivantaj estaĵoj, aŭ nia planedo Tero estas la sola kie evoluis la unika fenomeno de vivo kaj civilizacio. Kvankam la respondon al tiu demando ni ankoraŭ ne konas, oni povas taksi la verŝajnecon por la ekzisto de viv-kondicoj aliloke, ekster la tero. El la planedoj de nia sun-sistemo nur la Tero estas tauga por vivo: esploroj ene de nia sunsistemo, (ĉefe sur Marso) malkovris neniujn signojn de vivo, eĉ ne primitiva. Por respondi la demandon ĉu Tero kaj ni estas unika fenomeno aŭ ne, ni devas do esplori planedojn apud aliaj steloj, en aliaj sunsistemoj. Tiajn planedojn, ekster nia sunsistemo ni nomas mallonge "ekstersunaj planedoj" (angle: extersolar planets).
Ni provas do serĉi planedojn ekster nia sun-sistemo. Tio estas malfacila tasko, pro la grandaj distancoj al aliaj steloj: eĉ la plej najbaraj steloj troviĝas je grandega distanco de ni: cent mil oble la distanco inter la Tero kaj la Suno. La nombro de la steloj estas tre granda: en nia Galaksio troviĝas pli ol cent miliardoj da steloj. Oni povas taksi la verŝajnecon de evoluo de vivo, aŭ ekvivalente, la nombron de planedoj kun vivo. Tiu takso, kiun unuafoje proponis la usona astronomo Frank Drake, dependas de diversaj faktoroj. Unu el la plej esencaj el tiuj faktoroj, kiu ĝis antaŭ nelonge ne estis konata estas la ekzisto de planedoj ĉirkaŭ aliaj steloj (kiuj mem estas sunoj pli malpli kiel nia Suno).
Eĉ se malgranda parto el la steloj havus planedojn, estus bona ŝanco trovi planedojn kun taugaj kondiĉoj por vivo. Ĉu aliaj sunsistemoj kun planedoj similaj al la nia estas ofta fenomeno aŭ tre malofta? Tiu demando estas grava ĉar la sola medio en kiu kredeble povas evolui vivo estas sur planedoj: la steloj mem estas kiel dirite sunoj, tro varmaj, kaj la interstela spaco estas tro malvarma. Laŭ nia sperto, evoluo de vivo bezonas medion kun likva akvo kaj atmosfero, stabila dun miliardoj da jaroj. Tia medio povas ekzisti nur sur planedo ĉirkauanta stelon simila al nia suno, ne tro for sed ankaŭ ne tro proksima al sia suno.
Ĝis la lastaj jaroj ni ne sciis ĉu multaj steloj havas planedojn kiel en nia sun-sistemo, aŭ planedoj estas malofta fenomeno. Estas tre malfacile observi planedojn ĉirkaŭ aliaj steloj, ĉar la aliaj steloj estas trege malproksimaj de ni, kaj planedoj ne havas propran lumon: ili nur reflektas la lumon de sia suno. Observi planedon eĉ apud proksima stelo similas al provo vidi moneron apud lumturo el distanco de mil kilomeroj. Nur lastatempe la astronomoj sukcesis trovi spurojn de planedoj ĉirkaŭ aliaj steloj: la problemo ne estas nur la granda distanco sed la apudeco de tre forta lumo (la lumturo, nome, la suno) kiu forkaŝas la propran tre malfortan brilon de la monero (la planedo). Malgraŭ la potenco de la modernaj teleskopoj, rekte observi planedojn ĉirkauantajn aliajn stelojn estas do trege malfacila tasko, ankoraŭ ne ebla per la nunaj rimedoj.
Astronomoj elpensis sep metodojn por malkovri planedojn ĉirkaŭ aliaj steloj. La plej fantazia, sed alloga - kaze ke ĝi sukcesos - estas serĉi la radio-elsendojn de civilizacioj kiuj supozeble evoluis sur kelkaj el tiuj planedoj kun taugaj kondiĉoj. La problemo kun tiu metodo estas ke ĝi povas malkovri nur planedojn sur kiuj efektive evoluis teknologia civilizacio, kiuj eble estas tre maloftaj, kaj efektive neniu tia signalo estis jam trovita.
Alia metodo estas rekta observado de la planedoj, kiel supre dirite tiu metodo ne povas sukcesi per la nuna teknologio, ĉar tipa stelo estas milionoble pli brila ol la apuda planedo.
Tria metodo aplikeblas nur por planedoj ĉirkaŭ pulsaroj, raraj objektoj kiuj emisias tre regulajn radio pulsojn.
Kvara metodo baziĝas sur efekto nomata gravita lensado - la kurbigo de lumradioj pro la gravita forto de peza objekto, stelo aŭ planedo. Se tia objekto pasas inter ni kaj tre fora lumfonto, gravita lensado povas amplifiki la brilecon de tiu fonto dum mallonga tempo, kiam ĝi estas precize en la ĝusta pozicio. Oni ankoraŭ ne trovis tian amplifikon pro planedeca objekto, sed ankaŭ tiu negativa rezulto havas statistikan konsekvencon: ne pli ol triono el la steloj similaj al la Suno havas planedon simila aŭ pli granda ol Jupitero je distanco inter 1.5 kaj 4 oble la distanco inter la Tero kaj la Suno.
Kvina metodo nomiĝas tranzito. Tranzito okazas kiam planedo pasas guste inter ni kaj la suno kaj kasahas malgrandan parton de la suna lumo. En nia sunsistemo tio okazas por la planedoj Venuso kaj Merkurio. Por aliaj steloj tiu fenomeno estas multe malpli facile observebla kaj estas aplikebla nur al malmultaj kazoj, kiam la orbito de la planedo estas precize en la sama ebenaĵo kiel nia vid-linio al tiu stelo. Per tiu metodo oni jam havis kelkajn sukcesojn - eĉ por mezuri la ĉeston de kemiaj elementoj en la atmosfero de planedo de alia stelo.
La sesa metodo utiligas la ŝangetojn kiujn planedo kauzas en la pozicio de la stelo kiun ĝi ĉirkauas. Ĉiuj steloj moviĝas en pli malpli cirklaj orbitoj ĉirkaŭ la centro de la Galaksio, sed aldone ili havas propran movadon, rilate al la Suno. Pro la gravita influo de ĉirkauanta planedo tiu movado ne estas en glata linio sed kun ondetoj, kun la periodo de la planeda orbito ĉirkaŭ la stelo (pli detale tio estas klarigita en la venonta alineo).
La sepa metodo estas simila al la sesa, sed uzas la ŝanĝojn en la rapideco de la stelo kauzitajn pro la gravito de la ĉirkauanta planedo. Tamen, montriĝis ke la plej sukcesa metodo ĝis nun estis la sepa, kiun ni priskribos pli detale ĉi sube.
En la lasta jardeko de la dudeka jarcento astronomoj sukcesis malkovri dekojn da planedoj ĉirkaŭ aliaj steloj. Ili tion faris ne per rekta observado de la planedoj, sed per alia metodo, nerekta: analizo de periodaj ŝanĝoj en la frekvenco de spektraj linioj en la lumo de la ĉefa stelo (suno). Por pli bone kompreni tiun metodon necesas klarigi du fizikajn principojn: komuna rivoluado kaj la efekto Dopler.
Ofte steloj aperas en paroj, kiujn la astronomoj nomas "duoblaj steloj" - en tia sistemo la du steloj rivoluas (ĉirkauiras) unu la alian, aŭ pli precize, rivoluas ĉirkaŭ la komuna cenctro de maso. Se la du steloj havas la saman mason, ilia cenctro de maso troviĝas meze inter ambau, en la sama distanco de ĉiu el la du. Se la du masoj ne estas egalaj, la centro de maso estos pli proksima al la stelo kun la pli granda maso, kaj la orbito de la pli peza stelo estos pli malgranda ol tiu de la alia, malpli peza stelo. Kiam planedo rivoluas stelon, okazas la sama fenomeno, sed ĉar planedoj estas multe pli malgrandaj ol steloj, la centro de maso troviĝas tre proksime al la stelo (suno). Ankaŭ en nia sunsistemo, kiam la Tero rivoluas ĉirkaŭ la suno, efektive la Suno samtempe rivoluetas ĉirkaŭ la centro de maso de la paro Suno-Tero, kiu troviĝas tre proksime al la centro de la Suno (ĉar la Suno estas multe pli peza ol la Tero). Sekve la rivoluado de la Suno estas tre malgranda, apenaŭ mezurebla. Simile, planedo de alia stelo kauzas etan rivoluadon, do moviĝon, de sia stelo (suno).
La moviĝon de stelo pro rivoluanta planedo oni povas mezuri per la efekto Dopler: la frekvenco aŭ ondolongo de lumo el moviĝanta fonto ŝanĝiĝas pro la moviĝo, simile al la ŝanĝiĝo en la alteco de la sono de moviĝanta fonto de sono (ekzemple la hufado de alpriksimiĝanta trajno aspektas pli alta, kaj ĝi malaltiĝas kiam la trajno preterpasas nin kaj estas malproksimiĝanta).
Bildo 1
Laŭ la leĝoj de gravito la stelo, samkiel la planedo, moviĝas en cirkla aŭ elipsa orbito, en perioda maniero. Sekve ĝi alterne proksimiĝas kaj malprosimiĝas de ni. Tio kauzas periodan ŝanĝiĝon de la frekvenco de la radiado kiu atingas nian teleskopon el la stelo. Observante la spektron de steloj oni povas serĉi tiajn periodajn ŝangetojn kiuj indikas la ekziston de planedo aŭ planedoj. Mezurante tiujn ŝanĝojn oni povas kalkuli la orbiton kaj mason de la ne videbla planedo (kiel klarigite en ĉapitro 6).
Komence de 2005, oni konas proksimume 130 stelojn kun ĉ. 150 planedoj (kelkaj steloj kun pluraj planedoj) kaj tiu nombro kreskas konstante, pro daŭra malkovro de novaj steloj kun planedoj. Ĝisdatan liston de eksterteraj planedoj eblas trovi en la retadresoj: www.obspm.fr/encycl/catalog.html kaj exoplanets.org/almanacframe.html
La sukceso pri trovado de ekstersunaj planedoj povas indiki ke planedoj estas sufiĉe ofta fenomeno. Tamen, preskaŭ ĉiuj planedoj kiujn oni malkovris ĝis nun estas tre diferencaj ol la Tero: ili estas pli similaj al Jupitero, kiu estas pli ol dekoble pli granda ol la Tero kaj havas mason tricent oble pli grandan. La masoj de preskaŭ ĉiuj nuntempe konataj ekstersunaj planedoj troviĝas inter duono kaj dekoble la maso de Jupitero, kaj preskaŭ ĉiuj estas multe pli proksimaj al sia suno ol la distanco inter la Tero kaj la Suno, kaj eĉ inter la Suno kaj Merkuro, la planedo plej proksima al la Suno en nia sunsistemo. Planedoj tiom grandaj tre verŝajne estas gigantaj gasaj planedoj kiel Jupitero kaj Saturno, kaj je tiel malgranda distanco de sia suno, trege varmaj, do ne tre favoraj kondiĉoj por vivo laŭ niaj kriterioj. Ĉu tio indikas ke nia planedo Tero tamen estas unika, koncerne ĝian mason kaj distancon de la suno, kaj sekve koncerne la kondiĉojn por evoluo de vivo? La respondo estas ke ne. Ekzistas tre simpla klarigo por la grandaj masoj de la malkovritaj ekstersunaj planedoj kaj por ilia proksimeco al sia suno. Ju pli granda la planedo, kaj ju pli proksima ĝi estas al sia suno, des pli granda la gravita forto kaj la ŝanĝo en la rapideco de la stelo. Nuntempe, oni ne povas mezuri rapidecŝanĝojn malpli grandajn ol kelkdekoj da metroj en sekundo. Por ke stelo simila al la suno havu tiom grandan rapidecŝanĝojn estas bezona planedo kun la maso de Jupitero, je distanco el la stelo malpli ol la distanco de Tero de nia Suno. Planedoj pli malgrandaj aŭ pli malproksimaj se sia suno kauzus rapidec-ŝanĝojn malpli grandajn, do ne mezureblajn per la nuna teknologio. La manko de ekstersunaj planedoj similaj al la Tero estas do rezulto de la teknologia limigo de la metodo kaj de niaj iloj, kaj ne nepre indikas veran mankon de tiaj planedoj. Efektive kelkaj planedoj kun masoj kompareblaj al tiu de la Tero estis malkovritaj per alia metodo (ĉiukaŭ pulsaroj). Kiel povas esti ke ĉiuj ekstersunaj planedoj, kiuj estas similaj al la gigantaj planedoj de nia sunsistemo, troviĝas je distancoj multe pli malgrandaj? La astronomoj klarigas tion per la teorio de planeda migrado: la gigantaj planedoj evoluas el la prastela gasa disko je granda distanco (efektive estas indikoj ke ankaŭ Jpitero mem evoluis je distanco el la Suno pli granda ol ĝia nuna distanco) kaj la gravita influo de la materialo en la praa ĉirkaustela materio malrapidigas la rivoluon de la planedo ĉirkaŭ sia stelo, kaj sekve pelas ĝin al orbito kun pli malgranda diametro.
Bildo 2
La unuaj dek unu ekster-sunsistemaj planedoj malkovritaj. La tabelo indikas la distancon de la patra stelo (suno) kompare kun la distancojn de la planedoj en la sunsistemo (en la supra linio) kaj la mason de la planedo (kompare kun la maso de la planedo Jupitero, Mjup).
Kiel dirite, la nuna teknologio povas malkovri nur gigantajn planedojn, similajn al Jupitero. Ĉu eblos estonte observi ekstersunaj planedojn similajn al la Tero? Per la Dopler-metodo ni povas nuntempe malkovri rapidecŝanĝojn de minimume kelkdekoj da metrojn per sekundo. La rapidecŝanĝojn kauzatajn al la Suno pro la Tero estas nur unu centimetro per seundo - multe tro malgrandaj por nia nuna kapablo. Por malkovri terecajn planedojn ni bezonas multe pli akuratajn observojn, kiuj estas eblaj nur el la spaco, kie la atmosfero ne limigas la kapablojn de la teleskopoj. Kelkaj tiaj spacmisioj estas planataj por la proksimaj jardekoj. NASA planas mision nomatan Kepler por observi tranzitojn de terecaj. Aliaj misioj celas rekte observi ekstersunajn planedojn per tekniko nomata interferometrio. Tiu metodo kombinas la bildojn de pluraj teleskopoj kiuj troviĝas je certa distanco unu de la alia por akiri la efekton de sola teleskopo kun spegulo tiel granda kiel la distanco inter la individuaj teleskopoj. Unu misio nomata SIM (Spaca Interferometria Misio) konsistos el grupo de teleskopoj en orbito ĉirkaŭ la Suno. SIM povos rekte observi planedojn je grandeco de Jupitero, sed ne je grandeco kiel Tero. Por rekte observi terecajn planedojn estos bezonata pli potenca interferometra teleskoparo en orbito pli malproksima de la Suno ol la Tero - por eviti la polvon kiu troviĝas pli proksime al la Suno. Estas planataj du tiaj misioj: TPF (Tereca Planedo Trovanto) de NASA kaj Darwin de la Europa Spac-Agentejo (ESA). La avantaĝo de rekta observado de planedoj estas ke ĝi ebligas ankaŭ spektran analizon de la atmosfero, por konstati ekzemple ĉu ĝi enhavas elementojn bezonatajn por la evoluo de vivo, kiel akvo vaporo, aŭ efektive indikantajn tian evoluon, kiel oksigeno. Tio povas fine doni rektan respondon al la demando ĉu vivo troveblas aliloke ekster la Tero.
La dauro de unu periodo egalas al la dauro de rivolucio de la planedo ĉirkaŭ sia suno (en la kazo de nia Tero tio estas unu jaro). De la periodo (P) kaj rapideco (v) de la stela moviĝado oni povas kalkuli la distancon inter la stelo kaj la planedo kaj la mason. Matematike oni tion faras per solvado de tri ekvacioj:
1. La rilato inter periodo kaj orbito - por cirkla orbito
2 π Rs=vP
2. La ekvacio de la centro de maso
Ms Rs = Mp Rp
kie Rs kaj Rp estas la radiusoj de la stela kaj planeda orbito, respektive, kaj Ms kaj Mp iliaj respektivaj masoj.
3. La dua leĝo de Kepler:
Ms + Mp = 4 π2 R3 / GP2
kie R = Rs + Rp
Ĉar la stelo estas multe pli peza ol la planedo, oni povas plisimpigi la trian ekvacion: proksimume validas Ms+Mp~Ms kaj R~Rp. Se aldone M estas mezurata per sunaj mas-unuoj, R per astronomiaj unuoj (AU, la distanco inter Tero kaj la Suno) kaj P per jaroj, la tria ekvacio fariĝas
Ms ~ Rp3 / P2
La datumojn P kaj v oni determinas el la observado de la Doppler efekto kaj sekve la grandecon de Rs oni kalkulas el ekvacio 1. Se oni povas sendepende taksi la mason de la stelo (ekzemple se ĝi estas stelo el la ĉefa sekvenco per la spektra tipo kaj la maso-lumeco rilato) eblas kalkuli la radiuson de la planeda orbito Rp (el la simpligita ekvacio 3) kaj la planedan mason Mp (el ekvacio 2).
En la realeco la bildo estas iomete pli komplika:
Per la Dopler-metodo oni povas mezuri nur la rapidecon en la direkto de la vid-linio (do nur proksimiĝanta al ni aŭ male) tiel ke la rapideco kiun ni mezuras estas efektive v sin(i), kaj sekve la maso kalkulita estas M sin(i), do pli malgranda ol la vera maso.
La unua komplikaĵo (elipso anstataŭ cirklo) kauzas ke la ŝanĝoj de la stela rapideco kun la tempo ne aspektu kiel sinuso sed iom tordita, ne simetria sinuso. De la preciza formo eblas kalkuli kiom "mallarĝa" estas la elipso, trajto mezurata per la "ekscentreco"
e = √1-b2 / a2,
kie a kaj b estas la granda kaj malgranda duon-aksoj de la elipso. Elipso kun egalaj a kaj b (kiu estas do cirklo) havas e=0. En la ekvacioj ĉi supre la radiuso R devas esti anstataŭita per la granda duonakso.
Enretigo: Mihá Erika
Scienca kaj Teknika E-Biblioteko, STEB: http://www.eventoj.hu/steb