Metody poszukiwania pozasłonecznych układów planetarnych

Z Wikipedii

Metody poszukiwania układów planetarnych.

Gwiazda oraz okrążająca ją planeta (planety) poruszają się wokół wspólnego środka masy. Ruch gwiazdy możemy obserwować jako ruch radialny (wzdłuż linii widzenia) oraz prostopadły do niego (styczny do sfery niebieskiej).

Pierwszy z tych ruchów można obserwować w widmie gwiazdy jako dopplerowskie przesunięcia linii widmowych. W zależności od tego, czy gwiazda oddala się czy przybliża do obserwatora, następuje przesunięcie tychże linii w kierunku odpowiednio czerwieni bądź fioletu. Efekt ten jest bardzo mały i wymaga uzyskania widma o dużej rozdzielczości.

Drugi z ruchów (ruch własny) obserwujemy jako tzw. „chybotanie się” gwiazdy , czyli zmianę współrzędnych gwiazdy nie wynikające z innych przyczyn, np. precesji .

Analizując przesunięcia linii widmowych bądź ruch własny gwiazdy, możemy uzyskać informacje o układzie. Te informacje to: liczba planet, półosie wielkie ich orbit, okresy obiegów tych planet wokół gwiazdy, dolne ograniczenie na ich masy. Brak dokładnej masy planety wynika z braku informacji o orientacji jej orbity w przestrzeni.

Jeżeli zdarzy się tak, że płaszczyzna orbity planety znajduje się w płaszczyźnie widzenia obserwatora, to w momencie przejścia planety przed tarczą swego słońca obserwujemy niewielki spadek jasności gwiazdy. Uzyskujemy w ten sposób komplet danych o układzie. Znając bowiem orientację orbity możemy określić masę planety (planet).

Jeżeli gwiazda to pulsar, to obecność planety powoduje bardzo subtelne (rzędu mikrosekund i mniejsze) zaburzenia okresu jego obrotu (a zatem i pulsacji). Mierząc i analizując te zmiany, uzyskujemy informacje o danym układzie.

Wszystkie wymienione wyżej metody są pośrednie. Obserwuje się jedynie pewne efekty związane z obecnością planety (planet) związanych grawitacyjnie z gwiazdą, nie zaś samą planetę (planety). Okazuje się bowiem, że bezpośrednie zarejestrowanie planety nie jest rzeczą łatwą. Wynika to z faktu niewielkiej odległości planety od gwiazdy w porównaniu z odległością "obserwator – układ" oraz z niewielkiej jasności planety w porównaniu z jasnością jego słońca. Mówimy, że planeta „tonie” w blasku gwiazdy. Stosując metody interferometryczne (wykorzystujące zjawisko interferencji), można uzyskać „przygaszenie” obiektu (gwiazdy) w centrum pola widzenia teleskopu i jednoczesne wzmocnienie blasku obiektu (planety), znajdującego się w niewielkiej odległości od tegoż centrum. Jeśli jednak rozdzielczość obrazu nie będzie wystarczająca, to powyższe zabiegi na niewiele się zdadzą. Istotne znaczenie ma tu nasza atmosfera. Z tego też względu teleskopy mające bezpośrednio wykrywać planety będą wynoszone na orbitę okołoziemską. Wpływ na rozdzielczość obrazu mają również wymiary obiektywu teleskopu.

Inna metoda to mikrosoczewkowanie grawitacyjne. Wykrywanie planet tą metodą polega na obserwowaniu gwiazd i znajdowaniu takich, które "zakrywają" inną, odleglejszą gwiazdę. W sytuacji takiej gwiazda zdaje się być jaśniejsza, nawet kilkakrotnie. Obserwując krzywą zmiany jasności podczas zakrycia (co może trwać kilka miesiecy) uzyskujemy informację o ewentualnych planetach, które "pojawiają" się na krzywej jako odchylenia. Planety pojawiają się na krzywej, ponieważ swoją masą także zakrzywiają światło odległej gwiazdy, w ten sposób oznajmiając nam swoje istnienie.

Trzeba zaznaczyć, że niezależnie od metody informacje uzyskane z obserwacji nie są jednoznaczne. Tworzy się więc modele komputerowe, gdzie wstawia się dane gwiazdy i planet i analizuje jak takie komputerowe planety zmieniały by światło gwiazdy. Następnie zestawia się w ten sposób zebrane dane z danymi obserwacyjnymi i dopasowuje je, uzyskująć informacje o wielkości i orbicie pozasłonecznych planet.