Eksoplaneetta

Wikipedia

Eksoplaneetaksi kutsutaan aurinkokuntamme ulkopuolelta löydettyä, eli ekstrasolaarista planeettaa. Jupiterin kokoluokkaa olevia eksoplaneettoja on havaittu epäsuorilla keinoilla, mittaamalla eksoplaneettojen vaikutusta tähden liikkeeseen. Eksoplaneetta heiluttaa tähteä samaan tapaan kuin ratsastaja tankoa, johon on kiinnitetty naru. Jos ratsastaja ja tanko olisivat näkymättömiä, havaittaisiin vain tangon heiluminen. On myös havaittu joidenkin tähtien valon himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Vuonna 2005 otettiin ensimmäinen todennäköinen valokuva eksoplaneetasta.

[muokkaa] Eksoplaneettojen lyhyt historia

Pitkään on väitetty, että joidenkin tähtien ympärillä kiertää planeettoja. Esimerkiksi Peter van de Kamp väitti jo 1960-luvun lopulla, että Barnardin tähteä kiertää planeetta, joka aiheuttaa jaksollisia muutoksia Barnardin tähden paikkaan. Muut tutkijat eivät ole kyenneet väitettä todentamaan.

1980-luvulla varmistui, että joidenkin tähtien ympärillä on pölykiekkoja, mikä viittaa epäsuorasti planeettojen olemassaoloon. 1989 väitettiin Gamma Cepheillä olevan planeetta, mutta tähän liittyvistä spektrihavainnoista kiistellään yhä. 1990-luvulla avaruusteleskooppi kuvasi Orionin sumusta esiplanetaarisia kiekkoja, mikä myös vihjasi aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen olemassoloon.

Ensimmäisen eksoplaneetan löysi Alexander Wolsczcan vuonna 1992 radioastronomian avulla. Planeetta kiertää neutronitähti PSR B1257+12:ä. Planeetta aiheutti muutoksia millisekuntipulsarin paikkaan ja sitä kautta sieltä tulevien radiopulssien saapumisaikoihin. Massaltaan se oli todella pieni, vain 0,15 Jupiterin massaa. Saman pulsarin ympäriltä löydettiin myöhemmin myös kaksi muuta eksoplaneettaa: isompi ja pienempi Maan massainen.

Ensimmäisen Auringon kaltaista tähteä kierävän eksoplaneetan löysivät sveitsiläiset Michel Mayor ja Didier Queloz vuonna 1995. 51 Pegasin järjestelmästä. Löytö osoitti sen, että oman aurinkokuntamme malli ei olekaan ainoa mahdollinen. Planeetta 51 Pegasi b on kaasuplaneetta, massaltaan puolet Jupiterin massasta ja sen kiertoaika päätähtensä ympäri on vain 4,2 vuorokautta. Lisäksi planeetta kiertää lähellä päätähteään vain 0,05 AU:n (n. 7,5 milj. km) etäisyydellä.

Vuoden 1993 jälkeen on löydetty jo yli 210 eksoplaneettaa, niin ylikulku-, kuin paikanmittausmenetelmälläkin. Arvioiden mukaan 5 – 7 prosentilla tähdistä on eksoplaneetta. Helmikuussa 2006 on löydetty 180 eksoplaneettaa, 155 planeettakunnassa; näistä 18 systeemissä on kaksi tai useampia eksoplaneettoja. Viisi eksoplaneetoista on ns. resonanssissa eli niiden kiertoaikojen suhde on vaikkapa 2:1.

Eksoplaneettoja on myös kaksoistähdillä joilla ei yhteen aikaan uskottu olevan planeettoja. Eksoplaneettajahdissa ovat kunnostautuneet etenkin kalifornialaiset Geoffrey Marcy ja Paul Butler. Tähdestä 2M1207 VLT-teleskoopilla (Very Large Telescope) otetussa infrapunakuvassa näkyy todennäköisesti eksoplaneetta, jonka massa on viisi Jupiterin massaa. Tietoa pidetään jo lähes varmana. Vuonna 2005 havaittiin ehkä planeetta ja ehkä ruskea kääpiö myös GQ Lupin ja AB Pictoriksen vierestä.

Useampia eksoplaneettoja sisältäviä planeettakuntia on löytynyt jo pian kaksikymmentä. Tällaisista järjestelmistä ollaan erityisen kiinnostuneita, koska ne muistuttavat oman aurinkokuntamme rakennetta. Yksi tällainen planeettakunta löytyi 17. toukokuuta 2006 vain 41 valovuoden päässä olevalta tähdeltä HD 69830. Sitä kiertävässä järjestelmässä on kolme noin Uranuksen tai Neptunuksen kokoista planeettaa, ja pidetään todennäköisenä, että järjestelmään kuuluisi myös vielä havaitsemattomia maankaltaisia planeettoja.

Kunhan eksoplaneettojen etsintämenetelmät kehittyvät on odotettavissa yhä vain enemmän ja pienempiä planeettoja ja yhä kauempaa omasta aurinkokunnastamme.

25. tammikuuta 2006 ilmoitettiin löydetyn aiempaa pienempi, 5,5 kertaa maan massainen eksoplaneetta OGLE-2005-BLG-390Lb.

[muokkaa] Miten eksoplaneetat on havaittu?

[muokkaa] Eksoplaneetta on vaikea havaita

Maan kokoista eksoplaneetta olisi nykyisellä kaukoputkella mahdoton havaita. Maa heijastaa keskustähtensä Auringon valoa. Aurinko on äärimmäisen kirkas, eksoplaneetta äärimmäisen himmeä ja vielä alle kaukoputken erotuskyvyn päässä keskustähdestä, jonka kuva leviää ilmakehän rauhattomuuden takia. Hubblen avaruusteleskooppikaan ei Maata havaitsisi keskustähden kirkkauden takia. Myös infrpunataajuuksilla Maan kokoista kohdetta on mahdoton havaita.

Jupiterin, Maata suuremman planeetan, kirkkaus visuaalisella alueella olisi noin 2 miljardisosaa keskustähden kirkkaudesta, infrapuna-alueella 1/10000 Auringon infrapunasäteilystä. Helpointa planeetan havaitseminen on millimetrialueella, sillä planeetan kirkkaus on 3/1000 keskustähden millimetrialueen kirkkaudesta. Jättiläisplaneetan kokoisen eksoplaneetan absoluuttinen kirkkaus näkyvällä alueella lienee noin 26,5. Auringon tyyppisen tähden absoluuttinen kirkkaus on 4,8.

[muokkaa] Ensimmäiset valokuvat eksoplaneetoista?

Vuonna 2005 saatiin ensimmäiset todennäköiset kuvat eksoplaneetasta.

Eksoplaneetta on yleensä hyvin lähellä kirkasta keskustähteä, joka hukuttaa sen valoonsa. Havaitsemista vaikeuttavat mm. ilmakehän rauhattomuus ja teleskooppien huono erotuskyky, ts. ei voida havaita niin pieniä kohteita kuin mitä planeetat ovat.

Useimmat väitetyt valokuvatut eksoplaneetat ovat olleen mm. ruskeita kääpiöitä tai hyvin himmeitä tähtiä.

Tähdiltä GQ Lupi ja AB Pic on havaittu ehkä muutaman Jupiterin massaiset seuralaiset valokuvaamalla. GQ Lupi on alle miljoonan vuoden ikäinen nuori tähti 450 valovuoden päässä Auringosta. Tähdellä on esiplanetaarinen kiekko ja planeetan tai ruskean kääpiön etäisyys on 100 AU. Monet arvioivat GQ Lupi b:n, havaitun kohteen, massaksi muutaman Jupiterin massan, mutta arviot vaihtelevat välillä 1-42 Jupiterin massaa. Jos kohteen massa on yli 11 jupiterin massaa, on kyseessä ruskea kääpiö.

Joistain "kuumista Jupitereista" kuten HD 209458b ja TrES-1 on havaittu lämpösäteilyä, joka tulee tähden valon päälle.

2M1207 b on ensimmäinen todennäköinen valokuvattu eksoplaneetta.

[muokkaa] Eksoplaneetta aiheuttaa muutoksia tähden nopeuteen ja spektriin

Useimmat eksoplaneetat on havaittu spektroskooppisella menetelmällä. Massiivinen eksoplaneetta huojuttaa vetovoimallaan keskustähteä. Jos planeetta on lähellä keskustähteä, planeetan vetovoimallaan aiheuttama tähden huojuminen tapahtuu lyhyissä jaksoissa planeetan kiertoajan mukaan. Keskustähden huojumisen nopeus mitataan.

Tämä nopeus huomataan tähdestä tulevan valon aallonpituuden muutoksina. Kyse on Dopplerin ilmiöstä, jossa lähestyvästä kappaleesta tulevat valoaallot kutistuvat siniseen päin ja etääntyvästä kohteesta tulevat valoaallot laajenevat siniseen päin. Etääntyvä kappale vetää valolaaltoja laajemmiksi, lähestyvä painaa niitä kasaan. Lähestyvä kappale tuottaa sinisiirtymän ja etääntyvä punasiirtymän. Punasiirtymä näkyy spektriviivojen siirtymisenä punaiseen päin. Huomataan, että tähden spektriviivat huojahtelevat keskuspaikkansa yli säännöllisessä jaksossa eli havaitaan sekä punasiirtymä että sinisiirtymä. Keskustähden spektrissä näkyy ainoastaan tähden säteisnopeuden muutokset, jotka tapahtuvat planeetan kiertoajan jaksoissa. Säteisnopeus on tähden nopeus kohtisuoreen havaitsijaa vastaan, ts. joko havaitsijasta poispäin tai havaitsijaan päin. Siksi spektroskooppista menetelmää sanotaan myös säteisnopeudeksi. Vain yli 3 m/s nopeuksia voidaan havaita. Tämä tarkoittaa Auringon massaiselle tähdelle havaittua massaa 33*Me*sin*i, missä me on Maan massa ja i kaltevuus. Spektroskooppinen menetelmä tuottaa siis vain massan ja kaltevuudesta riippuvan luvun tulon, ei esim. suoraan eksoplaneetan massaa. Maan etäisyydellä olevaa Auringon massaista Maan kokoista planeetta ei menetelmällä pysty havaitsemaan. Spekroskooppinen menetelmä sopii spektriluokkien F5-M tähdille, F5:tä kuumemmat tähdet pyörivät nopeammin, sykkivät, ovat hyvin aktiivisia ja niiden spektrissä on vähemmän mittaukseen sopivia piirteitä.

[muokkaa] Tähden yli kulkeva eksoplaneetta himmentää sen valoa

Joissain tapauksissa voidaan havaita tähden valon hienoista himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Jos siis jonkin tähden valo himmenee säännöllisesti hieman, sillä on eksoplaneetta. Jupiterin kokoinen eksoplaneetta himmentää tähden valoa vain 1%:n. Tämä tapa havaita eksoplaneetta on ns. ylikulkumenetelmä. Tässäkään tapauksessa itse eksoplaneettaa ei nähdä suoraan. Tätä menetelmää rasittaa se, että sillä voidaan havaita vain eksoplaneettoja, joiden ratataso on suurin piirtein näkösäteen suuntainen. Jos havaittavan eksoplaneetan kiertoaika on pitkä ts. se on kaukana keskustähdestä, vaaditaan pitkäaikaisia tarkkoja havaintoja.

[muokkaa] Pulsarin pulssien ajat muuttuvat

Pulsarit ovat säännöllisesti pyöriviä neutronitähtiä, joiden magneettikenttä katkoo radiosäteilyä säännöllisiksi pulsseiksi. Jos pulsaria kiertää planeetta, se muuttaa pulssien tuloaikoja. Pulsarit ovat kuolleita tähtiä, joten pulsarien planeetat myös "kuolleita". Se, että pulsareilla yleensä on planeettoja, kertoo siitä että planeettojen syntyminen on tavallista ja sitä tapahtuu hyvinkin erilaisissa oloissa.

[muokkaa] Tihentymiä ja harventumia pölykiekoissa

On myös havaittu mm. spiraalimaisia ja rengasmaisia tihentymiä ja harventumia tähtiä ympäröivissä pölykiekoissa. Nämä ovat syntyneet luultavasti eksoplaneettojen aiheuttamista häiriöistä. GM Aurigae on miljoonan vuoden ikäinen tähti, jonka ympärillä olevassa esiplanetaarisessa kiekossa on jättiläisplaneettoja vastaavalla etäisyydellä aukko. Tämä vihjaa jättiläisplaneettojen syntyvän hyvin nopeasti. Fomalhautin ympärillä olevan pölykiekon tähdestä poikkeava keskipiste selittynee planeetalla, joka kiertää tähteään 7,4 -- 10,5 miljardin kilometrin (50 -- 70 AU) päässä keskustähdestä. Renkaan keskipiste on noin 15 AU:n päässä keskustähdestä ja se ulottuu 133 AU:n päähän kohteestaan.

[muokkaa] Tähden paikan muutos valokuvauslevyllä

Varsinkin raskas, kaukana oleva eksoplaneetta siirtelee tähteä ratajaksonsa aikana, koska sekä tähti että planeetat kiertävät toisiaan yhteisen painopisteen ympäri. Tämä astrometriaan perustuva menetelmä vaatii tarkkoja havaintoja tähden paikasta pitkältä aikaväliltä. Nykyisten kaukoputkien tarkkuus on jopa 20 mikrokaarisekunta jolla voitaisi havaita 66 maan massainen jättiläisplaneetta , joka on 1 AU:n päässä Auringon massaisesta keskustähdestä. Tällä menetelmällä ei ole havaittu yhtään eksoplaneettaa. On joskus väitetty joillain tähdillä, esim. 61 Cygni ja Barnardin tähti, olevan astrometrisesti havaittavia planeettoja, mutta tätä ei ole kyetty todistamaan.

[muokkaa] Eksoplaneettojen ominaisuuksista

Havaittujen eksoplaneettojen muodostamat "aurinkokunnat" eivät ole saman tyyppisiä kuin omamme. Monet eksoplaneetat kiertävät lähellä keskustähteään tai hyvin soikeilla radoilla. Monet löydetyt eksoplaneetat ovat "kuumia jupitereita", karkeasti Jupiterin massaisia jättiläisplaneettoja, jotka kiertävät emotähteään hyvin lähellä, noin 0,05 AU:n päässä. Spektroskooppiselle menetelmällä onkin helpointa havaita hyvin massiivinen "kuuma jupiter". Monet kauempana olevat eksoplaneetat ovat soikeilla radoilla. Monien eksoplaneettojen tarkkaa massaa ei tunneta, johtuen mittausmenetelmästä joka kertoo vain planeetan liikenopeuden yhdessä suunnassa. Itse eksoplaneettojahan ei nähdä, ainoastaan niiden keskustähteä heiluttava vaikutus. Eräästä "kuumasta jupiterista" haihtuu kaasua komeettamaiseen pyrstöön. Monet kauempana olevat eksoplaneetat kiertävät emotähteään hyvin soikeilla radoilla, ne ovat siis "eksentrisiä jupitereita". On esitetty teoria, jonka mukaan Jupiterin massan tai alle olevilla planeetoilla ratojen soikeus tasaantuu esiplanetaarisen kiekon kehittyessä, mutta suurimassaisen kappaleen soikeus kasvaa. 3,2 -- 10 Jupiterin massaiset planeetat olisivat soikeilla radoille, joiden eksentrisyys e on 0,31 +- 0,08 (ympyräradan eksentrisyys on 0).

Pääsarjan tähdiltä ei ole toistaiseksi löydetty Maan massan luokkaa olevia kohteita, pienimmät eksoplaneetat ovat yli 5 Maan massaisia. Poikkeuksellisesti pulsarieilta voidaan havaita hyvinkin pieniä eksoplaneettoja. Ei osata sanoa, miksi eksoplaneetta-aurinkokunnat poikkeavat niin paljon omastamme, jossa jättiläisplaneetat ovat ympyrämäisellä radalla kaukana keskustähdestään Auringosta.

Toistaiseksi eksoplaneettojen löytömenetelmät ovat valikoivia, helpointa on havaita lähellä tähtiä olevia hyvin massiivisia kohteita. Eksoplaneettojen massajakauma noudattaa kaavaa dN/dM=M^-1,25. Jos kahden Jupiterin massaisia eksoplaneettoja on 10 kappaletta, yhden Jupiterin massaisia on 23,5 kappaletta ja neljän Jupiterin massaisia 4,5 kappaletta. Kuuden Jupiterin massaisia on 3 ja kahdeksan Jupiterin massaisia 8 kappaletta ja 14 Jupiterin massaisia 1 kappale.

[muokkaa] Eksoplaneetta kiertää usein metallirikasta tähteä

Eksoplaneetan löytötodennäköisyys näyttää riippuvan keskustähden metallipitoisuudesta. Mitä metallipitoisempi tähti on, sitä todennäköisemmin sillä on eksoplaneettoja. Jos metallipitoisuus on 1/3 Auringon metallipitoisuudesta, eksoplaneettaa ei löydy lainkaan. Aurinkoa metallirikkaammilta tähdiltä löytyy todennäköisemmin eksoplaneettoja kuin suunnilleen Auringon tyyppiseltä. Jos tähden metallipitoisuus on 1,5 kertaa Auringon metallipitoisuus, tähdellä on 2-kertaisella todennäköisyydellä eksoplaneettoja, ja jos metallipitoisuus on kaksinkertainen, eksoplaneettoja on 4,5 kertaisella todennäköisyydellä ja jos metallipitoisuus on 3x auringon, eksoplaneetta löytyy 11-kertaisella todennäköisyydellä metallipitoisuuudeltaan Auringon tyyppiseen tähteen verrattuna.

Metallirikkaus viittaa vetyä ja heliumia raskaampien aineiden yleisyyteen. Raskaat aineethan ovat planeettojen raaka-ainetta. Oletetaan, että metalliköyhillä tähdillä on vain komeettapilvi ympärillään.

[muokkaa] Kuumien Jupiterien synty ja migraatio

Pääartikkeli:Migraatioteoria

Oletetaan "kuumien jupiterien" vaeltaneen kasvunsa aikana kaasukiekossa lähelle emotähteään. On nimittäin hyvin vaikea selittää jättiläisplaneetan synty hyvin lähellä, alle 0,1 AU:n päässä keskustähdestään. Vaeltaminen eli migraatio selitetään mm. vuorovesivoimilla ns Lindbladin resonanssien kanssa. Yleensä tämäntyyppisessä tapauksessa Jupiter ajautuisi Aurinkoon noin 10000 vuodessa, jos Jupiter liikkuisi planetesimaalien ja kaasun muodostamassa kiekossa. Toisen tyyppisessä migraatiossa planeetta avaa aukon kiekkoon vetovoimallaan. Tällöin vaikuttavat viskoosit vuorovaikutukset, joissa planeetta on laskennallisesti ikään kuin mikä tahansa kiekon hiukkanen. Tällöin Jupiter ajautuisi Aurinkoon 1000 -- 100000 vuodessa. Tällöin herää kysymys, miksei aurinkokunnassamme tapahtunut huomattavaa migraatiota kuin ehkä Uranuksen ja Neptunuksen ajautuminen ulospäin. On luultavaa, että planeettakuntien syntyessä eri puolilla eri aikoina oli ominaisuuksiltaan hyvin erilaisia kiekkoja, jotka tuottivat erilaisia planeettakuntia. Muun muassa esiplanetaaristen kaasu- ja pölykiekkojen tiheydet ja viskositeetit poikkesivat toisistaan. Koska eksoplaneettoja on kahdenlaisa, lähellä keskustähteään olevia ympyrärataa kiertävä ja kaukana olevia soikeilla radoille kiertäviä, on ilmeisesti kaksi migraatiomekanismia.

[muokkaa] Haasteita migraatioteorialle

Migraatioteorian haastoi 2005 havainto, jossa kolmoistähden komponenttia HD 188753 A kiertää ainakin 1,14 jupiterin massainen planeetta etäisyydellä 1/12 AU keskustähdestään 3.3 päivässä. 25.7 AU:n päässä kiertää kaksi tähteä toisiaan kerran 156 päivässä. Nämä tähdet estävät tutkijoiden mahdollisuuden, että jättiläisplaneettoja olisi muodostunut kaukana keskustähdestä ja ajautunut lähemmäs, niin kuin nykyinen kuumat jupiterit selittävä migraatioteoria olettaa.

[muokkaa] Planeettakuntien syntyteoriat

Pääartikkeli: Planeettakuntien synty

Planeettakuntien synnystä on esitetty kaksi vastakkaista teoriaa:

Kasautumisteorian mukaan planeetat syntyvät kaasusta tiivistyneistä hiukkasista törmäilemällä ensin kiven, sitten asteroidin ja lopulta planeetan kokoisiksi kappaleiksi. Jupiterin tyyppiset jättiläisplaneetat syntyvät siten, että aluksi syntynyt kivinen ja jäinen alkuplaneetta kerää ympärilleen ensin kaasukehän ja lopulta raskaan kaasuvaipan. Kiekkoepävakaisuusteorian mukaan esiplanetaariseen kiekkoon syntyy kiekon kaasun oman painovoiman ansiosta tiivistymiä pienistä häiriöistä. Tiivistymät kutistuvat planeetoiksi, koska niiden tiheys ylittää kriittisen tiheyden ja massa Jeansin massan. Tämä tuottaa suoraan Jupiterin tyyppisiä jättiläisplaneettoja, joista voi haihtua kaasua pois esim Auringon kuumentavan vaikutuksen tai auringosta tulevan hiukkastuulen ansiosta.

Nykyään monet tutkijat suosivat kasautumisteoriaa. Ei osata silti sanoa, onko planeettojen muodostuminen esiplanetaarisen kiekon epävakaisuuksista silti mahdollista esim. tietyn tyyppisissä esiplanetaarisissa kiekoissa. Kasautumisteoriaa suosii eksoplaneettojen syntymekanismiksi esim. se, että metallipitoisilla tähdillä on havaittu eniten planeettoja ja se, että pulsareilla on planeettoja. Kasautumisteoria vaatii mieluummin suuren määrän raskaita alkuaineita eli metalleja.

[muokkaa] Eksoplaneettoja etsiviä satelliitteja

Ranskan avaruusjärjestön CNESin COROT, joka löytää jopa Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä. Se laukaistiin joulukuussa 2006.
Euroopan avaruusjärjestön ESAn GAIA, jonka toivotaan löytävän kymmeniätuhansia eksoplaneettoja käyttäen havaitsemiensa planeettojen kaasukehän spektrometriaa. Sen laukaisu on suunniteltu tapahtuvan vuonna 2010.
NASAn KEPLER, joka etsii Maan kokoluokan planeettoja ylikulkumenetelmällä. Laukaistaan 2007

[muokkaa] Katso myös

[muokkaa] Muissa Wikipedioissa

Wikipedia eng list of exoplanets Englanninkielisen Wikipedian luettelo eksoplaneetoista

[muokkaa] Aiheesta muualla

Etsintäprojekteja:

Resursseja

German Center for Exo-Planet Research Jena/Tautenburg
Astrophysical Institute & University Observatory Jena (AIU)
The Extrasolar Planets Encyclopaedia
Table of known planetary systems
Extrasolar Planet XML Database
Andrew Collier Cameron, Extrasolar planets, Physics World (January 2001). (See the online version.)
searchable dynamic database of extrasolar planets and their parent stars
List of important exoplanets
Extrasolar Planets - D. Montes, UCM

Uutisia

The European Southern Observatory
6-8 Earth-Mass Planet Discovered orbiting Gliese 876
Newfound World Shatters Distance Record space.com
Oldest Known World space.com
Earth Sized Planets Confirmed space.com
Hubble telescope "discovers 100 new planets": BBC uutisoi

Planeettojen löytöraportteja

A planetary microlensing event ja A Jovian-mass Planet in Microlensing Event OGLE-2005-BLG-071 ; ensimmäiset eksoplaneettojen löydöt käyttäen gravitaation aiheuttamaa mikrolinssi-ilmiötä.

Esitelmiä

[1] Esitelmä eksoplaneetoista

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org../../../e/k/s/Eksoplaneetta.html

Luokka: Eksoplaneetat