Fabryka planet - ebook

Wstęp

Ryc. 1. Układ Słoneczny. Do porównywania ogromnych odległości między planetami wykorzystuje się „jednostki astronomiczne” (w skrócie AU, od ang. astronomical unit). Jedna jednostka astronomiczna jest równa odległości Ziemi od Słońca. (Z uwagi na bardzo duże różnice między rozmiarami planet skalistych i gazowych olbrzymów powyższy rysunek nie odzwierciedla prawdziwej skali tych obiektów).

Na początku lat dziewięćdziesiątych XX wieku wiedzieliśmy o istnieniu ośmiu planet:

Merkurego,

Wenus,

Ziemi,

Marsa,

Jowisza,

Saturna,

Urana,

Neptuna

oraz dwóch planet karłowatych: Ceres (w pasie planetoid) i Plutona (w pasie Kuipera).

Pierwsze cztery z nich są planetami typu ziemskiego, mają skalistą powierzchnię i cienką atmosferę. Kolejne cztery to gazowe olbrzymy, których masa jest od 15 do 300 razy większa, a spowija je atmosfera o grubości wielu tysięcy kilometrów.

Nie były to jednak jedyne światy, jakie istnieją w kosmosie.Wprowadzenie

Ślepi poszukiwacze planet

Żyło raz sześciu w Hindustanie

Ludzi ciekawych niesłychanie

I chociaż byli ślepi,

Wybrali kiedyś się na błonie,

Aby zapoznać się ze słoniem

I umysł swój pokrzepić1.

Jest taka stara hinduska opowieść o sześciu ślepcach, którzy chcieli się przekonać, jak wygląda słoń. Każdy z nich wyciąga rękę i dotyka innej części nieznanego zwierzęcia. Pierwszy czuje pod palcami gładką błonę wnętrza słoniowego ucha. Drugi chwyta zakrzywiony kieł, natomiast trzeci łapie zwierzę za cienki ogon. Czwarty mężczyzna dotyka trąby, a piąty obejmuje ramionami jedną z nóg. Ostatni kładzie dłoń na szerokim boku zwierzęcia. Po chwili zaczynają się ze sobą sprzeczać o to, jak naprawdę wygląda słoń, ponieważ każdy z nich poznał jedynie część prawdy.

– Czy jest coś, co sprawiłoby, że miałbyś ochotę wyrzucić tę książkę przez okno?

Zimowe słońce zaglądało przez szybę w jednym z okien na trzecim piętrze wydziału fizyki Uniwersytetu Stanu Waszyngton, które mogłoby posłużyć do tego właśnie celu. Na zewnątrz rozciągała się wspaniała panorama mokrego od deszczu Seattle, ale ja miałam przed oczami jedynie zniszczony egzemplarz mojej książki w jednej z kałuż.

Naprzeciw mnie siedział Tom Quinn, astrofizyk o gęstej brodzie, który już od wielu dziesięcioleci zajmuje się modelami powstawania planet. Od dziesięciu minut gadałam jak najęta, opisując wszystkie górnolotne cele, jakie chciałam osiągnąć swoim opus magnum. Teraz doszliśmy do sprawy zasadniczej: co mogłoby sprawić, by uznany ekspert od planetologii odrzucił książkę o innych światach jako całkowitą bzdurę? Sądziłam, że Quinn odpowie, wyliczając na palcach kilka podstawowych kwestii. Spodziewałam się, że numerem jeden na jego liście będzie duże znaczenie gorących jowiszów, ponieważ odkrycie pierwszych planet tego typu wokół gwiazd przypominających Słońce obróciło wniwecz wszystkie wcześniejsze teorie powstawania układów planetarnych. Następne w kolejności mogłyby być tajemnicze super-Ziemie o rozmiarze, który nie pasuje do niczego, co krąży wokół Słońca. Czy są to miniaturowe planety gazowe z duszącą wszystko atmosferą, czy też planety skaliste w rozmiarze XXL?

Quinn mógłby również wspomnieć o planetach krążących po orbitach wokół dwóch bliźniaczych gwiazd, przypominających fikcyjną planetę rodzinną Luke’a Skywalkera, lub o drugiej skrajności, czyli o planetach, które w ogóle nie mają swojego słońca. Poza tym są jeszcze światy, których trajektoria wokół macierzystych gwiazd jest tak wydłużona, że panujący na nich klimat przechodzi od jednej skrajności do drugiej: w jednym punkcie orbity są rozpalonymi kulami ognia, a w przeciwleg­łym – skutymi lodem bryłami śniegu. Są również światy, w których słońce nigdy nie zachodzi, a jeszcze inne są całe zalane wodą lub pokryte roztopioną lawą. Quinn mógł też powiedzieć o tym, że kolejnym ważnym odkryciem będzie znalezienie planet przypominających Ziemię, z postrzępioną linią brzegową, na których rozwijają się dziwne formy życia.

Jednak Quinn niczego nie wyliczył, tylko odpowiedział szczerze:

– Nasza wiedza o powstawaniu planet nie jest jeszcze pełna. Do tej pory udało się nam zobaczyć tylko niewielki ułamek tego, co istnieje w kosmosie. Gdybyś przedstawiła to, co wiemy, jako pełny obraz wszystkiego, co istnieje, to wtedy bez wahania wyrzuciłbym twoją książkę przez okno.

Quinnowi chodziło o to, że próbując poznać tajemnice planet, przypominamy ślepców badających słonia. Niezliczone światy wypełniające kosmos są niewidocznym stworzeniem, które próbujemy ogarnąć umysłem, analizując jego niewielkie, odkryte do tej pory fragmenty.

Gwiazdowy prędkościomierz

W 1968 roku Michel Mayor wpadł do lodowej rozpadliny i niewiele brakowało, a nie dokonałby pierwszego odkrycia planety krążącej wokół innego słońca.

Mayor był eksploratorem. Urodził się w 1942 roku w Lozannie, na szwajcarskim wybrzeżu Jeziora Genewskiego, i dorastał w rodzinie, w której wszyscy uwielbiali ruch na świeżym powietrzu. Potem przekształciło się to w dość ryzykowne zamiłowanie do narciarstwa wysokogórskiego i alpinizmu, na skutek czego 26 lat później zawisł na krawędzi oblodzonej półki skalnej. Być może to właśnie fascynacja wysokością rozbudziła w Mayorze zainteresowanie gwiazdami i ich ruchem.

W swojej pracy doktorskiej, napisanej na Uniwersytecie Genewskim, Mayor szukał niewielkich odchyleń w trajektoriach gwiazd wynikających z wpływu przyciągania grawitacyjnego ramion spiralnych naszej Galaktyki. Wymagało to zmierzenia prędkości gwiazd z niezwykle dużą precyzją. Mayor wymyślał kolejne sposoby poprawy dokładności tych pomiarów, dzięki czemu udawało mu się wykrywać coraz mniejsze zmiany w ruchu gwiazd. W końcu był w stanie zauważyć nawet bardzo małe zaburzenia wynikające z obecności obiektów o wiele mniejszych od badanej gwiazdy, takich jak niewidoczne planety.

Problem z wykrywaniem planet polega na tym, że gwiazdy są wielkie i jasne. Nawet Jowisz, najmasywniejsza planeta Układu Słonecznego, odbija zaledwie jedną miliardową światła słonecznego. To sprawia, że niezwykle trudno jest dostrzec planety krążące wokół innych gwiazd, zwłaszcza że same gwiazdy są tylko niewielkimi kropkami światła na niebie. Technika opracowana przez Mayora pozwalała jednak wykryć planety bez konieczności ich bezpośredniego zaobserwowania. Wystarczyło zmierzyć wahnięcia ruchu gwiazdy wynikające z obecności krążącej wokół niej planety.

Gdy mowa o orbitach, zazwyczaj wyobrażamy sobie jakiś mniejszy obiekt krążący wokół nieruchomego, masywniejszego ciała, na przykład Ziemię obiegającą Słońce lub Księżyc krążący wokół Ziemi. W rzeczywistości jednak oba ciała przyciągają się wzajemnie, a zatem oba się poruszają. Taka para ciał krąży wokół wspólnego środka masy – punktu równowagi ich wzajemnego przyciągania grawitacyjnego.

Można to porównać do sytuacji, w której umieszczamy dwie gumki na obu końcach ołówka i próbujemy go utrzymać w stanie równowagi na wyciągniętym palcu. Jeśli obie gumki mają taki sam ciężar, to punkt równowagi znajduje się w środku ołówka. Tak właśnie jest w przypadku dwóch gwiazd o jednakowej masie tworzących układ podwójny. Takie gwiazdowe bliźnięta krążą wokół punktu znajdującego się w połowie drogi między nimi. Gumki mogą jednak mieć również różne masy i wtedy punkt równowagi przesuwa się w kierunku tego końca ołówka, na którym znajduje się cięższa gumka. Charon, olbrzymi księżyc Plutona, ma masę wynoszącą niemal 12 procent masy samego Plutona. Środek masy obu tych ciał znajduje się około 1000 km nad powierzchnią Plutona i prawie 17 000 km od powierzchni Charona. Gdy zatem oba ciała krążą po orbicie wokół tego punktu równowagi, to nie tylko Charon kreśli w przestrzeni kosmicznej wielkie okręgi – Pluton również się porusza, choć po znacznie mniejszych okręgach2. Ponieważ masa Księżyca wynosi zaledwie 1 procent masy Ziemi, środek masy obu ciał znajduje się około 1700 km pod powierzchnią Ziemi. Ziemia nadal krąży wokół takiego miejsca, ale wynikający z tego ruch bardziej przypomina chybotanie, ponieważ cała planeta obraca się wokół punktu położonego w jej wnętrzu.

W przypadku gwiazdy i planety różnica mas jest tak ogromna, że środek masy układu znajduje się bardzo blisko fizycznego środka gwiazdy. W efekcie planeta porusza się po wielkich okręgach niemal dokładnie wokół gwiazdy, natomiast ruch orbitalny samej gwiazdy przejawia się jako jej nieznaczne kołysanie się.

Pod koniec 1994 roku Didier Queloz, doktorant Mayora, prowadził samodzielne obserwacje teleskopowe i podczas badania jednej z gwiazd zauważył takie właśnie kołysanie się. Chodziło o gwiazdę znajdującą się w odległości 51 lat świetlnych od nas w gwiazdozbiorze uskrzydlonego konia, Pegaza. Był to sygnał świadczący o istnieniu planety pozasłonecznej, czyli egzoplanety – planety znajdującej się poza Układem Słonecznym.

Zjawisko pozwalające wykryć tak niewielkie chybotanie jest podobne do tego towarzyszącego przejazdowi karetki na sygnale. Gdy karetka się do nas zbliża, odległość między nami i syreną ulega zmniejszeniu. Prowadzi to do ściśnięcia fal dźwiękowych i skrócenia ich długości, co odbieramy jako wzrost wysokości dźwięku. Gdy karetka się oddala, fale dźwiękowe ulegają rozciągnięciu i dźwięk się obniża. Jest to tak zwany efekt Dopplera.

To samo dzieje się ze światłem gwiazd. Gdy jakaś gwiazda zbliża się nieznacznie do Ziemi podczas ruchu po orbicie wraz ze swoją planetą, jej fale świetle ulegają ściśnięciu i skróceniu, na skutek czego docierające do nas światło jest nieco bardziej niebieskie. Gdy gwiazda się oddala, jej fale świetlne rozciągają się i światło staje się trochę bardziej czerwone. Gdy planeta i gwiazda krążą wokół swojego środka masy, długość fali światła gwiazdy przesuwa się na zmianę raz w kierunku niebieskiego, a raz czerwonego krańca widma, w takt jej chybotliwego ruchu.

Zjawisko to można wyjaśnić również w inny sposób, rozważając zachowanie się cząstek światła. Gwiazdę można porównać do osoby rzucającej do nas lekkie piłki w jednakowych odstępach czasu. Gdy gwiazda się do nas zbliża, dzieląca nas odległość maleje i piłki docierają szybciej. To odpowiada zmniejszeniu się długości fali, które powoduje przesunięcie barwy światła w kierunku niebieskiego krańca widma i wzrost wysokości dźwięku syreny. Gdy gwiazda się od nas oddala, dzieląca nas odległość rośnie i piłki potrzebują więcej czasu, by do nas dotrzeć. To odpowiada wzrostowi długości fali i zmianie barwy światła na nieco bardziej czerwoną.

Mierząc taką zmianę długości fali, uzyskujemy obraz zmian prędkości gwiazdy wynikających z jej nieznacznego, naprzemiennego przybliżania się i oddalania od Ziemi. Prędkość gwiazdy w naszym kierunku nazywa się fachowo jej prędkością radialną i dlatego opisana tu metoda poszukiwania planet jest nazywana metodą prędkości radialnych lub przesunięcia dopplerowskiego.

Mierząc czas, jakiego gwiazda potrzebuje na wykonanie jednego wahnięcia tam i z powrotem, Mayor i Queloz określili czas obiegu jej planety po orbicie. Ta informacja pozwoliła im ustalić, jaka odległość dzieli tę planetę od macierzystej gwiazdy. Z kolei wielkość efektu chybotania się gwiazdy świadczy o masie planety – im bardziej dana gwiazda porusza się po swojej orbicie, tym dalej od jej środka znajduje się punkt równowagi, a to oznacza, że planeta ma większą masę.

Ściśle rzecz biorąc, oszacowanie masy planety na podstawie metody prędkości radialnych zawsze daje jej najmniejszą możliwą wartość. Wynika to stąd, że odbierane przez nas fale świetlne rozciągają się i kurczą tylko za sprawą ruchu odbywającego bezpośrednio w naszym kierunku. Chybotanie się gwiazdy w dowolnym innym kierunku pozostaje dla nas niezauważalne.

Ryc. 2. Odkrywanie planet za pomocą metody prędkości radialnych. Za sprawą wzajemnego przyciągania grawitacyjnego planety i gwiazdy oba ciała krążą wokół wspólnego środka masy (+). Gdy gwiazda oddala się od Ziemi (u góry), jej fale świetlne ulegają rozciągnięciu i światło staje się nieco bardziej czerwone. Gdy natomiast porusza się w kierunku Ziemi, fale świetlne ulegają ściśnięciu i światło robi się odrobinę bardziej błękitne. Taka zmiana prędkości gwiazdy świadczy o istnieniu jakiejś niewidocznej planety.

Przypomina to próbę opisania ruchu balonu na gorące powietrze przez śledzenie jego cienia. Przemieszczający się cień odzwierciedla ruch balonu w płaszczyźnie równoległej do powierzchni Ziemi, ale w żaden sposób nie pozwala stwierdzić, czy balon poszybował w górę, czy w dół. Gdybyśmy na podstawie obserwacji ruchu cienia balonu próbowali ustalić, ile paliwa zużyła już jego załoga, to nasze oszacowanie bardzo często byłoby zaniżone, ponieważ nie uwzględnialibyśmy zużycia paliwa na zwiększenie wysokości balonu. Podobnie jeśli planeta i gwiazda krążą po orbicie nachylonej pod pewnym kątem względem Ziemi, to jedynie część ruchu gwiazdy będzie się odbywała w naszym kierunku i tylko tę część będziemy mogli wykryć. To oznacza, że wyznaczona na tej podstawie siła oddziaływania planety jest zaniżona i obliczając jej masę, uzyskujemy zbyt małą wartość.

Mayor i Queloz prowadzili obserwacje za pomocą teleskopu działającego w Observatoire de Haute-Provence na południu Francji. Pod koniec 1994 roku mieli już 12 pomiarów prędkości radialnej gwiazdy 51 Pegasi i uświadomili sobie, że odkryli coś ważnego. Potem jednak pojawiły się wątpliwości. Poprzednie próby odkrycia obiektów tak małych jak planety sprawiły, że poszukiwania planet były okryte złą sławą. W ciągu minionych 50 lat pojawiło się wiele błędnych doniesień o odkryciu takich obiektów, które po bliższym zbadaniu trzeba było odwoływać. Czy to rzeczywiście była planeta, czy też obserwowali jedynie niewielkie zmiany w atmosferze gwiazdy wynikające z jej ruchu obrotowego wokół własnej osi?

Pojawił się jeszcze jeden problem. Gdy obliczyli minimalną masę planety i czas jednego jej pełnego okrążenia po orbicie, uzyskane wartości wydały im się całkowicie bez sensu.

Ta hipotetyczna planeta musiałaby być światem przynajmniej w połowie tak dużym jak Jowisz, a więc około 150 razy większym od Ziemi. Tak duża wielkość oznaczała, że musiałby to być gazowy olbrzym, podobny do naszych czterech wielkich planet: Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna. Tego typu planety mają prawdopodobnie stałe jądra, ale głównie składają się z masywnej atmosfery o grubości wielu tysięcy kilometrów. Wszystkie gazowe olbrzymy Układu Słonecznego znajdują się w jego zewnętrznym obszarze. Zgodnie z obowiązującymi modelami formowania się planet, takie ich umiejscowienie powinno być powszechne w całym kosmosie. Do utworzenia się gazowego olbrzyma potrzebna jest ogromna ilość materii, a tej po prostu nie ma wystarczająco dużo w pobliżu gwiazdy, ponieważ za sprawą wysokiej temperatury większość znajdującego się tam gazu i pyłu wyparowuje. Gazowe olbrzymy muszą zatem powstawać zawsze z dala od gwiazdy. Mimo to ta nowa planeta wcale nie znajdowała się daleko od swojej gwiazdy. Prawdę mówiąc, jej odległość od 51 Pegasi była dużo mniejsza niż odległość Merkurego od Słońca. Okazało się, że jeden rok na tym nowym świecie trwa zaledwie cztery dni. Uczeni byli przekonani, że musiało tu gdzieś dojść do jakiejś pomyłki.

Mayor i Queloz postanowili nie spieszyć się z ogłoszeniem odkrycia i przeprowadzili kolejne obserwacje gwiazdy 51 Pegasi. W lipcu 1995 roku ich zbiór z wynikami pomiarów powiększył się o osiem nowych pozycji. Po przeanalizowaniu zebranych danych nabrali w końcu pewności. Okazało się, że mimo wszystko udało im się wykryć rzeczywistą planetę.

Szóstego października tego samego roku Mayor brał udział w warsztatach naukowych zorganizowanych we Florencji. Zarejestrował się w ostatniej chwili, uzyskał więc jedynie sposobność przedstawienia krótkiej, pięciominutowej prezentacji podczas dyskusji przy okrągłym stole. Jeszcze przed rozpoczęciem spotkania zaczęły krążyć plotki o tym, co Mayor zamierza na nim ogłosić. Organizatorzy wydłużyli czas jego wystąpienia do 45 minut.

Gdy Mayor wstał z miejsca, powiadomił zebranych o pierwszym odkryciu planety pozasłonecznej, którego dokonano dzięki analizie chybotliwego ruchu gwiazdy przypominającej Słońce. Odkrycie to uruchomiło całą lawinę podobnych badań i już wkrótce świat dowiedział się o istnieniu dziesiątków nowych planet.

Rozgrzany do czerwoności świat Mayora otrzymał nazwę 51 Pegasi b. Nazwa ta powstała przez dodanie do nazwy gwiazdy – 51 Pegasi – małej litery „b”. Zgodnie z przyjętą konwencją mała litera „a” jest zarezerwowana dla samej gwiazdy, a zatem pierwsza planeta odkryta w danym układzie planetarnym otrzymuje literę „b”. Kolejne planety zostają oznaczone literami „c”, „d”, „e” i tak dalej. Jeśli natomiast dana gwiazda jest częścią układu podwójnego, utworzonego przez dwie gwiazdy krążące po orbitach, to obie gwiazdy rozróżnia się przez dodanie do nazwy każdej z nich dużej litery „A” lub „B”.

Same nazwy gwiazd mają przeróżne pochodzenie. W przypadku 51 Pegasi jej nazwa mówi o tym, że jest to pięćdziesiąta pierwsza gwiazda, którą przypisano do gwiazdozbioru Pegaza. Nazwy innych gwiazd wywodzą się z katalogów astronomicznych, w których je opisano. Na przykład Gliese 1214 jest tysiąc dwieście czternastą gwiazdą w Katalogu Gliesego, natomiast nazwa BD+20594 odwołuje się do katalogu Bonner Durchmusterung. Jak się przekonamy w dalszej części książki, nazwy wielu gwiazd mających układy planetarne wywodzą się od nazw przyrządów lub programów badawczych, które przyczyniły się do odkrycia tych nowych światów.

Choć nigdy nie było tak naprawdę wątpliwości, że wokół wielu gwiazd powinny krążyć planety, to jednak dopiero odkrycie 51 Pegasi b zapoczątkowało metodyczne poszukiwania tych obcych światów. Potem, w 1999 roku, doszło do kolejnego przełomu, dzięki któremu zaczęto odkrywać nowe światy już masowo.

Sylwetka Wenus

Siedziba wydziału astrofizyki na Uniwersytecie Oksfordzkim wyróżnia się tą niezbyt chlubną cechą, że jest jednym z najbrzydszych gmachów w zabytkowej części miasta. Mimo to tłum zgromadzony na dachu budynku 8 czerwca 2004 roku zupełnie nie zwracał uwagi na jego betonową bryłę. Oczy wszystkich były skierowane na prowizoryczny ekran, na którym widniał zacieniony obraz Słońca rzucany przez kamerę otworkową. Gdy na zegarze minęła godzina dwunasta, na rozmytą tarczę słoneczną nasunęła się jakaś ciemniejsza plama. Była to Wenus, która przechodziła przed tarczą słoneczną po raz pierwszy od 1882 roku.

Tego typu zjawisko nazywamy w astronomii tranzytem. Występuje ono wtedy, gdy jakieś ciało niebieskie przechodzi bezpośrednio między większym obiektem na niebie a Ziemią (lub innym miejscem, z którego je oglądamy), zasłaniając jego niewielką część. Skrajnym przykładem takiego wydarzenia jest całkowite zaćmienie Słońca, podczas którego Księżyc na krótką chwilę przesłania światło słoneczne. Choć średnica Wenus jest niemal trzy i pół razy większa od średnicy Księżyca, to jednak planeta ta znajduje się dużo dalej od Ziemi i z racji tego przesłania tylko około 0,1 procent światła słonecznego. Ponieważ spadek jasności jest tak niewielki, łatwo można przegapić takie wydarzenie, jeśli się do niego odpowiednio nie przygotujemy i nie przeprowadzimy obserwacji. Udało się to dopiero w 1639 roku.

Słynny niemiecki astronom Johannes Kepler zmarł na krótko przed tranzytem Wenus, którego nie udało mu się przewidzieć. Jego największym osiągnięciem było ustalenie, że orbity planet są elipsami, a nie okręgami, i wyprowadzenie trzech praw ruchu planet. Aby tego dokonać, musiał wykonać dokładną i niezwykle pracochłonną analizę ruchu planet Układu Słonecznego. To pozwoliło mu również po raz pierwszy w historii obliczyć, kiedy Wenus przejdzie przed tarczą słoneczną.

Aby mogło to nastąpić, potrzebne jest odpowiednie ustawienie Słońca, Wenus i Ziemi, co sprawia, że dochodzi do tego niezwykle rzadko. Wenus wysuwa się przed Słońce dwa razy z rzędu w dość krótkim odstępie czasu, ale potem przez ponad sto lat zachowuje się najzupełniej zwyczajnie. Z oszacowań Keplera wynikało, że w 1639 roku Wenus będzie bardzo blisko tarczy słonecznej, ale jednak minie ją dosłownie o włos. Brytyjski astronom Jeremiah Horrocks poprawił jego obliczenia i nie tylko ustalił, że dojdzie wtedy do tranzytu, ale nawet razem ze swoim przyjacielem Williamem Crabtree przeprowadził pierwsze udokumentowane obserwacje tego zdarzenia. Na ironię zakrawa fakt, że Horrock rzutował obraz Słońca za pomocą teleskopu, a więc posłużył się o wiele nowocześniejszym sprzętem niż obserwatorzy zgromadzeni na dachu wydziału astrofizyki w Oksfordzie 365 lat później.

Choć Wenus przechodzi przed tarczą słoneczną dość rzadko, to jednak na całym nocnym niebie dochodzi do niezliczonej liczby planetarnych tranzytów. Aby je wykryć, trzeba dostrzec nieznaczne pociemnienie maleńkiej kropki światła gwiazdy spowodowane przejściem planety.

Historia egzoplanet – jak wyjaśnił mi to później przy piwie australijski planetolog Stephen Kane – dzieli się na dwa okresy: przed odkryciem HD 209458 b i po nim.

HD 209458 b jest jeszcze jednym światem wielkości Jowisza krążącym po orbicie blisko swojej gwiazdy i wykonującym jedno pełne okrążenie w ciągu zaledwie trzech i pół doby. Jego niezbyt zgrabna nazwa jest kolejnym przykładem odwołania się do konkretnego katalogu astronomicznego: litery „HD” oznaczają katalog Henry’ego Drapera, natomiast cyfry „209458” są współrzędnymi jego macierzystej gwiazdy na niebie. Podobnie jak 51 Pegasi, gwiazda HD 209458 również znajduje się w gwiazdozbiorze Pegaza, ale jest położona trzy razy dalej, w odległości 150 lat świetlnych od nas.

Planetę HD 209458 b odkryto dzięki zaobserwowaniu chybotania się jej gwiazdy i zastosowaniu metody prędkości radialnych. Uczeni uświadomili sobie jednak, że skoro tak duża planeta znajduje się tak blisko swojej gwiazdy, to istnieją spore szanse na zaobserwowanie jej tranzytu. Zachęcone tą możliwością dwa zespoły naukowców rozpoczęły systematyczne pomiary światła HD 209458.

W wypadku gwiazd położonych dalej niż Słońce nie możemy ujrzeć wyraźnego kształtu sylwetki planety podczas tranzytu. Dostrzegamy jedynie niewielkie pociemnienie światła gwiazdy przypominające krótkie mrugnięcie. Mówimy tu o naprawdę niedużym spadku jasności. Nawet w odniesieniu do gazowego olbrzyma o rozmiarze Jowisza, takiego jak HD 209458 b, pociemnienie światła gwiazdy wynosi od 1 do 2 procent. Spadek jasności planety o rozmiarze Ziemi jest mniejszy niż jedna setna procenta.

Mimo że wykrycie takich różnic jest nie lada wyzwaniem, oba zespoły prowadzące obserwacje gwiazdy HD 209458 zarejestrowały charakterystyczny spadek jej jasności trwający kilka godzin. Obie grupy opublikowały wyniki swoich badań w tym samym numerze „The Astrophysical Journal”, który ukazał się w grudniu 1999 roku. Zarejestrowane pociemnienie światła HD 209458 zgadzało się doskonale z wynikami analizy jej chybotania się, którą przeprowadzono za pomocą metody prędkości radialnych. Uczeni odkryli pierwszą egzoplanetę, w odniesieniu do której możemy obserwować zjawisko tranzytu.

Ryc. 3. Odkrywanie planet z wykorzystaniem metody tranzytu. Gdy planeta przechodzi przed tarczą gwiazdy, zasłania część emitowanego przez nią światła, co powoduje spadek jej jasności.

Ta nowa technika poszukiwania planet jest znana jako metoda tranzytu, ponieważ polega na poszukiwaniu przypadków przejścia planety przed tarczą danej gwiazdy. W odróżnieniu od metody prędkości radialnych, która umożliwia oszacowanie masy planety, metoda tranzytu pozwala na ustalenie jej promienia. Im większe jest pociemnienie światła, tym większa planeta musiała je spowodować. Dzięki temu HD 209458 b stała się pierwszą egzoplanetą o znanym rozmiarze.

Oprócz oszacowania rozmiaru planety metoda ta pozwala również na określenie położenia jej orbity. Znając czas, jakiego planeta potrzebuje na pokonanie tarczy gwiazdy (czas trwania pociemnienia światła gwiazdy), i czas pełnego obiegu po orbicie (czas między kolejnymi pociemnieniami), możemy wyznaczyć trajektorię planety. To pozwala pozbyć się niepewności w wyznaczaniu masy przy zastosowaniu metody prędkości radialnych, a zatem łącząc ze sobą obie metody, możemy poznać dokładną masę i promień nowego świata.

Ryc. 4. Znaczenie ułożenia płaszczyzny orbitalnej planety. Oglądane z Ziemi planety na orbitach C i D nie przechodzą przed tarczą swojej gwiazdy i nie da się ich wykryć za pomocą metody tranzytu. Planety na orbitach A, B i C można ewentualnie wykryć za pomocą metody prędkości radialnych. W przypadku orbity A, ustawionej równolegle do linii wzroku, pomiar masy planety pozwoli uzyskać jej prawdziwą wartość. W odniesieniu do orbit B i C masa planety będzie niedoszacowana, ponieważ jedynie część ruchu planety i gwiazdy odbywa się w kierunku Ziemi. Jeśli daną planetę można wykryć za pomocą zarówno metody tranzytu, jak i metody prędkości radialnych, tak jak na przykładzie orbit A i B, to da się wyznaczyć jej masę i promień, a z tych wartości uzyskać również jej gęstość. Planety z orbity D nie można wykryć za pomocą żadnej z tych metod i przypadek ten wymaga zastosowania innej techniki, na przykład obrazowania bezpośredniego.

Wyznaczenie masy i promienia planety pozwala nie tylko ustalić jej fizyczne rozmiary. Łącząc ze sobą obie te wartości, uzyskujemy oszacowanie średniej gęstości planety, a to już pozwala nam powiedzieć co nieco na temat jej natury.

Ziemia jest planetą skalistą i ma dużą gęstość, wynoszącą 5,51 g/cm3. Jądro naszej planety ma gęstość dużo większą od tej wartości, ale materia na jej powierzchni jest rzadsza, a wartość opisująca całą planetę jest uśredniona i obejmuje wszystkie części składowe.

Olbrzymi Jowisz, składający się głównie z gazowego wodoru, ma ogromną masę, ale także wielki promień. Z tego powodu ma niewielką średnią gęstość wynoszącą 1,33 g/cm3.

Wartości wyznaczone dla HD 209458 b były jej kolejną zaskakującą cechą – tak samo zdumiewającą, jak jej położenie niezwykle blisko macierzystej gwiazdy. Okazało się, że w porównaniu z Jowiszem planeta ta ma masę wynoszącą dwie trzecie jego masy, ale jej rozmiar jest o jedną trzecią większy. To daje gęstość wynoszącą zaledwie 0,37 g/cm3. Bez wątpienia jest to więc olbrzym gazowy, taki jak Jowisz, ale bardzo rozdęty.

Wykrycie zarówno zmian prędkości radialnej, jak i pociemnienia światła podczas tranzytu nie jest wcale łatwe. Nie wszystkie planety przechodzą przed tarczą swojej gwiazdy, a inne nie powodują wystarczająco dużego chybotania, by można je było odróżnić od ruchów gwiazdy wywołanych innymi czynnikami. Jednak samo odkrycie metod pozwalających na poznanie ogólnej struktury egzoplanet było ogromnym postępem – tak dużym, że zachęciło uczonych do przygotowania dużo większego projektu poszukiwania planet poza Układem Słonecznym.

Późną nocą 7 marca 2009 roku z wyrzutni rakietowej w Stacji Sił Powietrznych na przylądku Canaveral na Florydzie wystartowała z hukiem rakieta nośna. Na jej pokładzie umieszczono pierwszy w historii teleskop kosmiczny przeznaczony do poszukiwania planet.

Nazwano go imieniem Johannesa Keplera, astronoma, który przeprowadził żmudne obliczenia pozwalające wyznaczyć orbity planet w Układzie Słonecznym. Wniósł ogromny wkład w przewidywanie tranzytów najbliższych nam planet i bez wątpienia zasłużył sobie na to, by jego imieniem nazwać teleskop, który pozwoli zaobserwować tysiące takich zjawisk.

Po wyniesieniu w przestrzeń kosmiczną Teleskop Keplera przemieścił się do wyznaczonego położenia, w którym podąża za Ziemią w jej ruchu orbitalnym wokół Słońca. Po dotarciu na miejsce, 7 kwietnia, odrzucono pokrywy chroniące przyrządy przed pyłem i do teleskopu wpadło pierwsze światło. Lustro o średnicy 1,4 metra skierowano na obszar Galaktyki w gwiazdozbiorze Łabędzia i Lutni, w którym widocznych jest wiele gwiazd. Dzięki temu Teleskop Keplera mógł obserwować ponad 100 tysięcy punkcików światła naraz.

Badacze prowadzący obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Keplera poszukiwali przypadków pociemnienia światła gwiazd, by dzięki zastosowaniu metody tranzytu móc potwierdzić istnienie egzoplanet przechodzących przed ich tarczą. Ponieważ w teleskopie kosmicznym nie występuje efekt rozpraszania się światła w ziemskiej atmosferze, Teleskop Keplera pozwala wykryć o wiele mniejsze różnice jasności niż urządzenia naziemne.

Uczeni prowadzący te badania odnieśli ogromny sukces. Na zimowym spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego zorganizowanym w styczniu 2015 roku zespół prowadzący obserwacje za pomocą Teleskopu Keplera ogłosił odkrycie tysięcznej planety. Oprócz tego wytypowano ponad 4000 kandydatek na planety, których istnienie podejrzewano, ale konieczne było przeprowadzenie dalszych obserwacji, by się co do tego upewnić. Oficjalnym celem misji było poszukiwanie planet podobnych do Ziemi, ale prawdziwą wartością tych badań okazało się odkrycie różnorodności i ogromnej obfitości innych światów w naszym galaktycznym sąsiedztwie. Jeszcze przed dwudziestoma laty nasze teorie powstawania planet opierały się wyłącznie na Układzie Słonecznym, a obecnie możemy je sprawdzić, analizując dane dotyczące ponad 500 innych układów planetarnych.

Obie wymienione tu metody – metoda tranzytu i metoda prędkości radialnych – najbardziej się nadają do wykrywania wielkich planet krążących blisko swoich macierzystych gwiazd. W odniesieniu do takich planet istnieje największe prawdopodobieństwo, że przejdą przed tarczą swojej gwiazdy, a ponadto przesłaniają najwięcej światła i są na tyle ciężkie, że powodują zauważalne zaburzenie ruchu gwiazdy. To oznacza jednak, że wiemy dużo więcej o światach krążących po niewielkich orbitach niż takich, które przebywają na peryferiach swoich układów planetarnych.

Te dwie techniki nie są jedynymi sposobami poszukiwania planet pozasłonecznych, ale dają najlepsze rezultaty. Gdy piszę te słowa, lista odkrytych planet pozasłonecznych zawiera 3439 pozycji, z czego 3314 planet odkryto dzięki wykorzystaniu przynajmniej jednej z tych metod3.

Ta książka jest opowieścią o 3439 planetach. Jest dziennikiem z podróży opisującym, jak powstały z drobin pyłu i zmieniły się w światy tak różnorodne, że przy nich nawet to, co wymyśla się w Hollywood, już nie dziwi. Przynajmniej na jednym z tych światów wykształciły się istoty żywe obdarzone świadomością, zdolne do zastanawiania się, jak do tego doszło. Ta forma życia musi pamiętać o jednym: wszystko, co napisano w tej książce, należy podawać w wątpliwość.

Nie powiedzieliśmy jeszcze ostatniego słowa.

CIĄG DALSZY DOSTĘPNY W PEŁNEJ, PŁATNEJ WERSJI

PEŁNY SPIS TREŚCI:

Wstęp

Wprowadzenie. Ślepi poszukiwacze planet

Część I. Hala produkcyjna

1. Hala produkcyjna

2. Rekordowo szybka budowa

3. Kłopoty z gazem

4. Powietrze i morze

Część II. Niebezpieczne planety

5. Planeta niemożliwa

6. Nie jesteśmy normalni

7. Woda, diamenty czy lawa?

8. Światy martwych gwiazd

9. Krainy dwóch słońc

10. Planetarne miejsce zbrodni

11. Samotnicy

Część III. Światy Złotowłosej

12. Kryterium Złotowłosej

13. Poszukiwania drugiej Ziemi

14. Widoki nie z tej Ziemi

15. Poza strefą Złotowłosej

16. Fabryka księżyców

17. Poszukiwanie życia

Słownik

Literatura uzupełniająca

Podziękowania

1 John Godfrey Saxe, Ballada o słoniu, przeł. Antoni Marianowicz, Księga nonsensu, Wydawnictwa Artystyczne i Filmowe, Warszawa 1986. Wiersz Saxe’a jest oparty na starej hinduskiej opowieści.

2 W 2015 roku sonda kosmiczna NASA New Horizons zbliżyła się do Plutona i przesłała zdjęcia pokazujące, jak Pluton i Charon krążą po swoich orbitach. Na stronach internetowych misji New Horizons można znaleźć film pokazujący ten niezwykły taniec.

3 Jestem przekonana, że gdy będziecie czytali powyższe słowa, liczba ta ulegnie już zmianie. Aktualną liczbę odkrytych egzoplanet można znaleźć w archiwum NASA dostępnym pod adresem exoplanetarchive.ipac.caltech.edu (dostęp: 15 stycznia 2018).