Exoplanet

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök
En konstnärs bild av hur solnedgång på exoplaneten HD 188753 Ab skulle kunna se ut
Nyupptäckta exoplaneter per år.

En extrasolär planet, eller exoplanet, är en planet som befinner sig utanför vårt eget solsystem. De första upptäckterna gjordes under 1990-talet. Per den 23 januari 2012 har 728 exoplaneter upptäckts[1] och fram till maj 2016 har man upptäckt totalt 3268 stycken[2]. Den stora majoriteten upptäcks genom flera olika indirekta metoder i stället för att observeras direkt,[1] och de flesta är också massiva jätteplaneter i storleksklass som Jupiter, men vars sammansättning mera liknar de jordlika planeterna av sten och metall.

Extrasolära planeter blev ämne för vetenskaplig undersökning under 1850-talet. Astronomer trodde i och för sig allmänt att de existerade, men det var inte känt hur vanliga eller hur lika de var planeterna i vårt solsystem. De första bekräftade upptäckterna gjordes under 1990-talet. Under 2000-talet upptäcktes flera hundra exoplaneter. I dagsläget uppskattar man att minst 10 % av de solliknande stjärnorna har planeter, men den verkliga siffran kan vara mycket högre.[3] Upptäckten av exoplaneter aktualiserar ytterligare frågan huruvida någon av dessa kan upprätthålla utomjordiskt liv.[4]

I början av 2010 [källa behövs] såg Gliese 581 d, den fjärde planeten till den röda dvärgen Gliese 581 (ungefär 20 ljusår från jorden), ut att vara det bästa exemplet på en stenig exoplanet som kretsar nära den beboeliga zonen runt sin stjärna. Om man använder strikta termer, så är den utanför Guldlocks zon, men det kan förhålla sig så att växthuseffekten ökar dess yttertemperatur så pass att den kan hysa flytande vatten.Ett exempel på en exoplanet är den nyupptäckta planeten Kepler 452b.

Upptäcktshistoria[redigera | redigera wikitext]

Tillbakatagna upptäckter[redigera | redigera wikitext]

Obekräftat fram till 1988, så har man länge trott att exoplaneter kan vara möjliga, och spekulationer om planeter som kretsar runt fixa stjärnor kan man hitta till minst i början av 1700-talet, med Isaac Newtons General Scholium (1713).

Vårt solsystem jämfört med systemet hos 55 Cancri.

Anspråk på upptäckter av exoplaneter har gjorts sedan 1800-talet. Några av de tidigaste involverar dubbelstjärnan 70 Ophiuchi. År 1855, rapporterade kapten W. S. Jacob vid Brittiska Ostindiska Kompaniets Madras Observatory avvikelser i omloppsbanan som gjorde det "högst troligt" att det fanns en "planetarisk kropp" i detta system.[5] Under 1880-talet bekräftade Thomas J. J. See vid University of Chicago och United States Naval Observatory avvikelserna i omloppsbana berodde på existensen av en mörk kropp i 70 Ophiuchi systemet med en omloppstid på 36 år runt en av stjärnorna.[6] Fast, Forest Ray Moulton publicerade snart en avhandling som bevisade att ett trekroppssystem med dessa omloppsbane-parametrar skulle vara mycket instabilt.[7] Under 1950- och 1960-talet gjorde Peter van de Kamp vid Swarthmore College flera betydande anspråk av upptäckter, denna gång för en planet som skulle kretsa runt Barnards stjärna.[8] I dag betraktar astronomerna allmänt dessa tidiga rapporter som felaktiga.

År 1991 gjorde Andrew Lyne, M. Bailes och S.L. Shemar anspråk på upptäckten av en pulsarplanet i omloppsbanan runt PSR 1829-10, genom att använda pulsar timing variationer.[9] Detta anspråk fick mycket uppmärksamhet, men Lyne och hans team tog snart tillbaka det.[10]

Vårt inre solsystem placerat bakom omloppsbanorna för planeterna HD 179949 b, HD 164427 b, Epsilon Reticuli Ab, och Mu Arae b (alla moderstjärnor är i centrum).

Offentliggjorda upptäckter[redigera | redigera wikitext]

Den första publicerade upptäckt som senare blivit bekräftad gjordes 1988 av de kanadensiska astronomerna Bruce Campbell, G. A. H. Walker, och S. Yang.[11] Deras observationer med radialhastighet antydde att en planet kretsade runt stjärnan Gamma Cephei. De fortsatte att vara försiktiga om sitt påstående att detta var en riktig planetär upptäckt, och skepsisen var utbredd bland astronomerna gällande denna och andra liknande observationer. Detta berodde till största del på att observationerna låg på gränsen till av vad forskarnas instrument klarade av vid tidpunkten. En annan källa till förvirring var att några av de möjliga planeterna kan ha varit bruna dvärgar, objekt som ligger mellan stjärnor och planeter när det gäller massan.

Under de följande åren publicerades ytterligare observationer som stödde teorin om att det verkligen var en planet som kretsade runt Gamma Cephei,[12] fast observationer gjorda under 1992 gjorde så att man betvivlade det.[13] Slutligen under 2003, lyckades man bekräfta existensen av en planet runt Gamma Cephei.[14]

I början av 1992 tillkännagav radioastronomerna Aleksander Wolszczan och Dale Frail att man hade funnit planeter runt pulsaren PSR 1257+12.[15] Denna upptäckt bekräftades snabbt, och anses vara den första definitiva upptäckten av exoplaneter. Man tror att dessa planeter bildades från ovanliga efterlämningar av den supernova som producerade pulsaren, i en andra omgång av planetbildning kan de stenkärnor till gasjättar överlevt supernovan och gått in i deras nuvarande omloppsbanor.

Den 6 oktober 1995 tillkännagav Michel Mayor och Didier Queloz vid University of Geneva den första definitiva upptäckten av en exoplanet som kretsar runt en normal stjärna (51 Pegasi).[16]

Denna upptäckt gjordes vid Observatoire de Haute-Provence och visade vägen till den moderna eran av exoplanetupptäckter. Teknologiska framsteg, speciellt den högupplösta spektroskopin, gjorde att man kunde upptäckta exoplaneter i en allt snabbare takt. Dessa framsteg gjorde att astronomerna kunde upptäcka exoplaneter indirekt genom att mäta dess gravitationella påverkan på dess moderstjärna. Flera exoplaneter upptäcktes snart genom observationer på stjärnans apparenta luminositet när planeten passerade framför den.

Till dags datum (2013-10-12) har 732 exoplaneter upptäckts,[1] inklusive några få kontroversiella anspråk från det sena 1980-talet.

Upptäcktsmetoder[redigera | redigera wikitext]

Planeter är extremt ljussvaga ljuskällor jämfört med deras moderstjärnor. Vid synliga våglängder har de vanligen mindre än en miljondel av sin moderstjärnas ljusstyrka, vilket leder till att moderstjärnan bländar ut planetens svaga sken. Därför finns det bara ett fåtal fall i vilka man med teleskop har lyckats att direkt fotografera exoplaneter. Alla dessa fall handlar om stora planeter (betydligt större än Jupiter) på stort avstånd från sin moderstjärnan och observationerna har främst gjorts i det nära infraröda, där kontrasten i ljusstyrka mellan planeten och stjärnan inte är lika stor..

Den största delen av exoplaneterna har upptäckts igenom indirekta metoder[17], varav flera bygger på att stjärnan och planeten rör sig kring sitt gemensamma masscentrum, den lätta planeten i en stor bana, och den tunga stjärnan i en mycket mindre bana (se animation nedan till höger):

Ett diagram som visar hur en exoplanet kretsar runt en större stjärna kan skapa ändringar i position och hastighet hos stjärnan när de kretsar runt sitt gemensamma masscentrum.
  • Astrometri: Astrometri består av att mäta en stjärnas position på stjärnhimlen och observera förändringar i dess läge över tid. I praktiken har denna metod aldrig lett till upptäckten av någon exoplanet, även om den i några fall har lett till upptäckten av vita dvärgar.
  • Radialhastighet eller dopplereffekt: Man kan mäta variationer i stjärnans radialhastighet, hastigheten längs vår synlinje, då stjärnan närmar sig jorden respektive rör sig ifrån den, genom att spektrallinjerna i stjärnans spektrum förskjuts mot blått respektive rött på grund av dopplereffekten. Detta har varit den metod som ledde till de flesta upptäckterna under 1990-talet. Genom att mäta upp stjärnans hastighet får man en undre gräns för planetens massa.
  • Pulsar timing: En pulsar sänder ut radiovågor med extrem regelbundenhet när den roterar. En liten avvikelse i ankomsttiderna för radiopulserna kan användas för att mäta variationer i pulsarens hastighet längs synlinjen. I princip är detta samma effekt som används i radialhastighetsmetoden ovan.
  • Transitmetoden: Om en planet korsar framför dess moderstjärnas skiva, så kan man observera en liten minskning i stjärnans ljusstyrka. Hur stor förändringen blir, beror på stjärnans storlek och planetens storlek, och genom att mäta djupet på förmörkelsen kan man bestämma planetens radie. Detta är idag den metod som leder till flest nya upptäckter av exoplaneter och kan i kombination med radialhastighetsmetoden ge ytterligare information om planetens massa. Ett mycket uppseendeväckande resultat tillkännagavs i samband med att ESO den 13 april 2010 meddelade att nio nya transiterande exoplaneter hade hittats. I kombination med äldre observationer av 27 planeter kunde man visa att sex stycken hade retrograd rörelse i sina banor jämfört med sina moderstjärnors rotation. Detta får till följd att teorierna kring, hur planeter bildas i en protoplanetär skiva, måste revideras.[18]
  • Gravitationslins: Gravitationslinser inträffar, när en stjärnas gravitationsfält fungerar som en lins och förstorar ljuset från en avlägsen bakgrundsstjärna. Möjliga planeter som kretsar runt stjärnan i förgrunden kan orsaka anomalier som kan observeras.
  • Cirkumstellära skivor: Skivor av rymdstoft finns omkring många stjärnor och detta stoft kan upptäckas, eftersom det absorberar vanligt ljus från stjärnor och istället sänder ut infraröd strålning. Föremål i skivan kan innebära närvaron av planeter.
  • Förmörkelsevariabler: I ett dubbelstjärnesystem kan en planet upptäckas genom att hitta variationer i minimumet, när den går framåt och tillbaka. Detta är den mest pålitliga metoden att upptäcka planeter i ett dubbelstjärnesystem.
  • Omloppsfas: Precis som månen och Venus, kan exoplaneter också ha faser. Omloppsfaserna beror på inklination av omloppsbanan. Genom att studera omloppsfaser kan forskare räkna ut partikelstorlekar i planeternas atmosfär.
  • Polarimetri: Ljus från stjärnorna blir polariserat när det interagerar med atmosfäriska molekyler, vilka kan upptäckas med polarimeter. Hittills har bara en planet blivit studerad genom denna metod.

Praktiskt taget alla upptäckter av exoplaneter via radialhastighetsmetoden har skett med jordbaserade teleskop, men de flesta upptäckter genom transitmetoden har skett från rymdteleskop som COROT och Kepler. Hubble-teleskopet har också hittat ett par planeter. Det finns många planerade eller föreslagna rymdteleskop, bland annat New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder, PEGASE, James Webb Space Telescope och GAIA.

Simulering[redigera | redigera wikitext]

För att stödja och verifiera de fynd som görs med direkta metoder genomförs även omfattande numeriska undersökningar. Nyligen presenterades vid Institutionen för astronomi vid Stockholms universitet en avhandling som belyser dagsläget.[19] Forskarna har studerat hur protoplaneter inbäddade i en protoplanetär skiva uppträder vid olika fysikaliska förutsättningar och hydrodynamiska instabiliteter. Binära system, typiskt täta Tau Tauri-system har ägnats särskild uppmärksamhet.

Teleskop i jakten på jordliknande planeter[redigera | redigera wikitext]

För att hitta fler exoplaneter använder sig forskarna av teleskop baserade i rymden samt teleskop på jorden, som det på Kek-observatoriet. I slutet på juni 2010 rapporterade Gemini-observatory att de tagit en fotografisk bild av en exoplanet [20] som befinner sig i bana runt stjärnan 1RSX J160929.1-210524.

Observationer av exoplaneternas atmosfärer[redigera | redigera wikitext]

Med Dopplermetoden observerar man i första hand stjärnans spektrallinjer och hur dessa förskjuts som ett resultat av stjärnans rörelse kring systemets masscentrum, men ur dessa observationer kan man också beräkna Dopplerförskjutningen för spektrallinjer från planetens atmosfär, och i ett fåtal fall har man på så sätt kunnat identifiera enstaka spektrallinjer som kommer från planetens atmosfär också. De system i vilka exoplanet och stjärna förmörkar varandra erbjuder dock ett mer effektivt sätt att studera planetens atmosfär. Det är inte bara planeten som förmörkar stjärnan, utan stjärnan kommer också att förmörka planeten då denna passerar bakom stjärnan sett från Jorden, en sekundärförmörkelse. Utanför sekundärförmörkelsen består ljuset från systemet både av det ljus som stjärnan sänder ut och det ljus som planeten reflekterar från stjärnan och sänder ut på egen hand, medan under sekundärförmörkelsen så ser vi bara ljuset från stjärnan. Sålunda kan vi få ut spektrumet från planeten genom att subtrahera bort spektrumet under sekundärförmörkelsen från spektrumet före densamma. Detta fungerar bäst i infrarött där skillnaden i stjärnans och planetens ljusstyrka inte är lika stor som i synligt ljus. Det ljus som planeten avger påverkas av processer i planetens atmosfär och genom att analysera detta kan vi alltså lära oss mer om planetens atmosfär.[21]

Förekomst[redigera | redigera wikitext]

Konceptbild av HD 113766-systemet med sin protoplanetära skiva kring HD 113766 A och följeslagaren HD 113766 B

Det första system som upptäcktes ha mer än en planet var y And. Tjugo sådana flerplanetsystem är nu kända. Tillsammans med de kända exoplaneterna finns det fyra pulsarplaneter som kretsar runt två separata pulsarer. Dessutom finns infraröda observationer av cirkumstellära skivor med rymdstoft bestående av miljoner planetesimaler i flera exoplanetsystem.

Flerstjärnesystem[redigera | redigera wikitext]

Bara cirka 20 % av alla exoplaneter som har upptäckts ligger i dubbelstjärnsystem eller system med fler stjärnor. Separationen mellan stjärnorna i dessa system är i de flesta fall väldigt stor, som dubbelstjärnorna Tau Boötis och HD 80606 är exempel på. I tätare system påverkar gravitationella störningar från systemets ena stjärna planetbildningen runt den andra. Några planeter har dock upptäckts även i system där separationen är så liten som 20 ae. Hur planeter kan bildas i en sådan miljö är en förbryllande och viktig fråga. En internationell forskargrupp ledd av Institutionen för astronomi vid AlbaNova har därför nyligen undersökt bildandet av beboeliga planeter runt den mest kända dubbelstjärnan, närmaste grannen Alfa Centauri, där man hittills inte har funnit några planeter. Man kom fram till att en region kring 0,5 ae förmodligen är den bästa platsen att leta efter möjliga jordliknande planeter i framtida observationer.[22]

Namngivning[redigera | redigera wikitext]

Den första planeten som upptäcks i ett system får bokstaven "b" efter stjärnnamnet (till exempel 51 Pegasi b). Nästa planet skulle till exempel få beteckningen "51 Pegasi c", och följande "51 Pegasi d", och så vidare.

Jordliknande planeter[redigera | redigera wikitext]

Gliese 581 c[redigera | redigera wikitext]

Gliese 581 c i stjärnbilden Vågen, 20,4 ljusår från Jorden är den hittills mest jordlika planeten man upptäckt. Att planeten ligger i den beboeliga zonen möjliggör förekomsten av flytande vatten, även om man ännu inte funnit faktisk förekomst av detta. Då planeten alltid vänder samma sida mot sin stjärna, Gliese 581, verkar dock inte hela planeten möjliggöra liv, utan bara i skarven mellan den mörka och den ljusa sidan.

Gliese 581 d[redigera | redigera wikitext]

I början av 2010[källa behövs] såg Gliese 581 d, den fjärde planeten till den röda dvärgen Gliese 581 (ungefär 20 ljusår från jorden), ut att vara det bästa exemplet på en stenig exoplanet som kretsar nära den beboeliga zonen runt sin stjärna. Om man använder strikta termer, så är den utanför Guldlocks zon, men det kan förhålla sig så att växthuseffekten ökar dess yttertemperatur så pass att den kan hysa flytande vatten.

Gliese 876 d[redigera | redigera wikitext]

En konstnärs bild av den steniga planet som kretsar kring Gliese 876.

Tidigare ansåg man att Gliese 876 d var den mest jordliknande planeten som upptäckts. Ett år på denna planet varar inte mer än knappt två jorddygn. Den korta omloppstiden beror på att planeten kretsar så nära sin egen stjärna. Att planeten är belägen så nära sin stjärna har givetvis ett avgörande inflytande på dess klimat. På planetens dagsida ligger temperaturen någonstans mellan 200 och 400 °C, vilket omöjliggör flytande vatten. I kombination med den skoningslösa hettan gör detta med största sannolikhet planeten till en karg plats med våldsam geologisk aktivitet och kanske till och med sjöar av flytande magma. Detta klimat utesluter intelligenta livsformer liknande dem som vi känner till, men om temperaturen skulle vara så "låg" som 121 °C så skulle jordiska livsformer kunna finnas där. Man kan dock inte med säkerhet utesluta att det skulle kunna finnas livsformer som kan stå emot Gliese 876 d ogästvänliga klimat.

Se även[redigera | redigera wikitext]

Källor[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c] Schneider, Jean (17 juli 2012). ”Interactive Extra-solar Planets Catalog”. The Extrasolar Planets Encyclopedia. http://exoplanet.eu/catalog.php. Läst 23 januari 2012. 
  2. ^ ”Nasa exoplanetarchive - tilllagt av Simon”. http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/TblView/nph-tblView?app=ExoTbls&config=planets. Läst 24 maj 2016. 
  3. ^ Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et.al. (17 juli 2005). ”Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities”. Progress of Theoretical Physics Supplement "158": ss. 24 – 42. Arkiverad från originalet den 2 oktober 2008. https://web.archive.org/web/20081002085400/http://ptp.ipap.jp/link?PTPS%2F158%2F24. 
  4. ^ ”Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life”. JPL Terrestrial Planet Finder website. Arkiverad från originalet den 8 februari 2008. https://web.archive.org/web/20080208051041/http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_signsOfLife.cfm. Läst 21 juli 2006. 
  5. ^ Jacob, W.S. (17 juli 1855). ”On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "15": ss. 228. 
  6. ^ See, Thomas Jefferson Jackson (17 juli 1896). ”Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body”. The Astronomical Journal "16": ss. 17. 
  7. ^ Sherrill, Thomas J. (17 juli 1999). ”A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See”. Journal for the history of astronomy "30". http://www.shpltd.co.uk/jha.pdf. Läst 27 augusti 2007. 
  8. ^ van de Kamp, Peter (17 juli 1969). ”Alternate dynamical analysis of Barnard's star”. The Astronomical Journal "74": ss. 757-759. http://adsabs.harvard.edu/abs/1969AJ.....74..757V. Läst 27 augusti 2007. 
  9. ^ Bailes, M.; Lyne, A.G.; Shemar, S.L. (17 juli 1991). ”A planet orbiting the neutron star PSR1829-10”. Nature "352": ss. 311 – 313. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v352/n6333/abs/352311a0.html. 
  10. ^ Lyne, A.G.; Bailes, M. (17 juli 1992). ”No planet orbiting PS R1829-10”. Nature "355" (6357): ss. 213. http://www.nature.com/cgi-taf/DynaPage.taf?file=/nature/journal/v355/n6357/abs/355213b0.html. 
  11. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (17 juli 1988). ”A search for substellar companions to solar-type stars”. Astrophysical Journal, Part 1 "331": ss. 902 – 921. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1988ApJ...331..902C. 
  12. ^ Lawton, A. T.; Wright, P. (17 juli 1989). ”A planetary system for Gamma Cephei?”. British Interplanetary Society, Journal "42": ss. 335 – 336. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1989JBIS...42..335L&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  13. ^ Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A.; Walker, A. R.; Irwin, A. W.; Yang, S. L. S.; Larson, A. (17 juli 1992). ”Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?”. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters "396" (2): ss. L91 – L94. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1992ApJ...396L..91W. 
  14. ^ Hatzes et al. (17 juli 2003). ”A Planetary Companion to Gamma Cephei A”. The Astrophysical Journal "599" (2): ss. 1383 – 1394. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/379281.  [död länk]
  15. ^ Wolszczan, A.; Frail, D. A. (17 juli 1992). ”A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12”. Nature "355": ss. 145 – 147. http://www.nature.com/nature/journal/v355/n6356/abs/355145a0.html. 
  16. ^ Mayor, Michel; Queloz, Didier (17 juli 1995). ”A Jupiter-mass companion to a solar-type star”. Nature "378": ss. 355 – 359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. 
  17. ^ Lemonick, M. D. (2013). ”The dawn of distant skies”. Scientific American (July): sid. 28-35. 
  18. ^ Turning Planetary Theory Upside Down, ESO (2010-04-13)
  19. ^ Miguel de Val Borro; Studies of Gas Disks in Binary Systems, Stockholms universitet (nov 2008). ISBN 978-91-7155-776-6 [död länk]
  20. ^ ”First Direct Photo of Alien Planet Finally Confirmed” (på engelska). Space.com. space.com. 29 juni 2010. http://www.space.com/scienceastronomy/first-alien-planet-photographed-confirmed-100629.html. Läst 29 juni 2010. 
  21. ^ Seager, S. & Deming, D., (2010). ”Exoplanet atmospheres”. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 48: sid. 631-672. 
  22. ^ Philippe Thebault m fl; Planet formation in the habitable zone of alpha Centauri B arXiv (nov 12008)

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]