Egftnjytyk

Kolejne położenia planety Fomalhaut b w latach 2004-2012 (wstawka na tle dysku pyłowego wokół gwiazdy Fomalhaut) sfotografowanej przy pomocy Teleskopu Hubble’a

Planeta pozasłoneczna, egzoplaneta (gr. εξω – exo: poza, na zewnątrz) – planeta znajdująca się w układzie planetarnym, krążąca wokół gwiazdy (lub gwiazd) innej niż Słońce.

Najczęściej pozasłoneczne układy planetarne znacznie różnią się od Układu Słonecznego, co po części może być pozorem wynikającym z niedoskonałości metod ich wykrywania. Analizy sugerują, że niektóre spośród układów zawierających planetę na bardzo ekscentrycznej orbicie, w rzeczywistości mogą być złożone z kilku planet na orbitach prawie kołowych^[1].

Liczba odkrytych planet |

Liczba odkrytych planet w poszczególnych latach z podziałem na metody odkryć. Dane do 1 stycznia 2015 roku.

     efekt Dopplera i astrometria

     tranzyt

     pomiary nieregularności zmian blasku gwiazd zmiennych, w tym obserwacja pulsarów

     obserwacje bezpośrednie

     mikrosoczewkowanie

Potwierdzenie istnienia planety, o której odkryciu doniósł zespół astronomów, zależy od użytej metodologii. Bezdyskusyjne jest istnienie planet, które zaobserwowano bezpośrednio i stwierdzono ich ruch wokół gwiazdy, jednak takich przypadków jest stosunkowo niewiele. Często nie jest też oczywiste, w jaki sposób przypisywać planetom kolejność odkrycia. Do 25 sierpnia 2018 roku Encyklopedia pozasłonecznych układów planetarnych stwierdzała istnienie 3822 planet^[2], zaś serwisy NASA Exoplanet Archive i Exoplanet Exploration informowały o istnieniu łącznie 3778 potwierdzonych planet^[3][4] (stan na 23 sierpnia 2018). Serwis Exoplanet Data Explorer mówi o 2970 potwierdzonych planetach^[5]. Liczba ta wzrosła skokowo po opublikowaniu wyników analiz obserwacji teleskopu Kepler 10 maja 2016 r.^[6].

Historia badań |

Początki |

Z uwagi na znikomą ilość światła odbijanego przez planety pozasłoneczne w porównaniu z ilością promieniowania emitowanego przez ich macierzyste gwiazdy i brak dostatecznie dokładnych pośrednich metod badawczych, astronomowie bardzo długo nie potrafili udowodnić istnienia tych odległych światów. Pierwsze naukowe doniesienia o odkryciu planet pozasłonecznych pojawiły się jeszcze w XIX wieku. Jednym z najwcześniejszych było doniesienie W.S. Jacoba z obserwatorium w Madrasie, należącego do Brytyjskiej Kompanii Wschodnioindyjskiej w 1855 r., który stwierdził, że w układzie gwiazdy podwójnej 70 Ophiuchi występują anomalie sugerujące, że istnienie „ciała planetarnego” w układzie jest wysoce prawdopodobne^[7]. Doniesienie wsparły obserwacje Thomasa J.J. See z Uniwersytetu Chicago, który w latach 90. XIX wieku stwierdził, że anomalie dowodzą istnienia ciemnego ciała krążącego wokół jednej z gwiazd systemu 70 Ophiuchi z 36-letnim okresem orbitalnym^[8], jednak Forest R. Moulton dowiódł, że układ trzech ciał o takich parametrach orbitalnych byłby niestabilny^[9]. W latach 50. i 60. XX wieku Peter van de Kamp z Swarthmore College dowodził na podstawie astrometrii, że wokół niedalekich gwiazdy Barnarda i Lalande 21185 krążą planety^[10]; obecnie wszystkie te wczesne doniesienia uważa się za błędne^[11].

W 1981 roku zauważono krótkie pociemnienie blasku gwiazdy beta Pictoris, które zinterpretowano jako możliwe przejście planety przed tarczą gwiazdy; ta interpretacja długo była uznawana za wątpliwą, jednak w 2008 roku udało się zaobserwować planetę, której orbita istotnie pozwala na przejścia przed tarczą gwiazdy przy obserwacjach z Ziemi^[12]. W 1988 roku stwierdzono, że gwiazdę Gamma Cephei najprawdopodobniej okrąża masywna planeta, ale odkrycie później podano w wątpliwość; realność planety została potwierdzona dopiero w 2003 roku^[13]. W 1989 roku odkryto obiekt HD 114762 b, co do którego przez długi czas nie było pewności, czy jest planetą, czy też pierwszym odkrytym brązowym karłem^[14].

Pierwsze potwierdzone odkrycia |

Pierwszej udanej detekcji planety pozasłonecznej (Tadmor, Gamma Cephei b) przy zastosowaniu metod dopplerowskich dokonali w 1988 roku kanadyjscy astronomowie B. Campbell, G.A.H. Walker i S. Yang^[15], jednak ich odkrycie doczekało się ostatecznego potwierdzenia dopiero w 2002 roku^[16].

Radioastronomowie przez wiele lat obserwowali pulsary, które wytwarzają niezwykle stabilne ciągi impulsów. Najmniejsze zmiany częstotliwości takiej kosmicznej radiolatarni są możliwe do wykrycia dzięki analizie docierających od niej bardzo regularnych sygnałów. Takie zmiany może powodować na przykład ruch pulsara wokół środka masy spowodowany obieganiem go przez planety. 21 kwietnia 1992 roku polski radioastronom Aleksander Wolszczan oraz amerykański radioastronom Dale Frail opublikowali pracę, w której donosili o odkryciu trzech planet pozasłonecznych, znajdujących się w układzie planetarnym pulsara PSR 1257+12 (Lich).

Część naukowców sądziła, że były one niegdyś gazowymi olbrzymami, które wybuch umierającej gwiazdy odarł z zewnętrznych powłok, pozostawiając skaliste jądra. Dziś sądzi się raczej, że powstały one dużo później, z materii pozostałej po wybuchu supernowej.

Przez cztery lata układ Wolszczana był jedynym znanym poza Układem Słonecznym. Naukowcy próbowali dowodzić istnienie planet wokół „normalnych” gwiazd, badając ich jasność. Planeta, przechodząc przed tarczą swojego słońca, zasłania część emitowanego przez nie światła. Zjawisko powtarza się periodycznie z okresem równym okresowi obiegu planety wokół swojej macierzystej gwiazdy. Jednak ówczesne przyrządy badawcze nie były wystarczająco czułe, aby opierając się na tej metodzie, dowieść istnienia planet pozasłonecznych.

Pierwszą planetę pozasłoneczną, krążącą wokół „zwykłej” gwiazdy należącej do ciągu głównego, odnaleziono dopiero w 1995 roku. Dzięki wnikliwej obserwacji widma podobnej do Słońca gwiazdy Helvetios (51 Pegasi b), uczeni z Uniwersytetu w Genewie, Michel Mayor i Didier Queloz stwierdzili, że okrąża ją planeta. Odkryty układ znacznie różnił się od Układu Słonecznego. Planeta Dimidium (51 Pegasi b) okazała się być globem wielkości Jowisza (0,47 M_J) krążącym w odległości zaledwie 0,05 au od gwiazdy, czyli dwadzieścia razy mniejszej niż odległość dzieląca Ziemię od Słońca^[17][18].

Poszukiwania |

 Osobny artykuł: Metody poszukiwania planet pozasłonecznych.

Efekt Dopplera |

Dwa ciała znacznie różniące się masą krążące wokół środka mas (podobnie jak w układzie planety i gwiazdy)

Astronomowie odkryli tego typu planetę nie przez przypadek. Bliskość do gwiazdy macierzystej oraz duża masa sprzyjała skutecznemu zastosowaniu nowej metody poszukiwania planet pozasłonecznych. Gwiazda wraz ze swoją planetą (lub planetami) tworzy układ mas wzajemnie na siebie oddziałujących. Oba ciała obiegają wspólny środek masy układu, co oznacza, że gwiazda nie tylko kręci się wokół własnej osi, ale również przemieszcza się w przestrzeni, raz zbliżając się do Ziemi, raz od niej oddalając. Taka wędrówka powoduje, iż linie widmowe badanej gwiazdy raz przesuwają się w stronę fioletu, a raz w stronę czerwieni (patrz efekt Dopplera). Badając takie przesunięcie astronomowie potrafią z dużą dokładnością dowieść, ile i jak duże planety obiegają badaną gwiazdę. W ten sposób można wykryć jednak tylko albo bardzo masywne planety, albo krążące niezwykle blisko gwiazdy macierzystej. Gdyby hipotetyczny pozasłoneczny astronom użył tej metody do poszukiwania planet wokół Słońca, mógłby odkryć Jowisza, ale też łatwo przeoczyć obecność Ziemi.

Metoda ta była najbardziej wydajną spośród używanych w pierwszych dwóch dekadach badań i pozostaje wiodącą metodą przy obserwacjach prowadzonych z powierzchni Ziemi. Jak dotąd (stan na 22 lutego 2017) zaobserwowano w ten sposób 699 planet^[2].

Przejścia przed tarczami gwiazd |

Obserwacje tranzytów, czyli przejść planety przed tarczą gwiazdy, są obecnie najwydajniejszą metodą wykrywania egzoplanet, głównie dzięki przeznaczonej do ich obserwacji misji kosmicznej Kepler. Jak dotąd (stan na 22 lutego 2017) zaobserwowano w ten sposób 2718 planet^[2]. Znaczący jest fakt, że metoda ta jest bardzo ograniczona, wymaga bowiem specyficznego ustawienia płaszczyzny orbity odległej planety względem Ziemi; mnogość obiektów wykrytych dzięki niej świadczy o tym, jak pospolite w naszej Galaktyce są planety^[19]. Pierwszą planetą pozasłoneczną, dla której zaobserwowano tranzyt, jest HD 209458 b, a pierwszą planetą odkrytą za pomocą tej metody jest OGLE-TR-56b. Technika ta daje możliwość wyznaczenia nie tylko masy, ale i promienia, a więc także gęstości planety. Pozwala również odkrywać globy bardzo odległe od Ziemi. Pozwoliła ona także odkryć atmosferę planety HD 209458 b, której skład chemiczny pozwoliły ustalić dalsze obserwacje.

Inne techniki |

• 
  Astrometria – przez prawie 50 lat astronomowie usiłowali odnaleźć planety pozasłoneczne za pomocą astrometrii, czyli precyzyjnych pomiarów ruchu gwiazd po sferze niebieskiej, zaburzanego przez krążące planety. Słynna stała się kwestia planet krążących wokół Gwiazdy Barnarda, których istnienie postulował przez lata Peter van de Kamp. Metodą tą wskazano wiele gwiazd, które miały posiadać towarzyszy, lecz udało się potwierdzić istnienie zaledwie jednej, HD 176051 b (stan na 22 lutego 2017)^[2].

• Bezpośrednia obserwacja planety w niektórych szczególnych przypadkach także jest możliwa. Jak dotąd (stan na 22 lutego 2017) zaobserwowano w ten sposób 76 planet^[2]. Masywne, młode globy emitują duże ilości promieniowania podczerwonego; jeśli znajdują się one odpowiednio daleko od macierzystych gwiazd, można zarejestrować ich światło. Pozostaje wtedy tylko udowodnić, że mamy do czynienia z planetą, a nie brązowym karłem. Bezpośrednią obserwację planet skalistych mają zapewnić dopiero planowane olbrzymie teleskopy, takie jak E-ELT, Thirty Meter Telescope, a w dalszej perspektywie teleskop kosmiczny ATLAST. Pierwszym ciałem, którego planetarną naturę potwierdzono tą metodą, był obiekt 2M1207b^[20].

• 
  Mikrosoczewkowanie grawitacyjne – zjawisko to polega na ugięciu światła odległych gwiazd, gdy na ich tle przesuwa się planeta, co prowadzi do chwilowego pojaśnienia blasku. Jak dotąd (stan na 22 lutego 2017) zaobserwowano w ten sposób 51 planet^[2]. W 2005 roku zespół OGLE doniósł o odkryciu w ten sposób planety typu ziemskiego, OGLE-2005-BLG-390L b; żadna inna metoda nie pozwalała w tym czasie znajdować tak małych globów. Tą metodą odkryty został układ OGLE-2006-BLG-109L, przypominający Układ Słoneczny w miniaturze. Wiemy, że zawiera on dwie planety – odpowiedniki Jowisza i Saturna, a może także posiadać wewnątrz ich orbit mniejsze ciała np. wielkości Ziemi. Informację o tym układzie planetarnym, autorstwa polskich naukowców z zespołu Andrzeja Udalskiego, zamieścił w lutym 2008 tygodnik „Science”.

• Pomiary nieregularności zmian blasku gwiazd zmiennych – pulsarów, gwiazd podwójnych lub pulsujących białych karłów. Tą metodą odkryto pierwsze potwierdzone planety pozasłoneczne, krążące wokół pulsara PSR 1257+12 i kilka planet krążących wokół obu składników gwiazdy podwójnej. Jak dotąd (stan na 22 lutego 2017) zaobserwowano w ten sposób 24 planety; ponadto zaburzenia czasu tranzytu znanych planet pozwoliły na odkrycie 7 innych planet, które nie przechodzą przed tarczą gwiazdy^[2].

Rodzaje planet |

Potrójny zachód słońca na HD 188753 A b – wizja artysty (Źródło: NASA/JPL-Caltech)

Gazowe olbrzymy |

 Osobny artykuł: Gazowy olbrzym.

Zaskoczeniem dla uczonych była różnorodność pozasłonecznych układów planetarnych. Spodziewano się, że najłatwiej będzie wykryć planety typu Jowisza, ze względu na ich wielką masę. Jednak niewielu astronomów spodziewało się znalezienia gazowych olbrzymów krążących bliżej swoich gwiazd niż Merkury, albo o orbitach tak wydłużonych (dokładniej: ekscentrycznych) jak orbity komet w Układzie Słonecznym.

Gorące jowisze |

Gwiazda HD 209458 oraz okrążająca ją planeta HD 209458 b zaliczana do gorących jowiszy – wizja artysty

 Osobny artykuł: Gorący jowisz.

Planety zbliżone masą do Jowisza krążące blisko swoich słońc nazwano gorącymi jowiszami (ang. Hot Jupiters). Okazały się one być niezwykle pospolite. Geoffrey Marcy i R. Paul Butler w 1999 roku odkryli planetę HD 209458 b (o nieformalnej nazwie Ozyrys), która zyskała sławę w roku 2005 po tym, gdy (po raz pierwszy) udało się ustalić skład chemiczny jej atmosfery dzięki bezpośrednim obserwacjom emitowanego przez nią światła.

Interesującym zjawiskiem, które jak się sądzi często dotyka gorące jowisze, jest parowanie atmosfer. Ze względu na niewielką odległość od gwiazdy macierzystej, wodór i hel z wyższych warstw atmosfery są intensywnie „zdmuchiwane” przez promieniowanie. Prowadzi to do powstania gazowego warkocza, przypominającego gigantyczny warkocz kometarny. Jego istnienie zostało potwierdzone przez obserwacje tranzytu wspomnianej planety HD 209458 b. Uważa się, że proces ten może po bardzo długim czasie doprowadzić do całkowitego odarcia planety z otoczki gazowej, pozostawiając nagie jądro planety, pod wieloma względami podobne do planety skalistej.

Gorące neptuny |

 Osobny artykuł: Gorący neptun.

Zainteresowanie badaniami planet pozasłonecznych koncentruje się oczywiście wokół niewielkich planet, wśród których astronomowie mają nadzieję odkryć obiekty podobne do Ziemi. Jednakże trzeba pamiętać, że zwykle można ocenić tylko masę i parametry orbity odkrytej planety. Mało masywne globy, krążące blisko swoich gwiazd, mogą być zarówno wielkimi planetami skalistymi, jak i ciałami o zupełnie innej naturze – gorącymi neptunami.

W 2007 obserwowano przejście odkrytej trzy lata wcześniej planety GJ 436 b na tle gwiazdy. Udało się stwierdzić, że planeta ma nie tylko masę (0,067 M_J, czyli 21 M_⊕), ale i promień podobny do Neptuna. To sugeruje, że nie jest ona zbudowana ze skał, ale należy do tej właśnie klasy planet. Przypuszczalnie składa się głównie z egzotycznych, wysokotemperaturowych odmian lodu skrytych pod grubą warstwą atmosfery.

Gorące neptuny znacząco różnią się od gorących jowiszy. Sądzi się, że powstają one na skutek migracji planet typu Neptuna (tzw. lodowych olbrzymów) w cieplejsze rejony bliżej gwiazdy, we wczesnych etapach tworzenia układu. Warto wspomnieć, że taki migrujący glob może skończyć swoją wędrówkę wcześniej, w obrębie ekosfery gwiazdy, czyli tam, gdzie woda pozostaje w stanie ciekłym. Staje się ona wtedy planetą oceaniczną, całkowicie pokrytą oceanem głębokim na setki kilometrów – potencjalnym siedliskiem życia.

Planety skaliste |

Planeta skalista OGLE-2005-BLG-390 Lb, lodowaty glob okrążający czerwonego karła – wizja artysty

 Osobny artykuł: Planeta skalista.

Ze względu na ograniczenia metod detekcji planet pozasłonecznych obecnie jedynym kryterium, które pozwala stwierdzić, czy odkryta planeta jest skalista (typu ziemskiego), jest jej masa. Niewielkie planety, o masie rzędu 10 M_⊕ (~0,03 M_J) i niższej, są najprawdopodobniej zbudowane ze skał – taka masa nie wystarczy do utrzymania gęstej atmosfery, cechującej olbrzymy. Duże sukcesy w ich odkrywaniu odnoszą zespoły naukowców badających mikrosoczewkowanie grawitacyjne – OGLE (The Optical Gravitational Lensing Experiment), MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) i μFUN-PLANET, który powstał z połączenia zespołów μFUN (Microlensing Follow-Up Network) i PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork).

Pierwsze odkryte planety skaliste okazały się globami niegościnnymi dla życia, o ekstremalnych warunkach klimatycznych. W czerwcu 2005 w pobliskim układzie czerwonego karła znaleziono planetę Gliese 876 d (5,9 M_⊕), która krąży po ciasnej orbicie wokół gwiazdy i ma powierzchniową temperaturę ok. 400 °C. Podobna jest więc raczej do olbrzymiego Merkurego niż do Ziemi. Później odkryte zostały również planety krążące w dużej odległości od gwiazd, o powierzchniowych temperaturach poniżej −200 °C: OGLE-2005-BLG-390L b (5,4 M_⊕)^[21][22] i MOA-2007-BLG-192-L b (3,3 M_⊕). Przypuszczalnie są to lodowo-skalne globy podobne do Plutona.

Poszukiwania planet skalistych przynoszą także odkrycia bardziej obiecujące z punktu widzenia życia, jakie znamy. W kwietniu 2007 odkryte zostały planety Gliese 581 c i d, z których początkowo c została uznana za pierwszą planetę skalistą w ekosferze swojej gwiazdy. Dalsze obserwacje i obliczenia wskazały jednak, że to planeta d krąży w obrębie ekosfery^[23]. Przy masie 0,022 M_J (7,1 M_⊕) i przypuszczalnie gęstej atmosferze, w której zachodzi efekt cieplarniany podnoszący temperaturę powierzchni, jest ona pierwszą potencjalną planetą oceaniczną^[24].

W czerwcu 2008 roku odkryto interesujący układ HD 40307^[25], w którym po kołowych orbitach krążą trzy planety skaliste i nie ma żadnego gazowego olbrzyma. To odkrycie może sugerować, że planety skaliste są nawet trzykrotnie liczniejsze od planet-olbrzymów^[26].

Gazowe karły |

 Osobny artykuł: Gazowy karzeł.

Planety o wielkości pomiędzy planetami skalistymi a gazowymi olbrzymami, o masie pomiędzy 1,7 a 4 masami Ziemi, posiadające skaliste jądro i bardzo gęstą, grubą atmosferę.

Inne |

Wyróżnia się również lodowe olbrzymy podobne do Urana lub Neptuna oraz nie występujące w Układzie Słonecznym planety oceaniczne, całkowicie pokryte wodami oceanu; wydaje się, że do przedstawicieli tej grupy należy GJ 1214 b^[27]. Wyróżniane bywają także planety lawowe, skaliste globy krążące tak blisko swoich gwiazd, że są pokryte „oceanem” stopionych skał^[28].

Zobacz też |

• układ planetarny


• lista gwiazd posiadających zidentyfikowane planety


• powstawanie planet


• egzoksiężyc

Przypisy |

Linki zewnętrzne |

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem: Planeta pozasłoneczna

• 
  Encyklopedia pozasłonecznych układów planetarnych (pol. • ang. • fr. • hiszp. • port. • niem. • wł. • pers. • arab. • ros. • jap.)
  


• Exoplanets Data Explorer. [dostęp 2017-02-25].


• Ćwiczenie HOU ilustrujące obserwacje planet pozasłonecznych metodą tranzytów. Wykorzystano obrazy z Kosmicznego Teleskopu Spitzera


• 
  Astro Gregas – Exoplanets (ang. • hiszp.)
  


• 
  NASA Exoplanet Archive (ang.)
  


• 
  The Habitable Exoplanets Catalog Planetary Habitability Laboratory (ang.)