Eksoplanētas – planētas pie citām saulēm

 

Viens no intriģējošākajiem jautājumiem, kas kopš neatminamiem laikiem ir nodarbinājis cilvēku prātus, neapšaubāmi ir par citu dzīvu un ar saprātu apveltītu radījumu izplatību Kosmosā. Mēģinājumi atbildēt uz to ir beigušies arī ar lielām traģēdijām. Intuitīvā apziņa, ka zvaigznes ir tālu no mums kvēlojošas saules, un doma, ka arī ap tām varētu pastāvēt planētas, kuras apdzīvotu saprātīgas būtnes, kā arī šo uzskatu nelokāma aizstāvēšana, bija par iemeslu tam, ka 1600. gadā pēc katoļu baznīcas vadītās inkvizīcijas sprieduma uz sārta dzīvi beidza Džordano Bruno.

 

Citas galaktikas, citas zvaigznes

Attīstoties zinātnei un arvien vairāk uzkrājoties faktiem, kas liecināja, ka Visums ir homogēns (viendabīgs) un izotrops (visos virzienos vienāds), kā arī, ka tajā visur darbojas vieni un tie paši mums pazīstamie fizikas likumi, vēl vairāk nostiprināja pārliecību, ka mūsu Saule ar savu planētu sistēmu nevar būt izņēmums. Zvaigžņu veidošanās vai dzimšana, pašgravitācijas dēļ pakāpeniski sabiezējot starpzvaigžņu gāzu un putekļu mākoņiem, kā rādīja novērojumi un astrofizikālie pētījumi, ir Visumā izplatīts process.

Ja ir noteikti priekšnoteikumi, tam neizbēgami ir jānoved arī pie protoplanetāro disku un planētu sistēmu izveidošanās, jo, kad zvaigzne dzimst, dažādi apstākļi, piemēram, protozvaigznes miglāja rotācija, nosaka to, ka ne visa šī miglāja viela kolapsē zvaigznē. Daļa vielas paliek it kā neizmantota un pamazām koncentrējas diskā, kas arī nav viendabīgs, ir ar lokāliem sabiezinājumiem, kuri gravitācijas nestabilitātes dēļ turpina  pieaugt un blīvēties, pamazām formējoties par vienu vai vairākām planētām. Par planētām astronomijā dēvē debess ķermeņus, kuru masa ir mazāka par apmēram 10 tādu planētu kā Jupiters masu (1 M_J = 1.9·10³⁰ g) un kuri veidojas no protozvaigznes miglāja pārpalikuma – protoplanetārā diska. Vēl masīvākus objektus, kuru masa ir aptuveni M = (10÷80)M_J, sauc par brūnajiem punduriem, jo tie jau ir zvaigžņveidīgi objekti, kuri veidojas no atsevišķiem mazas masas starpzvaigžņu vielas mākoņiem un kuros īsu brīdi, t. i., kamēr izdeg tajos slēptie niecīgie pirmatnējā deitērija krājumi, var notikt kodoltermiska reakcija, kas, kā zināms, ir galvenā zvaigznes pazīme. 

 

Zvaigžņu evolūcijas nosacījumi

Iedziļinoties planētu kosmogonijā, kas ir ļoti sarežģīta astrofizikāla, ar gāzu, magnetohidrodinamiku, zvaigžņu evolūciju utt. saistīta kompleksa problēma un kurā ir vēl daudz neatrisinātu un neskaidru jautājumu, izkristalizējās arī noteikti priekšstati par perspektīviem novērojumu un pētījumu virzieniem. Tā, piemēram, kļuva skaidrs, ka, lai rastos, saglabātos un attīstītos planētas, ir nepieciešams pietiekami ilgs stabilu astrofizikālo apstākļu periods. Tādu var nodrošināt tikai noteikta tipa – tā sauktās galvenās secības B, A, F, G un K spektrālās klases zvaigznes, kurām raksturīgs vairākus miljardus gadu ilgstošs gandrīz nemainīgs vai lēni mainīgs starojums. Saule, kā zināms, ir šāds dzeltens G2 klases punduris.

Pagājušā gadsimtā šo, uz loģiski teorētiskiem apsvērumiem balstīto, pārliecību stiprināja arī daži netieši novērojumi. Sevišķu ievērību izpelnījās amerikāņu astronoma E. Barnarda 1916. gadā Centaura zvaigznājā atklātā un tuvā, tikai ap 5.9 g. g. (g.g. - gaismas gads, 1 g.g. = 9.460530*10¹² km) attālumā esošā, M5 klases zvaigzne (vēlāk tā ieguva Barnarda zvaigznes nosaukumu) ar rekordlielu īpatnējo kustību, kura turklāt izrādījās oscilējoša. Izskaidrot to bija iespējams ar neredzama, neliela un tātad, visiespējamāk, planētas lieluma pavadoņa pastāvēšanu. Jāsaka gan, ka vēlākā analīze šos secinājumus neapstiprināja.

Šādā sistēmā ķermeņu savstarpējās apriņķošanas dēļ ap sistēmas baricentru zvaigznes redzamā pārvietošanās telpā nenotiek pa taisnu, bet gan pa viļņveidīgu trajektoriju (skat. 1. att.), respektīvi, tās stāvoklis pret apkārtējām daudz nekustīgākajām zvaigznēm laika gaitā periodiski nedaudz mainījās. To varēja konstatēt ilglaicīgos novērojumos un precīzos astrometriskos mērījumos. Līdzīgi varēja izskaidrot arī vairākām zvaigznēm konstatētās radiālā ātruma jeb zvaigznes pārvietošanās ātruma skata virzienā nelielās oscilējošās izmaiņas, kuras novēroja, mērot zvaigznes spektrāllīniju nobīdes Doplera efekta dēļ (skat. 2. att.). Kā trajektorijas, tā spektrāllīniju nobīžu precīzi mērījumi ļauj novērtēt zvaigznes neredzamā pavadoņa masu un orbītas elementus.

 

Infrasarkanais starojums un kosmiskie putekļi

Otrs netiešs pierādījums bija astrofizikālos pētījumos atklātais, ka līdz 20 procentiem B un A spektra klases zvaigžņu un līdz 50 procentiem G spektra klases zvaigžņu spektru ir raksturīgs infrasarkanā starojuma ekscess, t. i., infrasarkanajā spektra daļā šīs zvaigznes izstaro ievērojami vairāk enerģijas, nekā tam vajadzētu būt, ja šis starojums ģenerētos atbilstoši zvaigznes virsmas temperatūrai. Lai izskaidrotu šo īpatnību, tika izvirzīta doma, ka infrasarkanā starojuma pastiprināto emisiju rada kosmisko putekļu apvalks ap zvaigzni, t. i., ievērojami palielināta cieto daļiņu koncentrācija, jo šādas daļiņas, absorbējot zvaigznes optisko starojumu, sasilst un dod starojumu infrasarkanajā diapazonā. Tomēr tiešu novērojumu trūkums atstāja šos pieņēmumus, lai arī labi pamatotu,  tomēr hipotēžu līmenī.

Stāvoklis krasi mainījās pagājušā gadsimta beigās, kad ierindā stājās vairāki liela izmēra gan kosmosā pacelti, gan uz zemes izcilos astroklimatiskos apstākļos uzceltās observatorijās izvietoti teleskopi (skat. 3. att.), kas deva iespēju veikt augstas leņķiskas un spektrālās izšķirtspējas fotometrisku novērojumus un līdz tam nesasniegtas precizitātes mērījumus. Tas ļāva visai cieši ieskatīties daudzu zvaigžņu apkārtnē un pētīt citu sauļu sistēmu dzimšanas procesus. It sevišķi tas attiecas uz planētu sistēmas tapšanas pirmajiem etapiem – apzvaigžņu gāzu un putekļu mākoņu un protoplanetāro disku veidošanos. Astronomu rīcībā nonāca arvien jauni novērojumu dati, kas nepārprotami liecināja gan par protoplanetāro disku reālu pastāvēšanu, gan tajos pastāvošām neviendabībām – topošo planētu aizmetņiem (skat. 4.-7. att.), gan arī par tajos jau tieši saskatāmiem planētu attēliem (skat. 8. att.).

 

Atklātas 76 eksoplanētas

            Pirmo eksoplanētu, kuras eksistenci astronomi uzskatīja par pārliecinoši pierādītu, atklāja 1994. gadā. Tā apriņķo jau mirušu zvaigzni – pulsāru. Planētas klātesamības pierādījumam kalpoja pulsāra izstaroto impulsu pienākšanas laika periodiskās variācijas. Par nākošo var uzskatīt 1995. gadā atklāto ap 0.5 M_J planētu, kas pa ļoti tuvu orbītu – astoņas reizes tuvāk nekā Merkurs - apriņķo Saulei līdzīgo 50 g.g. attālumā atrodošos zvaigzni Pegaza 51, kura atrodas Pegaza zvaigznājā.

            Kopš tā laika ar to vai citu metodi ir pamatota jau 76 eksoplanētu eksistence. Lielākai daļai zvaigzņu ir pa vienai, bet astoņām zvaigznēm – vairākas. Neliels pārsteigums bija tas, ka lielākā daļa jaunatklāto pavadoņu bija Jupiteram līdzīgi un vēl masīvāki milži. Daļēji to var izskaidrot ar pašreiz eksoplanētu medībām pieejamo un lietoto metožu ierobežotajām iespējām, respektīvi, mērījumu precizitāti, kas ļauj konstatēt tikai šādu lielu masu planētas, taču ir arī lielas būtiskas neskaidrības, kuras astronomi cer atrisināt turpmāk plānoto novērojumu un pētījumu gaitā. Te gan jāatzīmē, ka eksoplanētu meklēšana ar instrumentiem un citu aprīkojumu, kas šobrīd ir astronomu rīcībā , ir ļoti darbietilpīgs process. Tā, piemēram, lai atklātu vismaz 2.3 M_J masīvu planētu pie zvaigznes Pulksteņa é (jota) (G0 spektrālās klases zvaigznes, kas atrodas 56 g.g. attālumā Pulksteņa zvaigznājā), bija nepieciešami vairāk nekā piecus gadus ilgi novērojumi ar Eiropas Dienvidu observatorijas (Lasilja, Čīle 1.4 m palīgteleskopu. 

            Ar radiālo ātrumu metodi observatorijās uz Zemes var izmērīt spektrāllīniju Doplera nobīdi, kas vienāda vai lielāka par 3 m/s. Tas ļauj atklāt ap 33 M_Z masīvas eksoplanētas (1 M_Z – Zemes masa = 5.98·10²⁷ g), ja tās apriņķo Saules masas zvaigzni (1 M_S = 1.99·10³³ g) Zemes orbītas jeb 1 a.v. attālumā (1 a.v. –astronomiskā vienība = 149600000 km – Zemes vidējais attālums no Saules), respektīvi, tāpat kā Zeme apriņķo šo zvaigzni gada laikā.

Lietojot astrofotometrisko metodi, ar 3. att. redzamo Keka teleskopu, kurš var nodrošināt leņķisko mērījumu precizitāti ap 20 mikrosekundes (ms), ir iespējams detektēt ap 66 M_Z masas lielas planētas, tām apriņķojot Saules masas zvaigznes 1 a.v. attālās orbītās, ja šīs zvaigznes neatrodas tālāk par 10 ps (1 ps – parseks = 206265 a.v.).

Precīzi fotometriski novērojumi ļauj noteikt eksoplanētu eksistenci arī gadījumos, kad šī planēta skata virzienā šķērso un nedaudz aptumšo savu sauli. Pašreizējo iespēju analīze rāda, ka tādā veidā varētu atklāt planētas, kuru izmēri nebūtu mazāki par pusi no Zemes diametra, ja tās riņķotu ap Saulei līdzīgu zvaigzni 1 a.v. attālumā, vai Marsa izmēru planētu, ja tā riņķotu pa Merkuram atbilstošo orbītu. Taču, lai izdarītu šādu atklāšanu, vajadzētu veikt ap četru gadu ilgus sistemātiskus novērojumus.

Perspektīvas astrometrisko mērījumu jomā var raksturot ar ieceri 2006. gadā pacelt orbītā satelītu SIM (Space Interferometry Mission – Kosmiskās interferometrijas pavadonis), kas, izmantojot interferometrijas metodi, ļaus mērīt zvaigznes pozīciju pie debess sfēras un šīs pozīcijas  izmaiņas ar precizitāti līdz leņķa 2 mikrosekundēm, kas nodrošinās ne mazāku par 6.6 M_Z eksoplanētu detektēšanu ap 1 M_S masīvu zvaigzni 1 gada apriņķošanas orbītā, ja šī zvaigzne neatradīsies tālāk par 10 ps, vai ap 0.4 M_J masas planētu orbītā, kurā apriņķošanas periods ir 4 gadi. Jāatzīmē, ka 10 ps tilpumā ap Sauli ir tikai 33 atsevišķas (t. i., nav dubultzvaigznes, kur planētu veidošanās apstākļi ir daudz sarežģītāki) Saulei līdzīgas, t. i., F, G un K klases zvaigznes.

            Speciāli planētu meklēšanai, izmantojot aptumsuma metodi, 2006. gadā tiek plānots palaist arī pavadoni Kepler, kas monitorēs ap 100 000 Saulei līdzīgu tuvāko zvaigžņu, meklējot un detektējot Zemes izmēru planētas, kuras apriņķotu šīs zvaigznes ne tālāk par Zemes orbītu. Salīdzināšanai var atzīmēt, ka mūsu Galaktikā, kura satur ap 300 miljardu (300*10⁹) zvaigžņu, ap 10 procentu jeb 30*10⁹ no tām ir Saulei līdzīgas un, pēc aplēsēm, vismaz ap 5 procenti no tām (1.5*10⁹), bet nav izslēgts, ka ap visām no tām riņķo vismaz Jupiteram līdzīgas planētas.

            Šie pavadoņi palīdzētu izdalīt planētu sistēmas, kuras savukārt būtu perspektīvi novērot ar 2011. gadā ieplānoto pavadoni Darvin, kas paredzēts planētu spektru iegūšanai, lai atklātu ozona līnijas, kas jau liecinātu par skābekļa bagātu atmosfēru un par iespējamo dzīvības pastāvēšanu uz šīm planētām. Tiem, kas interesējas par šajā rakstā skartajām jautājumiem, var ieteikt papildu informāciju meklēt interneta adresē: http://www.obspm.fr/planets

           

Dr. phys. Arturs BALKLAVS-GRĪNHOFS,

LZA korespondētājloceklis,

LU Astronomijas institūta direktors