Fjarreikistjörnur

Fjarreikistjörnur

Reikistjörnur utan okkar sólkerfis

  • HD 10180, sólkerfi, fjarreikistjörnur
    Sólkerfið umhverfis stjörnuna HD 10180

1. Inngangur

Fjarreikistjarna (extrasolar planet eða exoplanet) er reikistjarna utan okkar sólkerfis. Í Vetrarbrautinni okkar eru hundruð milljarðar sóla og líkur á að talsverður fjöldi þeirra hafi reikistjörnur.

Fljótlega eftir að stjörnusjónaukinn kom fram hófu stjörnufræðingar árangurslausa leit að fjarreikistjörnum. Ekkert fannst fyrr en árið 1995 þegar svissneskir stjörnufræðingar tilkynntu um uppgötvun á gasrisa með fjögurra daga umferðartíma um stjörnuna 51 Pegasi.

Hingað til (október 2013) hafa yfir 1000 fjarreikistjörnur fundist á braut um aðrar sólstjörnur. Langflestar hafa fundist með óbeinum hætti. Aðeins örfáar hafa verið ljósmyndaðar. Flestar eru gasrisar sem taldir eru líkjast Júpíter að einhverju leyti en hafa ber í huga að mun auðveldara er að finna stórar reikistjörnur með þeirri tækni sem við búum yfir í dag. Tækninni fleygir stöðugt fram og reglulega finnast nýjar og massaminni fjarreikistjörnur, sumar aðeins nokkrum sinnum massameiri en jörðin.

Um þessar mundir er Gliese 581 d sú fjarreikistjarna sem talin er líkjast jörðinni mest. Hún er að minnsta kosti sjöfalt massameiri en jörðin en innan lífbeltis stjörnunnar Gliese 581 sem er rauður dvergur í um 20 ljósára fjarlægð frá jörðinni.

Ekki er svo ýkja langt síðan leit að reikistjörnum svipuðum jörðinni í öðrum sólkerfum var fjarlægur draumur stjörnufræðinga. Síðustu áratugi hafa orðið miklar framfarir í gerð sjóntækja og annarra mælitækja og því ljóst að enn fleiri munu finnast þegar nýir geimsjónaukar skila fyrstu niðurstöðum. Tímaspursmál er hvenær reikistjarna á borð við jörðina okkar finnst í lífbelti fjarlægrar sólstjörnu.

2. Saga rannsókna

Menn hafa lengi velt fyrir sér möguleikanum á öðrum reikistjörnum, sér í lagi öðrum jörðum. Á 16. öld setti Giordano Bruno fram þá skoðun sína að fastastjörnurnar væru sólir eins og sólin okkar og umhverfis þær væru reikistjörnur. Fyrir þessa skoðun sína galt Bruno lífið.

Árið 1668 reyndi hollenski stjörnufræðingurinn Christiaan Huygens fyrstur manna að leita eftir reikistjörnum umhverfis fjarlægar sólir. Sjónaukinn sem Huygens notaði til þess var frumstæður miðað við mælitæki nútímans. Hann áttaði sig fljótt á að lítil von væri finna fjarreikistjörnur með þeim tækjum sem hann bjó yfir.

Á 18. öld gerði William Herschel tilraunir til að finna fjarreikistjörnur. Hann sagðist hafa greint óséðan fylgihnött sem hefði áhrif á staðsetningu stjörnunnar 70 Ophiuchi í Naðurvalda.

3. Nafnakerfi

Fjarreikistjörnur eru nefndar á svipaðan hátt og tvístirna- eða fjölstirnakerfi. Eini munurinn er sá að reikistjarna fær lágstaf í enda nafns í stað hástafs eins og við á um sólstjörnur. Lágstafurinn er settur eftir nafni stjörnunnar. Reikistjarna sem heitir b er fyrsta reikistjarnan sem finnst í sólkerfi, t.d. 51 Pegasi b. a er vísvitandi sleppt til að forðast rugling við stjörnuna sjálfa. Næsta reikistjarna sem finnst í kerfinu fær næsta staf í stafrófinu. Finnist fleiri fjarreikistjörnur um 51 Pegasi yrði næsta skráð 51 Pegasi c, þá 51 Pegasi d og svo framvegis. Finnist tvær reikistjörnur samtímis fær sú reikistjarna sem er nær stjörnunni næsta bókstaf og svo fjarlægari reikistjarnan.

Í sumum tilvikum hefur smærri reikistjarna fundist nær stjörnunni en áður þekktar reikistjörnur. Þar með hefur bókstafsröð reikistjarnanna frá sólinni ruglast. Þannig er til að mynda ástatt með Gliese 876 sólkerfið. Nýjasta reikistjarnan sem fannst í þessu sólkerfi er Gliese 876 d þrátt fyrir að hún sé nær stjörnunni en Gliese 876 b og Gliese 876 c. Þessa stundina er reikistjarnan 55 Cancri f, sem er fimmta þekkta reikistjarnan í 55 Cancri sólkerfinu, eina reikistjarnan sem ber bókstafinn f.

Alþjóðasamband stjarnfræðinga (IAU) hefur yfirumsjón með nafnakerfinu. Ekki stendur til að taka upp almenn nöfn á fjarreikistjörnum eins og á reikistjörnunum í okkar sólkerfi.

4. Leitaraðferðir

Þar sem fjarreikistjörnur sjást hvorki með berum augum né með venjulegum sjónaukum getur reynst þrautin þyngri að finna þær. Stjörnurnar eru órafjarri og birta reikistjarna svo dauf að hún hverfur í glýjunni frá móðurstjörnunni. Örfáar fjarreikistjörnur hafa verið ljósmyndaðar en tilvist langflestra hefur verið staðfest með óbeinum hætti en þá eru áhrif þeirra á birtu eða færslumóðurstjörnunnar mæld. Hér verður fjallað um þær leitaraðferðir sem aðallega hefur verið beitt.

4.1. Stjarnmælingar

Stjarnmælingar (e. astrometry) eru elsta aðferðin sem notuð er til að greina fjarreikistjörnur. Hún byggir á mælingu á færslu sólstjörnunnar vegna aðdráttarkrafts milli hennar og reikistjörnu. Þegar reikistjarna gengur um sólstjörnu snúast í raun báðir hnettir umhverfis sameiginlega massamiðju. Stjarnan er massameiri en reikistjarnan og massamiðjan því oftar en ekki innan radíuss stjörnunnar. Mælingarnar krefjast nákvæmra mælitækja og athugana þar sem færsla stjörnunnar á himni er lítil. Þessi aðferð er næmust fyrir massamiklum reikistjörnum þar sem þyngdaráhrifin, og þar með færsla móðurstjörnunnar, eru þá vel merkjanleg. Aðferðin er einnig heppileg til að finna reikistjörnur með stóran brautarradíus þar sem massamiðjan er þá fjarlægari móðurstjörnunni. Slíkar athuganir geta þó tekið mörg ár þar sem umferðartíminn er langur.

Hægt er að meta massa reikistjörnunnar með stjarnmælingum. Þar sem hnettirnir ganga um sameiginlega massamiðju þá er hlutfall massa þeirra jafnt öfugu hlutfalli fjarlægðar þeirra frá massamiðjunni

\frac{m_r}{m_s} = \frac{a_s}{a_r}

þar sem mælanlegar stærðir eru massi stjörnunnar, ms, og fjarlægð hennar frá massamiðjunni, as. Við viljum finna samsvarandi stærðir reikistjörnunnar, mr og ar. Þriðja lögmál Keplers kemur því að góðum notum 

\frac{a^3}{P^2} = \frac{G(m_s %2B m_r)}{4\pi^2}

þar sem a = ar + asP er umferðartíminn og G er þyngdarfastinn. Þar sem umferðartíminn er mælanlegur er auðvelt að reiknamr og ar út frá jöfnum (1) og (2).

Mikilvægt er að hafa í huga að þar sem við sjáum ekki reikistjörnuna sjálfa er brautarhalli hennar óþekktur. Ef sýndarferli stjörnunnar ber ekki heim og saman við þá sporöskjulaga braut sem hún ætti að hafa samkvæmt fyrsta lögmáli Keplers er hægt að meta brautarhallann með því að rannsaka frávikið. Þannig fæst raunmassi reikistjörnunnar. Enn hefur engin reikistjarna fundist með stjarnmælingum en aðferðin hefur þó verið notuð til að reikna út massa þekktrar reikistjörnu. Menn binda þó miklar vonir við stjarnmælingar í framtíðinni.

4.2. Doppler litrófsmælingar

Doppler litrófsmælingar, sjónstefnumælingar
Mynd 1. Hreyfingu fjarlægrar stjörnu vegna þyngdaráhrifa frá reikistjörnu er hægt að mæla með litrófsgreiningu. Þegar stjarnan nálgast okkur verður ljósið fyrir bláviki en þegar hún fjarlægist er um rauðvik að ræða. Með þessari aðferð hafa margar fjarreikistjörnur fundist. Búið er að ýkja innbyrðis fjarlægðir og stærðir hnattanna. Mynd: ESO/Stjörnufræðivefurinn

Dopplermælingar, einnig nefndar sjónstefnumælingar (e. radial velocity measurements), styðjast við sömu grundvallaratriði og stjarnmælingar. Í hvoru tilviki fyrir sig eru greind þau þyngdaráhrif sem reikistjarna hefur á stjörnuna. En í stað þess að hliðrunin sé mæld er hraðabreyting stjörnunnar metin með Doppler litrófsgreiningu. Þegar stjarnan nálgast athuganda má greina blávik á þekktum litrófslínum þar sem tíðni rafsegulbylgjunnar verður meiri en ella. Þegar hún fjarlægist er um rauðvik að ræða (mynd 1). Þegar Dopplermælingar eru notaðar þá er brautarhalli reikistjörnunnar óþekktur. Mæld hliðrun, d, er háð raunverulegri hliðrun, h, með formúlunni hsin(i) = d þar sem braut reikistjörnunnar hallar um horn i miðað við plan himinsins. Fyrsta fjarreikistjarnan sem fannst með þessari aðferð árið 1995 var 51 Pegasi b [13].

Taka þarf tillit til afstöðu brautarflatar reikistjörnunnar við sjónlínu athuganda. Ef i er skilgreint eins og áður þá er mældur sjónlínuhraði v′ = v sin i. Þar sem hraði hnattar er í línulegu sambandi við fjarlægðina a frá massamiðjunni samkvæmt

v = \frac{2\pi a}{P}

þá fæst frá jöfnu (1)

\frac{m_r}{m_s} = \frac{a_s}{a_r} = \frac{v_s}{v_r} = \frac{v_s'}{v_r'}.

Með svipuðum hætti og í stjarnmælingum er notast við 3. lögmál Keplers, jöfnu (2), með a = ar + as = P/2π(vr + vs). Þá fæst

m_r %2B m_s = \frac{P}{2\pi G} \frac{(v_r' %2B v_s')^3}{\sin^3 i}

Þar sem reikistjarnan sjálf sést ekki þá er v′r ekki mælanlegt. Því leysum við jöfnu (4) og (3) saman og fáum

\frac{m_r^3}{(m_r %2B m_s)^2}\sin^3 i = \frac{P}{2\pi G}v_s^3'

faersla_solar
Mynd 2. Hreyfing massamiðju sólkerfisins vegna áhrifa frá reikistjörnunum yfir hálfa öld frá 1945 til 1995. Hreyfingin er flókin þar sem reikistjörnurnar hafa mismikil áhrif eftir massa og fjarlægð frá sól.

Þessi jafna gerir okkur kleift að meta mr þar sem v′s fæst úr Dopplermælingunum. Þar sem 0 ≤ sin i ≤ 1 þá verður vinstri hlið jöfnunnar aldrei stærri en mr. Því fæst lágmarksmat á massann. Ef stjörnuvaggmælist einnig hjá sömu stjörnu er hægt að nota gögnin úr báðum aðferðum og reikna massann.

Mynd 2 sýnir hreyfingu massamiðju sólkerfisins okkar yfir 50 ára tímabil. Ef fylgst væri með þessari hreyfingu frá Proxima Centauri (sem er næsta sólstjarna frá sólkerfinu okkar í um 4,2 ljósára fjarlægð) þá væri hreyfingin á himinhvelfingunni 0,2 bogasekúndur yfir eitt ár. Hreyfingin er flókin þar sem sólin verður fyrir áhrifum frá öllum reikistjörnunum. Góða greinigetu þarf til að mæla áhrif reikistjörnu sem svipar til jarðar. Dopplermælingar eru árangursríkastar við leit að massamiklum reikistjörnum þar sem sjónlínan við jörð liggur í brautarplaninu. Sem dæmi er hraðabreyting sólarinnar um 13 m/s á tólf ára tímabili vegna áhrifa Júpíters en aðeins 0,1 m/s á ári vegna jarðar. Bestu litrófsgreinar nútímans greina hraðabreytingar niður í 1 m/s. Má þar nefna High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) á 3,6 metra sjónauka European Southern Observatory (ESO) í Chile og HIgh Resolution Echelle Spectrograph (HIRES) á öðrum Keck sjónaukanum á Mauna Kea á Hawaii. Hingað til hafa langflestar fjarreikistjörnur fundist með Dopplermælingum.

4.3. Þvergöngur

Þverganga (e. transit) á sér stað þegar reikistjarna gengur þvert fyrir stjörnu frá jörðu séð (mynd 3). Við þvergöngu dregur reikistjarnan tímabundið úr birtu stjörnunnar. Þvergangan stendur stutt yfir, frá fáeinum klukkustundum upp í nokkra daga. Ferlið verður að endurtaka sig, valda alltaf sömu birtuminnkun og standa jafnlengi yfir til að hægt sé að staðfesta tilvist reikistjörnu. Umferðartími reikistjörnunnar er þá mælanlegur og fjarlægð hennar frá stjörnunni fundin með 3. lögmáli Keplers rétt eins og með fyrrnefndum aðferðum. Með mælingum á birtuminnkununni er hægt að meta stærðarhlutföllin milli stjörnunnar og reikistjörnunnar með:

\frac{I_{min}}{I_{max}} = 1 - \left(\frac{R_r}{R_s}\right)^2

þar sem Imin og Imax eru lágmarks- og hámarksbirtan og Rr og Rs eru radíus reikistjörnunnar og sólstjörnunnar en stærð sólstjörnunnar er þekkt með góðri nákvæmni út frá litrófi hennar. Dopplermælingar eru oft gerðar samhliða þvergöngumælingum, bæði til að staðfesta tilvist reikistjörnunnar og til að meta massa hennar. Þar sem sólkerfi verður að vera á rönd frá jörðu séð (i = 90°) ef finna á reikistjörnu með þvergönguaðferðinni þá er sin3i = 1 í jöfnu (5). Ef reikistjarna mælist með báðum aðferðum er því hægt að reikna massa hennar og einnig eðlismassann sem gefur hugmynd um efnasamsetningu hennar.

þverganga
Mynd 3. Þverganga á sér stað þegar reikistjarna gengur fyrir sólstjörnu séð frá jörðu. Ef reglubundin ljósstyrksminnkun á sér stað hjá stjörnu þá er líklegt að um þvergöngu reikistjörnu sé að ræða. Mynd: ESO/L. Calçada.

Séu mælitækin nákvæm býður aðferðin upp á fleiri möguleika. Hægt er að skoða gleypilínur í ljósinu frá sólstjörnunni eftir að það berst í gegnum lofthjúp reikistjörnunnar. Þannig má finna efnasamsetningu lofthjúpsins. Árið 2005 mældu stjörnufræðingar efnasamsetningu og hitastig lofthjúps tveggja reikistjarna með Spitzer-geimsjónaukanum. Hitastig þeirra reyndist um 790°C og 860°C [4, 6]. Einnig er hægt að skoða skautun ljóssins eftir að það endurspeglast af lofthjúpi reikistjörnunnar og fá þannig vísbendingar um efnasamsetninguna [2].

Ólíklegt er að reikistjörnur sem eru langt frá sólstjörnu sinni gangi fyrir sjónlínuna til jarðarinnar. Það kemur til af því að skífa sólstjörnunnar er hlutfallslega minni hluti af braut reikistjörnunnar með aukinni fjarlægð. Sem dæmi eru um 0,5% líkur á að reikistjarna af stærð jarðar og á svipaðri braut sjáist ganga fyrir stjörnu en fyrir Satúrnus eru líkurnar 0,05% [3]. Reikistjarna eins og jörðin í öðru sólkerfi dregur úr birtu stjörnu sinnar um 0,01% þegar hún gengur fyrir stjörnuna. Því er erfitt að mæla þvergöngur lítilla reikistjarna enda hafa þær síður fundist. Margar reikistjörnur hafa fundist með þvergöngumælingum en líklega fjölgar þeim umtalsvert á næstu árum þegar niðurstöður athugana Keplerssjónaukans verða kunngerðar.

4.4. Ljósmyndun

Fomalhaut b
Mynd 4. Í rykhring umhverfis stjörnuna Fomalhaut fannst reikistjarna í um 115 SE fjarlægð. Færsla reikistjörnunnar yfir tveggja ára tímabil sést í innskoti niðri hægra megin. Massi hennar er um þrír Júpítersmassar. Stjarnan sjálf er hulin með kórónusjá. Myndin var tekin með Hubblessjónaukanum árin 2004 og 2006. Mynd: NASA/ESA og P. Kolas

Reikistjörnur eru mjög daufar og það litla ljós sem þær endurvarpa glatast í birtunni frá móðurstjörnunni. Þess vegna er mjög erfitt að ljósmynda þær, sér í lagi þær sem eru smáar og nálægt móðurstjörnunni. Til þess að ljósmynda reikistjörnu verður að draga úr birtu stjörnunnar. Ein leið er að hylja stjörnuna með skífu, svonefndri kórónusjá, svo daufir hnettir umhverfis stjörnuna sjáist betur (mynd 4). Oft eru ljósmyndir teknar á innrauða sviðinu því þar er munur á útgeislun reikistjörnunnar og sólstjörnunnar minni en á sýnilega sviðinu. Þetta er sérstaklega heppilegt þegar reikistjarnan er ung og nýmynduð því þá er innrauð útgeislun mikil.

Þrátt fyrir þessa erfiðleika hefur mönnum tekist að ná ljósmyndum af fjarreikistjörnum. Allar eru þær stórar og frekar langt frá sinni sólstjörnu. Með nýrri tækni skilar þessi aðferð sífellt betri árangri. Með henni getum við litrófsgreint ljós fjarlægrar reikistjörnu og aflað þannig upplýsinga um eðliseiginleika hennar eins og efnasamsetningu og hitastig lofthjúps. Í febrúar 2010 náðist í fyrsta sinn litróf af reikistjörnu með Very Large Telescope ESO [9]. Það er reikistjarnan HR 8799 c. Menn binda vonir við að fleiri litróf af fjarreikistjörnum náist í framtíðinni enda gefa slíkar mælingar miklar upplýsingar um eiginleika hnattanna.

4.5. Örlinsuhrif

Þegar massamikið fyrirbæri eins og vetrarbraut gengur fyrir ljós frá fjarlægri uppsprettu eða lind sveigir ljósið hjá massanum. Þetta á sér stað vegna sveigju tímarúmsins eins og almenna afstæðirkenningin segir til um. Myndin sem birtist okkur af lindinni er bjöguð eins og ef um linsu væri að ræða. Þetta fyrirbæri kallast þyngdarlinsa.

Í þeim tilvikum sem fyrirbærið sem myndar linsuna er ekki massamikið, t.d. sólstjarna, þá greinist bjögunin frá ljósuppsprettunni varla. Hins vegar á sér stað mælanleg birtuaukning. Í þessu tilviki er um svokölluð örlinsuhrif (e. gravitational microlensing) að ræða. Fjarlæga uppsprettan verður bjartari tímabundið og getur breytingin staðið yfir í nokkrar sekúndur upp í nokkur ár. Með mælingum á breytingu ljósstyrksins með tíma er hægt að segja til um hve stór massinn er sem gengur fyrir ljósið.

OGLE-2005-BLG-390L, örlinsuhrif, microlensing
Mynd 5. Mæld ljósmögnun fjarlægrar ljósuppsprettu vegna stjörnunnar OGLE-2005-BLG-390L þar sem hún virkar sem linsa. Frávikið sem kemur fram í birtuferlinum (innskot uppi hægra megin) er vegna reikistjörnu. Gögnin eru frá sex mismunandi rannsóknahópum. Mynd: OGLE.

Örlinsuhrif nýtast við leitina að fjarreikistjörnum. Ef reikistjarna gengur um stjörnuna sem myndar linsuna þá geta smávægileg frávik orðið á ljósstyrksbreytingunni. Mynd 5 sýnir ljósstyrk fjarlægrar uppsprettu þegar ljós hennar sveigði fram hjá stjörnunni OGLE-2005-BLG-390L [1]. Heildarferlið stóð yfir í um 40 daga og þegar ljósstyrkurinn minnkaði aftur kom fram frávik vegna óséðrar reikistjörnu. Sólkerfið er í rúmlega 20.000 ljósára fjarlægð í átt að miðju vetrarbrautarinnar. Massi reikistjörnunnar er ríflega fimmfaldur massi jarðar og fjarlægð hennar frá sólstjörnunni er um 2,6 SE (stjarnfræðieining sem er meðalfjarlægð jarðar frá sólu). Uppgötvun hennar þótti merkileg þar sem hún er massalítil og langt frá sólstjörnunni.

Örlinsuhrif eru sjaldgæf þar sem uppröðun stjarnanna þarf að vera nákvæm. Hafa ber í huga að breytingar á birtustigi stjarna geta einnig verið af öðrum ástæðum, til dæmis þegar daufari stjarna fer fyrir bjartari stjörnu. Helsti kostur örlinsuhrifa er sá að hægt er að greina massalitlar reikistjörnur. Sömuleiðis má beita þessari aðferð á stjörnur í mun meiri fjarlægð en aðrar aðferðir bjóða upp á því þvergönguaðferðin, ljósmyndun og þær sem byggja á stjarn- og Dopplermælingum eru árangursríkastar fyrir nálægari sólkerfi. Gallinn við örlinsuhrif er sá að atburður sem þessi er einstakur. Því er ómögulegt er að endurtaka mælingar eftir að atburðurinn hefur átt sér stað.

4.6. Tifstjörnur

Tifstjörnur eru nifteindastjörnur, litlar og ofurþéttar leifar stjarna sem enduðu líf sitt sem sprengistjörnur. Þær hafa sterkt segulsvið, snúast hratt um sjálfa sig og geisla frá sér útvarpsbylgjum eftir segulás sínum. Beinist segulásinn í átt til jarðar greinum við tif á útvarpssviðinu. Lota tifsins getur verið frá um það bil millísekúndu upp í nokkrar sekúndur. Ef reikistjarna er á braut um tifstjörnuna þá valda þyngdaráhrif hennar reglubundnum Dopplerhrifum í tifinu. Breytingarnar eru smávægilegar en auðmælanlegar því reglan í lotu tifstjarna er mikil.

Með þessari aðferð er hægt að finna massalitlar reikistjörnur, sumar jafnvel massaminni en jörðin. Ókostur aðferðarinnar er hve sjaldgæfar tifstjörnur eru. Hafa ber í huga að umhverfis tifstjörnur er mikil háorkugeislun svo líf á því formi sem við þekkjum getur varla þrifist á reikistjörnum um þær. Viljum við leita að lífi þá gera tímamælingar á tifstjörnum því minna gagn en hinar aðferðirnar fimm.

5. Eiginleikar

fjoldi_fundinna_fjarreikistjarna
Mynd 6. Fjöldi massalítilla reikistjarna M < 50 M (þar sem M er massi jarðarinnar) sem fundist hafa fram í desember 2010. Ár hvert bætast sífellt fleiri reikistjörnur við í þennan flokk. Mynd: Stjörnufræðivefurinn

Mikill meirihluti þekktra fjarreikistjarna eru massamiklar sem má rekja til takmarkana leitaraðferðanna eins og áður hefur komið fram. Með betri tækni finnast þó æ massaminni reikistjörnur (mynd 6). Ýmislegt bendir til að massalitlar reikistjörnur séu algengari en massamiklar [17]. Reynist það rétt aukast möguleikarnir á uppgötvun lífvænlegra hnatta í framtíðinni. Komið hefur í ljós að málmríkar stjörnur eru líklegri til að hafa bergreikistjörnur [17]. Einnig hafa vísindamenn tekið eftir að þekktar fjarreikistjörnur hafa almennt mikla miðskekkju á braut sinni. Ástæðan er ekki ljós en ýmsar tillögur hafa komið fram eins og víxlverkun við gasskífuna þegar sólkerfið myndaðist [7] og þyngdaráhrif milli nokkurra stórra reikistjarna innan þess sólkerfis[15]. Stór hluti sólkerfa sem búa yfir fjarreikistjörnum hafa fleiri en eina [17]. Allir þessir eiginleikar, sem hægt er að rannsaka með sívaxandi safni af þekktum fjarreikistjörnum, gefa vísindamönnum mikilvægar upplýsingar til að meta og bæta núverandi líkön um myndun sólkerfa og reikistjarna

6. Lífvænlegar reikistjörnur

Gliese 581, lífbelti, habitable zone
Mynd 7. Lífbelti okkar sólkerfis samanborið við lífbelti Gliese 581. Þar sem sólin okkar er stærri er lífbeltið utar. Vísindamenn hafa velt fyrir sér hvort Gliese 581 d sé mögulegur staður fyrir vatn á vökvaformi og þar með líf. Mynd: ESO/Stjörnufræðivefurinn.

Stjörnufræðinga dreymir um að finna lífvænlega hnetti, þ.e. þær reikistjörnur sem gætu haft fljótandi vatn og viðhaldið lífi. Til að svo megi vera má reikistjarna hvorki vera of nálægt né of langt frá sólstjörnu sinni. Þetta svæði í sólkerfi nefnist lífbelti. Í sólkerfinu okkar er lífbeltið milli Venusar og Mars (mynd 7). Lífbeltið er umdeilt meðal vísindamanna því líf gæti þrifist á hnöttum utan þess. Vatn getur hæglega verið fljótandi þar sem nægur jarðvarmi er til staðar eins og hugsanlegt er á tunglinu Evrópu á braut um Júpíter. Undir þykkri ísskorpu Evrópu er líklega haf þar sem líf gæti ef til vill hafa kviknað.

Aðrir þættir eins og stærð og massi reikistjörnu skipta líka máli. Reikistjörnur með innan við helming af massa jarðar hafa ekki nægilegan þyngdarkraft til að viðhalda lífvænlegum lofthjúpi sem veitir góða vörn gegn skaðlegum geimgeislum. Á hinn bóginn hafa reikistjörnur með tífalt meiri massa en jörðin svo mikinn þyngdarkraft að þær halda leikandi í léttustu og algengustu frumefnin, vetni og helín, og verða gasrisar eins og Júpíter. Segja má að leitin að öðrum jörðum sé leit að bergreikistjörnum með M = 0,5–10 M og R = 0,8–2,2 R í lífbelti sólstjörnu.

7. Nokkur áhugaverð sólkerfi

  • PSR B1257+12 – PSR B1257+12 er tifstjarna með 6,22 millísekúndna snúningstíma í 980 ljósára fjarlægð í Meyjunni. Árið 1990 tók pólski stjörnufræðingurinn Aleksander Wolszczan eftir fráviki í tifi hennar og leitaði skýringa. Tveimur árum síðar fundu Wolszczan og samstarfsmaður hans Dale Frail tvær reikistjörnur á braut um tifstjörnuna [19]. Uppgötvunin kom mörgum á óvart enda áttu stjörnufræðingar frekar von á að finna reikistjörnur um stjörnur sem svipar til sólarinnar. Árið 1994 fannst þriðja reikistjarnan í kerfinu [18]. Reikistjörnurnar eru allar í innan við einnar SE fjarlægð frá tifstjörnunni. Umferðartímar þeirra eru 25,3, 66,5 og 98,2 dagar. Tvær af reikistjörnunum eru fjórfalt massameiri en jörðin og eru þær taldar bergkjarnar gasrisa sem áður voru í sólkerfinu [19]. Þriðja og massaminnsta reikistjarnan, sem jafnframt er næst tifstjörnunni, er aðeins 0,02 M.

  • 51 Pegasi – 51 Pegasi er sólstjarna í 50,9 ljósára fjarlægð frá jörðinni í stjörnumerkinu Pegasusi. Hún líkist sólinni okkar og er sýnileg með berum augum við kjöraðstæður. Stjarnan er um 6 til 8 milljarða ára gömul, nokkru eldri en sólin okkar, 4–6% massameiri, með meira málmamagn og er að klára vetnisforða sinn. Umhverfis 51 Pegasi fannst reikistjarna sem er gasrisi með fjögurra daga umferðartíma. Var þetta fyrsta fjarreikistjarnan sem fannst á braut um venjulega sólstjörnu. Hlaut hún nafnið 51 Pegasi b. Reikistjarnan fannst með nákvæmum Dopplermælingum með ELODIE litrófssjánni í Observatorie de Haute-Provence [13]. Þessi uppgötvun markaði tímamót í stjarnvísindum því hún sýndi að hægt er að finna stórar reikistjörnur með stuttan umferðartíma.

  • Gliese 581 – Gliese 581 d er reikistjarna á braut um rauðan dverg í 20 ljósára fjarlægð frá jörðu. Massi hennar er 7,6 M og er hún í 0,25 SE fjarlægð frá sinni sólstjörnu. Gliese 581 d er á mörkum lífbeltis síns sólkerfis. Möguleg gróðurhúsaáhrif gætu þó hækkað yfirborðshitastig reikistjörnunnar og því gæti þar fundist fljótandi vatn. Þetta er eina þekkta fjarreikistjarnan sem líf gæti þrifist á. Mynd 7 sýnir samanburð á lífbeltum sólkerfis Gliese 581 og okkar sólkerfis. Í lok september 2010 tilkynnti hópur bandarískra stjarnvísindamanna um uppgötvun á reikistjörnunni Gliese 581 g í lífbelti stjörnunnar. Annar hópur evrópskra stjarnvísindamanna gat í kjölfarið ekki staðfest tilvist þessarar reikistjörnu svo vafi leikur á hvort hún sé í raun og veru til.

  • Beta Pictoris
    Mynd 8. Rykskífa og reikistjarna umhverfis stjörnuna Beta Pictoris. Stjarnan sjálf er hulin. Mynd: ESO / A.-M. Lagrange

    Fomalhaut – Upp úr 1980 uppgötvaðist rykskífa umhverfis stjörnuna Fomalhaut í Suðurfisknum. Rúmum tuttugu árum síðar sýndu myndir Hubblessjónaukans greinilegt rykbelti í skífunni. Innri brún beltisins var óvenju skörp og vék auk þess frá massamiðju kerfisins. Stjörnufræðinga grunaði að brúnin héldist skörp vegna þyngdaráhrifa reikistjörnu innan beltisins. Tæpum tveimur árum síðar tók Hubble aðra ljósmynd af Fomalhaut og rykbeltinu sem sýndi reikistjörnuna. Var þetta í fyrsta sinn sem fjarreikistjarna var ljósmynduð með óyggjandi hætti. Mynd 4 sýnir færslu reikistjörnunnar Fomalhaut b um móðurstjörnuna. Hún er í um 115 SE fjarlægð frá móðurstjörnunni á sporöskjulaga braut. Umferðartími hennar er 872 ár og massinn líklega um þrír Júpítersmassar [5].

  • Beta Pictoris – Í júní 2010 tilkynnti hópur evrópskra stjörnufræðinga að tekist hefði að fylgjast með færslu fjarreikistjörnu umhverfis stjörnuna Beta Pictoris. Beta Pictoris er ung stjarna, líklega í kringum 12 milljón ára gömul og 1,75 M. Hún er í um 63 ljósára fjarlægð í Málaranum og er eitt frægasta dæmið um stjörnu sem er umlukin rykskífu. Rannsóknir á skífunni með einum af 8,2 metra VLT sjónaukum ESO bentu til að óséður fylgihnöttur hefði áhrif á lögun skífunnar með þyngd sinni. Árið 2003 sást daufur ljósdepill vinstra megin stjörnunnar en á þeim tíma var ekki hægt að útiloka að um bakgrunnsstjörnu væri að ræða. Athuganir gerðar síðla árs 2008 og vorið 2009 sýndu að ljósdepillinn var horfinn en um haustið birtist depillinn aftur, þá hægra megin. Það staðfesti að ljósdepillinn var reikistjarna á braut um Beta Pictoris (mynd 8). Reikistjarnan, sem nefnd er Beta Pictoris b, er gasrisi með nífaldan massa Júpíters. Hún er í 8–15 SE fjarlægð frá Beta Pictoris eða álíka og Satúrnus er frá sólu. Umferðartími hennar er talinn á bilinu 17–35 ár. Þessar rannsóknir sýna að reikistjörnur geta myndast í rykskífum stjarna á fáeinum milljónum ára. 

  • HD 10180 – Í ágúst 2010 var tilkynnt um uppgötvun fimm reikistjarna á braut um stjörnuna HD 10180 [10]. Að auki fundust vísbendingar um tvær aðrar reikistjörnur. Önnur þeirra væri sú massaminnsta sem fundist hefur hingað til (M 1,4 M). Umferðartíminn væri aðeins um 1,2 jarðardagar. Hún væri því mjög nálægt sólstjörnu sinni og mjög heit. Stjarnan líkist sólinni okkar og er í 127 ljósára fjarlægð frá jörðu. HARPS litrófsritinn var notaður til að fylgjast með stjörnunni um sex ára skeið. HARPS hefur einstaka greinigetu og mikla mælinákvæmni sem skilað hefur bestum árangri allra mælitækja á jörðinni í leit að fjarreikistjörnum.

  • Kepler 22b – Í desember 2011 tilkynntu stjörnufræðingar við Kepler verkefnið um uppgötvun á reikistjörnur í lífbelti stjörnu sem líkist sólinni okkar.

  • Gliese 667 Cc – Gliese 667 Cc er önnur reikistjarnan sem finnst í þrístirnakerfinu Gliese 667 sem er í um 22 ljósára fjarlægð frá jörðinni í stjörnumerkinu Sporðdrekanum. Sólirnar þrjár í kerfinu eru allar minni en sólin okkar. Hún er fjórum sinnum þyngri en jörðin en virðist við miðju lífbeltisins í sínu sólkerfi og líkist jörðinni mest af þeim reikistjörnum sem fundist hafa hingað til (apríl 2012). Á henni eru næstum örugglega réttar aðstæður fyrir fljótandi vatn á yfirborðinu.

8. Geimsjónaukar

Langstærstur hluti fjarreikistjarna hefur fundist með sjónaukum á jörðu niðri en með hjálp geimsjónauka er hægt að ná betri árangri. CoRoT og Kepler eru einu geimsjónaukarnir sem hannaðir eru sérstaklega til að leita að fjarreikistjörnum. Hubble geimsjónaukinn hefur þó verið notaður til að staðfesta tilvist reikistjarna. Á teikniborðinu eru spennandi geimsjónaukar eins og Space Interferometry Mission (SIM). Hér er fjallað um helstu geimsjónauka sem ætlaðir eru til að leita fjarreikistjarna.

8.1 CoRot

Convection Rotation and planetary Transits (CoRoT) er sérhannaður leiðangur til að leita að reikistjörnum með þvergönguaðferðinni. Hann er franskur en í samstarfi við Geimstofnun Evrópu (ESA). Hlutverk hans er annars vegar að finna reikistjörnur og hins vegar að mæla skjálfta í sólstjörnum með ljósstyrksmælingum. Sjónaukanum var skotið á braut um jörðina í desember 2006. Hann er 0,27 metra breiður og getur mælt ljósstyrk stjarna með sýndarbirtu niður í 15,5 stig.

Mælitækni CoRoT takmarkast við það að hann getur einungis fundið reikistjörnur með meiri massa en jörðin í innan við 0,3 SE fjarlægð frá sólstjörnu sinni. Massaminnsta reikistjarna sem hann hefur fundið er CoRoT-7 b. Hún er 5 sinnum massameiri en jörðin og í 0,017 SE fjarlægð frá sinni sólstjörnu [14]. CoRoT-7 er aðeins massaminni en sólin okkar og með minna ljósafl. Lífbeltið er því aðeins innar en í sólkerfinu, þó ekki nógu innarlega fyrir CoRoT-7 b.

8.2 Keplerssjónaukinn

Sjá nánar: Keplerssjónaukinn

Árið 2009 sendi NASA Keplerssjónaukann út í geim. Sjónaukinn er 0,95 metra breiður ljósmælir með myndavél sem sér 100 fergráðu svæði á hvelfingunni. Hann leitar reikistjarna með þvergönguaðferðinni. Kepler fylgist með um 150.000 stjörnum á svæðinu milli Hörpunnar og Svansins og mælir birtubreytingar þeirra með 30 mínútna millibili. Kepler er töluvert næmari en CoRoT og getur því bæði fundið minni hnetti og reikistjörnur með rétt rúmlega eins árs umferðartíma. Því getur Kepler fundið reikistjörnur á borð við jörðina í lífbeltum annarra sólkerfa en það er einn af meginkostum sjónaukans.

8.3 Gaia og SIM

SIM, Space Interferometry Mission
Mynd 9. Sýn listamanns á Space Interferometry Mission (SIM), fyrirhuguðum sjónauka NASA.

Á teikniborði NASA er SIM (mynd 9) sem ætlað er að mæla fjarlægðir og staðsetningar stjarna með nokkur hundruð sinnum meiri nákvæmni en áður (milljónasta hluta úr bogasekúndu) með víxlmælingum. Um borð verða tveir hálfs metra sjónaukar og með því að sameina ljósið frá þeim fást greinigæði sem svara til sex metra sjónauka. SIM mun beita stjarnmælingatækni í leit að fjarreikistjörnum. Sjónaukinn á að fylgjast með hliðrun sextíu nálægra stjarna í leit að bergreikistjörnum í lífbelti stjarnanna. Gert er ráð fyrir að SIM verði skotið á loft í kringum árið 2016.

Gaia er evrópsk hliðstæða SIM og arftaki Hipparkos gervitunglsins en ESA gerir ráð fyrir að senda hann út í geiminn árið 2013. Gaia mun kortleggja um það bil einn milljarð stjarna niður í 20. birtustig og mun eflaust finna fjölda fjarreikistjarna.

Tengt efni

Fréttir af fjarreikistjörnum

Við þökkum ítarlegan yfirlestur og gagnlegar ábendingar frá Páli Jakobssyni og Gunnlaugi Björnssyni. Verkefni þetta er styrkt af Rannsóknasjóði Háskóla Íslands. Þessi grein birtist upphaflega í Raust, tímariti um raunvísindi og stærðfræði, 1. hefti 2010.

Heimildir

  1. Beaulieu, J.-P., et al. 2006, Nature, 439, 437.

  2. Berdyugina, S. V., et al. 2008, ApJL, 673, L83.

  3. Borucki, W. J., et al. 1996, Ap&SS, 241, 111

  4. Charbonneau, D. 2005, ApJ, 626, 523.

  5. Chiang, E., et al. 2008, ApJ, 693, 734.

  6. Deming, D., et al. 2005, Nature, 434, 740.

  7. Goldreich, P., et al. 2003, ApJ, 585, 1024.

  8. Huygens, C. 1698, Cosmotheoros, Adriaan Moetjens, Haag.

  9. Janson, M., et al. 2010, ApJL, 710, L35.

  10. Lovis, C., et al. 2010, A&A, í ritrýningu.

  11. Marcy, G., et al. 2005, PThPS, 158, 24.

  12. Marois, C., et al. 2008, Science, 322, 1348.

  13. Mayor, M., et al. 1995, Nature, 378, 355.

  14. Queloz, D., et al. 2009, A&A, 506, 303.

  15. Rasio F.A., et al. 1996, Science, 274, 954.

  16. See, T. J. J. 1896, AJ, 16, 17.

  17. Udry, S., et al. 2007, ARA&A, 45, 397.

  18. Wolszczan, A. 1994, Nature, 264, 538.Wolszczan, A., et al. 1992, Nature, 355, 145.

Hvernig vitna skal í þessa grein?

  • Birgir Urbancic Ásgeirsson og Sævar Helgi Bragason (2010). Fjarreikistjörnur. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/stjornuliffraedi/fjarreikistjornur (sótt: DAGSETNING)