Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Szabó M. Gyula, Simon Attila – MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet,
Budapest
Szalai Tamás – SZTE Optikai és Kvantumelektronikai Tanszék, Szeged
Az exobolygók vizsgálata a csillagászat húzóágazatává vált az elmúlt években [1–4]. Különösen fontos csoportot alkotnak a tranzitos bolygók, amelyeket – a pályasíknak a megfigyelő számára kedvező helyzetéből adódóan – periodikusan átvonulni látunk csillaguk korongja előtt. A nagyobb bolygók esetében 1-2 százalékos fényváltozás detektálására van lehetőség, míg egy Föld méretű bolygónak egy Naphoz hasonló csillag előtt való átvonulása mindössze 0,01%-nyi intenzitáscsökkenéssel jár. A fénycsökkenés mértékéből meghatározható a bolygó mérete, a közös tömegközéppont körül keringő csillag látóirányú sebességének változásaiból pedig kiszámítható a bolygó tömege is. Pontosabban, a keringési periódusból és a tranzit időtartamából közvetlenül a csillag sűrűsége határozható meg (ennek bizonyítása szép középiskolás versenyfeladat lehetne). A fedés mélysége alapján becsülhető a relatív sugár (a csillag és bolygó sugarának aránya), a sebességamplitúdók alapján számítható a tömegarány, ebből a bolygó sűrűsége is kiszámítható. A bolygó paramétereinek kiszámítása ezután további, megfelelő csillagmodelleken alapul (1. ábra). (A gyakorlatban természetesen nem az imént leírt "receptet" számoljuk végig, hanem a fenti megfontolásokat is magukban foglaló, a fényváltozást leíró egyenletek paramétereit – időtartam, relatív sugár, tranzit-időpont, ütközési paraméter – közvetlenül illesztjük az egész megfigyelt fénygörbére, a bolygó paramétereit pedig az eredményből számoljuk visszafelé.)
A bolygó tömegének és sűrűségének ismeretében információkhoz juthatunk a belső szerkezetet illetően, szerencsés esetben pedig – spektroszkópiai mérésekből – a felsőlégkör legfontosabb alkotóelemeit is meg lehet határozni. Az exobolygók atmoszférájának vizsgálatára már léteznek jól használható modellek (kis módosításokkal a csillaglégkörökre vonatkozó modelleket kell alkalmazni); ezekben feltétlenül figyelembe kell venni az erős külső megvilágítást, valamint – az óriásbolygók esetében – a bolygó lassú, milliárd éves időskálán zajló összehúzódását is – ezeknél a planétáknál ez a belső hőtermelés forrása – (2. ábra). Fontos eltérés a csillagokhoz képest, hogy a bolygónak lehet szilárd magja, ám ennek tömege egyelőre nem meghatározható, így szintén illesztendő paraméter. Ha megfelelő pontossággal ismerjük a csillag luminozitását és életkorát, akkor egy óriásbolygó belső szerkezetének modellezése lényegében két paraméterre – a szilárd mag tömegének és az össztömeg meghatározására – redukálódó probléma. Kisebb bolygók esetében (amikor kevésbé kiterjedt a légkör) más paramétertérre lehet szükség: itt a bolygó vas- és kőzettartalma, jégtartalma és légkörének tömege léphet fel modellezendő paraméterként (a szóhasználat kissé leegyszerűsített, ugyanis az exoplanetológiában minden illékony, szerves vagy szervetlen, nem gáz halmazállapotú anyagot jégnek hívunk, akkor is, ha az anyag történetesen cseppfolyós halmazállapotú).
Jelenleg már csaknem hatszáz, más csillag körül keringő bolygót ismerünk. Ezek többsége a Jupiterhez hasonló gázóriás; a Földünkhöz hasonló méretű planéták felfedezése egyelőre még várat magára. Ezen bolygók közül mintegy 130 tranzitos, amelyek túlnyomó többsége "forró" típusú (a definíció még kissé bizonytalan, általában a 0,05 csillagászati egységnél kisebb sugarú pályán keringő bolygókat sorolják ide, de egyéb konvenció is lehetséges). Ha meg tudjuk figyelni egy forró exobolygó eltűnését a csillag mögött (másodlagos átvonulás), úgy lehetővé válik a bolygó saját luminozitásának meghatározása, ami végeredményben a hőmérséklet és az albedó kiszámítását teszi lehetővé. A forró gázóriásokat ezen megfigyelések szerint két nagy csoportra lehet osztani. A nagyjából 1000–1500 K hőmérsékletű forró jupiterek alkotják az úgynevezett pL csoportot: ezeknél jelentős radiális konvekció alakul ki, és felsőlégkörüket sűrű felhők alkotják (az albedójuk nagy, hasonlóan a Jupiteréhez és a Szaturnuszéhoz). A másik, úgynevezett pM csoport tagjainak felsőlégkörében sztratoszféra, azaz hőmérsékleti inverzió alakul ki, ami megállítja a konvekciót (2. ábra), ilyen planéta a Naprendszerben nincs. Ebbe a csoportba a 2000 K-nél magasabb effektív hőmérsékletű bolygók tartoznak, amelyek leginkább az M típusú törpecsillagokra hasonlítanak (innen az elnevezés). Ezen bolygók esetében nincs felhőképződés, a légkör jó közelítéssel abszolút fekete test, és a felsőlégköri rétegben mélyebbre "látunk". A csillag közelsége miatt ezeknek a bolygóknak is viharos a légköre, de ebben az esetben a sztratoszférában inkább zonális irányú szelek jellemzőek. Néhány exobolygó "vegyes" képet mutat: a csillag felé eső oldalon forróbb (itt a légkör a pM csoportra jellemző), az éjszakai oldalon pedig hűvösebb, nagyobb albedójú terület alakul ki. Ezekben az esetekben a forró folt gyakran kissé eltérő irányba esik, mint amerre a csillag látszik a bolygó felől – ezen aszimmetriák oka egyelőre tisztázatlan.
Néhány forró jupiter légköre folyamatosan evaporálódik, mert a csillagszél és a sugárnyomás elfújják a nagy besugárzástól jelentősen kitágult bolygó lazán kötött felsőlégkörét. Az ilyen bolygók körül jelentős méretű, ritka gázokból és plazmából álló felhő alakul ki, amelyet például a hidrogén Lyman-alfa vonalán végzett megfigyelésekkel mutathatunk ki. A HD 209458 bolygó esetében a tranzit mélysége Lyman-alfa hullámhosszon a teljes intenzitás 0,12 része, vagyis a bolygó körül kialakult hidrogénfelhő olyan mértékben kiterjedt, hogy a csillag fényének 12%-át elnyeli! (Pontosabban, a Lyman-alfa hullámhosszon kisugárzott energia 12%-a hidrogén ionizálására fordítódik.) Ennél a rendszernél teljes elnyelést feltételezve is a csillag méretének harmadánál kiterjedtebb felhőt kapunk (3. ábra)!
Mostanában kezdik nagy számban felfedezni az úgynevezett forró neptunuszokat, a csillagaikhoz hasonlóan közel keringő, de a forró jupitereknél kisebb tömegű égitesteket. Az eddig azonosított exobolygók eloszlása azt mutatja, hogy forró neptunuszokból több van, mint forró jupiterekből. Mindez a keringési periódusoktól függetlenül igaz: a 3–100 nap tartományon nagyjából végig hasonlónak tűnik a forró jupiterek és forró neptunuszok becsült aránya, az egyszerű bolygókeletkezési elméletekkel összhangban.
Az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézet Lendület- csoportjának tagjai, Szabó M. Gyula és Kiss L. László frissen megjelent cikkükben [5] tranzitos exobolygók eloszlását elemezve egy meglepő jelenségre hívják fel a figyelmet: három napnál rövidebb keringési periódusú, Jupiternél kisebb tömegű bolygót alig ismerünk, annak ellenére, hogy a forró jupiterek "hemzsegnek" ezen a tartományon. A tranzitos exobolygók tömegét a keringési periódus függvényében ábrázolva egy jól körülhatárolt üres tartomány, a "kis Jupiter sivatag" (sub-Jupiter desert; az elnevezés Jupiternél kisebb tömegű forró jupitereket és Neptunusznál nagyobb méretű forró neptunuszokat takar) rajzolódik ki, amely éles ellentétben áll a három napnál hosszabb periódusok esetén megfigyelt eloszlással, és külön magyarázatot igényel. A jelenségre korábbi vizsgálatok is utaltak, de mostanra gyűlt össze annyi megfigyelés, amelyek alapján egzakt statisztikai módszerekkel kijelenthető, hogy a "lyuk" magában az eloszlásban van benne, és nem a véletlen adateloszlás rossz tréfájának áldozatai vagyunk. Ráadásul a bolygók eloszlása a csillagok körül erősen sűrűségfüggő is. Lényegében úgy tűnik, hogy a kisebb sűrűségű és tömegű exobolygókat kitiltja a csillag közeléből egy olyan folyamat, amely nem hat a kicsit nagyobb sűrűségű forró jupiterekre és a nagy sűrűségű, de kis tömegű szuperföldekre sem.
A szakirodalomban több alternatívát is közöltek a jelenség magyarázatára. Lehet, hogy a kis jupiterek gyorsan elpárolognak a csillag közelében, hiszen légkörük gravitációsan kevéssé kötött. A forró jupiterek is párolognak, de a párolgási ráták lényegesen kisebbek, így a gázóriások hosszabb ideig bírják ki stabilan a csillag közelségét (4. ábra). Létezik azonban egy mind jobban terjedő, ugyanakkor bonyolultabb magyarázat. Eszerint a kis jupitereket már a bolygókeletkezés korai szakaszában, a protoplanetáris korong evaporációjának időszakában kitiltja a korong árapályhatása (pontosabban a korong belső peremének árapály-csapdázása, amely ekkor kifelé vándorol) a csillagok közvetlen közeléből, miközben a nagy tömegű bolygókra ez a folyamat nem hat.
Spektroszkópiai megfigyelésekkel a bolygó pályájának a csillag forgástengelyéhez mért szögét is meg lehet határozni. A mérés azon alapul, hogy az átvonuló bolygó a tranzit során a csillag különböző radiális sebességgel mozgó részeit takarja ki, ami az átlagos radiális sebesség jellegzetes torzulását okozza (Rossiter– McLaughlin-effektus – 5. ábra). A megfigyelések arra utalnak, hogy a forró jupiterek jelentős része (nagyjából harmada) a csillag egyenlítőjéhez nagy szögben hajló pályán kering, és nem ritka a retrográd keringés sem. A megfigyelés rendkívül meglepő, és egyelőre nem is sikerült megnyugtatóan magyarázni. Különös, bár statisztikailag egyelőre csak valószínű feltételezés, hogy a korai, A-F színképtípusú csillagok hajlamosak nagy inklinációjú pályán keringő forró jupitereket "tartani", míg a Naphoz nagyjából hasonló vagy hűvösebb csillagok nem igazán [6]. A jelenséget talán bimodális bolygókeletkezéssel, vagy egzotikus, árapályerők által irányított későbbi pályafejlődéssel lehet magyarázni.
A gyorsan forgó csillagok alakja a centrifugális erők miatt ellapul, az egyenlítő távolabb, a pólusok közelebb kerülnek a csillag magjához. Így a csillag pólusvidékei magasabb hőmérsékletűek lesznek, mint az egyenlítő. Az ilyen csillag előtt ferde pályán elhaladó bolygók és kis méretű kísérők fényváltozása jellegzetes torzulást mutat, hiszen az átvonulás megfelelő részén, ahol a forróbb terület előtt tartózkodik a bolygó, a kitakart fény több, így az átvonulás fénygörbéjében egy lokális gödör keletkezik – némiképpen emlékeztetve a Rossiter–McLaughlin-jelenségre –, de itt tisztán fotometriai effektusról van szó. Ha ilyen fénygörbetorzulást látunk (6. ábra), abból egyszerre következtethetünk a csillag gyors forgására és a bolygó ferde pályájára – az utóbbi konklúzió a bolygókeletkezési és vándorlási folyamatok nagyon fontos, ám eddig még nem pontosan tisztázott szerepű nyomjelzője.
Ezt a jelenséget elméleti megfontolások alapján 2009-ben jósolta meg J. W. Barnes [7], ám mostanáig nem sikerült megfigyelni. Az első ilyen típusú rendszer azonosítása az MTA CSKI Lendület-csoportjának eredménye. A detektálás a Kepler-űrtávcső nyilvános adatainak átnézésén alapul, amelyet kiegészítettek egy németországi távcsővel készített nagy felbontású színképpel (Holger Lehmann, Thüringiai Csillagvizsgáló, Németország), valamint a legnagyobb magyar távcső, a Piszkés-tetői 1 méteres RCC-teleszkóp nagy szögfelbontású megfigyeléseivel. Külön kiemelendő, hogy a Kepler-űrtávcsővel végzett felfedezések megerősítésében az 1 méteres távcső nagy szögfelbontású üzemmódja egy év alatt már másodszor játszott kulcsfontosságú szerepet: az áprilisban a Science folyóiratban bejelentett Trinity-rendszer [8] természetének tisztázása is e távcső feladata volt.
A "rendkívül költői", KOI-13.01 jelű égitestet a Kepler- űrtávcső által talált bolygójelöltek között jelentették be 2011 februárjában. A magyar kutatócsoport a fénygörbe aszimmetriájára felfigyelve kiderítette, hogy egy száz éve ismert, kissé eltérő fényességű komponensekből álló szoros kettőscsillag egyik tagja körül kering a kísérő (7–8. ábra). A felfedező cikkben megjelent lábjegyzet szerint a Kepler-képmező egyetlen pixelére két csillag fénye esik, de az nem derült ki, hogy a rendszer hogyan néz ki pontosan, és hogy a Kepler adatait korrigálták-e a zavaró fényre. Egy tranzit nagy szögfelbontású megfigyelésével, valamint a Kepler-adatok Szabó Róbert által végzett "trükkös" újraredukálásával kiderült, hogy a kísérő a kettős fényesebb csillaga körül kering. A kutatók azt is kimutatták, hogy a két csillag fizikai kettőst alkot, mert a tagok helyzete 100 év alatt nem változott észrevehetően (együttmozgó kettős). A csillagok gyors forgását időközben a Thüringiai Csillagvizsgáló spektroszkópiai megfigyelése is megerősítette. A csillagokra modellt illesztve és a Kepler adatait a halványabb csillag fényének figyelembevételével újraredukálva kiderült, hogy két, a Napnál 23-szor, illetve 30-szor fényesebb csillag alkotja a rendszert, amely tőlünk 1800 fényévre helyezkedik el. A kísérő mérete a Jupiter méretének 2,2-szerese, ami alapján inkább barna törpének tekinthető, nem pedig "valódi" bolygónak [9].
Végeredményben tehát egy olyan rendszert kell elképzelnünk, amelyben két gyorsan forgó, kissé lapult, forró, nagy méretű csillag kering egymástól nagyságrendileg ezerszeres Nap–Föld-távolságban; a fényesebb csillag körül pedig erősen inklinált (ferde) pályán kering egy barna törpe kísérő, mégpedig a csillag sugarának mindössze hatszoros(!) távolságában. Maga a rendszer is minden szempontból unikális: ilyen forró csillag körül egyáltalán nem ismertünk még kísérőt, ráadásul a kísérő maga is egy "forró barna törpe" lehet – ez szintén egyedülálló.
Különösen merész állításnak hangzik, hogy egyes kutatók már a távoli bolygóholdak kimutatásának lehetőségéről elmélkednek. Ám az ilyen jellegű vizsgálatok már korántsem a víziók, hanem a tudományosan megalapozott eljárások kategóriájába esnek. A távoli világok bolygóholdjainak felfedezése különösen izgalmas lenne, hiszen saját Naprendszerünkben is számos példát látunk arra, hogy milyen egzotikus világok rejtezhetnek egy-egy bolygó "udvartartásában". A Jupiter Io nevű holdján aktív vulkáni tevékenység figyelhető meg. Egyes holdak (a Jupiter körül keringő Europa és Callisto, a Szaturnusz körüli Enceladus vagy a Neptunusz körüli Triton) esetében felszín alatti vízóceán lehet, míg a Szaturnusz Titan nevű kísérőjét vastag légkör borítja, felszínén pedig metánfolyók vannak. Földünk Holdja ránézésre nem ennyire különleges, de nagyon fontos szerepe van bolygónk forgástengelyének stabilizálásában, így az élet kialakulásában és fennmaradásában is. Ezért az exoholdak jövőbeli felfedezése további változatos égitestek megismerését, vagy akár életre utaló jelek kimutatását is maga után vonhatja.
D. Williams modellszámításai [10] alapján az infravörös tartományban végzett megfigyelések során jó esély kínálkozik bolygó-hold rendszerek kimutatására. Exoholdak keresésére az infravörös hullámhossztartomány a legmegfelelőbb, mivel a legfeljebb néhány száz fokos testek hőmérsékleti sugárzásának zöme ebbe az intervallumba esik. Ezek a jelek nem túl erősek, de elemzésük révén még így is lehetővé válhat a bolygó kísérőinek kimutatása, különösen a Földéhez hasonló, légkör nélküli holdak esetében. Ezen égitestek felszíni hőmérséklete ugyanis rendkívül dinamikusan változik attól függően, hogy az adott terület éppen a nappali vagy az éjszakai oldalon van-e (Holdunk esetében az értékek körülbelül -220 és +130 °C között változnak). A hold nagy hőmérséklet-ingadozása apró, de periodikus jelként észlelhető az infravörös sugárzásban.
A Szegedi Tudományegyetemen és az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézetben dolgozó kutatók egy csoportja – Szabó M. Gyula, Szatmáry Károly, Simon Attila – egy másik módszerrel történő exohold-detektálás lehetőségét vizsgálják [11]. Ötletük a már említett tranzitmódszerre épül. Az exoholdak detektálásának lehetősége a kísérőnek a bolygóra gyakorolt gravitációs vonzóerején alapul, ez a hatás pedig leginkább akkor figyelhető meg, ha a hold tömege relatíve nagy a planétáéhoz képest. Ugyanakkor a bolygóátvonulások során felvett fénygörbéken annál nagyobb arányú a fényességcsökkenés (és annál jobban vizsgálható rajtuk a holdak hatása), minél nagyobb a fedést okozó planéta. A feltételek alapján úgy tűnik, hogy a Szaturnuszhoz hasonló, alacsony átlagsűrűségű óriásbolygók kísérőinek kimutatására nyílhat először esély. A magyar csoport modellszámításai alapján, ha hold is kering a bolygó körül, apró időpont-eltolódások jelennek meg a fedési fénygörbén (9. ábra). A vizsgálatok szerint egy Földre hasonlító bolygó megtalálása esetén körülbelül 20% eséllyel lehet majd detektálni egy esetleg ott lévő, Holdunkhoz hasonló nagyságú kísérőt. Az eredményeket D. Kipping és munkatársai [12] is megerősítették: számítógépes szimulációkon alapuló eredményeik szerint a Kepler-űrtávcső érzékenysége elegendő lehet a Földünknél akár ötször kisebb tömegű bolygókísérők detektálásához is.
Összehasonlításképpen meg kell jegyeznünk, hogy a Naprendszerben lévő holdak jócskán alatta vannak ennek a határnak: bolygórendszerünk legnagyobb holdja, a Jupiter rendszerében lévő Ganymedes negyvenszer, míg a Hold nyolcvanszor kisebb tömegű planétánknál; de még bolygószomszédunk, a Mars tömege is csak nagyjából egy tizede a Földének. Mivel azonban tudjuk, hogy más naprendszerekben a Jupiternél jóval nagyobb tömegű bolygók is találhatók, nem lehet kizárni a Marsnál nehezebb holdak létezését sem. Az Európai Űrügynökség tervezett új űrobszervatóriuma, a PLATO teljesítménye már elegendő lehet egy 0,4 Föld-méretű exohold kimutatására is – ebbe a mérettartományba pedig már beleesik a Naprendszer 2-3 legnagyobb holdja! Ha a projekt zöld utat kap, minden bizonnyal ki fogja deríteni, hogy mi újság más naprendszerek bolygói körül – főleg a forró jupiterek és forró szuperföldek kísérőire remélhető megbízható statisztika. A tervezett űrtávcsöves programban egyébként jelen cikk első szerzője vezeti az exohold-programot.
_____________________
A kutatásokat az MTA Lendület fiatal kutatói programja, az OTKA K76816, K83790 és MB08C 81013 számú pályázata támogatta.