W ostatnich dwudziestu latach byliśmy świadkami prawdziwej rewolucji w odkrywaniu i badaniu planet pozasłonecznych - światów, które krążą wokół innych, odległych „słońc”. Naukowcy od dawna podejrzewali, że duża część gwiazd we Wszechświecie może mieć własne układy planetarne, ale pierwszy z nich wykryto dopiero w roku 1992. Nie sposób nie wspomnieć przy tej okazji o samej osobie odkrywcy – był nim Polak, Aleksander Wolszczan, a odkrycia dokonano przy pomocy trzystu metrowego radioteleskopu Arecibo. Jeszcze ciekawszy jest jednak fakt, że pierwsze znalezione planety pozasłoneczne okrążają zimną, „martwą” gwiazdę z silnym polem magnetycznym – pulsara. Planety te w jakiś sposób przetrwały gwałtowne fazy ewolucji swej macierzystej gwiazdy lub utworzyły się już wokół pulsara. Dzięki temu odkryciu naukowcy mogli więc przekonać się, że planety nie tylko mogą być powszechne, ale i towarzyszą bardzo różnym, czasem dość zaskakującym typom gwiazd.

Pierwszą planetę krążącą wokół „zwykłej” gwiazdy ciągu głównego znaleziono dopiero w 1995 roku, przy pomocy analizy widmowej podobnej do Słońca gwiazdy 51 Pegasi. Planeta Dimidium (51 Pegasi b) jest globem wielkości Jowisza, okrążającym gwiazdę w odległości dwadzieścia razy mniejszej niż odległość dzieląca Ziemię od Słońca.

Od tego czasu zidentyfikowano już ponad tysiąc innych planet pozasłonecznych. Większość z tych odkryć zawdzięczamy orbitalnemu Teleskopowi Keplera, ale badania te – w szczególności badania mające na celu wyselekcjonowanie potencjalnych gwiazdowych kandydatów na układ planetarne – są prowadzone również przy udziale obserwacji naziemnych. Ze względu na powszechność i ogromną różnorodność planet istnieje możliwość, że niektóre z nich są domem dla organizmów żywych. Naukowcy ustalili, że istnieją także planety niewielkie i skaliste – typu ziemskiego. Część z nich ponadto krąży po swej wokół gwiezdnej orbicie w tak zwanej "strefie zamieszkiwalnej" – czyli w takiej odległości od swej gwiazdy macierzystej, w której woda może występować w stanie ciekłym.

Ze względu na obecne ograniczenia metod detekcji jedynym kryterium, które pozwala stwierdzić, czy odległa planeta jest skalista, jest jej masa. Niewielkie planety uważa się za zbudowane ze skał, bowiem ich mała masa nie wystarcza do utrzymania gęstej atmosfery gazowych olbrzymów. Pierwsze odkryte planety skaliste okazały się mało obiecujące zarówno pod kątem zasiedlenia przez człowieka, jak i znalezienia na nich życia – miały albo temperatury zbliżone do tych panujących na powierzchni Merkurego, albo krążyły w tak dużej odległości od gwiazd, że były chłodnymi, ciemnymi światami podobnymi do Plutona.

HD403007W kwietniu 2007 odkryte zostały planety Gliese 581 c i d, z których z początku planeta c została okrzyknięta pierwszą planetę skalistą krążącą w strefie zamieszkiwalnej wokół gwiazdy. Dalsze obserwacje i obliczenia wskazały jednak, że to raczej planeta oznaczona jako d znajduje się w obrębie ekosfery. Jednak pojawiły się wątpliwości - w 2014 roku opublikowano wyniki analiz prędkości radialnej Gliese 581, dowodzące, że planety Gliese 581 d i g mogą w rzeczywistości nie istnieć. Po analizie danych z instrumentów HARPS oraz HIRES astronomowie doszli do wniosku, że sygnał brany za dowód istnienia tych planet mógł być generowany przez cykl zmienności samej gwiazdy. Kwestia ta do dziś nie jest rozstrzygnięta.

W czerwcu 2008 roku odkryto interesujący układ HD 40307, składający się z trzech niewielkich planet skalistych krążących po blisko kołowych – a zatem sprzyjających istnieniu stabilnych warunków klimatycznych na ich powierzchniach. To odkrycie może sugerować, że planety skaliste są liczniejsze od planet-olbrzymów podobnych do Jowisza.


Układ HD 40307

Źródło: © 2012 Benny Hartmann



Planety pozasłoneczne możemy znajdywać na kilka sposobów. Oto najważniejsze z nich:

  1. Astrometria - najstarszą z metod poszukiwania planet poza granicami naszego układu słonecznego. Polega na mierzeniu pozycji gwiazdy i jej zmian w czasie na skutek oddziaływania z planetą. Niestety, ze względu na małą precyzję służy dziś głównie jako technika pomocnicza przy potwierdzeniu istnienia planet wykrywanych innymi metodami.
  2. Obserwacje prędkości radialnych – wariacji w zmianach prędkości gwiazdy względem Ziemi na skutek jej zakłócania przez obecność planety. Zamiany prędkości radialnych mogą być zauważone przez obserwacje linii spektralnych w widmie gwiazdy. Linie te określają światło gwiazdy, które ulega charakterystycznym zmianom spowodowanym przez efekt Dopplera. Rezultatem takich badań jest przesunięcie ku czerwieniu oraz przesunięcie ku fioletowi - gdy gwiazda oddala się od obserwatora lub zbliża do niego. Wadą tej metody jest brak możliwości ustalenia masy planety, które można „obejść” stosując dodatkowo metodę tranzytu.
  3. Obserwacje tranzytów. Metoda polega na obserwacji zmian zachodzących w świetle gwiazdy w momencie, gdy towarzysząca jej planeta przesłania tarczę – podobnie jak w przypadku przejścia planety Wenus na tle tarczy Słońca, widocznego z Ziemi. W tej sytuacji obserwuje się zwykle spadek jasności gwiazdy. Aby to było możliwe, planeta musi przechodzić przed gwiazdą w odpowiedniej linii obserwacyjnej w stosunku do obserwatora – metodą tą nie da się więc wykryć wszystkich planet pozasłonecznych.
  4. Metoda timingu. Ma zastosowanie w przypadku pulsarów i gwiazd podwójnych. W przypadku tych pierwszych planeta na orbicie pulsara może zakłócać częstość emitowanych pulsów radiowych; w drugim przypadku możemy obserwować zaćmienia gwiazd w układzie podwójnym, które z definicji powinny być bardzo regularne. Jeśli nie są – wszelkie odchyłki mogą więc świadczyć o obecności w układzie dodatkowego ciała, na przykład mniejszego, brązowego karła lub właśnie planety.
  5. Soczewkowanie grawitacyjne. Aby zastosowanie soczewki grawitacyjnej było możliwe, gwiazda soczewkująca i obserwowana przez nas gwiazda podejrzana o posiadanie planet muszą znaleźć się niemal w linii prostej wraz z obserwatorem na ziemi. Grawitacja soczewki powoduje wówczas wzrost jasności źródła w tle, ujawniając także możliwe planety – nawet te niewielkie. Wadą tej metody jest to, że takie ustawienia są zwykle jednorazowe i trudne do powtórzenia.

Wśród odkrytych planet znaczna większość okrąża gwiazdy ciągu głównego. Znaleziono ponadto łącznie trzy układy z centralnym pulsarem oraz jeden układ brązowego karła. Mniej więcej jedna szósta do jednej piątej znalezionych układów to układy złożone z więcej niż jednej planety.

HECLista najbardziej prawdopodobnych kandydatów na planety zamieszkiwalne na rok 2012 (PHL's Habitable Exoplanets Catalog)Źródło: UPR Arecibo


Znamy także co najmniej dwa przypadki planet krążących po skomplikowanych orbitach w wielokrotnych układach gwiazd. Jednym z nich jest odkryty w 1996 roku 16 Cygni Bb – gazowy olbrzym okrążający gwiazdę 16 Cygni B, będącą częścią układ potrójnego. Drugie, do dziś nie do końca potwierdzone, a nawet deprecjonowane odkrycie, to HD 188753 Ab („Tatooine”) – hipotetyczna planeta okrążająca podobną do Słońca gwiazdę HD 188753 A, której odkrycie zostało ogłoszone w lipcu 2005 przez Polaka pracującego w Stanach Zjednoczonych - Macieja Konackiego. W oby przypadkach planety muszą mieć bardzo ekscentryczne orbity, a obserwator znajdujący się na nich widziałby na niebie trzy jasne słońca. Sam fakt istnienia planet w takich układach jest o tyle zadziwiający, że ich orbity mogą łatwo ulec destabilizacji, a same planety – uciec w przestrzeń kosmiczną. Warto dodać, że podwójne i wielokrotne gwiazdy są bardzo częstym zjawiskiem w Drodze Mlecznej, co jeszcze bardziej zwiększa liczbę wszystkich potencjalnych planet pozasłonecznych w naszym sąsiedztwie.


Przy obecnym szybkim tempie odkryć planet pozasłonecznych jesteśmy więc teoretycznie coraz bliżsi znalezienia dowodów na występowanie życia we Wszechświecie. Nowa współpraca dwóch agencji - NASA i ESA – może przynieść jeszcze więcej ciekawych odkryć w tym zakresie.