Saltu al enhavo

Ekstersunsistema planedo

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Imago de pentristo pri triopa "sunsubiro" sur planedo HD 188753 Ab

En astronomio, ekstersunsistema planedo, ekstersuna planedo, eksterplanedo aŭ ekzoplanedo, estas planedo kiu rotacias ĉirkaŭ stelo alia ol Suno, kaj kiu ne apartenas al la Sunsistemo.

Ekzistas miliardoj de steloj en nia galaksio kaj signifa elcento el ili ŝajnas havi planedojn orbitantajn ĉirkaŭ ili. Ankaŭ ekzistas planedoj orbitantaj ĉirkaŭ brunaj nanoj kaj planedoj ŝvebantaj en la vakuo ĉirkaŭ neniu stelo. Ĝis nun oni trovis pli ol 442 ekstersunsistemajn planedojn.[1] La plejmulto el la ekstersunsistemaj planedoj estis eltrovitaj laŭ nerektaj metodoj anstataŭ rekta bildigo. [1] La plejmulto el ili estas grandmasaj gasgigantoj similaj al Jupitero, sed tio ŝuldiĝas al la limigo de la nuna teknologio por trovi malgrandajn ekstersunsistemajn planedojn. Iuj relative malgrandaj planedoj, nur kelkoble pli masaj ol la Tero, estas nun malkovritaj, kaj studoj sugestas ke planedoj kun grando simila al tiu de la Tero estos malkovritaj baldaŭ, kaj ĝia nombro povas eĉ preterpasi al gasgigantoj.[2]

Oni komencis studi la eblecon de la ekzisto de la eksterunsistemaj lanedoj meze de la 19-a jarcento. Multaj astronomoj supozis ke tiaj planedoj ekzistas, sed ili ne kapablis scii kiel oftaj aŭ kiom similaj al la Tero ili estas kompare al la planedoj de nia sunsistemo. La unua konfirmita eksterunsistema planedo detektita per la metodo radiala rapido okazis dum 1995; temis pri gasgiganta planedo kiu rotacias ĉirkaŭ sia stelo, 51 Pegasi, post 4 tagoj. La kvanto de malkovroj pligrandiĝas jaron post jaro.[1] Oni taksas ke almenaŭ 10% de la sun-similaj steloj havas planedojn, kaj la vera proporcio povas esti multe pli granda.[3] La malkovro de eksterunsistemaj planedoj vigligis la demandon ĉu ili povus teni eksterteran vivon.[4]

Nuntempe, Gliese 581 d, la kvara planedo de la ruĝa nano Gliese 581 (proksimume 20 lumjarojn for de la Tero), ŝajnas esti la plej ter-simila planedo kiu orbitas ĉirkaŭ sia stelo ene de la enloĝebla zono. Kvankam la unuaj observoj sugestis ke Gliese 581 d lokiĝis ekster la enloĝebla zono, aldonaj observoj lokis ĝin ene.[5]

Historio de detektado

[redakti | redakti fonton]

Eraraj malkovroj

[redakti | redakti fonton]

Unue konfirmitaj dum 1992, oni kredis pri la ekzisto ekstersunsistemaj planedoj de antaŭ longe. En la 16-a jarcento la itala filozofo Giordano Bruno, apoganto de la teorio de Koperniko kiu asertis ke la Tero kaj la aliaj planedoj orbitas ĉirkaŭ la Suno, eldiris ke la fiksaj steloj estas vere steloj kiel nia, kun planedoj ĉirkaŭ ili. La sama ebleco estas menciita en la libro "General Scholium" (1713) de Isaac Newton.

Raportoj pri detektado de ekstersunsistemaj planedoj ekzistas ekde la 19-a jarcento. Iuj el la unuaj implikis la binaran stelon 70 Ophiuchi. En 1855 la kapitano W. S. Jacob el la Observejo de Madras de la Brita Orienthinda Kompanio raportis ke la orbitaj anomalioj de tiu stelo tre eble signifis la ekziston de planeda korpo en tiu sistemo.[6] En la 1890-aj jaroj, Thomas J. J. See el la Universitato de Ĉikago kaj la observejo United States Naval Observatory diris ke la orbitaj anomalioj provis la ekziston de malluma korpo en la sistemo 70 Ophiuchi kun orbita periodo de 36 jaroj ĉirkaŭ unu el la steloj.[7] Tamen, Forest Ray Moulton tuj publikigis artikolon kiu demonstris ke tri-korpa sistemo kun tiuj parametroj estus tre nestabila.[8] Dum la 1950-aj kaj 1960-aj jaroj, Peter van de Kamp el Swarthmore College faris serion de malkovroj, ĉi foje ĉirkaŭ la Barnarda Stelo.[9] Astronomoj ĝenerale takstas tiujn raportojn kiel eraroj.

Dum 1991, Andrew Lyne, M. Bailes kaj S.L. Shemar raportis la malkovron de pulsaran planedon ĉirkaŭ PSR 1829-10, uzante la variaĵojn de ĝiaj pulsoj.[10] La malkovro kaptis la atenton de la scienca komunumo, sed Lyne kaj sia skipo rapide rekonis ke temis pri eraro.[11]

Konfirmitaj malkovroj

[redakti | redakti fonton]

La unua raportita malkovro, poste konfirmita, okazis dum 1988 de la kanadaj astronomoj Bruce Campbell, G. A. H. Walker, kaj S. Yang.[12] La observoj de la radiala rapido sugestis la ekziston de planedo ĉirkaŭ la stelo Gamma Cephei. Ili estis prudentaj kaj ne raportis pri malkovro tuj, tial la astronomia komunumo restis skeptika dum pliaj jaroj pri la ekzisto de ekstersunsistemaj planedoj, ĉefe ĉar la observoj estis faritaj je la limo de la kapablecoj de la instrumentoj. Alia fonto de konfuzo estis la ebleco ke iuj “malkovroj” povus esti brunaj nanoj, objektoj kiuj estas, laŭ maso, inter planedo kaj stelo. La sekvan jaron, aldonaj observoj konfirmis planedon ĉirkaŭ Gamma Cephei,[13] sed posta laboro en 1992 estigis dubojn.[14] Fine, dum 2002, plibonigitaj teknikoj permesis konfirmi la ekziston de tiu planedo.[15]

Komence de 1992, la radioastronomoj Aleksander Wolszczan kaj Dale Frail anoncis la malkovron de planedo ĉirkau la pulsaro PSR 1257+12.[16] La malkovro estis tuj konfirmita, kaj ĝenerale estas konsiderata la unua definitiva detekto de ekstersunsistema planedo. Oni kredas ke ĉi tiuj pulsaraj planedoj formiĝis el la restaĵoj de la supernovao dum dua periodo de planed-formiĝo, aŭ eble estas rokaj kernoj de gisgigantaj planedoj kiuj supervivis la supernovaon.

La 6an de oktobro de 1995, Michel Mayor kaj Didier Queloz el la Universitato de Geneva anoncis la unuan definitivan detekton de ekstersunsistema planedo ĉirkaŭ normala stelo de la ĉefa sekvenco, (51 Pegasi).[17] Ĉi tiu malkovro estis farita el la Observejo de Haute-Provence kaj kondukis nin al la moderna epoko de malkovro de ekstersunsistemaj planedoj. Teknologiaj progresoj, precipe en spektroskopio, ebligis la detekton de multaj novaj planedoj.

Je marto de 2010, la Extrasolar Planets Encyclopaedia enhavas 442 ekstersunsistemajn planedojn, inkluzive iujn konfirmitajn planedojn el la raportoj de la 1980-aj jaroj.[1] La unua sistemo enhavanta pli ol unu planedon estis Upsilon Andromedae. Je januaro de 2010, estas konataj kvardek kvin sunsistemojn kun pli ol unu planedo. Inter la konataj ekstersunsistemaj planedoj estas kvin pulsaraj planedoj ĉirkaŭ du malsamaj pulsaroj. Infraruĝaj observoj el interstelaj polvaj diskoj ankaŭ sugestas la ekziston de milionoj de kometoj en diversaj planedaj sistemoj.

Detektadaj metodoj

[redakti | redakti fonton]
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Metodoj por detektado de ekstersunsistemaj planedoj .

Planedoj estas ekstreme malhelaj lumfontoj kompare al ĝiaj steloj. Je videblaj ondolongoj, ĝia brilo estas miloble malpli intensa ol tiu de sia stelo. Krom la malfacilaĵoj detekti tiom malhelajn fontojn, la stelo mem kaŭzas ekbrilojn kiuj kaŝas la planedon.

Por tiuj kialoj, nuntempaj teleskopoj nur povas rekte bildigi ekstersunsistemajn planedojn sub eksterordinaraj cirkonstancoj. Specife, estas pli facile kiam la planedo estas tre granda (multe pli ol Jupitero), ĝi lokiĝas malproksime de ĝia stelo kaj estas tiom varma ke ĝi elsendas intensan infraruĝan radiadon.

La plejmulto el la ekstersunsistemaj planedoj estis malkovritaj per nerektaj metodoj:

  • Astrometrio: Astrometrio utiligas la ŝanĝetojn kiujn planedo kaŭzas en la pozicio de la stelo kiun ĝi ĉirkaŭas. Ĉiuj steloj moviĝas en pli malpli cirklaj orbitoj ĉirkaŭ la centro de la Galaksio, sed aldone ili havas propran movadon, rilate al la Suno. Pro la gravita influo de ĉirkaŭanta planedo tiu movado ne estas en glata linio sed kun ondetoj, kun la periodo de la planeda orbito ĉirkaŭ la stelo. Tial ke la movo de la stelo estas tiom malgranda, ĉi tiu mateodo ankoraŭ ne estas tre fruktodona po detekti eksterunsistemajn planedojn.
  • Radiala rapido aŭ Doplera metodo: Ĉi tiu metodo utiligas la ŝanĝetojn en la rapideco de la stelo kaŭzitajn pro la gravito de la ĉirkauanta planedo. Oni kapablas mezuri tre malgrandaj variaĵojn de la radial rapido, ĝis proksimume 1 m/s. Ĉi tiu estas la metodo per kiu oni malkovris la plejmulton el la ekstersunsistemaj planedoj.
  • Tranzito: Tranzito okazas kiam planedo pasas ĝuste inter ni kaj la suno kaj kaŝas malgrandan parton de la suna lumo. En nia sunsistemo tio okazas por la planedoj Venuso kaj Merkurio. Por aliaj steloj tiu fenomeno estas multe malpli facile observebla kaj estas aplikebla nur al malmultaj kazoj, kiam la orbito de la planedo estas precize en la sama ebenaĵo kiel nia vid-linio al tiu stelo. Per tiu metodo oni jam havis kelkajn sukcesojn - eĉ por mezuri la ĉeeston de kemiaj elementoj en la atmosfero de planedo de alia stelo. Tamen, oni ĝenerale konsideras ke estas bezonata konfirmon per alia metodo.
  • Gravita lensado: Ĉi tiu efiko baziĝas sur la kurbigo de lumradioj pro la gravita forto de peza objekto, stelo aŭ planedo. Se tia objekto pasas inter ni kaj tre fora lumfonto, gravita lensado povas amplifiki la brilecon de tiu fonto dum mallonga tempo, kiam ĝi estas precize en la ĝusta pozicio. Eblaj planedoj povas esti detektitaj pro la anomalioj kaŭzitaj de la planedoj en la kurbigo de la lumradioj. Per ĉi tiu metodo oni nur malkovris kelkajn planeodjn.
  • Pulsar-mezurado: Pulsaroj (malgranda, tre densaj restaĵoj el stelo kiu eksplodis kiel supernovao) elsendas radioondojn tre regule. Malgrandaj anomalioj en la movo de la pulsaro povas esti mezuritaj, kaj tiel malkovri planedojn ĉirkaŭ ĝi.

Preskaŭ ĉiuj el la ekstersunsistemaj planedoj estis malkovritaj per surgrundaj teleskopoj. Tamen, multaj el la metodoj uzataj por detektado povas atingi pli bonajn rezultojn se la teleskopo situas super la Tera atmosfero. La kosmaj teleskopoj COROT (lanĉita dum decembro, 2006) kaj Kepler (lanĉita dum marto, 2009) estas la nuraj aktivaj kosmaj misioj kiuj dediĉas sin al la detektado de ekstersunsistemaj planedoj. La teleskopoj Hubble kaj MOST trovis aŭ konfirmis iujn malkovrojn. Ekzistas multaj projektoj, disvolviĝantaj aŭ proponitaj, kiel New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder, kaj PEGASE.

Difino

[redakti | redakti fonton]

Laŭ la difino de la Internacia Astronomia Unio, planedo devas orbiti ĉirkaŭ stelon.[18] Tamen, la nuntempa difino de planedo de la IAU nur validas por nia sunsistemo, dum la aliaj sunsistemoj estis ekskluditaj de tiu defino.[19] La difino por planedo aperis dum 2001 (kaj laste ŝanĝita dum 2003) laŭ la sekva enhavo:

Citaĵo
„ 
  • Objektoj kun vera maso pli malgranda ol tiu bezonata por la termonuklea fuzio de la deŭterio (nuntempe kalkulita kiel 13 jupiteraj masoj por objektoj kun metaleco simila al la Suno) kiuj orbitas ĉirkaŭ steloj aŭ stelaj restaĵoj estas "planedoj" (ne gravas kiel ili formiĝis). La minimuma maso/grando bezonata por ke ekstersunsistema planedo estu konsiderata kiel planedoj devus esti la sama uzata por nia sunsistemo.
  • Substelaj objektoj kun vera maso pli malgranda ol tiu bezonata por la termonuklea fuzio de la deŭterio estas "brunaj nanoj", ne gravas kiel ili formiĝis aŭ kie ili lokiĝas.
  • Ŝvebantaj objektoj en juna stelamaso kun maso pli malgranda ol tiu bezonata por la termonuklea fuzio de la deŭterio ne estas "planedoj", sed "sub-brunaj nanoj" (aŭ kiun ajn nomo estu pli taŭga). ”

Ankaŭ ekzistas raportoj pri ŝvebantaj planed-masaj objektoj (tiuj kiuj ne rotacias ĉirkaŭ stelo), foje nomataj "interstelaj planedoj". Ĉi tiu artikolo ne enkalkuliĝas tiajn objektojn, tial ke ili ne estas planedoj.

Nomenklaturo

[redakti | redakti fonton]

La sistemo uzata en sciencaj rondoj por nomi ekstersunsistemajn planedojn estas preskaŭ la sama al tiu uzata por nomi binarajn stelojn. La nura diferenco estas ke oni uzas minusklan literon por la planedoj anstataŭ uzi majusklan literon por la steloj. Oni metas minusklan literon post la nomo de la stelo, komencante kun la litero "b" por la unua planedo de la sistemo malkovrita (ekzemple, 51 Pegasi b); "a" ne estas uzata por eviti konfuzon kun la ĉefa stelo (kiu havas majusklan A). La sekva malkovrita planedo de tiu sistemo preno la sekvan liberan literon de la alfabeto. Ekzemple, ĉiu ajn posta planedo malkovrita ĉirkaŭ 51 Pegasi estus nomita "51 Pegasi c" kaj poste "51 Pegasi d", ktp. Se oni malkovras du planedojn pli malpli samtempe, la plej proksima al la stelo prenas la unuan liberan literon, dum la alia prenas la sekvan. Tamen, foje, pli malgranda planedo estas malkovrita pli proksime al la stelo ol antaŭe konataj planedoj, kio kaŭzas ke la ordigo de la literoj ne estu la sama ol la ordigo de la planedoj laŭ ilia distanco al la stelo. Ekzemple, en la sistemo Gliese 876, la lasta planedo malkovrita estas Gliese 876 d, kvankam ĝi estas pli proksima al la stelo ol Gliese 876 b kaj Gliese 876 c. Nuntempe, la planedo 55 Cancri f, kiu estas la kvina planedo malkovrita en la planeda sistemo 55 Cancri, estas la nura planedo kun la litero "f" en ĝia nomo, la plej alta ĝis nun uzata.

Se la planedo orbitas ĉirkaŭ unu el la steloj el plurstela sistemo, tiam minuskla litero por la planedo sekvos la majusklan literon por la stelo. Ekzemple la planedoj 16 Cygni Bb kaj 83 Leonis Bb. Tamen, se la planedo orbitas la ĉefan stelon kaj la alia stelo estas malkovrita post la planedo aŭ estas relative malproksima de la ĉefan stelo kaj la planedo, tiam la majuskla litero normale ne estas uzata. Ekzemple, Tau Boötis b orbitas ĉirkaŭ binara sistemo, sed ĉar la dua stelo estas kaj malkovrita post la planedo kaj tre malproksima al la planedo, la termino "Tau Boötis Ab" ne estas uzata.

Nur du planedaj sistemoj enhavas planedojn kiuj ne sekvas la supran nomenklaturon. Post la malkovro de 51 Pegasi b dum 1995, du pulsaraj planedoj (PSR B1257+12 B kaj PSR B1257+12 C) estis malkovritaj. Ĉar tiam ne ekzistis oficialan nomenklatuon por ekstersunsistemaj planedoj, ili estis nomitaj "B" kaj "C" (simile al kiel planedoj estas nomataj nuntempe). Tamen, estis uzataj majuskloj, precipe ĉar tiel oni faras por binaraj steloj. Kiam tria planedo estis malkovrita, ĝi estis nomita PSR B1257+12 A (nur ĉar ĝi estis pli proksima al la pulsaro ol la aliaj).[20]

Iuj planedoj ricevis ne oficialajn nomojn similaj al tiuj uzataj por la planedoj de nia Sunsistemo. La plej signifaj ekzemploj estas: Osiris (HD 209458 b), Bellerophon (51 Pegasi b), kaj Methuselah (PSR B1620-26 b). La Internacia Astronomia Unio (IAU) ne planas fari same, kaj konsideras tiun nomenklaturon nerealigebla.[21]

Vidu ankaŭ

[redakti | redakti fonton]

Referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 J. Schneider (2010). Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. Alirita 2010-04-03 .
  2. ↑ Rock planets outnumber gas giants. Virgin Media (2008-05-28). Alirita 2000-12-06 .
  3. ↑ G. Marcy et al. (2005). “Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities”, Progress of Theoretical Physics Supplement 158, p. 24–42. doi:10.1143/PTPS.158.24.  Arkivita kopio. Arkivita el la originalo je 2008-10-02. Alirita 2022-10-14 .
  4. ↑ Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life. Terrestrial Planet Finder. JPL/NASA. Arkivita el la originalo je 2011-11-17. Alirita 2006-07-21 . Arkivita kopio. Arkivita el la originalo je 2011-11-17. Alirita 2010-04-17 .
  5. ↑ M. Mayor et al. (2009). “The HARPS search for southern extra-solar planets: XVIII. An Earth-mass planet in the GJ 581 planetary system”, Astronomy and Astrophysics 507, p. 487–494. doi:10.1051/0004-6361/200912172. arXiv:0906.2780. 
  6. ↑ W.S Jacob (1855). “On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 15, p. 228. 
  7. ↑ T.J.J. See (1896). “Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body”, Astronomical Journal 16, p. 17. doi:10.1086/102368. 
  8. ↑ T.J. Sherrill (1999). “A Career of Controversy: The Anomaly of T. J. J. See”, Journal for the History of Astronomy 30 (98), p. 25–50. 
  9. ↑ P. van de Kamp (1969). “Alternate dynamical analysis of Barnard's star”, Astronomical Journal 74, p. 757–759. doi:10.1086/110852. 
  10. ↑ M. Bailes, A.G. Lyne, S.L. Shemar (1991). “A planet orbiting the neutron star PSR1829-10”, Nature 352, p. 311–313. doi:10.1038/352311a0. 
  11. ↑ A.G Lyne, M. Bailes (1992). “No planet orbiting PS R1829-10”, Nature 355 (6357), p. 213. doi:10.1038/355213b0. 
  12. ↑ B. Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988). “A search for substellar companions to solar-type stars”, Astrophysical Journal 331, p. 902–921. doi:10.1086/166608. 
  13. ↑ A.T. Lawton, P. Wright (1989). “A planetary system for Gamma Cephei?”, Journal of the British Interplanetary Society 42, p. 335–336. 
  14. ↑ G.A.H. Walker et al. (1992). “Gamma Cephei – Rotation or planetary companion?”, Astrophysical Journal Letters 396 (2), p. L91–L94. doi:10.1086/186524. 
  15. ↑ A.P. Hatzes et al. (2003). “A Planetary Companion to Gamma Cephei A”, Astrophysical Journal 599 (2), p. 1383–1394. doi:10.1086/379281. 
  16. ↑ A. Wolszczan, D.A. Frail (1992). “A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12”, Nature 355, p. 145–147. doi:10.1038/355145a0. 
  17. ↑ M. Mayor, D. Queloz (1995). “A Jupiter-mass companion to a solar-type star”, Nature 378, p. 355–359. doi:10.1038/378355a0. 
  18. ↑ Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet". IAU position statement (2003-02-28). Alirita 2006-09-09 .
  19. ↑ R.R. Brit (2006). Why Planets Will Never Be Defined. Space.com. Arkivita el la originalo je 2008-08-30. Alirita 2008-02-13 .
  20. ↑ Naming Extrasolar Planets (Nomenclature). Extrasolar Planets. Miami University. Alirita 2009-12-06 .
  21. ↑ Planets Around Other Stars. International Astronomical Union. Alirita 2009-12-06 .

Eksteraj ligiloj

[redakti | redakti fonton]
Bibliotekoj
Elŝutita el "https://eo.wikipedia.org/w/index.php?title=Ekstersunsistema_planedo&oldid=8853460"