Detectarea planetelor extrasolare

De la intuiţie până la descoperire O planetă extrasolară sau o exoplanetă este o planetă ce se găseşte în afara Sistemului Solar, orbitând altă stea decât Soarele. Ideea existenţei planetelor extrasolare există de mii de ani, însă abia în anul 1988 au fost confirmate. Încă din Antichitate, grecii au speculat că alte sisteme planetare ar [...]

De la intuiţie până la descoperire

O planetă extrasolară sau o exoplanetă este o planetă ce se găseşte în afara Sistemului Solar, orbitând altă stea decât Soarele. Ideea existenţei planetelor extrasolare există de mii de ani, însă abia în anul 1988 au fost confirmate. Încă din Antichitate, grecii au speculat că alte sisteme planetare ar putea exista şi că unele ar conţine forme de viaţă. În 1584, când călugărul catolic, filosof, matematician şi astronom, Giordano Bruno a afirmat că există “nenumăraţi sori şi planete precum Pământul în Univers”, Biserica l-a acuzat de erezie şi a fost ars pe rug de Inchiziţie. Susţinând teoria lui Copernic, conform căreia Pământul şi toate celelalte planete se rotesc în jurul Soarelui, Giordano Bruno sublinia ideea că stelele “fixe” ale lui Ptolemeu sunt sori ca al nostru, fiecare având planete rotindu-se în jurul lor. Isaac Newton sugerează aceeaşi posibilitate în eseul General Scholium.

La începutul secolului XX, Edwin Hubble, folosind cel mai mare telescop al timpului, situat în vârful Muntele Wilson, din Munţii San Gabriel, California, a descoperit că nebuloase relativ mici erau învecinate unor mari concentraţii de stele din afara galaxiei noastre. Observaţiile lui Hubble au dovedit că numărul stelelor în jurul cărora pot orbita planete ce pot susţine viaţa nu poate fi evaluat.

Până la sfârşitul secolului XX s-au făcut numeroase afirmaţii referitoare la descoperirea planetelor extrasolare, însă acestea nu au putut fi susţinute de dovezi convingătoare. În anul 1988, astronomii canadieni Bruce Campbell, Gordon A. H. Walker şi Stephenson Yang au realizat prima descoperire, care ulterior a fost confirmată, a unei exoplanete. Observaţiile făcute folosind metoda Doppler sugerau faptul că planeta orbita steaua Gamma Cephei (γ Cephei). Întrucât limitările tehnologice ale vremii nu permiteau alte observaţii ale obiectului, au apărut controverse referitoare la natura acestuia, unii oameni de ştiinţă considerând că acesta era, de fapt, o pitică maro (obiect sub-stelar cu o masă mai mare decât a unui gigant gazos, dar destul de mică pentru ca reacţiile de fuziune nucleară să nu poată fi susţinute în nucleu). Abia în anul 2003, tehnologia şi tehnicile îmbunătăţite au permis confirmarea existenţei planetei extrasolare.

Progresul tehnologic, mai ales în domeniul spectrometriei de înaltă definiţie, a condus la descoperirea altor exoplanete într-un ritm rapid. Acesta a permis astronomilor să detecteze planetele în mod indirect, prin măsurarea influenţei gravitaţionale asupra mişcării stelelor în jurul cărora orbitează. Alte planete extrasolare au fost descoperite prin observarea variaţiei luminozităţii aparente a stelelor datorată trecerii prin faţa lor.

Până în prezent au fost descoperite 374 exoplanete, majoritatea cu ajutorul observațiilor asupra vitezei radiale (metoda Doppler) sau prin metode diferite de cele directe (imagini propriuzise). Primul sistem cu mai mult de o planetă detectat a fost Upsilon Andromedae (υ Andromedae). Astăzi sunt cunoscute 20 astfel de sisteme. Printre exoplanetele ştiute se găsesc şi patru orbitând doi pulsari (sau stele neutronice; stele foarte mici, cu o rază de 10-15 kilometri, rămăşiţe ale unor stele care au colapsat, ce emit energie sub forma unui flux de particule electromagnetice concentrat la polii magnetici). Observaţiile în infraroşu a discurilor de praf din jurul stelelor au confirmat existenţa a milioane de comete în diferite sisteme extrasolare. Se estimează că mai bine de 10% din stelele asemănătoare Soarelui au propriile planete, însă se poate ca procentul să fie mai mare.

Metode de detectare a exoplanetelor

Principala problemă în descoperirea planetelor extrasolare este faptul că acestea sunt surse de lumină slab luminoase comparativ cu stelele în jurul cărora orbitează. La lungimi de undă vizibile, acestea au luminozitatea, de obicei, mai mică decât a milioana parte din aceea a stelei. Din această cauză, lumina reflectată de planetă este estompată de cea a stelei. Astfel, cele mai mari telescoape ale lumii pot fotografia exoplanetele numai în condiţii excepţionale: acestea să fie cu mult mai mari decât Jupiter, să se afle la o distanţă mare faţă de stelele în jurul cărora orbitează, şi să fie destul de calde astfel încât să emită radiaţie infraroşie intensă.

Majoritatea exoplanetelor cunoscute au fost descoperite prin metode indirecte:

Planeta şi steaua orbitând în jurul baricentrului

1. Astrometria

Aceasta este cea mai veche metodă de detectare a planetelor extrasolare. Ea constă în măsurarea precisă a poziţiei stelei pe cer şi observarea modului în care aceasta îşi schimbă poziţia în timp. Dacă steaua are o planetă, atunci influenţa gravitaţională a acesteia va provoca mişcarea ei pe o mică orbită eliptică. Practic, steaua şi planeta vor orbita în jurul centrului comun de masă (baricentru). Datorită masivităţii sale, orbita stelei va fi mult mai mică decât cea a planetei.

Este posibil ca primul om care a utilizat această metodă să fie William Herschel, deoarece, la sfârşitul secolului al XVIII-lea, a afirmat că un “companion nevăzut” modifica poziţia stelei catalogate de el sub numele 70 Ophiuchi. Primele calcule astrometrice pentru o planetă extrasolară au fost realizate de către W. S. Jacob, în anul 1885. La sfârşitul secolului al XIX-lea, se foloseau plăci fotografice, mărind astfel acurateţea măsurătorilor şi permiţând crearea unei arhive de date.

De-a lungul timpului, au fost raportate multe exoplanete descoperite prin această metodă, culminând cu anunţul astronomului George Gatewood din anul 1996, conform căruia mai multe planete orbitează în jurul stelei Lalande 21185. Majoritatea descoperirilor nu au fost confirmate.

Avantajul metodei constă în faptul că este cea mai sensibilă la planete cu orbite mari. Însă, observaţiile necesită perioade lungi de timp (ani, uneori decenii), datorită timpului îndelungat necesar planetelor să se îndepărteze destul de mult de stele pentru a putea fi detectate. De asemenea, modificările poziţiei stelelor sunt foarte mici, astfel încât nici cele mai performante telescoape de pe Pământ nu pot realiza măsurători precise. Pot fi detectate planete având de la 6,6 mase ale Pământului şi aflate la o distanţă de minim 1 UA de o stea precum Soarele, situată la o îndepărtare de 10 parseci (32,6 ani-lumină). Această metodă este cea mai eficientă când orbita planetei este perpediculară faţă de observator. Dacă este vizibilă de pe muchie, modificările poziţiei stelei nu pot fi măsurate.

Viziune artistică asupra planetei VB 10b

În anul 2002, telescopul spaţial Hubble a reuşit să măsoare parametrii orbitali ai unei planete anterior descoperite, Gliese 876, folosind metoda astrometrică. În 2009, a fost anunţată găsirea planetei VB 10b prin această metodă. Obiectul orbitează în jurul piticei roşii de masă redusă VB 10, având o masă de 7 ori cea a lui Jupiter. Dacă descoperirea va fi confirmată, VB 10b va deveni prima planetă extrasolară găsită prin această metodă. Viitoarele misiuni Gaia (din partea Agenţiei Spaţiale Europene) şi Space Interferometry Mission (NASA) vor putea găsi prin această metodă planete mai mici. Până atunci, astrometria va avea un rol minor în detectarea exoplanetelor.

2. Viteza radială sau metoda Doppler

Variaţiile în viteza de mişcare a stelei faţă de Pământ, îndepărtându-se sau apropiindu-se de el, pot fi deduse, din liniile spectrale, pe baza efectului Doppler. Planeta, pe măsură ce orbitează în jurul stelei, exercită o forţă gravitaţională asupra acesteia, determinând-o să se deplaseze pe o orbită mică în jurul baricentrului celor două corpuri. De exemplu, Jupiter exercită cea mai mare forţă gravitaţională asupra Soarelui din Sistemul Solar, o viteză radială de 12 m/s. Pământul are un efect mic asupra stelei: 10 cm/s, pe parcursul perioadei de un an. Aşadar, cu cât planeta este mai masivă şi orbitează mai aproape de stea, cu atât forţa gravitaţională exercitată este mai mare (conform legii atracţiei universale, formulată de Isaac Newton). Acest efect determină liniile din spectrul stelei respective să se deplaseze către lungimi de undă mai mari (deplasare spre roşu; redshift) când steaua se îndepărtează de Pământ, şi să se deplaseze către lungimi de undă mai mici (deplasare spre albastru; blueshift) când se apropie. Acesta este efectul Doppler, iar metoda vitezei radiale mai este numită spectrometrie Doppler.

Metoda vitezei radiale măsoară variațiile vitezei cu care steaua se mişcă înspre sau împotriva direcției către Pământ. Cu alte cuvinte, variațiile se regăsesc în viteza radială către Pământ. Totodată, viteza radială depinde şi de plasamentul planetei față de steaua centrală, lucru care se determină urmărind variațiile liniilor spectrale ale stelei cu ajutorul efectului Doppler.

Măsurători realizate folosind metoda vitezei radiale

Viteza stelei în jurul baricentrului este mult mai mică decât cea a planetei, lucru datorat faptului că raza medie a orbitei stelei este foarte mică. Variații de până la 1 m/s pot fi detectate cu ajutorul unor spectometre moderne ca HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher). Acest spectometru se află în posesia telescopului ESO din Observatorul La Silla din Chile care, printre altele, a descoperit şi exoplanetele Gliese 581 d, Gliese 876 d, Gliese 581 c etc. Alt spectometrul este HIRES de la telescoapele Keck din Manua Kea, Hawaii.

Dezavantajul metodei constă în faptul că poate determina doar masa minimă a obiectului, şi cu cât este mai mare, cu atât este mai uşor de găsit. Acest fapt îngreunează detectarea planetelor de mărimea Pământului. Cu cât obiectul orbitează mai aproape de muchia câmpului de vizibilitate al observatorului de pe Pământ, cu atât viteza radială măsurată este mai precisă. Datorită acestui dezavantaj, astronomii uneori combină metoda vitezei radiale cu observaţii astrometrice pentru a obţine măsurători mai exacte. Astfel, ei pot fi mai siguri că observă o planetă, şi nu o pitică maro de masă redusă.

Această metodă este cea mai folosită si cea mai productivă. Ea nu depinde de distanță, dar necesită raporturi semnal-zgomot (signaltonoise) foarte ridicate pentru a avea o precizie mare. De aceea nu este folosită decât pentru stelele situate relativ aproape, până la aproximativ 160 de anilumină față de Pământ. Împreună cu metoda tranzitului, se poate afla adevărata masă a planetei.

3. Sincronizarea pulsarului

Reprezentare schematică a unui pulsar

Un pulsar (vezi definiţia mai sus) emite unde radio foarte regulat, în concordanţă cu rotaţiile lui. Micile anomalii în aceste sincronizări pot fi cauzate de prezenţa unei planete, iar calculele bazate pe observarea lor pot revela parametrii orbitali. Prin această metodă se pot găsi planete având o zecime din masa Pământului. De asemenea, este capabilă să detecteze perturbaţiile gravitaţionale reciproce între membrii unui sistem planetar, astfel dezvăluind informaţii despre planete şi parametrii lor orbitali.

Dezavantajul acestei metode constă în faptul că pulsarii sunt rari, deci numărul planetelor ce pot fi descoperite astfel este mic. În plus, viaţa aşa cum o ştim nu se poate dezvolta pe planete ce orbitează în jurul pulsarilor, datorită radiaţiei intense.

În anul 1992, astronomul polonez Aleksander Wolszczan şi radioastronomul canadian Dale Frail au găsit, utilizând această metodă, planete orbitând pulsarul PSR 1257+12.

4. Metoda tranzitului

Dacă o planetă tranzitează steaua pe care o orbitează (o eclipsează), strălucirea acesteia scade foarte puţin (de obicei, cu valori cuprinse 0,01% şi 2%). Volumul de strălucire ce scade în urma trecerii obiectului prin faţa ei depinde de mărimea planetei. De exemplu, în cazul stelei HD 209458, se înregistrează o scădere a luminozităţii aparente cu 1,7%.

Un prim dezavantaj al metodei tranzitului este dat de faptul că planeta care orbitează steaua studiată trebuie să se afle pe muchia câmpului de vizibilitate al observatorului de pe Pământ, pentru ca tranzitul să fie observabil. Mai puţin de 1% dintre stele (piticele de categorie F-, G şi K sunt cele mai promiţătoare; vezi diagrama Hertzsprung-Russell) au planete cu o astfel de orbită. Al doilea dezavantaj al metodei constă în rata mare de descoperiri false. O detectare a unui tranzit necesită confirmare, obţinută de obicei prin metoda vitezei radiale.

Principalele avantaje ale metodei sunt următoarele: ea poate fi folosită şi la stele aflate la distanţe mari; în timpul eclipsei, pot fi detectate compoziţia atmosferei planetei şi mărimea obiectului. Studiul unei ocultaţii se concretizează într-un grafic al intensităţii luminoase a stelei în funcţie de timp (light curve; curbă de lumină). Când mărimea obiectului este combinată cu masa sa (obţinută prin metoda vitezei radiale), se poate afla densitatea planetei. Aceste aspecte oferă informaţii despre structura fizică a sa. De asemenea, când planeta tranzitează steaua, lumina de la aceasta trece prin atmosfera sa superioară. Studierea atentă a spectrului de înaltă rezoluţie poate revela elemente chimice prezente în atmosfera planetei. O atmosferă a unei planete (deci şi o planetă) poate fi detectată prin măsurarea polarizării luminii de la stea după ce a trecut prin învelişul gazos sau a fost reflectată de acesta (vezi metoda polarimetriei).

Variaţia intensităţii luminoase aparente a stelei în timpul unui tranzit

În plus, eclipsa secundară (când planeta trece prin spatele stelei) permite măsurarea directă a radiaţiei planetei. Dacă din intensitatea radiaţiei stelei din timpul eclipsei secundare se scade intensitatea dinainte sau după eveniment, rămâne cea provenită de la planetă. Astfel, se poate măsura temperatura planetei şi chiar se pot găsi semne de formaţiuni noroase.

În martie 2005, două echipe de oameni de ştiinţă au realizat astfel de măsurători, utilizând telescopul spaţial Spitzer, asupra stelelor TrES-1 şi HD 209458b, dezvăluind temperaturile 1,060 K (790°C), respectiv 1,130 K (860°C). Acestea sunt cu mult mai mari decât cea mai mare temperatură înregistrată în Sistemul Solar, pe Venus: 460°C.

Dacă graficul intensităţii luminoase a stelei în funcţie de timp este destul de precis, el poate revela existenţa sateliţilor ce orbitează planeta (în cazul în care există), iar astronomii ar cunoaşte dacă obiectul se află în zona locuibilă (regiune în spaţiu unde o planetă asemănătoare Pământului ar putea susţine apă lichidă la suprafaţa sa şi ar permite dezvoltarea vieţii).

Poziţia zonei locuibile în funcţie de dimensiunile stelei

Exoplanetele studiate prin ambele metode (a tranzitului şi a vitezei radiale) sunt, pe departe, cele mai bine caracterizate obiecte extrasolare.

Misiunea spaţială Kepler are ca scop utilizarea metodei tranzitului pentru descoperirea planetelor extrasolare aflate în zone locuibile. Satelitul va studia în jur de 100 000 de stele “continuu şi simultan”. De asemenea, o misiune a Agenţiei Spaţiale Franceze, COROT, începută în 2006, a fost iniţiată pentru a permite detectarea planetelor “de câteva ori mai mari decât Pământul”.

5. Microlentila gravitaţională

Microlentila gravitaţională

Microlentila gravitaţională este un efect datorat trecerii unui obiect suficient de masiv (planetă, pitică maro sau stea cu masă redusă) prin faţa unei stele aflate la o distanţă mai mare (stea de fundal). Câmpul gravitaţional al obiectului acţionează ca o lentilă, mărind intensitatea luminii provenite de la stea (lumina este curbată de forţa gravitaţională a sistemului format din planetă şi steaua în jurul căreia orbitează; vezi teoria relativităţii generale a lui Albert Einstein). Metoda constă în măsurarea acestui efect. Dacă trecerea durează câteva zile sau săptămâni, atunci ar indica că planeta se află pe o orbită mare. În plus, aceasta este singura metodă prin care se pot detecta exoplanete cu masă apropiată de cea a Pământului, orbitând stele de secvenţă principală (vezi diagrama Hertzsprung-Russell).

Aceasta este o metodă nouă şi promiţătoare, deşi şansa ca un sistem planetă-stea să treacă prin faţa unei stele de fundal este redusă. Din acest motiv, este mai eficient să se studieze o porţiune a bolţii cereşti cu mai multe stele, de exemplu centrul galactic. Un mare dezavantaj al metodei este faptul că fenomenul nu se va mai repeta, deoarece alinierea dintre sistemul stea-planetă şi steaua din fundal nu va mai avea loc. De asemenea, planetele detectate se vor îndepărta cu câţiva kiloparseci făcând observaţiile prin alte metode imposibile. Peste o mie de fenomene de microlentilă gravitaţională au fost observate în ultimii zece ani.

Observaţiile sunt, de obicei, realizate folosind reţele de telescoape automatizate. Proiectul PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet a fost conceput pentru observaţii continue utilizând o reţea mondială de telescoape, a fenomenelor de microlentilă gravitaţională, pentru a putea detecta planete cu mase cât a Pământului. Astfel a fost găsită prima planetă extrasolară de masă redusă aflată pe o orbită mare (OGLE-2005-BLG-390Lb).

6. Discul circumstelar

Un disc de praf cosmic înconjoară multe stele, iar acest praf poate fi detectat, deoarece absoarbe lumina venită de la stea şi o re-emite ca radiaţie infraroşie. Diverse trăsături ale acestui disc de praf cosmic pot sugera prezenţa unei planete.

Disc de praf circumstelar

Se crede că praful este creat în urma coliziunilor dintre comete sau asteriozi. Presiunea radiaţiei provenite de la stea împinge particulele de praf în spaţiul interstelar. Unele discuri prezintă o cavitate centrală, ceea ce le dă forma de inel. Cavitatea poate fi cauzată de o planetă care “curăţă” spaţiul cosmic din vecinătatea orbitei sale de particulele de praf. Alte discuri pot conţine aglomerări de particule determinate de influenţa gravitaţională a unei planete. Ambele trăsături sunt vizibile în discul de praf din jurul stelei epsilon Eridani (ε Eri), sugerând prezenţa unei planete având raza orbitei de aproximativ 40 UA (pe lângă planeta mai apropiată de stea, descoperită prin metoda vitezei radiale).

Telescopul spaţial Hubble este capabil să observe discurile de praf folosind instrumentul NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Telescopul Spitzer oferă imagini mai bune, întrucât dispune de instrumente mai sensibile la lungimi de undă infraroşii decât cele ale lui Hubble. Peste 15% dintre stelele asemănătoare Soarelui prezintă discuri de praf.

Analizele spectrale recente ale atmosferelor *piticelor albe folosind telescopul Spitzer au revelat prezenţa unor elemente grele precum magneziu şi calciu. Se presupune că provin de la asteroizi care s-au apropiat de stele datorită influenţei gravitaţionale a unor planete masive. Informaţiile sugerează că 1-3% din piticele albe prezintă o astfel de contaminare.

*Piticele albe sunt stele de dimensiuni reduse, alcătuite în cea mai mare parte din materie degenerată. Contracţia nucleului stelar cauzează creşterea presiunii într-atât încât, atunci când temperatura este suficient de mare pentru fuziunea heliului, miezul stelei se află deja într-o stare de degenerare electronică. Degenerarea se datorează principiului de excluziune al lui Pauli, ce împiedică mai mulţi electroni să ocupe niveluri de energie identice (nu pot avea aceeaşi stare cuantică).

Observarea directă

Aceasta este cea mai puţin folosită metodă de detectare a planetelor extrasolare, întrucât poate da rezultate numai în cazuri excepţionale. Deoarece planetele sunt surse de lumină slabe în comparaţie cu steaua în jurul căreia orbitează, ele sunt foarte greu de observat în mod direct. Cu toace acestea, în anumite cazuri, marile telescoape ale lumii pot detecta planete masive (giganţi gazoşi), aflate într-o orbită mare şi emiţând intens radiaţie infraroşie. În prezent, se derulează proiecte de adăugare de instrumente (suficient de sensibile să observe direct exoplanete) la telescoapele Gemini, VLT (SPHERE) şi Subaru (HiCiao).

În iulie 2004, un grup de astronomi au fotografiat companionul piticei maro 2M1207, 2M1207b. Un an mai târziu, statutul de planetă al acestuia a fost confirmat. La 13 noiembrie 2008, oamenii de ştiinţă de la observatoarele Keck şi Gemini au anunţat că în anul 2007 au surprins primul sistem multiplanetar, alcătuit din trei planete. Acestea au masele de 10 şi 7 ori mai mari decât cea a lui Jupiter. În aceeaşi zi, s-a anunţat că telescopul Hubble a observat direct o planetă orbitând steaua Fomalhaut, având masa de 3 ori cea a lui Jupiter.

Imagine realizată folosind telescopul spaţial Hubble a planetei Fomalhaut b

Metode viitoare de detectare a planetelor extrasolare

1. Observaţii din spaţiu

Pentru a putea depăşi distorsiunile datorate atmosferei şi pentru a realiza măsurători în infraroşu, s-au conceput câteva misiuni spaţiale de detectare a planetelor extrasolare. Unele dintre acestea ar trebui să găsească şi planete similare Pământului.

Terrestrial Planet Finder

Proiectul Terrestrial Planet Finder a fost abandonat în anul 2007, iar fondurile sale au fost realocate misiunii Kepler. Satelitul Kepler va folosi metoda tranzitului pentru a scana 100 000 de stele în constelaţia Cygnus (Lebăda), fiind destul de sensibil pentru a găsi planete mai mici decât Pământul. Scanând un număr atât de mare de stele simultan, satelitul va realiza şi o statistică a numărului planetelor de acest tip orbitând stele asemănătoare Soarelui.

Misiunea Space Interferometry din partea NASA, programată pentru lansare în anul 2014, va utiliza metoda astrometrică. Va putea detecta planete precum Pământul orbitând stele aflate relativ aproape. Satelitul Darwin al Agenţiei Spaţiale Europene va observa direct planete extrasolare. Misiunea New Worlds va folosi un disc pentru a bloca lumina de la stele, permiţând observarea directă o planetelor.

Lumina stelei (cercul galben) este blocată de disc, permiţând luminii de la planetă (cercul albastru) să treacă

PEGASE este o misiune spaţială condusă de Agenţia Spaţială Franceză, programată pentru lansare în perioada 2010-2012. Ea constă într-un interferometru compus din trei sateliţi, iar scopul ei este de a studia planetele asemănătoare lui Jupiter ce emit intens radiaţie infraroşie, piticele maro şi interiorul discurilor protoplanetare (discuri circumstelare, din jurul stelelor tinere, alcătuite din gaz dens). Agenţia Spaţială Franceză derulează în prezent şi misiunea COROT.

Alternativa la misiunile spaţiale este construirea unor telescoape mari pe Pământ. Agenţia Spaţială Europeană ia în considerare construirea unui telescop având diametrul oglinzii de 42 de metri (vezi extremely large telescope).

2. Eclipsarea binară

Într-o eclipsă a unui sistem stelar format din două stele, planeta poate fi detectată prin găsirea unei variabilităţi minime pe parcursul mişcării acesteia de dute-vino”. Aceste modificări ale intensităţii luminoase pot caracteriza sistemul aşa cum un pulsar emite fluxuri de particule electromagnetice. Dacă o planetă se află într-o orbită circum-binară în jurul stelelor, acestea se vor roti în jurul baricentrului sistemului format din cele trei obiecte. Pe măsură ce stelele sunt mişcate înainte şi înapoi de influenţa gravitaţională a planetei, momentul minimului eclipsei va varia. Periodicitatea acestei variabilităţi ar putea fi cea mai sigură metodă de a detecta planete în sisteme dublu stelare.

3. Faza orbitală

Ca şi Luna sau Venus, exoplantele au faze. Fazele orbitale depind de înclinaţia orbitei. Prin studierea fazelor orbitale, oamenii de ştiinţă pot calcula dimensiunile particulelor din atmosfera planetelor. Deşi efectul este miniscul, precizia de care este nevoie pentru a observa fazele fiind aceeaşi cu cea necesară detectării planetelor de mărimea Pământului în timpul tranzitului unei stele ca Soarele, planete de mărimea lui Jupiter pot fi observate de telescoape spaţiale precum Kepler.

4. Polarimetria


Lumina stelelor devine polarizată atunci când interacţionează cu moleculele atmosferice. Un instrument numit polarimetru este folosit în căutarea exoplanetelor, dar până acum nu a gasit niciuna. Măsurătorile asupra polarizării luminii pot fi foarte precise, întrucât nu sunt influenţate de atmosferă. Grupuri precum ZIMPOL/CHEOPS şi PLANETPOL folosesc, în prezent, polarimetre în căutarea exoplanetelor.

Polarimetru Laurent

Polarimetru Laurent

Listă a planetelor extrasolare

Monea Cristian, Piteşti, Argeş, România

14 Responses

10.05.09

Felicitari pentru realizarea acestui articol ! Excelent !

10.05.09

Felicitari Cristian. Un articol foarte bine documentat.

Am o intrebare. Eu stiam ca prima exoplaneta a fost descoperita de un elvetian parca, al carui nume bineinteles ca nu il mai stiu, cu un telescop de 1,9metri din sudul Frantei. O sa incerc sa caut ceva date despre asta. Tu de unde ai preluat datele despre prima descoperire. Si a doua intrebare. Unde a fost facuta descoperirea?

10.05.09

Aceasta informatie am gasit-o pe wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Extrasolar_planet#Discovery_firsts. Planeta a fost descoperita de astronomul polonez Aleksander Wolszczan (http://en.wikipedia.org/wiki/Aleksander_Wolszczan).

Poate ati auzit de elvatianul Stéphane Udry si echipa sa, care au gasit prima planeta relativ asemanatoare Pamantului si aflata in zona habitabila, Gliese 581d (http://en.wikipedia.org/wiki/Gliese_581_d). Insa, observatiile au fost realizate de la observatorul La Silla, din Chile.

10.05.09

Multumesc pentru aprecieri!

10.05.09

Salut Cristian Monea,

Am incercat sa contactez un astrolog si iata ca v-am gasit. Am cautat o adresa de email dar in final voi publica aici rugamintea mea:

Am fotografiat un cer mai deosebit si am o disputa cu un roman stabilit in Alaska… sustine ca Aurora Borealis nu este vizibila din Romania…?!

http://www.flickr.com/photos/joju-ro/3990977790/

Am acceptat acest adevar insa nu am o alta explicatie pentru rosul din apusul captat in fotografia mea :-|

Va multumesc pentru posibilitatea de a comunica prin acest blog.

10.05.09

Fenomenul surprins este datorat, in principal, imprastierii luminii de catre particulele de praf si apa din atmosfera, care actioneaza ca o prisma, refractand lumina. Am si eu o multime de poze asemanatoare, chiar mai “colorate”.

In apropierea rasaritului sau a apusului, marea parte a luminii pe care o vedem are o traiectorie tangenta la atmosfera, deci strabate o cale mai lunga. De aceea, in urma refractiei, norii iluminati si razele de lumina sunt rosii sau portocalii, uneori galbene. Culorile sunt mai intese la apus decat la rasarit, deoarece, in general, seara sunt mai multe particule de praf si aerosoli in atmosfera decat dimineata.

Te mai poti informa pe Wikipedia.

PS Aici gasesti astronomi (amatori :D ), nu astrologi, cei din urma ocupandu-se de prezicerea viitorului pe baza studierii pozitiei si miscarii astrilor, a constelatiilor sau a unor fenomene ceresti.

Astronomii practica astronomia, stiinta care se ocupa cu studiul astrilor, al sistemelor de astri, al galaxiilor si al Universului.

Iti recomand un articol simpatic despre acest subiect: http://www.astro-urseanu.ro/astrol.html .

10.05.09

Aurorele se observa la poli, sau la latitudini apropiate de acestia.

10.05.09

Cristian Monea iti multumesc foarte foarte mult!
Poti te rog sa ma ajuti sa inteleg in ce consta fenomenul astronomic surprins in poza mea? De ce majoritatea interpreteaza fenomenul ca fiind Aurora Borealis?
Te rog.

10.05.09

Cand am trimis mesajul de mai sus, am scris si un mesaj cu explicatia fenomenului, dar nu l-a afisat. M-am adresat administratorului bloglui pentru rezolvarea problemei. Se pare ca mai dureaza. O sa mai scriu inca o data explicatia in speranta ca imi va afisa mesajul.

10.05.09

Fenomenul surprins este datorat, in principal, imprastierii luminii de catre particulele de praf si apa din atmosfera, care actioneaza ca o prisma, refractand lumina. Am si eu o multime de poze asemanatoare, chiar mai “colorate”.

In apropierea rasaritului sau a apusului, marea parte a luminii pe care o vedem are o traiectorie tangenta la atmosfera, deci strabate o cale mai lunga. De aceea, in urma refractiei, norii iluminati si razele de lumina sunt rosii sau portocalii, uneori galbene. Culorile sunt mai intese la apus decat la rasarit, deoarece, in general, seara sunt mai multe particule de praf si aerosoli in atmosfera decat dimineata.

Te poti informa si pe Wikipedia.

PS Aici gasesti astronomi (amatori :D ), nu astrologi, cei din urma ocupandu-se de prezicerea viitorului pe baza studierii pozitiei si miscarii astrilor, a constelatiilor sau a unor fenomene ceresti.

Astronomii practica astronomia, stiinta care se ocupa cu studiul astrilor, al sistemelor de astri, al galaxiilor si al Universului.

Iti recomand un articol simpatic despre acest subiect: http://www.astro-urseanu.ro/astrol.html .

10.05.09

joju.blog[@]gmail[dot]com
Multumesc mult. Voi afisa descrierea ta sub poza mentionata.

10.05.09

Multumesc Cristian Monea :)
Am preluat descrierea.
(faza cu astrolog-astronom m-a amuzat)
Best regards,
joju

PS Poate gasesti ca e interesant:
http://www.flickr.com/people/nasa-jpl/

Address
Jet Propulsion Laboratory
4800 Oak Grove Drive
Pasadena, California 91109
(818) 354-4321

NASAJPL’s photostream Pro User :
http://www.flickr.com/photos/nasa-jpl/

10.05.09

Din cate am citit eu aurorele pot aparea, ocazional, si la latitudini mai decat cele polare.

Un fragment de pe wikipedia: “Auroras are common near the Poles. They are occasionally seen in temperate latitudes, when a magnetic storm temporarily expands the auroral oval.”

10.05.09

eu am mai vazut o planeta cu telescopul de acasa pe nudeva prin constelatia carului mare

Adauga comentariu

* Nume, Email si Comentariu sunt campuri obligatorii

Autentificare site

Album astrofoto

Constelatia_Orion.jpg

Discutii forum

UBPF2 - vand binoclu BPT 7x50 ( 24 Oct 2017 14:16 )
Ce este materia? ( 24 Oct 2017 13:35 )
DSO / Obiectele cerului profund ( 24 Oct 2017 13:13 )
Vand Autoguider Skywatcher Synguider ( 24 Oct 2017 12:31 )
Observatii de pe Rarau ( 24 Oct 2017 12:23 )
Corector de camp 80ED ( 24 Oct 2017 10:52 )
M78_LRGB_Atik314L+ ( 24 Oct 2017 10:08 )
Dilema: Lacerta Smart 8x34 sau Lacerta Elite 8x42 ... ( 24 Oct 2017 08:36 )
Celestron Ultima 2000 pachet astrografie ( 24 Oct 2017 02:42 )
Echipamente pentru donatie ( 24 Oct 2017 00:48 )
Doua oculare PLOSSL de 10 mm ( 23 Oct 2017 23:00 )
Pachet Bresser 152L/1200, NEQ6 SynScan, si altele ... ( 23 Oct 2017 22:05 )
canon 750d sau 760d ( 23 Oct 2017 21:24 )
Soarele, azi, in H-alpha ( 23 Oct 2017 20:31 )
Soarele azi (II) ( 23 Oct 2017 20:28 )

Recomandari

Publicatii

STELE SI CONSTELATII, Marcel Jinca

Fazele Lunii


Semiluna in crestere
Semiluna in crestere

Vechime Luna: 4 zile

Distanta: 63 raze terestre
Latitudine ecliptica: 4°
Longitudine ecliptica: 263°

Arhiva