9 Exoplaneter
Exoplaneter er planeter omkring andre stjerner end Solen. De er svære at observere – man kan ikke se dem i et normalt teleskop. De er alt får små og for langt væk. Når man alligevel kan finde dem skyldes det først og fremmest to vigtige metoder:
transitmetoden, hvor måling af planetpassager, hvor planeten regelmæssigt skygger for noget af lyset fra den stjerne, den kredser om.
radialhastighedsmetoden: hvor man måler på de hastighedsændringer en stjerne har, når tyngdekraften fra planeten der kredser omkring den påvirker stjernen.
Disse to metoder beskrives nedenfor, men først vil vi se på, hvilke typer planter man kan forvente at finde ud fra de modeller vi har, for dannelsen af solsystemet. Det vi ser i solsystemeet, er at tæt på Solen er der klippeplaneter og længere væk gasplaneter. Det ville man derfor umiddelbart forvente at finde omkring andre stjerner. Men det er ikke det man ser! Man ser f.eks. gasplaneter meget tæt på deres moderstjerner.
Det kan ses som en udfording til vores model af solsystemets dannelse, men kan også forklares hvis det er muligt for en planet at skifte placering i sin bane omkring en stjerne. Og det kan faktisk godt lade sig gøre. Vi har to mekanismer, der kan ændre en planets placering
En (nydannet) exoplanet kan støde sammen med materiale i den protoplanetrariske skive, som planeten er dannet i. Derved mister den bevægelsesenergi (kinetisk energi) og rykker derfor længere ind mod stjernen.
En anden mekanisme er, at planeter kan komme så tæt på hinanden at deres indbyrdes tyngdekraft påvirker deres baner. Det kan få planeterne til at bytte plads, eller planeter kan sendes ind ad eller ud ad i forhold til stjernen. Det kan også ændre hvor langstrakt banen er (excentriciteten af ellipsen) og hældningen af banen (i forhold til ekliptikaplanet)
9.1 Transit-metoden
Hvis en exoplanet bevæger sig ind i lysets bane mellem os og stjernen, vil der opstå et lille dyk i stjernens lysstyrke, som illustreret på figur 9.2. Dykket vil gentage sig, hver gang planeten foretager et omløb. Ud fra en analyse af disse dyk i lysstyrken, kan vi lære meget om den exoplanet, som forårsager dykket, og om den bane, planeten bevæger sig i.
Lyskurven, som man observerer vil afhænge af en række parametre, bl.a.:
Stjernens størrelse og Planetens størrelse: Jo større stjernen er i forhold til planenten, jo mindre vil dybden af dykket være. Jo større planeten er i forhold stjernen jo større vil dybden af dykket være.
Banens størrelse (den halve storakse \(a\))
Excentriciteten af banen har også en betydning, fordi den betyder noget for hvor hurtigt planeten bevæger sig forskellige steder på banen. Og det betyder noget for hvor langt tid det tager planeten at passere stjernen, og dermed for bredden af dykket.
Planetens baneplan (inklination). Hvis planeten krydser stjernen nær toppen eller bunden, set fra Jorden, vil bredden af dykket (den tid dykket varer) være mindre, end hvis planeten krydser “midt på” stjernen. Derfor betyder det noget hvordan banens planer er orienteret i forhold til Jorden.
Denne simulering viser hvordan lyskurven vil se ud afhængigt af stjernens og planentens størrelser og hvordan banen https://astro.unl.edu/naap/esp/animations/transitSimulator.html
På figur 9.3 ses nogle lyskurver fra nogle af de første exoplaneter, der er fundet med data fra Kepler-satelitten.
9.1.1 Data fra Kepler-4b
Tidsserien fra en exoplanet kan “hakkes over” i små bidder med en længde, der præcis svarer til længden af planetens periode. Hvis man plotter alle de små bidder i samme graf, kan man få en graf der vise målepunkter fra mange transits (passager) i én og samme graf. Dette kaldes fasefoldning, og er vist på figur 9.4.
9.1.2 Atmosfæreundersøgelser
Transitmetoden kan give andre oplysninger end periode og størrelse af planeten. En af de mest imponerende og spændende er undersøgelse af planetens atmosfære. Princippet er at undersøge, hvordan lyskurven ser ud ved forskellige bølgelængder. Hvis planetens atmosfære absorberer en bestemt bølgelængde lys, vil dykket i lyskurven være lidt større end ved en anden bølgelængde, som ikke absorberes i atmosfæren. Planeten ser på en måde større ud ved en given bølgelængde, jo mere bølgelængden absorberes i atmosfæren, som illustreret på figuren:
Men et er teori, et andet målinger: Wasp-39 b er en hot-jupiter, ca. 700 lysår fra Solsystemet. Massen er en fjerdel af Jupiters, men radius er større end Jupiters. Figur Figur 9.6 viser, hvordan man har kunne måle forskel på dykket ved tre forskellige bølgelængder.
Næste figur er fra en artikel i tidsskriftet “Nature”, der er det mest prestige-fyldte naturvidenskabelige tidsskrift, hvor banebrydende forskningsresultater publiceres. Det viser dykket ved en række bølgelængder (alle i det infrarøde område)
Ud fra en analyse kan man bestemme planetens atmosfæres absorbtion ved forskellige bølgelængder. Figur ?fig-wasp39b-atm1 viser en del af absorptionsspekret for WASP-39 b:
Toppen på spektret viser sig at passe præcist med, at der er CO2 i atmosfæren.
Man har også fundet vand og methan i planetatmosfærer. En nærmere analyse af data har vist at der også er SO2 i WASP-39 b’s atmosfære. Næste figur viser en større del af spektret, og der kan også ses tope der passer med Natrium (Na), vand (H2O), carbonmonoxid (CO) og SO2.
Særligt forekomsten af \(\ce{SO2}\) er interessant, fordi det er første eksempel på, at man har fundet et stof, der kun kan dannes ved fotokemiske processer i planetens atmosfæren: Lys fra stjernen spalter vand (\(\ce{H2O}\)) til \(\ce{H}\) og \(\ce{OH}\), der reagerer med \(\ce{H2S}\) ved en kædeproces og danner \(\ce{SO2}\). Processen er illustreret på figur 9.10.
At man hard fundet \(\ce{CO2}\) og \(\ce{SO2}\) i atmosfæren er ikke en biomarkør, altså et tegn på liv på planeten. Men det er et godt tegn på, at metoderne virker.
9.2 Radialhastighedsmetoden
Når en planet kredser omkring er stjerne er det ikke kun planeten, der bevæger sig. Det gør stjernen også. Faktisk kredser både stjernen og planeten omkring deres fælles massemidtpunkt. Men fordi stjernen altid vil være tungere end planeten, er stjernens bane kortere end planetens, og dermed bevæger den sig med en langt lavere hastighed.
link til visualisering af massemidtpunkt.
link til simulering af planeternes påvirkning af Solen. Prøv at sætte flueben ud for forskellige planeter,og se hvor stor betydning det har for Solens bevægelse.
Man kan måle den del at stjernens bevægelse, som er langs med synsretningen - den såkaldte radialhastighed. Det kan man, fordi bølgelængden af lys fra stjernen bliver forskudt en smule, når stjernen bevæger sig frem og tilbage i forhold til os.
Når stjerne bevæger sig i en retning væk fra os, bliver bølgelængderne af lyset længere. Det kaldes rødforskydning (fordi rødt lys er den del af det synlige spektrum, der har den længdste bølgelængde).
Når stjerner bevæger sig i en retning mod os, bliver bølgelængderne af lyset kortere. Det kaldes blåforskydning (fordi blåt lys er den del af det synlige spektrum, der har den korteste bølgelængde). I praksis kan blåforskydning opfattes som en negativ rødforskydning.
Figur 9.11 illustrerer metoden.
Ved at måle, hvordan bølgelængden af en linje i stjernens spektrum, kan man derfor få et mål for, hvor hurtigt stjernen bevæger sig. Det gøres ved at bestemmen en værdi \(z\), som kaldes rødforskydningen: \[ z = \frac {\lambda_\text{modtaget}-\lambda_\text{laboratium}} { \lambda_\text{laboratium} } \] Her er \(\lambda_\text{modtaget}\) den forskudte værdi af bølgelængden af en linje i spektrum, som man måler fra stjerne. \(\lambda_\text{laboratorium}\) er den bølgelængde, som som man ville måle, hvis man målte på den samme linje i et laboratorium her på Jorden, hvor lyskilden ikke bevæger sig. Rødforskydningen er altså en brøk, som viser hvor meget bølgelængden ændrer på grund af stjernens bevægelse. Det er meget små værdier, man måler. F.eks. vil en værdi på \(z=0{,}0000001\) betyde, at bølgelænden ændrer sig med 0,00001 %. Ud fra det kan stjernens hastighed beregnes, fordi det også betyder at stjernens hastighed så er 0,00001% af lysets hastighed. Altså for dette tænkte eksempel \[ v= 0{,}0000001·3·10^8 \text{ m/s}= 30 ~\text{m/s} \] Skrevet som formel \[ v_\text{stjerne} = z · c \] Radialhastigheden er altså den hastighed, som en stjerne fjerner sig med i forhold til solsystemet. En negativ værdi svarer til, at stjernen bevæger sig mod os.
En planet, der kredser omkring en stjerne, vil have en hastighedsvariation, der giver en sinusformet graf, som vist på figure 9.12.
Hvis banen i stedet er meget excentrisk (lang ellipseform), vil kurven se anderledes ud.
Herudover betyder synsretningen fra Jorden også en del.
link til simulering af hastighedskurven for en stjerne med en exoplanet.
Ud fra kendskab til variationen af stjernens radialhastighed, kan man bestemme massen af planeten, fordi
Stjernen kredser om stjernens og planetens fælles massemidtpunkt
Derfor afhænger stjernens radialhastighed af massemidtpunktets placering
Og massemidtpunktets placering afhænger af massen af stjernen og planeten og deres afstand.
Derfor kan man bestemme planetens masse, når man kender stjernens masse og afstanden mellem planet og stjerne. \[ m_\text{planet} = v_\text{stjerne} · \sqrt[3]{ \frac {T·M_\text{stjerne}} { 2\pi · G}} \]
link til online undersøgelse af radialhastighedsdata.
9.3 Resultater
Man har fundet over 5000 expoplaneter (opgjort 2024), og bestemt forskellige data for dem. Figur 9.14 viser grafisk hvordan sammenhængen mellem omløbstid og størrelse er for de expoplaneter, man havde fundet i 2017.
Der findes mange flere små planeter end store planeter. Store gasplaneter er relativt sjældne, mens der er mange planeter med en størrelse mellem Jordens og Neptuns størrelser.
Mange planeter er mindre end Neptun, men større end Jorden. Det er en type planeter, vi slet ikke kender fra vores eget solsystem. Disse planeter ligner altså ikke de planeter, vi kender i forvejen. Ud fra målinger af massen for udvalgte exoplaneter tyder det på, at mange af disse planeter indeholder store mængder af vand.
Der er relativt få planeter med en meget kort omløbstid og en størrelse over 2 gange Jordens diameter. Man regner med, at det skyldes, at disse exoplaneter er fordampet eller opløst på grund af den store varme.
Der er relativt få planeter, som er mindre end Jorden, og især er der få af de mindre planeter med omløbstider på 50-400 døgn. Dette skyldes, at det kræver meget lange tidsserier og et stort analysearbejde at finde dem. Vi forventer at finde et stort antal af denne type planeter i de kommende år, når vi har analyseret flere af de data, Kepler har indsamlet, og når vi i fremtiden får nye målinger.
9.3.1 Planettyper
Ud fra kendskab til masse og radius for en planet, kan man “designe” en sammensætning af en planet, så den passer med det man har målt. Figur 9.15) viser et værktøj, hvor man kan vælge forskellige sammensætninger af en planet, og undersøge, hvilken type planet det giver.
Ved lignende metoder, har man fundet frem til en række forskellige planettyper, som passer md de exoplaneter, man har detekteret:
Hot Jupiter-planeter
Denne type planeter har en høj temperatur. Deres masse og radius er på størrelse med Jupiter. En del af disse planeter er det, vi kalder “puffy” – det vil sige, at de har en meget stor og udstrakt atmosfære, som gør planeten noget større end Jupiter.
Varme gasplaneter
De gasplaneter, som ligger inden for snegrænsen i et givet planetsystem, kalder vi for varme gasplaneter.
Kolde gasplaneter
Disse planeter har lav temperatur og kredser uden for snegrænsen i deres planetsystem. Jupiter og Saturn er kolde gasplaneter i vores solsystem.
Hot Neptun-planeter
Denne type planeter har en høj temperatur og en masse og radius, som svarer til Neptuns.
Store is-planeter
Planeter, som minder om Uranus og Neptun. Denne type planeter ligger langt uden for snegrænsen og har vand i deres atmosfære og i dele af deres indre.
Frosne planeter
Mindre exoplaneter med stort indhold af is. Denne type exoplaneter svarer til store udgaver af månerne i den ydre del af vores solsystem, fx Titan omkring Saturn.
Mini-Neptun-planeter eller sub-Neptun-planeter
Planeter, som er mindre end Neptun, men noget større end det, vi kalder en super-Jord. Denne type planeter har en densitet, som er så lav, at de ikke indeholder meget klippemateriale.
Super-Jord
Klippeplaneter med en radius større end Jorden kaldes for Super-Jord-planeter. Denne type planeter har ikke en udstrakt og gasholdig atmosfære.
Klippeplanet
Planeter med en fast overflade og en tynd eller ingen atmosfære kaldes for klippeplaneter. En undergruppe af disse planeter er Jordlignende planeter eller de beboelige planeter, hvor temperaturen på overfladen tillader tilstedeværelsen af flydende vand.
Pulsar-planet
Planeter i kredsløb omkring en pulsar (en neutronstjerne).
Protoplaneter
Planeter, som er under dannelse. Planeter, som netop er dannet ud af materialet i den protoplanetariske skive.
Planeter, som er under opløsning (disintegrating planets)
Exoplaneter, som bl.a. pga varmen fra udstrålingen fra moderstjernen er under opløsning.
Vandplaneter/Water World
Planeter, som indeholder store mængder af vand. Disse er i virkeligheden en undergruppe af mini-Neptun eller Super-Jord.
Eksempel: Kepler-11b. Denne planet har en målt densitet, som tyder på, at den primært består af vand.
Lava-planet / Lava World
Planeter, hvis overflader er dækket af lava, for det meste fordi de befinder sig meget tæt på deres moderstjerne. Denne type planeter er en undergruppe af klippeplaneter.