PLANETER UTENFOR SOLSYSTEMET

PLANETER UTENFOR SOLSYSTEMET I fire hundre år var planetene i solsystemet de eneste vi kjente. De første planetene utenfor solsystemet oppdaget i 1992. De beveget seg rundt en pulsar, og deres eksistens ble avslørt ved at de påvirket de regelmessige signalene fra pulsaren. I 1995 ble den første planeten som beveget seg rundt en stjerne av samme type som Solen, oppdaget. Det var en kjempeplanet lik Jupiter som beveget seg svært nær sin moderstjerne slik at den påvirket stjernens bevegelse. Dermed kunne dens eksistens bli avslørt ved nøyaktige observasjoner av stjernens bevegelse (nyhetsbrev om stjerner og universet 1999). Ved hjelp av denne metoden er over 50 planeter blitt identifisert frem til august år 2000. Planetene har masser fra 0,2 til 11 jupitermasser, planetårene varierer fra 3 dager til 7 år og planetenes avstander fra sin moderstjerne er fra 0,04 til 3,2 AE (1 AE er en astronomisk enhet som er lik Jordens middelavstand fra Solen.) Dannelse av stjerner og planetsystemer Ifølge standardmodellen for stjernedannelse dannes stjerner fra skyer av molekyler og støvpartikler når det oppstår et område der tettheten er så stor at den gravitasjonelle bindingsenergien er større en den termiske energien. Bindingsenergien per partikkel er den kinetiske energien som må gis til en partikkel for at den skal klare å unnslippe fra skyen, og den termiske energien per partikkel er partiklenes gjennomsnittlige kinetiske energi. Hvis bindingsenergien er større enn den termiske energien blir skyen ustabil og gravitasjon får den til å trekke seg sammen. Dette kalles Jeans kriterium for gravitasjonell instabilitet. De fleste materieansamlingene har en viss rotasjon. Det gjør at skyen trekker seg hurtigere sammen i akseretningen enn i planet vinkelrett på aksen. Under sammentrekningen vil skyen både øke rotasjonsfarten og bli flattrykt. Omtrent en million år etter at sammentrekningen startet er det dannet en såkalt protostjerne, en skive med utstrekning omtrent lik 1000 AE. Gassen har fått en 1

temperatur på flere tusen grader fordi tapet i gravitasjonenergi er gått over til termisk energi. Men enda er det ikke høy nok temperatur og tetthet til at hydrogen er begynt å fusjonere. I løpet av omtrent ti millioner år er det imidlertid strømmet så mye materie mot sentrum av skyen at termperaturen er steget til omtrent 3 millioner grader. Dermed antennes hydrogen og begynner å fusjonere til helium. Det er nå dannet en stjerne omgitt av en protoplanetarisk sky. Fra denne skyen dannes det et planetsystem. Det er to teorier for hvordan dette kan ha skjedd. I den såkalte opp-ned prosessen oppstår først store tetthetsforskjeller på grunn av gravitasjon og strømninger i skiven. Dermed blir skiven ustabil og den deler seg opp i store fragmenter. Prosessen fortsetter med en oppdeling av disse, og i løpet av noen få millioner år kan det dannes gasskjemper fra denne prosessen. Det tar lenger tid å danne de jordliknende planetene, opp til ca. 100 millioner år. Den andre proseesen - ned-opp prosessen - kan beskrives ved å dele den opp i fire faser. Først samles støvet til et tett lag nær skivens ekvatorplan, samtidig med at støvpartiklene kolliderer og fester seg til hverandre. I denne fasen dannes legemer med utstrekning fra en centimeter til ca. ti meter. Den neste fasen består i at legemene fortsetter å vokse på grunn av uelastiske kollisjoner og det dannes såkalte planetesimaler med gjennomsnittlig utstrekning på ca. 1 km. I den tredje fasen er legemene blitt så store at gravitasjonskraften mellom dem påvirker bevegelsene deres. Fortsatt er det hyppige kollisjoner mellom dem. I løpet av noen titalls millioner år er den indre delen av den protoplanetariske skiven samlet til planeter som dels er mindre enn og dels har omtrent samme størrelse som dem i solsystemet. I den fjerde fasen samles massen i den ytre delen av den protoplanetariske skiven til kjempeplaneter med masser fra noe mindre enn den til Jupiter og helt opp til ca. 10 jupitermasser. Denne prosessen tar ca. hundre millioner år. Det går altså mye raskere å danne kjempeplaneter ved opp-ned prosessen enn ved ned-opp prosessen. 2

Kjempeplaneter og brune dvergstjerner Vanlige stjerner forbrenner hydrogen som fusjonerer til helium. Fusjonsprosessen krever en temperatur på ca. 20 millioner grader. Teorien for fusjon i stjerner viser at kun stjerner med masse over 8 % av solens masse, dvs. over 80 jupitermasser, er i stand til å forbrenne hydrogen. Brune dverger er objekter med masse mellom 12 og 80 jupitermasser. De dannes på samme måte som stjerner ved at en sky trekker seg sammen på grunn av sin egen gravitasjon. Men de har ikke stor nok masse til å forbrenne hydrogen. Derimot er de i stand til å forbrenne deuterium, dvs. atomer der kjernen består av et proton og to nøytroner. I 1994 greide man for første gang å fotografere en brun dverg, Gliese 229 b. Fotografiet ble tatt ved hjelp av Palomar-teleskopet som er ved jordoverflaten. Det er vist til venstre nedenfor. Til høyre sees et bilde av det samme objektet tatt med Hubble-teleskopet. (Strålen skyldes en feil i linsesystemet.) 3

Den brune dvergen lyser fem tusen ganger så svakt som nabostjernen Gliese 229. Sammenliknet med en kjempeplanet av Jupiters størrelse lyser den likevel meget sterkt. I samme posisjon ville Jupiter ha lyst to hundre tusen ganger så svakt som den brune dvergen. Dette viser hvor håpløst det er å prøve å fotografere planeter utenfor solsystemet. Må teorien for dannelse av planeter revideres? De over 50 planetene som er oppdaget frem til utgangen av år 2000 er alle mer massive enn Jupiter, og de fleste beveger seg svært nær moderstjernen. Dette skyldes metoden som brukes, nemlig at de oppdages på grunn av virkningen de har på moderstjernens bevegelse. Mange av planetbanene har også betydelig større eksentrisitet enn de nesten sirkulære banene i solsystemet. En kan grovt dele de ekstrasolare planetene i tre grupper: 1) jupiterlike planeter med liten eksentrisitet; 2) planeter med stor eksentrisitet; 3) kjempeplaneter nær moderstjernen, dvs. med avstand mindre enn 0,1 AE fra stjernen og med nær sirkulære baner. Dannelsen av de jupiterlike planetene kan forklares ved standardmodellen for planetdannelse. Men planetene i gruppe 2) og 3) krever en mer raffinert teori. Hovedproblemet er at det ikke er nok masse i den protoplanetariske skyen så nær stjernen som disse kjempeplanetene befinner seg. De må være dannet i større avstand fra stjernen, ha beveget seg innover og funnet en stabil bane nær stjernen. Bevegelsen innover kan skyldes gravitasjonskraften fra den protoplanetariske skiven. Bevegelsen kan stoppe lenger inne på grunn av at skyen roterer raskere lenger inne og overfører en del av sin rotasjon til planeten som dermed får større banehastighet. Planeten vil også sope med seg masse og lage en fortynnet ring i den protoplanetariske skyen. Simuleringer med datamaskin viser at dette vil stabilisere planetens bane. Resultatet av en slik simulering utført av Douglas Lin og medarbeidere er vist på neste side. 4

Simuleringene viser også at det er meget vanskelig å samle all massen til en protoplanetarisk skive i en planet. Vanligvis dannes et helt planetsystem. Ekstrasolare planeter på størrelse med Saturn Den 29. mars år 2000 annonserte Geoffrey W. Marcy og Paul Butler at de hadde funnet to planeter med omtrent Saturns masse utenfor solsystemet. Saturn har bare en tredjedel av massen til Jupiter. Den ene planeten beveger seg rundt stjernen HD 36375 som er 109 lysår fra Solen og den andre rundt HD 16141, også kalt 79 Ceti, som er 117 lysår fra Solen. Observasjonene ble gjort med det store Keck-observatoriet på Hawai. Dopplermålingene av stjernenes hastigheter i synsretningen er nå blitt fenomenalt nøyaktige. Hastighetskurven til stjernen 79 Ceti er vist nedenfor. 5

Vi ser at hastighetsvariasjonen til stjernen er ca. 22 m/s. Kurven tyder på at den beveger seg i en sirkelbane med en hastighet på omtrent 11 m/s rundt et felles massesenter for seg og sin planet. Dette er bare litt raskere enn et menneske kan løpe. Planeten er svært nær sin moderstjerne, i en avstand som bare er en femtedel av Merkurs avstand fra Solen, og med et planetår på 76 døgn. Beregningene tyder på at planeten har to tredjedeler av Saturns masse. 6

Bildet nedenfor viser hvordan man forestiller seg planeten til 79 Ceti med to av sine måner. Man har spekulert mye på om noen av planetene som er oppdaget utenfor solsystemet kan egne seg for utviklingen av liv. Kjempeplanetene på størrelse med Jupiter er lite egnet. Det er gassplaneter med svært høyt atmosfæretrykk og høy temperatur. Også de nyoppdagede planetene er trolig gassplaneter. Og de er så nær sin stjerne at overflatetemperaturen er for høy den er ca 830 grader Celsius for 79 Ceti til at liv, slik vi kjenner det, kan ha utviklet seg. Figuren nedenfor viser hvordan planetene fordeler seg i et diagram der deres masser er plottet som funksjon av deres avstander fra sin moderplanet. 7

Jordens masse er bare 1/1000 av Jupiters masse. Jordlike planeter befinner seg helt nederst på diagrammet ved tallet 1 på avstandsaksen. Oppdagelsen av de nye planetene er gjort mulig ved at presisjonen til målingene er forbedret. De stiplede linjene i figuren viser at grensen for den typen planeter som kan observeres, har nærmet seg kraftig de jordlike planetene man regner med eksisterer. Trolig har de observasjoner som er gjort hittil, bare avdekker toppen av isfjellet når det gjelder forekomsten av planeter rundt andre stjerner. Ifølge teorien for hvordan planeter er dannet, venter man at det skal eksistere flere planeter med omtrent Jordens masse enn store planeter. Antall planeter med ulike masser oppdaget frem til juni år 2000 er vist i figuren nedenfor. 8

Resultatene som er oppnådd de siste fem årene i jakten på planeter utenfor solsystemet, har motivert NASA til å planlegge et ambisiøst satellittbasert observasjonsprogram for å finne jordlike planeter utenfor solsystemet. I 2006 vil det bli sendt opp en satellitt kalt Space Interferometry Mission (SIM). Det vil inneholde nyutviklede interferometre, som vil bli brukt til dopplermålinger med nesten ti ganger nøyaktigheten til dagens målinger. Man vil da kunne oppdage planeter noen få ganger større enn Jorden. Med Terrestial Planet Finder som skal skytes opp omkring 2013, vil man endelig bli i stand til å observere planeter som likner på Jorden. Men allerede de oppdagelsene som er gjort gir et nytt perspektiv når vi er ute en natt og ser på stjernehimmelen. Nå kan vi se for oss at rundt mange av 9

stjernene der ute beveger det seg planeter. Og kanskje er der sivilisasjoner som er kommet litt lenger enn vår. De har godt nok utstyr til å kunne kartlegge solsystemet og avsløre Jordens eksistens. Kanskje har de funnet at jorden er en planet i den beboelige delen av solsystemet og undres på om det er utviklet en sivilisasjon på denne planeten som likner på deres egen. Enslige planeter i Oriontåken? I mars år 2000 skjedde det noe nytt. To grupper av astronomer hadde gjort nøyaktige observasjoner av stjernetåken Orion som er 1500 lysår fra Solen. De var på jakt etter brune dverger små, lyssvake stjerner med mellom 14 og 80 jupitermasser. Philip Lucas og Patrick Roche undersøkte Trapeshopen i Orion og fant rundt 150 slike stjerner. Men de fant også 13 objekter med masser mellom 5 og 13 jupitermasser. Massene ble anslått ved å sammenlikne den observerte lysstyrken i ulike deler 10

av spekteret med resultatet av teoretiske beregninger for utstråling fra ansamlinger av gass med forskjellig masse. Slike massekonsentrasjoner dannes ved at en sky med mye større utstrekning enn en stjerne begynner å falle sammen under påvirkning av sitt eget gravitasjonsfelt. Gasspartiklene taper stillingsenergi i gravitasjonsfeltet og den går over til bevegelsesenergi. Dermed stiger gassens temperatur. Skyen skrumper inn og blir stadig varmere. Når skyen ikke er noe særlig større enn en stjerne, er gassen blitt så varm at den er hvitglødende. Det er slike lysende kompakte gassansamlinger man observerte i Orion. Skyene med masse mellom 5 og 13 jupitermasser er mindre enn de brune dvergstjernene. Brune dverger forbrenner deuterium. Gassansamlinger med masse under 14 jupitermasser får ikke høy nok temperatur til å antenne deuterium. De likner på kjempeplaneter av gass, slik Jupiter også er, bare at de enda større. Men disse legemene beveger seg ikke rundt noen stjerne. Slike stjerner ville ha vært langt mer synlige enn de planetliknende legemene, og observasjonene viste ingen tegn til stjerner nær dem. For første gang hadde man altså observert legemer som minner om enslige planeter i bevegelse gjennom det mørke rommet. I Science for 6. oktober 2000 ble det rapportert at 18 nye legemer av denne typen er oppdaget i Oriontåken. I begynnelsen av januar 2001 ble det offentliggjort nye fotografier av Trapeshopen i Oriontåken. Disse var tatt av Mark McCaughrean og kolleger i desember 1999 med et stort teleskop i Chile, og var mer detaljerte enn tidligere bilder. Bildene viste at noen av objektene som tidligere ble tolket som planetliknende, lyste sterkere enn man opprinnelig hadde funnet. De har derfor større masse og er trolig brune dverger. Andre planetliknende objekter viste seg ikke å være punktkilder, men tette gasskonsentrasjoner. Noen av objektene viste seg ikke i det hele tatt i de nye bildene. Alt i alt sår de nye bildene tvil om at det virkelig er observert frie planetliknende objekter i Oriontåken. 11

Ni nye planeter utenfor solsystemet 7. august år 2000 var en bemerkelsesverdig dag i historien til oppdagelsene av planeter utenfor solsystemet. På åpningsdagen av en konferanse om "planetsystemer i universet" i Den Internasjonale Astronomiske Union (IAU) rapporterte da flere internasjonale astronomigrupper om oppdagelsen av ikke mindre enn ni ekstrasolare planeter. Dermed var det totale antall rapporterte ekstrasolare planeter kommet opp i 50. Massene, baneradiene og avstandene til de nyoppdagete stjernene er vist i tabellen på neste side (AU = Astronomical Unit = AE og LY = lysår). Den mest spesielle av disse planetene er den som beveger seg rundt stjernen Epsilon Eridani. Observasjonene av denne stjernen har en interessant historie. 12

Epsilon Eridani Epsilon Eridani er en ung stjerne - bare en milliard år gammel - litt mindre enn Solen. Den har 79% av Solens masse, 34% av Solens luminositet og er kun 10.5 lysår fra Jorden. Stjernens avstand har vært observert med stor nøyaktighet i over 60 år ved hjelp av parallakse-målinger. I 1973 analyserte Peter van de Kamp 900 bilder av stjernen tatt mellom 1938 og 1972. Han oppdaget da regelmessige endringer i avstanden med en periode på 25 år og konkluderte med at Epsilon Eridani trolig har en usynlig kompanjong med minimum 6 jupitermasser. Etter at fra van Kamp kom med sin analyse er stjernens posisjon observert med større nøyaktighet enn tidligere. En analyse av observasjonene i denne 25 års perioden ble lagt frem på møtet i IAU 7. august. Nå var resultatet at rundt stjernen beveger det seg en planet med omtrent en jupitermasse med en periode på 7 år. Planeten har en avstand på omtrent 3 AE fra Epsilon Eridani. Ekstrasolare planeter avslørt ved å studere støvskyer rundt stjerner I 1998 offentliggjorde astronomene ved James Clerk Maxwell teleskopet på Hawai et nytt radio-fotografi av Epsilon Eridani (se nedenfor). Ellipsen nederst til høyre på bildet viser størrelsen til Plutos bane. 13

Dette bildet fikk astronomene til å tenke på en figur som var blitt publisert et par år tidligere. Det var en simulering av hvordan støvringen som gir opphav til zodiaklyset (lys observert på morgen og kveldshimmelen i retning av Sola når Sola er under horisonten), ville ha tatt seg ut på 10 lysårs avstand observert i radioområdet av spekteret. Resultatet er vist nedenfor. Den lysende ringen skyldes termisk stråling fra støvpartikler i en ring rundt Sola. Lenger ute i solsystemet er det en tilsvarende ring av støv og større legemer kalt Kuiperbeltet. Det befinner seg utenfor Plutos bane og inneholder, foruten små støvpartikler, mer enn 70000 store kometer og flere millioner små. I simuleringene plasserte man en planet med jordens masse ved innsiden av støvringen. Det viste seg at gravitasjonsfeltet fra planeten lager en fortetning i støvskyen og at det blir sendt ut mer lys herfra. Dette er årsaken til den hvite flekken på det simulerte bildet. Det fotograferte bildet av ringen rundt Epsilon Eridani har et tilsvarende lyst område. Dette fikk astronomene til å gjette på at det kunne være en planet i bane rundt Epsilon Eridani. 14

Resultatet av nye simuleringer ble offentliggjort våren 2000. Nå ble det gjort mer detaljerte undersøkelser av hvordan gravitasjonsfeltet fra planeten påvirker strømmen av støvpartikler fra skiven inn mot stjernen og forårsaker resonansfenomener. Over 300 modeller av stjerner med en støvring og en planet ble undersøkt. Man laget simulerte bilder som svarte til ulike modeller av lyskildene. De simulerte bildene som minner mest om de fotograferte representerer stjerne-støvring-planet modeller som man mener har omtrent samme egenskaper som de fotograferte objektene. To resultater av slike undersøkelser er vist nedenfor. Nederst er radio-fotografier av støvskyene til stjernene Vela (til venstre) og Epsilon Eridani (til høyre). Øverst er de simulerte modellene som liknet mest på disse fotografiene. Firkantene viser posisjonene til planetene. Modellen av Vela inneholder en planet med 2 jupitermasser i en avstand på hele 60 AE fra Vela, 15

mens modellen av Epsilon Eridani har en planet med en femtedels jupitermasse i omtrent samme avstand fra stjernen. Planeter så langt fra stjernene har så liten innflytelse på stjernenes bevegelse at den ikke er målbar. Materien i en slik støvsky roterer rundt stjernen slik planetene gjør. Dette betyr at de fotograferte lyse områdene roterer rundt stjernen sammen med støvet. Simuleringene viste at både for Vela og Epsilon Eridani vil flekkene bruke ca. 400 år på en runde. I løpet av fem år tilbakelegger de en vinkel på omtrent 5 0, og dette er målbart med dagens utstyr. Dermed vil en i løpet av få år kunne se om teorien bak simuleringene er holdbar. Tilsvarende simuleringer har også vært gjort for stjernesystemer med en planet og en støvsky som vi ser fra siden. Et slikt system er Beta Pictoris. På neste side ser vi øverst et radiofotografi og nederst resultatet av en simulering av dette stjernesystemet. Det simulerte bildet representerer et system med en planet som har omtrent 10 ganger Jordens masse og er i en avstand på omtrent 70 AE fra sin moderstjerne. 16

Bulkene i skiven er en virkning av gravitasjonsfeltet til planeten. Dens baneplan danner en liten vinkel med støvringens plan. "Støvsky metoden" for å undersøke egenskapene til mulige planeter rundt andre stjernen enn Solen supplerer metoden der Doppler effekten brukes til å måle periodiske endringer i stjernens hastighet langs synslinjen. Doppler effekt motoden egner seg til å finne store planeter nær stjernen, mens støvsky metoden kan brukes til å undersøke både kjempeplaneter og planeter på Jordens størrelse i stor avstand fra stjernen der støvskyen svarende til solsystemets Kuiper belte befinner seg. Stjerner med støvsky og planet Epsilon Eridani, som ble omtalt ovenfor, er en av bare tre (eller muligens fire) stjerner som man har oppdaget med både en planet og en støvskive. Bilder tatt i september år 2000 med ESOs 3,6-m teleskop på Hawai har vist at også stjernen Iota Horologii er omgitt av en støvsky (se bildet nedenfor). For ca. et år siden ble det klart, ut fra undersøkelser av nøyaktige Dopplermålinger av denne stjernen fra 1992 foretatt ved ESO-observatoriet på Hawai, at minst en planet beveger seg rundt den. Planeten har 2,26 jupitermasser og bruker 320 dager på å bevege seg en gang rundt stjernen. Planeten har omtrent samme avstand fra Iota Horologii som Jorda har fra Sola. Stjernen Iota Horologii er også forholdsvis lik Sola, med 1,03 solmasser. Den nyoppdagete 17

støvskyen, som har en radius lik 65 AE, viser imidlertid at stjernen er yngre enn Sola. Dette er den tredje (eller muligens fjerde) stjernen som er oppdaget med både en støvskive og en planet. Planeten rundt Rho Coronae Borealis ble oppdaget i 1997. Den har en masse på ca. 1,5 jupitermasser og beveger seg rundt stjernen i en avstand 0,23 AE på 40 dager. Oppdagelser av støvskiven rundt stjernen ble offentliggjort i januar 2000 av D. E. Trilling, R. H. Brown og A. S. Rivkin. De hevdet også at de hadde oppdaget skiver rundt stjernene HD 210277 og 55 Cancri. I oktober 2000 ble det imidlertid bekjentgjort at skiven rundt 55 Cancri ikke er bekreftet i observasjoner foretatt med Hubbleteleskopet. Stjerneformørkelser November 1999 ble en meget interessant måned i den ekstrasolare planetforskningens historie. Det startet med at tre astronomer den 5. november sammenkalte til pressekonferanse om nye ekstrasolare planetoppdagelser. De hadde oppdaget seks nye planeter utenfor solsystemet. En av stjernene som ble observert, er betegnet med HD 209458. Den er 153 lysår fra Jorden. De oppdaget en sinusformet variasjon i dopplerforskyvningen til lyset fra stjernen. Dette viser at den beveger seg i bane rundt et felles massesenter for stjernen selv og et legeme som beveger rundt den. En analyse av observasjonene avslørte at det usynlige legemet har en avstand på 0,05 AE fra stjernen, dvs. legemet er adskillig nærmere stjernen enn Merkur er fra Solen. Omløpstiden er på bare 3,5 dager. Astronomene hadde også beregnet at dersom planeten beveger seg slik at den passerer mellom stjernen og Jorden, så ville det inntreffe en stjerneformørkelse sent på kvelden 7. november. 18

Ifølge beregningene skulle stjernens lys avta med ca. 1,5 % med et tidsforløp som vist på figuren. De ga umiddelbart opplysningene til sin medarbeider Greg Henry som hadde utstyr til å foreta en nøyaktig overvåking av stjernens lysstyrke. På det forutsagte tidspunktet 7. november observerte han at lysstyrken ble redusert med 1,7 %. Resultatet ble offentliggjort med brask og bram på en ny pressekonferanse 16 november. En uke senere ble det kjent at dette ikke var den første observasjonen av en stjerneformørkelse av HD 209458. Allerede 9. og 16. september var to fulle formørkelser av denne stjernen blitt observert av astronomene David Charbonneau og Timothy M. Brown. Den observerte lysstyrkens variasjon med tiden er vist i figuren på neste side. 19

Graden av lysreduksjon viste at planeten er 1,6 ganger så stor som Jupiter. Dopplermålingene viste dessuten at den har omtrent 0,63 jupitermasser. Følgelig er planetens gjennomsnittlige tetthet bare 0,2 g/cm 3. Dette viser at planeten er en gasskjempe lik Jupiter. Den kan umulig ha blitt dannet så nær stjernen som den nå befinner seg, og må altså ha beveget seg innover mot stjernen etter at den ble til. Disse observasjonene betyr at man nå har fått bekreftet tolkningen av dopplermålingene som har vært tydet som tegn på at det beveger seg planeter rundt andre stjerner enn Solen. I internett-rapportene om denne oppdagelsen får man et innblikk i hvordan astronomenes tilværelse kan skifte mellom fest og hverdag. Da Greg Henry (se bildet) skulle gjennomføre nye observasjoner ved de neste stjerneformørkelsene, møtte han astronomenes verste fiende, skyer på himmelen. 15. november skrev han følgene lakoniske melding: "0.40 m teleskopet T3 og 0.8 m teleskopet T8 var gjort klare til oppfølgende fotometriske observasjoner av planetpasseringen av HD 209458. Natten startet med å være nydelig og klar, men da passeringen var i ferd med å begynne, beveget høye cirrus skyer seg over området fra syd, og ødela vårt forsøk på å 20

observere nok en passering. Dette var vår siste anledning til å foreta en slik observasjon fra Fairborn Observatoriet i denne observasjons-sesongen." Nye observasjoner med Hubbleteleskopet En stor trøst var det at man isteden fikk observasjonstid med Hubbleteleskopet for å foreta oppfølgende observasjoner. Resultatet av observasjonene ble en rekke observasjonspunkter som ga en vakker bekreftelse av de tidligere observasjonene og den beregnete lyskurven under stjerneformørkelsen. Skalaen er slik at lysstyrken på det meste er redusert med 1,7%. 21

Med så nøyaktige observasjoner fikk astronomene blod på tann. Nå ville de finne flere planeter utenfor solsystemet ved å bruke denne metoden. Ronald L. Gilliland og Timothy M. Brown dannet en gruppe av astronomer som planla et ambisiøst søk etter planeter ikke bare noen hundre lysår fra Jorda, slik man hittil hadde gjort. Nei, nå ville de avsløre eksistensen av planeter i en kulehop kalt 47 Tucanae, som er hele femten tusen lysår fra Jorda. Dette kan jo virke temmelig håpløst når vi tenker på hvor vanskelig det er å oppdage en planet som beveger seg rundt en stjerne bare hundre lysår fra Jorda. Strategien var den følgende. Strategien var den følgende. Hubbleteleskopet måtte rettes inn mot et objekt der det er tett i tett med stjerner, slik at Hubbleteleskopets vidvinkelkamera kunne fange inn flere titusener av stjerner ved hver observasjon. Så skulle bildene analyseres slik at man først silte ut de variable stjernene, og dernest skulle man se om intensitetsvariasjonen som funksjon av tiden stemte med formen på kurven som er vist ovenfor. Før man søkte om tid på Hubbleteleskopet ble det gjort grundige beregninger for å finne ut om man hadde en rimelig sjanse til å lykkes. Utgangspunket var antallet planeter som var funnet nær Jorda. Observasjonene med dopplermetoden (se Astronomi Nr. 3 Oktober 1999) tydet på at det gjennomsnittlig beveger seg en kjempeplanet rundt ca. en av tjue stjerner. En femtedel av disse planetene har en avstand fra moderstjernen som er under 1/20 av Jordas avstand fra Sola. Det vil si at omtrent 1 % av stjernene har en kjempeplanet med baneradius under 0,05 AE. Jo nærmere en slik planet beveger seg moderstjernen desto kortere er planetåret, og jo oftere vil planeten kunne passere mellom stjernen og Jorda. Dersom avstand til en slik planet fra stjernen er mellom 0.04 AE og 0,05 AE, bruker planeten bare mellom 3 og 4 dager på en reise rundt stjernen. Dessuten er sjansen for at en stor planet nær moderstjernen skal komme mellom stjernen og Jorda større enn for en liten planet lenger vekk fra stjernen. For en planet på litt over Jupiters størrelse og med en baneradius lik 0,04 AE, er det ca. 10 % 22

sannsynlighet for at den skal gi 2 % formørkelse av stjernelyset med varighet på ca. 3 timer hver tredje døgn. Ut fra et slikt grovt anslag ventet man derfor å måtte observere intensitetsvariasjonen til ca. 1000 stjerner i noen dager for å observere en stjerneformørkelse. Nøyaktige simuleringer viste at i en fjern kulehop må man i gjennomsnitt observere ca. 2000 stjerner i en uke for å observere en formørkelse som skyldes en kjempeplanet nær en stjerne. Og formørkelser fra mindre planeter lenger vekk fra stjernen svekker stjernelyset så lite at selv Hubbleteleskopets fenomenale følsomhet ikke strekker til. En av de observerte kulehopene som har størst tetthet av stjerner er 47 Tucanae. Den inneholder ca. en million stjerner, og hvis man stiller inn Hubbleteleskopet nær sentrum av hopen kan det fange inn hele 35 tusen stjerner. Beregningene tydet på at man ville observere ca. 17 stjerneformørkelser i løpet av en observasjonsperiode på 8 dager. Observasjonstid på Hubbleteleskopet ble innvilget og man satte i gang å observere. 1300 eksponeringer med 35 tusen stjerner hvert på 160 sekunder ble tatt. Det uhorvelig store observasjonsmaterialet ble analysert og man fant 75 23

variable stjerner. Så ble lyskurvene undersøkt. Ingen passet med formørkelseskurven. Man hadde ventet å finne 17 kjempeplaneter og fant ingen. Stor skuffelse. Men forskerne fokuserte profesjonelt på at et overraskende resultat var oppnådd. Og det er nettopp gjennom overraskelser at man oppnår nye kunnskaper. Da Michelson og Morley ville måle Jordas hastighet gjennom eteren i 1887 fant de ingen hastighet, enda man visste at Jorda beveger seg rundt Sola med en fart på omtrent 30 km/s. Stor bestyrtelse. Oppklaringen kom først da Einstein presenterte den spesielle relativitetsteorien i 1905. En kan nok ikke vente at oppklaringen av disse observasjonene har konsekvenser av samme dimensjon. Men det skal bli spennende å se hva vi kommer til å lære av dem. Kanskje vil de bidra til å gi oss en ny forståelse av hvilke forhold som skulle til for å lage vårt eget planetsystem? 24