„U–PA” nr 1/2000

Cień nowej planety

Krzysztof Rochowicz

Na liście planet odkrytych poza Układem Słonecznym do tej pory (koniec 1999 r.) figuruje już 29 pozycji (nie licząc 4 obiektów okrążających 2 pulsary). Dla porządku przedstawiamy Państwu ten inwentarz w tabeli 1. „Zwykłe” odkrycia nie wzbudzają już sensacji — ostatnio mówiło się tylko o υ Andromedae (p. „Urania – PA” nr 4/99) — pierwszym układzie planetarnym wokół gwiazdy podobnej do Słońca. Jednak przed kilkoma tygodniami niepozorna gwiazdka HD 209458 wywołała poruszenie nawet w codziennej prasie. Tym razem bowiem, prócz odkrycia „kołysania” gwiazdy (poprzez badanie zmian jej prędkości radialnej) zaobserwowano również — w przewidzianym na podstawie pierwszych analiz momencie — spadek jasności dalekiego „słońca”, wywołany przejściem planety na tle tarczy gwiazdy. To pierwszy przypadek niezależnego potwierdzenia odkrycia planety inną metodą i dowód poprawnej interpretacji uzyskanych już wcześniej danych.

Wykrycie planet metodą fotometryczną (pomiaru jasności gwiazdy) było potencjalnie możliwe już od wielu lat. Statystycznie rzecz biorąc, przyjmując przypadkowy rozkład przestrzennego usytuowania płaszczyzn orbit, około 1% planet powinno krążyć wokół swych macierzystych gwiazd w płaszczyźnie ustawionej niemal prostopadle do sfery niebieskiej, tj. w ten sposób, że znajdując się na orbicie po stronie najbliższej Ziemi krążąca planeta zasłaniałaby część tarczy gwiazdy, przesuwając się na jej tle. Jak nietrudno oszacować, planeta wielkości Jowisza, przechodząc na tle tarczy Słońca, dla odległego obserwatora powodowałaby spadek jego jasności o przeszło 0,01 wielkości gwiazdowej, co bez większego trudu zarejestrowałyby współczesne fotometry. Ponieważ jednak Jowisz — nawet przy odpowiednim nachyleniu płaszczyzny orbity — przesłaniałby fragment tarczy Słońca raz na prawie 12 lat (taki jest jego okres obiegu), prawdopodobieństwo zaobserwowania podobnego zjawiska jeszcze kilka lat temu wydawało się zbyt małe, by poważniej traktować tę metodę badań. Dziś planety wokół innych gwiazd wydają się czymś bardzo powszechnym, a — co ważniejsze — dotychczasowe poszukiwania sugerują znaczną ilość masywnych, dużych planet na bardzo ciasnych orbitach, o krótkim, kilkudniowym okresie obiegu. Te uwarunkowania spowodowały, że planowane są systematyczne poszukiwania zjawisk przejścia planet na tle tarcz gwiazd (por. „Urania – PA” nr 6/98). A póki co pomiary fotometryczne mogą okazać się niezwykle cennym uzupełnieniem analiz spektroskopowych. Tak też się stało.

Znana doskonale para łowców planet Geoffrey Marcy (University of California, Berkeley) i Paul Butler (Carnegie Institution of Washington), którą tym razem wspomógł też Steve Vogt (UC Santa Cruz i Lick Observatory) zdecydowała się ogłosić nowe odkrycie 5 listopada. Macierzysta gwiazda podejrzanego obiektu miała w tym czasie wykonanych 9 pomiarów prędkości radialnej, do których bardzo dobrze pasowała krzywa zbliżona do sinusoidy o okresie 3,52 dnia i półampitudzie 81 km/s (rys. 1).

Krzywa zmian prędkości radialnej gwiazdy HD 209458

Jak w każdym dotychczasowym przypadku, zespół badawczy poinformował o odkryciu swego współpracownika, Grega Henry'ego, astronoma z Nashville; pod jego opieką znajduje się kilka zdalnie sterowanych teleskopów Obserwatorium Fairborn w południowej Arizonie. Marcy i Butler podali czas, w którym można było oczekiwać na ewentualne przejście planety na tle tarczy gwiazdy, choć do tej pory dla żadnej z wcześniej odkrytych gwiazd z planetą zjawiska takiego nie udało się zaobserwować. Tym większa była radość, gdy w przewidywanym momencie 7 listopada Henry'emu udało się zarejestrować zaćmienie o głębokości 0,017 magnitudo (rys. 2). Że nie jest to bynajmniej przypadek, przekonano się dokonując niezależnego pomiaru jednego z kolejnych minimów blasku w dniu 18 listopada. Mimo zmiennych warunków atmosferycznych w obserwatorium St. Andrews (Szkocja) udało się prześledzić całe zaćmienie (jego amplitudę po wstępnej redukcji danych określono na 0,019 ± 0,003 mag.). Z czasu trwania początku bądź końca zjawiska (spadek i wzrost blasku) przy znanej prędkości ruchu po orbicie wynikają bezpośrednio rozmiary planety: średnica 1,6 razy większa od rozmiarów Jowisza. Z faktu, że zaćmienie w ogóle obserwujemy, możemy wywnioskować, że kąt nachylenia płaszczyzny orbity do sfery niebieskiej w przybliżeniu wynosi 90°. Po raz pierwszy mamy więc nie tylko dolne ograniczenie na masę planety (m sin i = 0,63 M_J), ale faktyczną ocenę masy: m = 0,63 M_J.

Mając masę i rozmiary, bez trudu określić można średnią gęstość planety — wynosi ona 0,21 grama na centymetr sześcienny. Jest to więc najprawdopodobniej gazowy olbrzym zbliżony swą strukturą do Jowisza czy Saturna. Oczywiście, planeta krążąca tak blisko macierzystej gwiazdy może być zdeformowana wskutek oddziaływań grawitacyjnych. Co więcej, w świetle obecnie obowiązujących teorii jest mało prawdopodobne utworzenie tak masywnej, a jednocześnie stosunkowo rozrzedzonej planety w bezpośrednim sąsiedztwie gwiazdy. Jak się przypuszcza, powstała ona raczej w większej odległości od swego słońca, by wskutek dziś jeszcze niezbyt przez nas rozumianych okoliczności przewędrować w jego otoczenie. Tak oto na podstawie zaledwie cienia, który nowa planeta kieruje w naszą stronę, formułowane są wnioski dotyczące jej struktury i ewolucji.

Sama gwiazda HD 209458 pod wieloma względami bardzo przypomina nasze Słońce (tab. 2). Leży w konstelacji Pegaza (dość blisko 51 Peg — pierwszej gwiazdy ciągu głównego, wokół której stwierdzono obecność planety) w odległości 153 lat świetlnych. Z takiego dystansu nie jest już dostrzegalna gołym okiem — świeci blaskiem 7,65 magnitudo. Szacuje się też, że jest rówieśniczką Słońca, promieniując już od około 4,5 miliardów lat. (kr)

Tab. 1. Lista gwiazd wykazujących okresowe zmiany prędkości radialnej linii w widmie, których źródłem wydają się być planety (ciała o masach poniżej 13 mas Jowisza). Oprócz podstawowej identyfikacji gwiazdy podano zaobserwowane cechy zmienności: okres P i półamplitudę K oraz wynikające stąd parametry towarzysza: jego minimalną masę (m sin i), wielką półoś orbity (a) i jej mimośród (e). Kolejność odpowiada wzrastającemu okresowi.
Gwiazda	Typ widm.	Jasność V	Odległość [pc]	P [d]	K [m/s]	m sin i [M_J]	a [j.a]	e
HD 187123	G5	7,79	49,92	3,10	72	0,52	0,042	0,01
τ Boo	F6IV	4,5	15,60	3,31	469	3,76	0,044	0,01
HD 75289	G0V	6,35	28,94	3,51	54	0,42	0,047	0,02
HD 209458	G0V	7,65	47	3,52	81	0,63	0,045	0,00
51 Peg	G2IVa	5,49	15,36	4,23	56	0,45	0,051	0,01
υ And	F8V	4,63	13,47	4,62	73	0,70	0,059	0,03
				241,2	56	2,06	0,83	0,20
				1273,6	70	4,36	2,45	0,36
HD 217107	G8IV	6,16	19,72	7,11	140	1,28	0,07	0,14
HD 130322	K0III	8,04	30	10,7	115	1,08	0,10	0,04
55 Cnc	G8V	5,95	12,53	14,65	76	0,84	0,11	0,04
Gliese 86	K1V	6,17	10,91	15,78	379	3,6	0,11	0,04
HD 195019	G3 IV-V	6,91	37,36	18,3	268	3,43	0,14	0,05
HD 193363	K2V	8,1	19,9	24,0	68	0,76	0,17	0,07
ρ CrB	G0Va	5,4	17,43	39,6	67	1,1	0,23	0,06
HD 168443	G5	6,92	37,88	58	330	5,04	0,28	0,54
Gliese 876	M4V	10,17	4,70	60,9	239	2,1	0,21	0,27
HD 114762	F9V	7,3	40,57	84	619	11,0	0,36	0,33
70 Vir	G4V	5,0	18,11	116,7	317	7,0	0,45	0,40
HD 37124	G4IV-V	7,68	33	155	43	1,04	0,58	0,19
HD 134987	G5V	6,45	25	260	50	1,58	0,78	0,24
ι Hor	G05pec	5,4	15,5	320	80	2,26	0,92	0,16
HD 177830	K0	7,17	59	391	36	1,28	1,00	0,43
HD 210277	G0	6,63	21,29	437	41	1,32	1,12	0,45
HD 222582	G5	7,70	42	576	187	5,4	1,35	0,71
16 Cyg B	G1,5Vb	6,2	21,62	803	52,2	1,62	1,70	0,67
HD 10697	G5IV	6,29	30	1083	123	6,59	2,0	0,12
47 UMa	G1V	5,1	14,08	1093	47,2	2,42	2,09	0,10
14 Her	K0V	6,67	18,15	1710	80	3,7	2,7	0,35

powrót↑

Tab. 2. Porównanie gwiazdy HD 209458 i Słońca
Parametr	Słońce	HD 209458
Temperatura powierzchni [K]	578	6000
Jasność absolutna V [mag]	4,79	4,29
Typ widmowy	G2V	F8V
Przysp. grawit. (log g) [cm/s²]	4,45	4,31
Okres rotacji na równiku [dni]	25,4	~30
Prędkość rotacji Vsin i [km/s]	1,8	3

powrót↑