Του Νίκου Νανούρη, Δρ. Αστροφυσικής
Οι ανακοινώσεις για σημαντικές ανακαλύψεις εξωπλανητών διαδέχονται η μία την άλλη σε μηνιαία βάση. Πλέον όχι μόνο εντοπίζουμε συγκεκριμένα χημικά στοιχεία και ενώσεις στις εξωπλανητικές ατμόσφαιρες, αλλά μπορούμε να μελετάμε την κατανομή καθώς και τις κινήσεις αέριων μαζών. Το εγχείρημα της πρόγνωσης του καιρού στους μακρινούς αυτούς κόσμους κάθε άλλο από ανέφικτο μοιάζει τις επόμενες δεκαετίες...
Φασματοσκοπία διαπερατότητας: Κοσκινίζοντας το αστρικό φως
Η φωτομετρία και η φασματοσκοπία είναι δύο θεμελιώδη εργαλεία της Αστροφυσικής για την αξιοποίηση του φωτός ως πληροφοριοδότη των φυσικών φαινομένων του Σύμπαντος. Με την πρώτη καταγράφουμε τις μεταβολές της λαμπρότητας ενός ουράνιου σώματος, ενώ με τη δεύτερη αναλύουμε το φως που εκπέμπεται και μελετάμε την κατανομή της έντασης στις επιμέρους συνιστώσες του (τα χρώματα αποτελούν μερικές από αυτές όπως, π.χ., αποκαλύπτονται σε ένα ουράνιο τόξο με τις σταγόνες της βροχής να λειτουργούν σαν «φασματογράφοι»).
Η φασματοσκοπία διαπερατότητας (transmission spectroscopy) αποτελεί συγκερασμό των δύο αυτών μεθόδων και αποσκοπεί στη μελέτη των μεταβολών της λαμπρότητας ενός αστέρα έπειτα από φασματοσκοπικές (και όχι άμεσα φωτομετρικές) παρατηρήσεις. Κατά τη διάβαση (transit) ενός εξωπλανήτη μπροστά από το μητρικό του άστρο, το αστρικό φως δεν εξασθενεί μόνο εξαιτίας του ίδιου του εξωπλανήτη αλλά και της ατμόσφαιράς του, η οποία εκτείνεται πέρα από την επιφάνειά του (ή, ακόμα πιο σωστά, από τη φωτόσφαιρά του, όταν πρόκειται για αέριο εξωπλανήτη όπως ο Δίας). Ο βαθμός εξασθένησης του φωτός δεν είναι ίδιος σε όλο το φάσμα του, καθώς διαφοροποιείται ανάλογα με τη χημική σύσταση της ατμόσφαιρας. Τα χημικά στοιχεία και οι ενώσεις της ατμόσφαιρας του εξωπλανήτη αφήνουν τα ίχνη τους σε συγκεκριμένες φασματικές περιοχές που άλλοτε έχουν τη μορφή γραμμών και άλλοτε φαρδύτερων ταινιών. Η προσέγγιση που ακολουθεί λοιπόν η φασματοσκοπία διαπερατότητας είναι η καταγραφή των μεταβολών λαμπρότητας κατά τη διάβαση σε όσο το δυνατόν περισσότερες φασματικές περιοχές, κάτι το οποίο απαιτεί τη συνεχή λήψη φασμάτων σε όλη τη διάρκεια της διάβασης. Ενδεικτικό της παρουσίας ενός στοιχείου ή ένωσης είναι η εντονότερη μείωση της λαμπρότητας στη συγκεκριμένη φασματική περιοχή συγκριτικά με τις υπόλοιπες. Στην πράξη, το αποτέλεσμα που βλέπουμε είναι μεγαλύτερο βάθος της καμπύλης διάβασης.
Με βάση την τεχνική αυτή έχει σήμερα διαπιστωθεί η συχνή παρουσία του νερού, καθώς και των στοιχείων καλίου (K), νατρίου (Na) και υδρογόνου (σε ατομική και μοριακή μορφή) στους θερμούς Δίιους εξωπλανήτες. Από την εμπειρία μας με τους αέριους πλανήτες του ηλιακού μας συστήματος (Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας), οι ενώσεις του άνθρακα με το οξυγόνο (μονοξείδιο, CO, και διοξείδιο, CO2), καθώς και το μεθάνιο (CH4) και η αμμωνία (NH3) είναι ιδιαίτερα κοινές. Στους αέριους εξωπλανήτες όμως φαίνεται να εκλείπουν. Στην περίπτωση των οξειδίων του άνθρακα, η απουσία οφείλεται αποκλειστικά στην αδυναμία ανίχνευσής τους, καθώς οι φασματικές περιοχές που αναμένονται να εμφανιστούν οι ενώσεις αυτές έχουν εύρος μικρότερο από αυτό που μας παρέχει ο διαθέσιμος εξοπλισμός μας. Στην περίπτωση του μεθανίου και της αμμωνίας όμως, η απουσία αποδίδεται στην αστάθεια των ενώσεων αυτών σε μεγάλες θερμοκρασίες, καθώς οι αέριοι εξωπλανήτες που έχουν μέχρι σήμερα ανακαλυφθεί βρίσκονται σε τροχιές πολύ κοντινές στο μητρικό τους αστέρι, με αποτέλεσμα την ανάπτυξη μεγάλων θερμοκρασιών στις ατμόσφαιρές τους (γεγονός που δικαιολογεί και το όνομά τους ως «θερμοί Δίιοι»).
Δυστυχώς, λόγω της μεγάλης ακρίβειας που απαιτείται ώστε η φασματοσκοπία διαπερατότητας να είναι επιτυχής, πρόσφατες προσπάθειες μελέτης ατμοσφαιρών σε υπερ-Γαίες δεν οδήγησαν σε κάποια ασφαλή συμπεράσματα για τη χημική τους σύσταση.
Φασματοσκοπία θερμικής εκπομπής: Το κουνούπι έγινε πυγολαμπίδα!
Χωρίς αμφιβολία, η μείωση της λαμπρότητας του μητρικού αστέρα κατά τη διάβαση ενός εξωπλανήτη είναι ανεπαίσθητη σε τέτοιο βαθμό ώστε, εύστοχα, συγκρίνουμε το φαινόμενο με το πέρασμα ενός κουνουπιού μπροστά από έναν φάρο. Θα πίστευε όμως ποτέ κανείς ότι ένας εξωπλανήτης μπορεί να φωτοβολεί σε τέτοιο βαθμό, που η ακτινοβολία του να γίνεται ακόμα και συγκρίσιμη με εκείνη του μητρικού αστέρα; Κάτι τέτοιο είναι δυνατό, αρκεί να αξιοποιήσουμε ορισμένες ιδιότητες της θερμικής ακτινοβολίας.
Τόσο το αστέρι όσο και ο εξωπλανήτης εκπέμπουν θερμική ακτινοβολία. Η θερμοκρασία είναι ο κυρίαρχος παράγοντας που διαμορφώνει τον τρόπο που η ένταση κατανέμεται στις διάφορες συνιστώσες της (όπως π.χ. τα χρώματα). Ένα αστέρι σαν τον Ήλιο μας, με θερμοκρασία περίπου 5.500οC, εκπέμπει φως του οποίου η ένταση μεγιστοποιείται κοντά στο κίτρινο χρώμα, μια φασματική περιοχή η οποία είναι ορατή από το ανθρώπινο μάτι. Φως συνεχίζει να εκπέμπεται και στις υπόλοιπες φασματικές περιοχές αλλά με συνεχώς μειούμενη ένταση καθώς οδηγούμαστε προς τις υπέρυθρες περιοχές, περιοχές μη αντιληπτές όμως από τα μάτια μας. Ένας εξωπλανήτης, ακόμα κι αν είναι θερμός, είναι πάντοτε ψυχρότερος από το αστέρι γύρω από το οποίο περιφέρεται.
Η Γη μας έχει μια μέση θερμοκρασία μόλις 20οC και η Αφροδίτη, ο θερμότερος πλανήτης του ηλιακού μας συστήματος, περίπου 500οC. Θερμοκρασίες της τάξης αυτής μεγιστοποιούν την ένταση της ακτινοβολίας στην υπέρυθρη περιοχή, εκεί δηλαδή που ελαχιστοποιείται η αστρική ακτινοβολία.
Όλοι μας έχουμε παρατηρήσει το χρώμα των κάρβουνων καθώς η θερμοκρασία τους αυξάνεται. Όσο η θερμοκρασία τους είναι αρχικά σχετικά χαμηλή, τα κάρβουνα εκπέμπουν ισχυρά στο υπέρυθρο και στα μάτια μας συνεχίζουν να είναι μαύρα (όπως δηλαδή ένας εξωπλανήτης). Καθώς όμως η θερμοκρασία τους αυξάνεται, τα κάρβουνα πυρώνουν και αποκτούν χρώμα κόκκινο (όπως δηλαδή ένα άστρο). Στην υπέρυθρη λοιπόν περιοχή, ο εξωπλανήτης συνεισφέρει σημαντικά στη συνολική ακτινοβολία του συστήματος αστέρα-εξωπλανήτη και μάλιστα το αστέρι εμποδίζει το (υπέρυθρο) φως του εξωπλανήτη όταν ο τελευταίος βρίσκεται από πίσω του, κατά τη «διάβαση» δηλαδή του αστέρα μπροστά από τον εξωπλανήτη, ένα είδος έκλειψης που καλούμε επιπρόσθηση (occultation).
Η φασματοσκοπία θερμικής εκπομπής είναι όμοια με τη φασματοσκοπία διαπερατότητας, με τη διαφορά ότι εξετάζονται τα βάθη των επιπροσθήσεων και όχι των διαβάσεων. Με την τεχνική αυτή μας δίνεται η δυνατότητα να υπολογίσουμε τη μέση θερμοκρασία ενός εξωπλανήτη, καθώς και τις ανομοιογένειες που αυτή παρουσιάζει ανάλογα με το υψόμετρο και το πλανητο-γραφικό μήκος (όπως ακριβώς το γεω-γραφικό μήκος στη Γη).
Σήμερα είμαστε σε θέση να γνωρίζουμε ότι οι θερμοί Δίιοι εξωπλανήτες κατά τη διάρκεια της μέρας τους μπορεί να έχουν θερμοκρασίες από 500 μέχρι και 3.000οC περίπου, ενώ η πτώση της θερμοκρασίας κατά τη διάρκεια της νύχτας κυμαίνεται μεταξύ 200 και 1.500οC. Η διαφορά αυτή εκτιμάται πως είναι ικανή να δημιουργήσει νέφη νερού στις ατμόσφαιρες που εντοπίστηκαν υδρατμοί, ενώ είναι υπεύθυνη για τον σχηματισμό μεγάλων συστημάτων κυκλοφορίας αέριων μαζών σε πλανητική κλίμακα όπως έχει αποτυπωθεί μέσω της κατανομής της θερμοκρασίας στα διάφορα πλανητο-γραφικά μήκη (π.χ. στους εξωπλανήτες HD 189733 b και WASP-43 b).
Σύμμαχος στην υλοποίηση της φασματοσκοπίας θερμικής εκπομπής αποτελεί η κάμερα ευρέος πεδίου WFC3 (Wide Field Camera 3) του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble και το διαστημικό τηλεσκόπιο Spitzer. Η αυριανή εποχή αναμένει το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb με διάμετρο 6,5 μέτρων, το οποίο έχει προγραμματιστεί από τη NASA να τεθεί σε τροχιά το 2019. Μεταξύ άλλων, το τηλεσκόπιο θα διαθέτει κάμερα υπερύθρου ικανή να πιστοποιήσει την παρουσία χημικών ενώσεων όπως των οξειδίων του άνθρακα, του μεθανίου και της αμμωνίας σε υπο-Ποσειδώνιους εξωπλανήτες.
Η μέθοδος των μεταβολών χρόνου διάβασης: Ξανακουρδίζοντας τα ρολόγια μας...
Η φωτομετρική μέθοδος της διάβασης και η φασματοσκοπική των ακτινικών ταχυτήτων αποτελούν τις πιο επιτυχημένες προσεγγίσεις με σκοπό την ανίχνευση και τον χαρακτηρισμό των εξωπλανητών. Οι ίδιες μέθοδοι, με τη βοήθεια πιο περίπλοκων μαθηματικών αναλύσεων, είναι ικανές να πιστοποιήσουν και την ταυτόχρονη ύπαρξη πολλών εξωπλανητών οι οποίοι περιφέρονται γύρω από το ίδιο αστέρι, όπως π.χ. συνέβη στην περίπτωση του Kepler-90, για το οποίο ανακοινώθηκε στις 14 Δεκεμβρίου 2017 ότι διαθέτει 8 πλανήτες, όσους δηλαδή και ο Ήλιος μας. Δυστυχώς όμως, όταν πρόκειται για μικρούς γήινους εξωπλανήτες, η φασματοσκοπία αδυνατεί να συνδράμει εξαιτίας της επικάλυψης που επιφέρει η ενδογενής δραστηριότητα του μητρικού αστέρα.
Ειδικά για τις περιπτώσεις αυτές, η μέθοδος των μεταβολών χρόνου διάβασης (transit timing variations, TTVs) έρχεται να συμπληρώσει το κενό αυτό. Η τεχνική αυτή στηρίζεται στις μεταβολές του χρόνου περιφοράς ενός εξωπλανήτη γύρω από το μητρικό αστέρι εξαιτίας των παρέλξεων που του ασκούν άλλοι εξωπλανήτες που ανήκουν στο ίδιο σύστημα. Με λίγα λόγια, ο εξωπλανήτης επιταχύνεται ή επιβραδύνεται κατά διαστήματα ανάλογα με τις σχετικές αποστάσεις στις οποίες βρίσκονται οι υπόλοιποι εξωπλανήτες.
Οι μεταβολές αυτές καθίστανται μετρήσιμες μετά τον ακριβή προσδιορισμό των χρονικών στιγμών που πραγματοποιούνται οι διαβάσεις του εξωπλανήτη. Σε μια σειρά διαδοχικών διαβάσεων, ο εξωπλανήτης περνά μπροστά από το μητρικό του αστέρι λίγο νωρίτερα ή λίγο καθυστερημένα σε σχέση με τον αναμενόμενο χρόνο (αν η περίοδος περιφοράς ήταν δηλαδή σταθερή). Οι χρονικές διαφορές που προκύπτουν επιτρέπουν όχι μόνο την επιβεβαίωση της παρουσίας των άλλων εξωπλανητών αλλά και των φυσικών τους χαρακτηριστικών. Το πλεονέκτημα της μεθόδου αυτής αφορά τη σχετική ευκολία παρακολούθησης εξωπλανητών δίιων διαστάσεων μέσω της φωτομετρικης τεχνικής των διαβάσεων και της ανακάλυψης γήινων εξωπλανητών στο ίδιο σύστημα μέσω των διαταραχών που επιφέρουν οι τελευταίοι στην περιφορά του πρώτου (που σε οποιαδήποτε άλλη περίπτωση θα ήταν αδύνατο να εντοπιστούν).
Ας σημειωθεί ότι ο πρωτεργάτης της μεθόδου αυτής Agol (Πανεπιστήμιο της Ουάσιγκτον, ΗΠΑ) μαζί με την ομάδα του είχαν προβλέψει το 2005 ότι η μέθοδος αυτή θα αποδεικνυόταν ως μία από τις πιο επιτυχημένες στο πεδίο της ανακάλυψης γήινων εξωπλανητών, καθώς η ακρίβεια των χρόνων διάβασης συνεχώς βελτιωνόταν. Πράγματι, μέχρι και το 2015, στα πλέον πολυ-πλανητικά εξωηλιακά συστήματα HD 10180 και HD 219134 (που διαθέτουν 7 επιβεβαιωμένους εξωπλανήτες το καθένα) κανένας εξωπλανήτης γήινων διαστάσεων δεν είχε εντοπιστεί, με τους 3 να ανήκουν στην κατηγορία των υπερ-Γαιών και τους υπόλοιπους 11 στην κατηγορία των θερμών Δίιων. Μόλις τον Φεβρουάριο του 2016 ο Gillon (Πανεπιστήμιο Λιέγης, Βέλγιο) και οι συνεργάτες του ανακοίνωσαν την ανακάλυψη 7 εξωπλανητών γύρω από το αστέρι TRAPPIST-1, των οποίων η μάζα προσδιορίστηκε με τη μέθοδο των TTVs. Έχοντας στη διάθεσή του χρόνους διάβασης με ακρίβεια της τάξης των 30 δευτερολέπτων, η ομάδα του Gillon κατάφερε να εντοπίσει μεταβολές μεταξύ περίπου 2 και 30 λεπτών. Μόνο ένας από τους εξωπλανήτες βρέθηκε να ανήκει στην κατηγορία των υπερ-Γαιών, με μάζα 1,6 φορές εκείνης της Γης, ενώ οι υπόλοιποι 6 βρέθηκε να έχουν μάζα της τάξης της Αφροδίτης και ακόμα μικρότερη.
