Eksoplaneetta

Wikipedia

Loikkaa: valikkoon, hakuun

Eksoplaneetaksi kutsutaan aurinkokuntamme ulkopuolelta löydettyä, eli ekstrasolaarista planeettaa. Jupiterin ja Neptunuksen kokoluokkaa olevia eksoplaneettoja on havaittu epäsuorilla keinoilla, mittaamalla eksoplaneettojen vaikutusta tähden liikkeeseen. On myös havaittu joidenkin tähtien valon himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Vuonna 2005 otettiin ensimmäinen todennäköinen valokuva eksoplaneetasta tai ruskeasta kääpiöstä. Yhtään eksoplaneetta ei ole 100% varmasti kuvattu, kaikki on löydetty epäsuorilla mittauksilla.

Sisällysluettelo

[muokkaa] Eksoplaneettojen lyhyt historia

Pitkään on väitetty, että joidenkin tähtien ympärillä kiertää planeettoja. Esimerkiksi Peter van de Kamp väitti jo 1960-luvun lopulla, että Barnardin tähteä kiertää planeetta, joka aiheuttaa jaksollisia muutoksia Barnardin tähden paikkaan. Muut tutkijat eivät ole kyenneet väitettä todentamaan.

1980-luvulla varmistui, että joidenkin tähtien ympärillä on pölykiekkoja, mikä viittaa epäsuorasti planeettojen olemassaoloon. 1989 väitettiin Gamma Cepheillä olevan planeetta, mutta tähän liittyvistä spektrihavainnoista kiistellään yhä. 1990-luvulla avaruusteleskooppi kuvasi Orionin sumusta esiplanetaarisia kiekkoja, mikä myös vihjasi aurinkokunnan ulkopuolisten planeettojen olemassoloon.

Ensimmäisen eksoplaneetan löysi Alexander Wolsczcan vuonna 1992 radioastronomian avulla. Planeetta kiertää neutronitähti PSR B1257+12:ä. Planeetta aiheutti muutoksia millisekuntipulsarin paikkaan ja sitä kautta sieltä tulevien radiopulssien saapumisaikoihin. Massaltaan se oli todella pieni, vain 0,15 Jupiterin massaa. Saman pulsarin ympäriltä löydettiin myöhemmin myös kaksi muuta eksoplaneettaa: isompi ja pienempi Maan massainen.

Ensimmäisen Auringon kaltaista tähteä kierävän eksoplaneetan löysivät sveitsiläiset Michel Mayor ja Didier Queloz vuonna 1995. 51 Pegasin järjestelmästä spektrometrillä mittaamalla eksoplaneetan vetovoimavaikutuksen keskustähteensä. Löytö näytti sen, että oman aurinkokuntamme malli ei olekaan ainoa mahdollinen. Planeetta 51 Pegasi b on kaasuplaneetta, massaltaan puolet Jupiterin massasta ja sen kiertoaika päätähtensä ympäri on vain 4,2 vuorokautta. Lisäksi planeetta kiertää lähellä päätähteään vain 0,05 AU:n (n. 7,5 milj. km) etäisyydellä.

Vuoden 1993 jälkeen on löydetty jo yli 210 eksoplaneettaa, niin ylikulku-, kuin paikanmittausmenetelmälläkin. Arvioiden mukaan 5 – 7 prosentilla tähdistä on eksoplaneetta. Helmikuussa 2006 on löydetty 180 eksoplaneettaa, 155 planeettakunnassa; näistä 18 systeemissä on kaksi tai useampia eksoplaneettoja. Viisi eksoplaneetoista on ns. resonanssissa eli niiden kiertoaikojen suhde on vaikkapa 2:1.

Eksoplaneettoja on myös kaksoistähdillä joilla ei yhteen aikaan uskottu olevan planeettoja. Eksoplaneettajahdissa ovat kunnostautuneet etenkin kalifornialaiset Geoffrey Marcy ja Paul Butler. Tähdestä 2M1207 VLT-teleskoopilla (Very Large Telescope) otetussa infrapunakuvassa näkyy todennäköisesti eksoplaneetta, jonka massa on viisi Jupiterin massaa. Tietoa pidetään jo lähes varmana. Vuonna 2005 havaittiin ehkä planeetta ja ehkä ruskea kääpiö myös GQ Lupin ja AB Pictoriksen vierestä.

Useampia eksoplaneettoja sisältäviä planeettakuntia on löytynyt jo pian kaksikymmentä. Tällaisista järjestelmistä ollaan erityisen kiinnostuneita, koska ne muistuttavat oman aurinkokuntamme rakennetta. Yksi tällainen planeettakunta löytyi 17. toukokuuta 2006 vain 41 valovuoden päässä olevalta tähdeltä HD 69830. Sitä kiertävässä järjestelmässä on kolme noin Uranuksen tai Neptunuksen kokoista planeettaa, ja pidetään todennäköisenä, että järjestelmään kuuluisi myös vielä havaitsemattomia maankaltaisia planeettoja.

Kunhan eksoplaneettojen etsintämenetelmät kehittyvät on odotettavissa yhä vain enemmän ja pienempiä planeettoja ja yhä kauempaa omasta aurinkokunnastamme.

25. tammikuuta 2006 ilmoitettiin löydetyn aiempaa pienempi, 5,5 kertaa maan massainen eksoplaneetta OGLE-2005-BLG-390Lb.

24. huhtikuuta 2007 ilmoitettiin ensimmäisestä elinkelpoisella vyöhykkeellä sijaitsevan eksoplaneetan, Gliese 581 c:n löytämisestä. [2]

[muokkaa] Miten eksoplaneetat on havaittu?

[muokkaa] Eksoplaneetta on vaikea havaita

Maan kokoista eksoplaneettaa olisi nykyisellä kaukoputkella mahdoton havaita. Maa heijastaa keskustähtensä Auringon valoa. Aurinko on äärimmäisen kirkas, eksoplaneetta äärimmäisen himmeä ja vielä alle kaukoputken erotuskyvyn päässä keskustähdestä, jonka kuva leviää ilmakehän rauhattomuuden takia. Hubblen avaruusteleskooppikaan ei Maata havaitsisi keskustähden kirkkauden takia. Infrapunassa eksoplaneetta on kirkkaampi. Myös infrapunataajuuksilla Maan kokoista kohdetta on mahdoton havaita.

Jupiterin, Maata suuremman planeetan, kirkkaus näkyvällä alueella olisi noin 2 miljardisosaa keskustähden kirkkaudesta, infrapuna-alueella 1/10000 Auringon infrapunasäteilystä. Helpointa planeetan havaitseminen on millimetrialueella, sillä planeetan kirkkaus on 3/1000 keskustähden millimetrialueen kirkkaudesta. Jättiläisplaneetan kokoisen eksoplaneetan absoluuttinen kirkkaus näkyvällä alueella lienee noin 26,5. Auringon tyyppisen tähden absoluuttinen kirkkaus on 4,8.

[muokkaa] Ensimmäiset valokuvat eksoplaneetoista?

Vuonna 2005 saatiin ensimmäiset todennäköiset kuvat eksoplaneetasta.

Eksoplaneetta on yleensä hyvin lähellä kirkasta keskustähteä, joka hukuttaa sen valoonsa. Havaitsemista vaikeuttavat mm. ilmakehän rauhattomuus ja teleskooppien huono erotuskyky, ts. ei voida havaita niin pieniä kohteita kuin mitä planeetat ovat.

Useimmat väitetyt valokuvatut eksoplaneetat ovat olleet mm. ruskeita kääpiöitä tai hyvin himmeitä tähtiä.

Tähdiltä GQ Lupi ja AB Pictoris on havaittu ehkä muutaman Jupiterin massaiset seuralaiset valokuvaamalla. GQ Lupi on alle miljoonan vuoden ikäinen nuori tähti 450 valovuoden päässä Auringosta. Tähdellä on esiplanetaarinen kiekko ja planeetan tai ruskean kääpiön etäisyys on 100 AU. Monet arvioivat GQ Lupi b:n, havaitun kohteen, massaksi muutaman Jupiterin massan, mutta arviot vaihtelevat välillä 1-42 Jupiterin massaa. Jos kohteen massa on yli 11 Jupiterin massaa, on kyseessä ruskea kääpiö.

Joistain "kuumista Jupitereista" kuten HD 209458b ja TrES-1 on havaittu lämpösäteilyä, joka tulee tähden valon päälle.

2M1207 b on ensimmäinen todennäköinen valokuvattu eksoplaneetta.

[muokkaa] Eksoplaneetta aiheuttaa muutoksia tähden nopeuteen ja spektriin

Eksoplaneetta huojuttaa keskustähteään. Molemmat kiertävät yhteistä painopistettä. Keskustähden huojunta havaitaan erikoisen tarkalla spektroskoopilla Dopplerin ilmiönä.
Eksoplaneetta huojuttaa keskustähteään. Molemmat kiertävät yhteistä painopistettä. Keskustähden huojunta havaitaan erikoisen tarkalla spektroskoopilla Dopplerin ilmiönä.
Jos keskustähti huojuessaan planeetan kanssa yhteisen painopisteen ympäri etääntyy katsojasta, sen valo siirtyy punaiseen päin, jos lähenee, siniseen päin.
Jos keskustähti huojuessaan planeetan kanssa yhteisen painopisteen ympäri etääntyy katsojasta, sen valo siirtyy punaiseen päin, jos lähenee, siniseen päin.
Keskustähden ajoittainen etääntyminen katsojasta näkyy punasiirtymänä, jossa tähden kaasukehästä lähteneet spektriviivat liikkuvat punaiseen päin.
Keskustähden ajoittainen etääntyminen katsojasta näkyy punasiirtymänä, jossa tähden kaasukehästä lähteneet spektriviivat liikkuvat punaiseen päin.

Useimmat eksoplaneetat on havaittu spektroskooppisella menetelmällä. Spektriviivojen jaksollisista siirtymisistä nähdään eksoplaneetan aiheuttama heiluminen. Jos planeetta on lähellä keskustähteä, planeetan vetovoimallaan aiheuttama tähden huojuminen tapahtuu lyhyissä jaksoissa planeetan kiertoajan mukaan. Planeetan havaitsemista helpottaa myös planeetan suuri massa, ja tähden pieni massa. Suuri eksoplaneetta kykenee heiluttamaan keskustähteään tarkoilla nykykeinoilla havaittavissa määrin. Vasta 1990-luvulla rakennettiin niin tarkkoja spektroskooppeja, joissa tämä siirtyminen kyetään havaitsemaan. Sitä ennen epätarkemmilla spektroskoopilla oli löydetty spektroskooppisia kaksoistähtiä. Nykyään tarkin laite on La Sillan observatoriossa oleva HARPS, joka on niin sanottu Échelle-hilaspektrometri. Nykyiset menetelmät ovat liian epätarkkoja Maan massaisen planeetan havaitsemiseen Auringon tyyppiseltä tähdeltä.

Vain yli 1 m/s nopeuksia voidaan havaita. Jupiter aiheuttaa Auringon liikkeeseen 12,4 m/s muutoksen, Maa 0,09 m/s muutoksen.[1]

Eksoplaneetan aiheuttama heikko keskustähden huojuminen havaitaan tähdestä tulevien valon aallonpituuden muutoksina, jotka johtuvat Dopplerin ilmiöstä. Etääntyvä tähti vetää valoaaltoja laajemmiksi punaiseen päin tuottaen punasiirtymän. Tämä siirtää spektriviivoja kohti punaista. Lähestyvä tähti painaa valoa kasaan siniseen päin sinisiirtymään, mikä siirtää spektriviivat siniseen päin.

Tutkittaessa eksoplaneettaisen tähden spektriä pitkän ajan kuluessa huomataan, että tähden spektriviivat huojahtelevat keskuspaikkansa yli säännöllisessä jaksossa eli havaitaan vuorotellen sekä punasiirtymä että sinisiirtymä. Tämä johtuu tähden nopeuden muutoksista. Spektroskooppimittauksissa näkyvät ainoastaan nopeudet tähden näkösäteen suunnassa, eli säteisnopeudet. Säteisnopeus on tähden nopeus kohtisuoraan havaitsijaa vastaan, ts. joko havaitsijasta poispäin tai havaitsijaan päin.

Spektroskoopilla ei yksinään saada selville eksoplaneetan tarkkaa massaa, vaan ainoastaan sen alaraja, niin sanottu M sin(i). Joissain tapauksissa I tunnetaan kohtuurajoissa, kun tiedetään että eksoplaneetta kulkee keskustähtensä yli säännöllisin väliajoin pimentäen sitä.

Spekroskooppinen menetelmä sopii spektriluokkien F5-M tähdille, F5:tä kuumemmat tähdet pyörivät nopeammin, sykkivät, ovat hyvin aktiivisia ja niiden spektrissä on vähemmän mittaukseen sopivia piirteitä. Esimerkiksi sykkimisen aiheuttama häiriö häivyttää pois tähden vaikutuksen eksoplaneetan liikkeeseen.

[muokkaa] Tähden yli kulkeva eksoplaneetta himmentää sen valoa

Joissain tapauksissa voidaan havaita tähden valon hienoista himmenemistä eksoplaneetan kulkiessa tähden yli. Jos siis jonkin tähden valo himmenee säännöllisesti hieman, sillä on eksoplaneetta. Jupiterin kokoinen eksoplaneetta himmentää tähden valoa vain 1%:n, Maan kokoinen 0,01%:n. Tämä tapa havaita eksoplaneetta on ns. ylikulkumenetelmä. Tässäkään tapauksessa itse eksoplaneettaa ei nähdä suoraan. Tätä menetelmää rasittaa se, että sillä voidaan havaita vain eksoplaneettoja, joiden ratataso on suurin piirtein näkösäteen suuntainen. Jos havaittavan eksoplaneetan kiertoaika on pitkä ts. se on kaukana keskustähdestä, vaaditaan pitkäaikaisia tarkkoja havaintoja.

[muokkaa] Pulsarin pulssien ajat muuttuvat

Pulsarit ovat säännöllisesti pyöriviä neutronitähtiä, joiden magneettikenttä katkoo radiosäteilyä säännöllisiksi pulsseiksi. Jos pulsaria kiertää planeetta, se muuttaa pulssien tuloaikoja. Pulsarit ovat kuolleita tähtiä, joten pulsarien planeetat myös "kuolleita". Se, että pulsareilla yleensä on planeettoja, kertoo siitä että planeettojen syntyminen on tavallista ja sitä tapahtuu hyvinkin erilaisissa oloissa.

[muokkaa] Tihentymiä ja harventumia pölykiekoissa

On myös havaittu mm. spiraalimaisia ja rengasmaisia tihentymiä ja harventumia tähtiä ympäröivissä pölykiekoissa. Nämä ovat syntyneet luultavasti eksoplaneettojen aiheuttamista häiriöistä. GM Aurigae on miljoonan vuoden ikäinen tähti, jonka ympärillä olevassa esiplanetaarisessa kiekossa on jättiläisplaneettoja vastaavalla etäisyydellä aukko. Tämä vihjaa jättiläisplaneettojen syntyvän hyvin nopeasti. Fomalhautin ympärillä olevan pölykiekon tähdestä poikkeava keskipiste selittynee planeetalla, joka kiertää tähteään 7,4 -- 10,5 miljardin kilometrin (50 -- 70 AU) päässä keskustähdestä. Renkaan keskipiste on noin 15 AU:n päässä keskustähdestä ja se ulottuu 133 AU:n päähän kohteestaan.

[muokkaa] Tähden paikan muutos valokuvauslevyllä

Varsinkin raskas, kaukana oleva eksoplaneetta siirtelee tähteä ratajaksonsa aikana, koska sekä tähti että planeetat kiertävät toisiaan yhteisen painopisteen ympäri. Tämä astrometriaan perustuva menetelmä vaatii tarkkoja havaintoja tähden paikasta pitkältä aikaväliltä. Nykyisten kaukoputkien tarkkuus on jopa 20 mikrokaarisekuntia jolla voitaisi havaita 66 Maan massainen jättiläisplaneetta , joka on 1 AU:n päässä Auringon massaisesta keskustähdestä. Tällä menetelmällä ei ole havaittu yhtään eksoplaneettaa. On joskus väitetty joillain tähdillä, esim. 61 Cygni ja Barnardin tähti, olevan astrometrisesti havaittavia planeettoja, mutta tätä ei ole kyetty todistamaan.

[muokkaa] Eksoplaneettojen ominaisuuksista

Havaittujen eksoplaneettojen muodostamat "aurinkokunnat" eivät ole saman tyyppisiä kuin omamme. Monet eksoplaneetat kiertävät lähellä keskustähteään tai hyvin soikeilla radoilla. Monet löydetyt eksoplaneetat ovat "kuumia jupitereita", karkeasti Jupiterin massaisia jättiläisplaneettoja, jotka kiertävät emotähteään hyvin lähellä, noin 0,05 AU:n päässä. Spektroskooppisella menetelmällä onkin helpointa havaita hyvin massiivinen "kuuma jupiter". Monet kauempana olevat eksoplaneetat ovat soikeilla radoilla. Monien eksoplaneettojen tarkkaa massaa ei tunneta, johtuen mittausmenetelmästä joka kertoo vain planeetan liikenopeuden yhdessä suunnassa. Itse eksoplaneettojahan ei nähdä, ainoastaan niiden keskustähteä heiluttava vaikutus. Eräästä "kuumasta jupiterista" haihtuu kaasua komeettamaiseen pyrstöön. Monet kauempana olevat eksoplaneetat kiertävät emotähteään hyvin soikeilla radoilla, ne ovat siis "eksentrisiä jupitereita". On esitetty teoria, jonka mukaan Jupiterin massan tai alle olevilla planeetoilla ratojen soikeus tasaantuu esiplanetaarisen kiekon kehittyessä, mutta suurimassaisen kappaleen soikeus kasvaa. 3,2 -- 10 Jupiterin massaiset planeetat olisivat soikeilla radoille, joiden eksentrisyys e on 0,31 +- 0,08 (ympyräradan eksentrisyys on 0).

Eksoplaneetoissa näyttää olevan muutamia lainalaisuuksia. alle 2 AU:n etäisyydellä olevat eksoplaneetat ovat yleensä kohtalaisen kevyitä, raskaita on 2-3 AU:n eteäiyydellä, sitä enemmän mitä kauempana. Aivan tähden vieressä kiertää enemmän planeettoja kuin hieman kauempana, esim. 0,5 AU:n päässä, mikä selittyy migraatiolla ja sen pysähtymiellä. Korkea tähden metallipitoisuus näyttää liittyvän ainakin osittain lähempänä keskustähteään oleviin planeettoihin. Silmiinpistävän plajon eksoplaneettoje on niillä tähdillä, joiden metallipitoisuus on korkea, Fe/H 0,2-0,4.


Pääsarjan tähdiltä ei ole toistaiseksi löydetty Maan massan luokkaa olevia kohteita, pienimmät eksoplaneetat ovat yli 5 Maan massaisia. Poikkeuksellisesti pulsarieilta voidaan havaita hyvinkin pieniä eksoplaneettoja. Ei osata sanoa, miksi eksoplaneetta-aurinkokunnat poikkeavat niin paljon omastamme, jossa jättiläisplaneetat ovat ympyrämäisellä radalla kaukana keskustähdestään Auringosta.

Toistaiseksi eksoplaneettojen löytömenetelmät ovat valikoivia, helpointa on havaita lähellä tähtiä olevia hyvin massiivisia kohteita. Eksoplaneettojen massajakauma noudattaa kaavaa dN/dM=M-1,25. Jos kahden Jupiterin massaisia eksoplaneettoja on 10 kappaletta, yhden Jupiterin massaisia on 23,5 kappaletta ja neljän Jupiterin massaisia 4,5 kappaletta. Kuuden Jupiterin massaisia on 3 ja kahdeksan Jupiterin massaisia 8 kappaletta ja 14 Jupiterin massaisia 1 kappale.

[muokkaa] Eksoplaneettojen ulkonäkö riippuu lämpötilasta

David Sudarsky on laatinut teoreettisen suurten kaasupitoisten eksoplaneettojen luokituksen.[2] Sudarskyn luokitus perustuu siihen, että eri lämpötiloissa eri aineet tiivistyvät pilviksi ja antavat planeetalle erilaisen ulkonäön. Luokittelu olettaa kemiallisen tasapainon planeetan kaasukehässä, mistä tutkijat eivät olle varmoja. Planeettojen ulkonäkö vaihtelee huomattavasti saman luokan sisällä, Jupiter ja Saturnus jotka kuuluvat samaan luokkaan, ovat melko erilaisia, Saturnuksessa näkyy vähemmän piirteitä.

  • Luokka I, ammoniakkipilviä, alle -120 °C/150 K, etäisyys 5 AU[3] ennustettu Bondin albedo 0,57 mutta todellisuudessa Jupiterilla ja Saturnuksella noin 0,34
  • Luokka II, vesihöyrypilviä, 150-350 K, -120 - +80 °C, etäisyys 3 AU, ennustettu Bondin albedo auringontyyppisellä keskustähdellä 0,81, mahdollisesti 47 Ursae Majoris b ja Ypsilon Andromedae d kuuluvat tähän ryhmään
  • Luokka III pilvetön 350-900 K, 80-600 °C, etäisyys 0,5 AU, pilvetön tai lähes pilvetön, koska ole ei tällä lämpötila-alueella pilviksi tiivistyviä kemikaaleja, kuin harvinaiset Na2S, ZnS jotka pystyvät muodostamaan vain ohuita cirruspilviä. Bondin albedo tämän takia pieni, noin 0,12. 55 Luokkaan II kuuluvat luultavasti 55 Cancri b ja 70 Virginis b
  • Luokka IV alkalimetallipilviä 900-1500 K, 600-1200 °C, etäisyys 0,1 AU, natrium, kalium , Bondin albedo auringonkaltaiselle tähdelle 0,03. Tummansininen väri. Näihin kuuluvat kuumat jupiterit Ypsilon Andromedae b ja 51 Pegasi b.
  • Luokka V, silikaattipilviä, yli 1500 K eli yli 1200 °C, etäisyys 0,03 AU, tai hieman viileämpiä planeettoja, joiden painovoima pienempi kuin Jupiterilla. Silikaattipilviä natriumudun yllä, ennustettu albedo 0,55. Planeetta luultavasti hehkuu näkyvästi, koska on niin kuuma.

[muokkaa] Eksoplaneetta kiertää usein metallirikasta tähteä

Eksoplaneetan löytötodennäköisyys näyttää riippuvan keskustähden metallipitoisuudesta. Mitä metallipitoisempi tähti on, sitä todennäköisemmin sillä on eksoplaneettoja. Jos metallipitoisuus on 1/3 Auringon metallipitoisuudesta, eksoplaneettaa ei löydy lainkaan. Aurinkoa metallirikkaammilta tähdiltä löytyy todennäköisemmin eksoplaneettoja kuin suunnilleen Auringon tyyppiseltä. Jos tähden metallipitoisuus on 1,5 kertaa Auringon metallipitoisuus, tähdellä on 2-kertaisella todennäköisyydellä eksoplaneettoja, ja jos metallipitoisuus on kaksinkertainen, eksoplaneettoja on 4,5 kertaisella todennäköisyydellä ja jos metallipitoisuus on 3x auringon, eksoplaneetta löytyy 11-kertaisella todennäköisyydellä metallipitoisuuudeltaan Auringon tyyppiseen tähteen verrattuna.

Metallirikkaus viittaa vetyä ja heliumia raskaampien aineiden yleisyyteen. Raskaat aineethan ovat planeettojen raaka-ainetta. Oletetaan, että hyvin metalliköyhillä tähdillä olisi vain komeettapilvi ympärillään.

Metallirikkaus lisää esiplanetaarisen kiekon pintatiheyttä, ja siten nopeuttaa havaittavien eksoplaneettojen syntyä ja siirtymistä emotähtien lähelle migraation avulla.

[muokkaa] Kuumien Jupiterien synty ja migraatio

Pääartikkeli:Migraatioteoria

Oletetaan "kuumien jupiterien" vaeltaneen kasvunsa aikana kaasukiekossa lähelle emotähteään. On nimittäin hyvin vaikea selittää jättiläisplaneetan synty hyvin lähellä, alle 0,1 AU:n päässä keskustähdestään. Vaeltaminen eli migraatio selitetään mm. vuorovesivoimilla ns Lindbladin resonanssien kanssa. Yleensä tämäntyyppisessä tapauksessa Jupiter ajautuisi Aurinkoon noin 10000 vuodessa, jos Jupiter liikkuisi planetesimaalien ja kaasun muodostamassa kiekossa. Toisen tyyppisessä migraatiossa planeetta avaa aukon kiekkoon vetovoimallaan. Tällöin vaikuttavat viskoosit vuorovaikutukset, joissa planeetta on laskennallisesti ikään kuin mikä tahansa kiekon hiukkanen. Tällöin Jupiter ajautuisi Aurinkoon 1000 -- 100000 vuodessa. Tällöin herää kysymys, miksei aurinkokunnassamme tapahtunut huomattavaa migraatiota kuin ehkä Uranuksen ja Neptunuksen ajautuminen ulospäin. On luultavaa, että planeettakuntien syntyessä eri puolilla eri aikoina oli ominaisuuksiltaan hyvin erilaisia kiekkoja, jotka tuottivat erilaisia planeettakuntia. Muun muassa esiplanetaaristen kaasu- ja pölykiekkojen tiheydet ja viskositeetit poikkesivat toisistaan. Koska eksoplaneettoja on kahdenlaisa, lähellä keskustähteään olevia ympyrärataa kiertävä ja kaukana olevia soikeilla radoille kiertäviä, on ilmeisesti kaksi migraatiomekanismia.

[muokkaa] Haasteita migraatioteorialle

Migraatioteorian haastoi 2005 havainto, jossa kolmoistähden komponenttia HD 188753 A kiertää ainakin 1,14 jupiterin massainen planeetta etäisyydellä 1/12 AU keskustähdestään 3,3 päivässä. 25,7 AU:n päässä kiertää kaksi tähteä toisiaan kerran 156 päivässä. Nämä tähdet estävät eräiden tutkijoiden mukaan mahdollisuuden, että jättiläisplaneettoja olisi muodostunut kaukana keskustähdestä ja ajautunut lähemmäs, niin kuin nykyinen kuumat jupiterit selittävä migraatioteoria olettaa.

[muokkaa] Planeettakuntien syntyteoriat

Pääartikkeli: Planeettakuntien synty

Planeettakuntien synnystä on esitetty kaksi vastakkaista teoriaa:

Kasautumisteorian mukaan planeetat syntyvät kaasusta tiivistyneistä hiukkasista törmäilemällä ensin kiven, sitten asteroidin ja lopulta planeetan kokoisiksi kappaleiksi. Jupiterin tyyppiset jättiläisplaneetat syntyvät siten, että aluksi syntynyt kivinen ja jäinen alkuplaneetta kerää ympärilleen ensin kaasukehän ja lopulta raskaan kaasuvaipan. Kiekkoepävakaisuusteorian mukaan esiplanetaariseen kiekkoon syntyy kiekon kaasun oman painovoiman ansiosta tiivistymiä pienistä häiriöistä. Tiivistymät kutistuvat planeetoiksi, koska niiden tiheys ylittää kriittisen tiheyden ja massa Jeansin massan. Tämä tuottaa suoraan Jupiterin tyyppisiä jättiläisplaneettoja, joista voi haihtua kaasua pois esim. Auringon kuumentavan vaikutuksen tai auringosta tulevan hiukkastuulen ansiosta.

Nykyään monet tutkijat suosivat kasautumisteoriaa. Ei osata silti sanoa, onko planeettojen muodostuminen esiplanetaarisen kiekon epävakaisuuksista silti mahdollista esim. tietyn tyyppisissä esiplanetaarisissa kiekoissa. Kasautumisteoriaa suosii eksoplaneettojen syntymekanismiksi esim. se, että metallipitoisilla tähdillä on havaittu eniten planeettoja ja se, että pulsareilla on planeettoja. Kasautumisteoria vaatii mieluummin suuren määrän raskaita alkuaineita eli metalleja.

[muokkaa] Eksoplaneettoja etsiviä satelliitteja

[muokkaa] Katso myös

[muokkaa] Lähteet

  1. ↑ Kyösti Ryynänen: [1] 20. helmikuuta 2007. Helsinki.fi. Viitattu 3. toukokuuta 2007.
  2. ↑ http://en.wikipedia.org/wiki/Appearance_of_extrasolar_planets
  3. ↑ http://web.mit.edu/8.972/www/presentations/lecture11_ajb.pdf

[muokkaa] Aiheesta muualla

Etsintäprojekteja:

Resursseja
Uutisia
Planeettojen löytöraportteja
Esitelmiä

[3] Esitelmä eksoplaneetoista

Haettu osoitteesta http://fi.wikipedia.org/wiki/Eksoplaneetta
Henkilökohtaiset työkalut