קרוב ל-4,000 כוכבי לכת כבר אותרו במערכות שמש אחרות. איך מאתרים אותם, ומה אנחנו יכולים לגלות עליהם?

גלקסיית שביל החלב מכילה כ-250 מיליארד כוכבים, וסביב רבים מהם חגים כוכבי לכת. בשנת 1995 התגלה לראשונה כוכב לכת מחוץ למערכת השמש שלנו (אקסופלנטה), ומאז זוהו כבר כ-4,000 גופים פלנטריים החגים סביב כוכבים ממגוון סוגים.

בהתחשב במרחקים העצומים, מדענים שמבקשים למצוא כוכבי לכת רחוקים נתקלים במכשולים רבים. בין שיטות הגילוי הקיימות בולטות שתיים, שבעזרתן זוהו יותר מ-95 אחוז מהעולמות שהתגלו עד כה. רוב השיטות הקיימות משתמשות בדרכי עקיפין לזיהוי כוכבי הלכת, מאחר שאיננו יכולים לצפות בהם ישירות. במקום זה בוחנים את ההשפעות שלהם על הכוכב שהם מקיפים.

בשיטה הראשונה, "שיטת המעבר" מחפשים מקרים שבהם כוכב לכת עובר בינינו לבין השמש שלו. במצב כזה, שמקביל לליקוי חמה (שבו הירח עובר בינינו לבין השמש), האקסופלנטה מסתירה מעט מהאור הנפלט מהכוכב  בכל פעם שהיא חולפת בינינו לבינו.

השיטה השנייה, "מהירות רדיאלית", מתבססת על זיהוי תנודות של הכוכב שנגרמות בהשפעת הכבידה של כוכבי הלכת הנעים סביבו. אפשר לזהות את הרטיטות הללו על ידי השינויים המחזוריים באורך הגל של האור הנפלט מהכוכב לאורך זמן.

כוכב הלכת והשמש שלו סובבים מרכז כובד משותף, לכן זה נראה כאילו השמש מתקרבת ומתרחקת מאתנו | איור: ויקיפדיה, Rnt20
כוכב הלכת והשמש שלו סובבים מרכז כובד משותף, לכן זה נראה כאילו השמש מתקרבת ומתרחקת מאתנו | איור: ויקיפדיה, Rnt20 

השלב הבא: איזה מין עולם גילינו?

המדענים לא מסתפקים בעצם מציאת קיומו של כוכב הלכת, אלא פועלים לחקור גם את התכונות הבסיסיות שלו, כגון מסה, גודל והרכב (למשל, צפיפות). הידע הזה חיוני לפיתוח מודלים של התפתחות כוכבי לכת בתנאים שונים ושכיחותם.

שיטת המהירות הרדיאלית מספקת לנו מידע על שתי תכונות של כוכב הלכת: זמן המחזור של תנודות הכוכב שווה למחזור הסיבוב של האקסופלנטה סביבו, ובאמצעותו אנו יכולים לחשב את מרחקה מהכוכב. בנוסף, גודל התנודה תלוי במסות של שני הגופים ובמרחק ביניהם. את המרחק כבר חישבנו, ואת מסת הכוכב אפשר לחשב על סמך בהירותו, כך שעל פי שניהם אפשר לחשב גם את מסת כוכב הלכת.

גם שיטת המעבר חושפת את זמן המחזור של כוכב הלכת, מאחר שהוא חולף בינינו לבין הכוכב באופן מחזורי, ומזמן המחזור אנו יכולים להסיק גם את מרחקו מהכוכב שסביבו הוא חג. בנוסף, אם אנחנו יודעים את רדיוס הכוכב, נוכל לגלות גם את גודלו של כוכב הלכת על פי החלק של הכוכב שהוא מסתיר כשהוא עובר על פניו.

בנוסף, אף על פי ששיטת המעבר לא מספקת יכולת ישירה לאמוד את מסת כוכב הלכת, המצב משתנה אם קיימים כמה כוכבי לכת באותה מערכת. הכבידה של כל כוכב לכת משפיעה על תנועת כוכבי הלכת הסמוכים להם וגורמת להם לחוג סביב הכוכב באופן לא לגמרי מחזורי, ועל כן לעבור על פניו בתזמון לא אחיד. השינויים האלה בזמני המחזור מאפשרים לנו להשתמש בידע שלנו על המסה של אחד מכוכבי הלכת במערכת כדי לחשב את מסות כוכבי הלכת הנוספים שם.

מסת האקסופלנטה, הרדיוס שלה ומרחקה מהכוכב הן חלק מהתכונות שקובעות את יכולתה להכיל מים נוזליים ואטמוספרה – דרישות חיוניות להתפתחות חיים מהסוג המוכר לנו בעולמנו. המידע הזה רלוונטי עבור כוכבי לכת סלעיים בדומה לכדור הארץ (בניגוד לענקי גז, כמו צדק ושבתאי) שחגים סביב הכוכב שלהם במרחק שמאפשר את קיומם של מים במצב צבירה נוזלי על פניהם. חקר האטמוספרות של כוכבי לכת כאלה עשוי לתרום כבר בעתיד הקרוב תרומה משמעותית לחיפוש אחרי חיים ברחבי היקום. יש למה לחכות.

 

2 תגובות

  • משה

    לגבי השיטה הרדיאלית, בעצם לא ניתן לדעת את המסה

    כי אם מסלול הכוכב נמצא בנטייה ביחס לנקודת המבט שלנו, אין לנו דרך לדעת זאת, כך שיתכן שאקסופלנטה מקיפה את הכוכב שלה בניצב לנקודת המבט שלנו, ואז לא יהיו בכלל תנודות בהסחת דופלר.
    אם הוא בזוית של 45 מעלות לנקודת המבט, אנחנו נבחין בתנודה שהיא רק חצי מהתנודה המקסימלית. הבנתי נכון?

  • גידי יופה

    היי משה,

    היי משה,
    אתה צודק. קיים ניוון בין ערך המסה הנמדדת לזווית הנטיה של מישור ההקפה של הפלנטה ביחס לצופה. דהיינו, עבור זווית נטיה 0 - נחזה בתזוזה כולה ונעריך את המסה נכונה. עבור כל זוית אחרת, לעומת זאת, הערכת המסה תהיה קטנה מזו המקורית, כיוון וחלק מן התזוזה יופנה לכיוון בו לא נוכל למדוד אותה.