Rymdteleskopet Kepler har nu varit uppe i sin omloppsbana runt solen i snart 5 år. Under denna tid har en rad upptäckter gjorts som närmast inneburit en revolution inom exoplanetutforskningen. Jag ska här beskriva lite mer utförligt vad Keplerteleskopet gör, hur den gör det och vilka fynd den har gjort. Den metod som Kepler använder sig av, transitmetoden, beskrivs utförligt liksom andra alternativa metoder för att hitta exoplaneter.
Keplerteleskopet är riktat så att det studerar Cygnus-Lyra-regionen av stjärnhimlen. Enligt NASA:s websida har forskarna med hjälp av Keplerteleskopet till dags dato upptäckt 961 planeter som kunnat bekräftas Sammantaget har rymdteleskop och jordbundna teleskop upptäckt 1.783 exoplaneter (källa: exoplanet.eu. Det bör påpekas att olika databaskällor har lite olika uppgifter om antalet exoplaneter). Keplerprojektet har dessutom upptäckt över 3.000 exoplanetkandidater, där fortsatta studier behövs för att bekräfta om det rör sig om exoplaneter eller något annat. De exoplaneter man hittills hittat kan i huvudsak grupperas i tre större grupper; gasjättar, heta superjordar med korta omloppstider nära sina stjärnor samt isjättar. Några lite mindre planeter har dessutom upptäckts.
Det man framförallt söker efter är jordliknande planeter på lagom avstånd från sina respektive stjärnor, dvs inom den s.k beboeliga zonen. Den 5 december 2011 meddelade Keplerteamet att man hittat en sådan planet, Kepler 22b, som även om den är betydligt större än jorden, kan ha jordliknande förhållanden. Den 20 december 2011 kom uppgifter om att två planeter som storleksmässigt liknar jorden hittats runt samma stjärna, Kepler 20e och 20f. I januari 2012 meddelades att man kunnat bekräfta hela 26 nya exoplaneter i 11 olika stjärnsystem. Den 18 april 2013 rapporterades om upptäckten av tre jordlika planeter (Kepler 62e, Kepler 62f och Kepler 69c) inom den beboeliga zonen. Den 26 februari 2014 rapporterar NASA att man upptäckt ytterligare 715 nya exoplaneter, varav några stycken är s.k superjordar, dvs något större än jorden. Så här långt har man endast upptäckt tjugo superjordar inom den s.k beboeliga zonen (se beskrivning av denna zon nedan). För detaljer om exoplaneter, se också Planetary Habitability Laboratorys websida.
Området som rymdteleskopet Kepler studerar (Bildkälla: NASA)
Keplerteleskopets uppdrag
Uppdraget för Kepler kan sammanfattas enligt följande:
- Bedöm antalet jordliknande planeter eller planeter som är större än jorden och hur många av dessa som finns i eller i närheten av den beboeliga zonen. Kepler studerar ett område i Vintergatan som kan tänkas ha ungefär samma förutsättningar för planetbildning som vårt solsystem. Inom detta område observeras olika typer av stjärnor.
- Bedöm hur fördelningen mellan planeter ser ut utifrån planetstorlek, omloppsbanors utseende m.m.
- Uppskatta hur många planeter som finns kring binära och multipla stjärnor.
- Bedöm variation vad gäller storleken på omloppsbanor samt planeternas reflektivitet, storlek, massa och densitet.
- Identifiera ytterligare planeter med hjälp av andra metoder i de system där man observerat någon planet.
- Bedöm egenskaper hos de stjärnor där planetsystem finns.
De fynd som Keplerteleskopet gör startar ofta en mängd aktiviteter på observatorier på jorden, t.ex på Keck-observatoriet på Hawaii, vars 10-metersteleskop riktats in mot särskilt intressanta objekt i syfte att bekräfta fynden.
Beboeliga zonen
Beboelig zon, eller Guldlocks-zon som den ibland kallas, är en region i rymden där förhållandena är fördelaktiga för att upprätthålla liv (Definition enligt Wikipedia, som för övrigt har en mycket bra artikel om ämnet, läs här). Man brukar säga att detta är ett sfäriskt område runt en stjärna där yttemperaturen på en planet gör det möjligt för vatten att existera i flytande form. Utöver det finns andra viktiga förutsättningar som måste vara uppfyllda för att en planet ska vara beboelig. En sådan är stjärnsystemets plats i galaxen. Det ska helst vara ett lugnt och fridfullt område utan några supernovaexplosioner eller annat som på ett slag kan utplåna allt liv (Effekterna av en supernova sträcker sig åtskilliga ljusår bort).
Atmosfärens storlek och sammansättning påverkar i högsta grad förutsättningarna för liv (se bara på ogästvänliga Venus!). Det har också framförts teorier om att en stenplanet behöver vara utsatt för tektonik, dvs att jordskorpan består av plattor som rör sig i förhållande till varandra, för att vatten bättre ska kunna bibehållas på planeten. En viktig fråga är väl också: Beboelig för vad? Handlar det om små mikroorganismer eller om mer avancerade livsformer?
Exempel på beboeliga zoner (Bildkälla: NASA)
I december 2011 gjorde Keplerteamet en omdefinition avseende den beboeliga zonen, vilket flyttade zonen längre ut från en stjärna och minskade därmed denna zon högst markant. Framöver kan det tänkas att ytterligare omdefinitioner kan komma att ske. Det förs en ganska livlig debatt om den beboeliga zonen och hur den egentligen ser ut. En av de faktorer som diskuterats alltsedan rymdsonden Cassinis minisond Huygens dök ner genom Saturnusmånen Titans tjocka atmosfär är om annat än vatten kan föda liv. Titans flytande metan och etan kan eventuellt ge förutsättningar för enkla livsformer. Om så är fallet måste en större omdefinition av ”Beboelig zon” göras. Detsamma gäller om spår av liv kan hittas på t.ex Jupitermånen Europa eller på Saturnusmånen Enceladus. Båda tros ha flytande vatten, men kretsar långt utanför solsystemets beboeliga zon. Det som eventuellt kan ge förutsättningar för liv är effekterna av Jupiters och Saturnus omfattande gravitationella tidvattenkrafter.
Keplers metod för att hitta exoplaneter
Den metod som Keplerteleskopet använder sig av kallas transitmetoden. Det innebär att teleskopet letar efter planeter som passerar över ”solskivan” och som därmed skapar en mycket liten, men mätbar, skillnad i stjärnans skenbara ljusstyrka. För en jordliknande planet kan det handla om en reduktion avseende ljusstyrka på kanske 1/10000-del. Denna reduktion måste också periodiskt återupprepas för att det ska kunna avgöras att det rör sig om en planet. Det innebär att ett flertal mätningar måste göras. Det är också detta som gör att Keplerteleskopet hittills främst kunnat bekräfta sådana exoplaneter som har relativt kort omloppstid runt en stjärna och därmed passerat ett antal gånger över solskivan. Metoden ger kunskaper om en exoplanets storlek (diameter), men inte direkta kunskaper om dess massa. Viss kunskap erhålls också om planetens atmosfär (om den har någon sådan) vad gäller ämnessammansättning i och med att stjärnljuset passerar atmosfären. Utifrån dessa data kan vissa slutsatser dras om yttemperatur m.m.
Hur transitmetoden fungerar (Bildkälla: Wikipedia)
Vad är då sannolikheten för att hitta planeter med denna metod? Att hitta planeter som kretsar nära stjärnan är betydligt lättare än att hitta planeter som kretsar på längre avstånd från stjärnan. Det som krävs är att en planet i sin omloppsbana ”råkar” passera över solskivan så att Kepler kan se detta utifrån sin synvinkel. Keplerteleskopet, planeten och stjärnan måste ligga i linje för att möjliggöra en observation. Sannolikheten för detta kan beräknas med formeln stjärnans diameter/omloppsbanans diameter. För en planet av jordens storlek och med jordens omloppsbana runt en stjärna av solens storlek är chansen för en transit endast ca 0,5% (1,4 miljoner kilometer/300 miljoner kilometer). För en gasjätte på kort avstånd från sin stjärna och med en omloppstid på några få dygn ökar chansen markant att finna den med hjälp av transitmetoden. I och med att sannolikheten att hitta jordliknande planeter inom den beboeliga zonen är så liten måste Keplerteleskopet studera ett mycket stort antal stjärnor och på så sätt försöka hitta fler planeter.
En planet som är en jordkopia och som kretsar runt en stjärna som är en solkopia gör ett varv runt stjärnan en gång per år. Det krävs alltså mer än två år för att studera tre transits, vilket enligt Keplerteamet bekräftar att det rör sig om en exoplanet. Så varje förlängning av Keplerteleskopets uppdrag ökar sannolikheten för att fler jordliknande planeter kan bekräftas. En jordliknande planet med två års omloppstid kräver ju mer än 4 års observationer. I början av april 2012 kom besked från NASA om att Keplerteleskopet fått förlängt uppdrag, sannolikt ända till 2016. Den 15 maj 2013 rapporterar dock NASA att teleskopet har fått allvarliga tekniska problem, vilket tillfälligt satte stopp för exoplanetsökandet. I början av 2014 meddelar NASA att Keplerteleskopet kan fortsätta , fast med kraftigt reducerad kapacitet. Även om teleskopet inte längre är fullt funktionsdugligt fortsätter forskare göra upptäckter bland all den data teleskopet har samlat in.
Keplerteamets förväntningar har varit att med omloppstider runt respektive stjärna på ca 1 år hitta 50 planeter som är av max jordens storlek samt ytterligare 185 planeter som är upp till 1,3 gånger jordens storlek. En målsättning är också att 12% av funna exoplaneter finns i system med mer än en planet. En mycket stor mängd planeter förväntas dessutom hittas där omloppstiden är kortare än ett år. Dessutom förväntas ett par hundra gasjättar hittas. Om teleskopet inte längre har full funktionalitet måste dessa förhoppningar skrinläggas. Visserligen återstår mycket arbete med att analysera alla data som Keplerteleskopet samlat in,men att man skulle finna så många jordstora planeter i materialet är osannolikt.
Andra metoder för att hitta exoplaneter
Förutom Transitmetoden finns en rad andra metoder för att upptäcka exoplaneter (se Wikipedia som har en bra artikel om detta). Kort kan några av de viktigaste av dessa sammanfattas enligt följande:
- Radialhastighet: En stjärna och en planet påverkar varandra inbördes gravitationellt. De små rörelser som detta åstadkommer kan mätas (Dopplereffekt). Dessa skillnader i radialhastighet kan röra sig om några metrar per sekund, men kan mätas med instrument på observatorier på jorden. Det är med hjälp av denna metod som flest exoplaneter upptäckts. Metoden ger information om en planets massa men inte om dess storlek.
- Pulsartiming: Pulsarer är resterna av en stjärna som exploderat som en supernova. Denna mycket lilla, täta stjärna (neutronstjärna) roterar ofta mycket snabbt och med jämn frekvens. Stjärnan sänder ut energistrålar, som om de är riktade mot jorden kan mätas. Om stjärnan roterar stabilt sänds en ”jämn puls” mot jorden. Om däremot ojämnheter i pulsfrekvensen kan skönjas kan det vara en exoplanet som påverkar pulsarens rotation. Även här finns känsliga instrument som kan mäta denna variation så finkänsligt att även planeter mindre än jorden kan hittas. Metoden ger information om en planets massa men inte om dess storlek. Antalet pulsarer är dock begränsat och därmed också antalet exoplanetfynd. De allra första exoplanetfynden 1992 gjordes med hjälp av denna metod.
- Gravitationslins: Detta är en metod, vars teoretiska referensram lades fram redan i Einsteins allmänna relativitetsteori och som bygger på det faktum att ljus från en stjärna böjer av om en annan stjärna finns mellan den mer avlägsna stjärnan och oss. Den mer närbelägna stjärnans gravitation påverkar alltså ljusets bana. Om då denna stjärna dessutom har någon planet som kretsar kring den så påverkar det gravitationslinseffekten. För att hitta planeter med denna metod krävs studier av ett mycket stort antal stjärnor, som dessutom helst ska vara ganska avlägsna och ha andra stjärnor som i princip ligger i linje med stjärnan. Metoden har än så länge inte resulterat i så värst många exoplanetfynd. Dessa fynd är dessutom svåra att bekräfta genom upprepade observationer, eftersom stjärnorna förflyttar sig och gravitationslinseffekten går förlorad. Arbete pågår dock för att att utveckla metoden.
- Direkt upptäckt: Med hjälp av jordbaserade teleskop kan i vissa fall exoplaneter ses när de passerar solskivan. Några av jordens största teleskop har på så sätt hittat planeter i olika stjärnsystem. De planeter som observeras med metoden är större än Jupiter, eftersom en stor planet förstås är betydligt lättare att se än en liten jordliknande planet.
- Astrometri: En slags variant på radialhastighetsmetoden som bygger på att en stjärna och en planet kretsar runt ett gemensamt masscentrum. Detta faktum gör att stjärnan rör sig ”onormalt”, vilket kan mätas med känsliga instrument.
- BEER-metoden (BEER står för BEaming, Ellipsoidal and Reflection/emission): En ny metod som innebär att kombinationen av en ljusstråleeffekt (BEaming), en tillplattning av stjärnan (Ellipsoidal) och en planets reflektion av ljus (Reflection/emission) mäts. Ljusstråleeffekten uppstår när en stjärna rör sig mot oss när den påverkas av en planets gravitationskraft. Den lyser upp lite. När den sedan rör sig ifrån oss avtar ljusstyrkan något. Ljusförändringen beror på att fotoner bygger upp energi samt på relativistiska effekter med anledning av stjärnans rörelser. En tillplattning av stjärnan (Ellipsoidal) sker när den påverkas av planetens gravitationskraft. Kraftigt överdrivet blir stjärnan som en amerikansk fotboll och utstrålar olika mycket ljus beroende på från vilket håll man ser den i och med att den ytarea stjärnan visar mot oss varierar. När vi ser den "fotbollsformade" stjärnan från "långsidan" är den ljusare och när vi ser den från "kortsidan" följdaktligen ljussvagare. En planet reflekterar (Reflection/emission) dessutom en del av det stjärnljus som träffar dess yta.
Per den 7 mars 2014 (källa: exoplanet.eu) har 1.783 exoplaneter upptäckts. varav 550 med hjälp av radialhastighetsmetoden och astrometri, 1.143 med hjälp av transitmetoden, 27 med hjälp av gravitationslinsmetoden, 47 via direkt upptäckt och 16 med hjälp av pulsartiming och annan timing (Ett flertal av exoplaneterna har efter upptäckt dessutom bekräftats med hjälp av någon av de andra metoderna). Upptäckterna med transitmetoden ökar snabbast just nu.
Av exoplaneterna som upptäckts med radialhastighetsmetoden/astrometri har alla en större massa än jordens. Ett par av de upptäckta planeterna har dock endast marginellt högre massa. Ungefär hälften av dessa planeter har omloppstider runt sina stjärnor på under 1 år. Det finns dock en del exoplaneter med långa omloppstider; den längsta är 38 år. En del av planeterna är stora som Jupiter och kretsar runt sin stjärna på endast några miljoner kilometers avstånd och gör ett varv på några få dygn! Det är planeter med mycket hög yttemperatur.
Av exoplaneterna som upptäckts med radialhastighetsmetoden/astrometri har alla en större massa än jordens. Ett par av de upptäckta planeterna har dock endast marginellt högre massa. Ungefär hälften av dessa planeter har omloppstider runt sina stjärnor på under 1 år. Det finns dock en del exoplaneter med långa omloppstider; den längsta är 38 år. En del av planeterna är stora som Jupiter och kretsar runt sin stjärna på endast några miljoner kilometers avstånd och gör ett varv på några få dygn! Det är planeter med mycket hög yttemperatur.
Av exoplaneterna som upptäckts med transitmetoden har alla utom tre planeter en massa som är (eller åtminstone har beräknats vara) större än jordens. Alla utom 8 exoplaneter som upptäckts med transitmetoden har en omloppstid runt sin stjärna på under ett år. Ungefär hälften av planeterna har faktiskt omloppstider på under 10 dygn, vilket innebär att de kretsar nära sina stjärnor och är mycket heta. Den längsta omloppstiden är noterad för KIC 5010054b med 904 dygn. Den kortaste för KOI-1843b som gör ett varv på bara 4 timmar!
Av planeterna som upptäckts med övriga metoder har de flesta som upptäckts med gravitationslinsmetoden långa omloppstider (5-10 år), de flesta som upptäckts via direkt upptäckt eller pulsartiming har hög massa (nästan alla > än Jupiters massa).
Fakta om Keplerteleskopet
Keplerteleskopet har en primärspegel som är 1,4 meter i diameter och med 0,95 meters bländare. Den observerar 105 kvadratgrader, vilket motsvarar den yta en hand har med armen utsträckt. Arean är betydligt större än för andra motsvarande teleskop eftersom Kepler behöver observera ett stort antal stjärnor. Teleskopet har en precision som gör det möjligt att mäta de små variationer i ljusstyrka som en transit innebär. Hänsyn har då också tagits till stjärnors ”normala” variation i ljusstyrka. Även vår sols ljusstyrka varierar något över dess 11-åriga solfläckscykel. Keplers kamera har en upplösning på 95 megapixlar fördelat på 42 CCD:er.
(Bildkälla: NASA)
Läs mer på: http://kepler.nasa.gov/Mission/QuickGuide/
