Το Hubble επιβεβαίωσε πως οι πλανήτες σχηματίζονται από δίσκους υλικών γύρω από τα άστρα

Πηγή: ESA/Hubble, 9 Οκτωβρίου 2006

Περισσότερο από 200 έτη πριν, ο φιλόσοφος Εμμανουέλ Κάντ αρχικά πρότεινε ότι οι πλανήτες γεννιούνται από τους δίσκους σκόνης και αερίου που στροβιλίζονται γύρω από τα κοντινά άστρα τους. Αν και οι αστρονόμοι έχουν ανιχνεύσει περισσότερους από 200 εξωηλιακούς πλανήτες και έχουν δει πολλούς δίσκους από συντρίμμια γύρω από νέα άστρα, έπρεπε να παρατηρήσουν έναν πλανήτη και έναν δίσκο με συντρίμμια γύρω από το ίδιο αστέρι. Τώρα, το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble, σε συνεργασία με επίγεια παρατηρητήρια, έχει επιβεβαιώσει επιτέλους αυτό που ο Κάντ και οι επιστήμονες πρόβλεψαν από καιρό: ότι δηλαδή οι πλανήτες σχηματίζονται από δίσκους με υλικά (συντρίμμια) γύρω από τα αστέρια.

Καλλιτεχνική εικόνα ενός πλανήτη με μάζα σαν του Δία γύρω από το κοντινό άστρο Έψιλον Ηριδανού.

Το άστρο Έψιλον Ηριδανού βρίσκεται 10,5 έτη φωτός μακριά μας και είναι ο πλησιέστερος γνωστός εξωπλανήτης ως προς το ηλιακό σύστημά μας. Ο πλανήτης αυτός είναι σε ελλειπτική τροχιά γύρω από το άστρο του, όπως είναι η Γη από τον ήλιο, αλλά σε μια απόσταση όσο ο Δίας είναι από τον Ήλιο.

Το έψιλον Ηριδανού είναι ένα νέο άστρο μόνο 800 εκατομμυρίων ετών. Περιβάλλεται ακόμα από έναν δίσκο σκόνης κάπου 30 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα από το αστέρι. Ο δίσκος της σκόνης σε αυτή την εικόνα εμφανίζεται σαν ένα φύλλο, η δε τροχιά του πλανήτη είναι στο ίδιο επίπεδο με το δίσκο της σκόνης. Οι δακτύλιοι και οι δορυφόροι του πλανήτη είναι καθαρώς υποθετικά, αλλά και εύλογα.

Ο πλανήτης είναι ένας αέριος γίγαντας και φυσικά ακατάλληλος για ζωή όπως την ξέρουμε. Εντούτοις, κάποια φεγγάρια του να έχουν κατάλληλους όρους για την παρουσία ζωής. Οι αστρονόμοι καθόρισαν τη μάζα του πλανήτη και την τροχιακή κλίση το 2006 με τη βοήθεια του Hubble, μετρώντας τη βαρυτική έλξη του απαρατήρητου πλανήτη πάνω στο αστέρι καθώς αυτό περνούσε αργά πάνω στον ουρανό.

Αποδείξεις για τον πλανήτη εμφανίστηκαν αρχικά το 2000 όταν οι αστρονόμοι μέτρησαν μια αποκαλυπτική ταλάντευση στο άστρο. Οι παρατηρήσεις του Hubble έγιναν από μια διεθνή ομάδα αστρονόμων, που καθοδηγούνται από τον G. Fritz Benedict και τη Barbara E. McArthur του πανεπιστημίου του Τέξας στο Ώστιν, και παρουσιάζουν για πρώτη φορά ότι ένας πλανήτης ευθυγραμμίζεται με τον περιστρεφόμενο δίσκο σκόνης και αερίου του άστρου του.

Ο πλανήτης, που ανιχνεύθηκε το έτος 2000, είναι σε τροχιά γύρω από το άστρο του έψιλον Ηριδανός,, σαν τον ήλιο μας, που βρίσκεται 10,5 έτη φωτός από τη Γη στον αστερισμό του Ηριδανού. Η τροχιά του πλανήτη κλίνει 30 μοίρες ως προς τη Γη, την ίδια γωνία με την οποία κλίνει ο δίσκος της σκόνης του άστρου.

Οι πλανήτες στο ηλιακό σύστημά μας έχουν μια κοινή ευθυγράμμιση, στοιχείο πως δημιουργήθηκαν συγχρόνως από το δίσκο του ήλιου. Αλλά ο ήλιος μας είναι ένα μέσης ηλικίας αστέρι -  4,5 δισεκατομμυρίων ετών - και ο δίσκος με τα συντρίμμια του έχει διαλυθεί πολύ καιρό πριν. Το άστρο Έψιλον Ηριδανού, εντούτοις, διατηρεί ακόμα το δίσκο του επειδή είναι νεαρό, μόλις 800 εκατομμυρίων ετών.

Οι παρατηρήσεις με τη βοήθεια του Hubble βοήθησαν επίσης την ομάδα του Benedict να καθορίσει την αληθινή μάζα του πλανήτη, την οποία υπολογίζουν ως 1,5 φορές τη μάζα του Δία. Οι προηγούμενες εκτιμήσεις έδιναν μόνο 0,7 φορές τη μάζα του Δία. Ο πλανήτης, που λέγεται έψιλον Ηριδανός β, είναι ο κοντινότερος εξωηλιακός πλανήτης ως προς τη Γη και η περίοδος της περιστροφής του ως προς το αστέρι του είναι 6,9 χρόνια.

"Λόγω του Hubble, βεβαιωνόμαστε ότι είναι ένας πλανήτης και όχι ένα αποτυχημένο άστρο", εξηγεί η McArthur. Μερικοί αστρονόμοι έχουν υποστηρίξει ότι μερικοί από τους γνωστούς εξωηλιακούς πλανήτες θα μπορούσαν να είναι καφέ νάνοι επειδή οι ακριβείς μάζες τους δεν είναι γνωστοί. Εάν ένα αντικείμενο είναι λιγότερο από 10 φορές τη μάζα του Δία, είναι ένας πλανήτης, κι όχι ένας καφέ νάνος.

Η McArthur ήταν μέλος της αρχικής ομάδας του παρατηρητηρίου McDonald στο πανεπιστήμιο του Τέξας στο Ώστιν, που  ανακάλυψε τον πλανήτη έψιλον Ηριδανός β. Ανίχνευσαν δε τον πλανήτη χρησιμοποιώντας την κλασσική μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας, η οποία μετρά τη λεπτή κίνηση ενός αστεριού προς και φεύγοντας από τη Γη για να βρει τους απαρατήρητους συνοδούς του άστρου.

Το άστρο Έψιλον Ηριδανού είναι ένα νεαρό και ενεργό αστέρι, έτσι μερικοί αστρονόμοι υποστήριξαν ότι η εμφάνιση της ταλάντευσης του άστρου, που συνήθως αποδίδεται σε έναν πλανήτη, μπορεί να οφείλεται στο ίδιο άστρο. Η δε τύρβη στην ατμόσφαιρα μας μπορεί να είχε δημιουργήσει προφανείς αλλαγές της ταχύτητας του άστρου, που να οφείλονταν στο ίδιο το αστέρι και όχι στην επιρροή κάποιου πλανήτη.

Η σημερινή ομάδα των Benedict - McArthur υπολόγισε τη μάζα του πλανήτη και την τροχιά του κάνοντας εξαιρετικά ακριβείς μετρήσεις της θέσης του άστρου καθώς αυτό ταλαντευόταν στον ουρανό, μια τεχνική που λέγεται αστρομετρία. Οι μικρές ταλαντεύσεις προκαλούνται από τη βαρυτική έλξη του απαρατήρητου πλανήτη, όπως ένα μικρό σκυλί που τραβά τον κύριό του με ένα λουρί. Η ομάδα μελέτησε πάνω από χίλιες αστρομετρικές παρατηρήσεις, που έγιναν με το Hubble σε ένα διάστημα πάνω από τρία χρόνια. Οι αστρονόμοι συνδύασαν αυτά τα στοιχεία με άλλες αστρομετρικές παρατηρήσεις που έγιναν στο Παρατηρητήριο Allegheny του πανεπιστήμιου του Πίτσμπουργκ. Πρόσθεσαν έπειτα τις μετρήσεις εκατοντάδων επίγειων μετρήσεων της ακτινικής ταχύτητας που έγιναν κατά τη διάρκεια των προηγούμενων 25 ετών σε πολλά παρατηρητήρια. Ο συνδυασμός τους επέτρεψε να καθορίσουν ακριβώς τη μάζα του πλανήτη υπολογίζοντας την από τη κλίση της τροχιάς του.

Εάν οι αστρονόμοι δεν ξέρουν τι κλίση έχει η τροχιά ενός πλανήτη όσον αφορά τη Γη, μπορούν να υπολογίσουν μόνο μια ελάχιστη μάζα για τον πλανήτη. Εάν μόνο η ακτινική ταχύτητας ταλάντευσης, κατά μήκος της ευθείας που φαίνεται, είναι γνωστή, τότε η μάζα του πλανήτη θα μπορούσε να είναι σημαντικά μεγαλύτερη εάν η τροχιά έχει κλίση με έναν σχεδόν κατά πρόσωπο προσανατολισμό ως προς τη γη. Το αστέρι έτσι θα κινούταν προς και από από τη Γη ελαφρώς μόνο, ακόμα κι αν είχε έναν τεράστιο σύντροφο πλανήτη.

"Δεν μπορείτε να δείτε την ταλάντευση που προκαλείται από τον πλανήτη με γυμνό μάτι", λέει ο Benedict.  "Αλλά οι λεπτοί αισθητήρες του Hubble είναι τόσο ακριβείς που μπορούν να μετρήσουν την ταλάντευση. Παρατηρήσαμε επί τρία χρόνια το άστρο, που έχει σχεδόν μια επταετή περίοδο ταλάντευσης, καθώς και τον αόρατο συνοδό του, τον πλανήτη δηλαδή, γύρω από τις τροχιές τους. Οι λεπτοί αισθητήρες καθοδήγησης του Hubble μέτρησαν μια μικροσκοπική αλλαγή στη θέση του άστρου, ισοδύναμη με το πλάτος ενός Euro σε μια απόσταση 1.200 χλμ."

Το δημοφιλές άστρο Έψιλον Ηριδανού

Το άστρο Έψιλον Ηριδανού έχει γοητεύσει εδώ και καιρό την προσοχή των συγγραφέων επιστημονικής φαντασίας, καθώς επίσης και των αστρονόμων. Το 1960, πολλά χρόνια προτού να ανιχνευθεί ο πρώτος εξωηλιακός πλανήτης, ο αστρονόμος Frank Drake προσπάθησε να αφουγκραστεί τις τυχόν ραδιομεταδόσεις από τους κατοίκους οποιωνδήποτε πιθανών πλανητών γύρω από το άστρο έψιλον Ηριδανού, ως τμήμα του προγράμματος Ozma, της αναζήτησης δηλαδή ευφυούς εξωγήινης ζωής. Στο φανταστικό σύμπαν του Star Trek, το άστρο έψιλον Ηριδανός θεωρείται από μερικούς φαν του είδους το γονικά αστέρι του πλανήτη Vulcan, κατοικία του Spock.

Κανένας όμως κάτοικος του φανταστικού Vulcan ή οποιοσδήποτε άλλος εξωγήινος δεν θα μπορούσε να ζήσει σε αυτόν τον γιγαντιαίο πλανήτη αερίου. Εάν κάποια φεγγάρια περιβάλλουν τον πλανήτη, ένα μέρος της τροχιάς τους θα ήταν αρκετά κοντά στο άστρο Έψιλον Ηριδανού οπότε θα έχουν επιφανειακές θερμοκρασίες όπως αυτή της Γης, και ενδεχομένως και υγρό νερό. Εντούτοις, καθώς ο πλανήτης θα βρισκόταν πολύ μακριά από το γονικό του άστρο και το τυχόν φεγγάρι θα ήταν πολύ μακριά από το αστέρι, μια απόσταση ίση με την απόσταση του Δία από τον ήλιο, κάπου 800 εκατομμύρια χιλιόμετρα, όπου οι ωκεανοί θα πάγωναν. Εάν λοιπόν ένα φεγγάρι γύρω από αυτόν τον πλανήτη ήταν αρκετά μεγάλο, όπως το γιγαντιαίο φεγγάρι Τιτάνας του Κρόνου, θα μπορούσε να έχει μια αρκετά πυκνή ατμόσφαιρα που θα διατηρούσε τη θερμότητα του. Μια τέτοια ατμόσφαιρα θα μείωνε την ευρεία διακύμανση στις θερμοκρασίες της επιφάνειας του, σαν να σκεπάζεσαι με μια βαριά κουβέρτα μια κρύα νύχτα. Το γεγονός αυτό θα μπορούσε να κάνει ένα τέτοιο φεγγάρι ενδεχομένως φιλόξενο για τη ζωή όπως την ξέρουμε, τονίζει ο Benedict.

Αν και το Χαμπλ όπως και άλλα τηλεσκόπια δεν μπορούν να πάρουν εικόνες του αέριου γιγαντιαίου πλανήτη τώρα, αυτά μπορεί να είναι σε θέση να το κάνουν το 2007, όταν η τροχιά του πλανήτη θα είναι πολύ κοντά στο άστρο Έψιλον Ηριδανού. Τότε ο πλανήτης μπορεί να γίνει αρκετά φωτεινός όταν θα ανακλά το φως του ήλιου του, οπότε θα μπορεί να τον φωτογραφίσει το Hubble ή άλλες διαστημικές κάμερες ή τα μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια.

Τα αποτελέσματα της ανακάλυψης θα εμφανιστούν στο Αστρονομικό Περιοδικό.

Άστρα περιστρεφόμενα πολύ γρήγορα

Σε απόσταση 300 ετών φωτός από τη Γη βρίσκεται ένα άστρο, το οποίο περιστρέφεται τόσο γρήγορα, ώστε πολύ σύντομα ίσως αναγκαστεί σε διάλυση. Πρόκειται για το άστρο άλφα στον αστερισμό του Βωμού (κάτω ακριβώς από τον αστερισμό του Σκορπιού), που είναι το πλησιέστερο μιας κατηγορίας άστρων, τα οποία ονομάζονται συλλογικά τύπου B. Μια πρόσφατη μελέτη του άστρου αυτού με το μεγάλο τηλεσκόπιο VLT του Ευρωπαϊκού Νότιου Αστεροσκοπείου μάς πληροφορεί ότι η περιστροφή του άστρου αυτού φτάνει τα 470 χλμ. το δευτερόλεπτο.

Οι παρατηρήσεις αυτές ήταν ανάλογης δυσκολίας όσο και ο εντοπισμός από τη Γη των προβολέων ενός επιβατηγού αυτοκινήτου στην επιφάνεια της Σελήνης. Το πρώτο άστρο αυτής της κατηγορίας, το γάμα του αστερισμού της Κασσιόπης, παρατηρήθηκε για πρώτη φορά τον Αύγουστο του 1866 από τον Ιταλό αστρονόμο Aντζελο Σέκι.

Έκτοτε αυτού του είδους τα άστρα έχουν προβληματίσει τους αστρονόμους για τον τρόπο με τον οποίο καταφέρνουν να περιστρέφονται τόσο γρήγορα και κυρίως για τον τρόπο με τον οποίο δημιουργείται ο δίσκος υλικών που τα περιβάλλει. Γενικά, πάντως, τα άστρα αυτά είναι μεταβλητά και αποτελούν το 20% όλων των άστρων του τύπου B, των οποίων η θερμοκρασία στην επιφάνεια κυμαίνεται από 10.000 έως 30.000 βαθμούς Κελσίου.

Η ταξινόμηση των άστρων, ανάλογα με τις θερμοκρασίες και τα φάσματά τους, διατυπώθηκε για πρώτη φορά στα τέλη του 19ου αιώνα από τον Edward Charles Pickering και τους συνεργάτες του στο Aστεροσκοπείο του Xάρβαρντ. Σύμφωνα με αυτήν την ταξινόμηση, τα άστρα που έχουν έντονες γραμμές υδρογόνου στα φάσματά τους, ταξινομήθηκαν ως άστρα τύπου A, ενώ τα άστρα στα οποία οι γραμμές υδρογόνου δεν ήταν καθόλου ορατές, ταξινομήθηκαν ως άστρα τύπου Q. Οι ενδιάμεσες κατηγορίες πήραν το όνομά τους από τα αντίστοιχα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Mε τον καιρό, όμως, οι περισσότερες κατηγορίες αποσύρθηκαν κι έτσι σήμερα υπάρχουν επτά κύριοι φασματικοί τύποι άστρων: O, B, A, F, G, K, M. ενώ καθεμία από τις κατηγορίες αυτές χωρίζεται σε δέκα αριθμητικές υποκατηγορίες.