W metodzie fotometrycznej (fotometria jest działem astronomii zajmującym się badaniem jasności obiektów, np. gwiazd), z którą można wiązać wiele nadziei, obserwacja opiera się na okresowym zmniejszeniu intensywności dobiegającego od źródła, światła gwiazdy w wyniku jej zaćmienia przez planetę. Zjawiskiem fotometrycznym jest zaćmienie Słońca przez Księżyc. Fotometria ma długą tradycję. Już J. Kepler obliczył parametry przejścia Merkurego przed tarczą Słońca, w 1631 r. Pierre Gassendi zaobserwował to. W 1639 r. Jeremiah Harrocks przewidział i zaobserwował przejście Wenus przed Słońcem. Merkury tu osłabił światło Słońca o jedną stutysięczną, a Wenus o jedną dziesięciotysięczną. Światło Słońca przesłonięte przez Jowisz z odległości najbliższej gwiazdy osłabłoby o jedną setną.
Takie tranzyty są rzadkie (przy Jowiszu i Słońcu raz na 12 lat przez 1 dzień), ale obiecujące są tu bliskie przestrzennie i czasowo przy gwieździe planety typu planety przy 51 Pegasi; metoda może być wypróbowywana w układach podwójnych gwiazd (tu sprawdzić można czy widoczny jest układ planetarny w linii pola widzenia, gdyż tylko wtedy wystąpi zaobserwowany efekt zaćmienia) i przy słabych, a więc silniej zaćmiewanych czerwonych karłach. Metoda fotometryczna dzięki samej konstrukcji metody i m.in. jej otrzymywanym wysoce czułym parametrom pomiaru pozwoli poszerzyć obszar badanych gwiazd z ok. 100 lat do ok. 8 tys. lat świetlnych, a liczbę gwiazd zwiększyć z 40 tys. do ok. 100 mln.
Metodę fotometrii do badania planet pozasłonecznych zaproponował w 1951 r. Otto Struve; w latach 70. i 80. została ona rozwinięta i udoskonalona. Jakie są cechy tej metody?
Jednym z jej sukcesów było zaobserwowanie i potwierdzenie przejścia planety o średnicy 1,3 śJ (średnicy Jowisza) przed tarczą gwiazdy HD 209458. Metoda fotometryczna ma wiele zalet. Mimo tego, że aby zaobserwować taki tranzyt wymagane jest położenie orbity planety równolegle do linii widzenia, szansa takiego ustawienia dla planet bliskich gwieździe wynosi 1/10. Jest to jedyna, jak dotąd, metoda pozwalająca wykrywać planety wielkości zbliżonej do wielkości Ziemi (średnicy ok. 2,5 śZ (średnicy Ziemi)). Wymaga jednak przeczesywania dużych obszarów nieba; stąd wykrywanie planet może tu dostarczyć informacji o ich statystycznym rozpowszechnieniu.
Metoda jest bardzo czuła, gdyż zależy od relacji powierzchni planety do powierzchni gwiazdy, czyli stosunku kwadratu ich promienia, podczas gdy metoda pomiarów radialnych – od relacji ich masy, czyli od stosunku sześcianu promienia planety do sześcianu promienia gwiazdy; w przypadku ww. gwiazdy wymaga się pomiaru, zliczeń ok. 40 tys. fotonów, gdy przy zjawisku kolebania gwiazdy, ok. 10 mln fotonów. Dlatego teleskopy fotometryczne nie muszą być zbyt duże (zatem metoda jest tańsza). Może ona odkrywać też planety odległe od gwiazdy (jest to bowiem efekt czysto geometryczny), choć lepiej odkrywa się planety bliższe gwieździe. Dlatego m.in. ta metoda długo nie była popularna. Jednak gdy okazało się, że właśnie planety przygwiezdne są w miarę częste i po wprowadzeniu technik szerokiej, licznej obserwacji gwiazd i planet, metoda zyskała na znaczeniu. Możliwość zaś obserwacji bliskich słabych gwiazd planet stwarza tu szansę badania ich jako układów ekosferycznych.
Szczególne miejsce zajmują tu układy zaćmieniowe np. dwóch gwiazd, liczne i znane z katalogów, gdyż ich planety – tak jak gwiazdy – znajdują się w płaszczyźnie równoległej do linii widzenia. Jeśli odległość planet od gwiazd jest tu czterokrotnie większa, niż odległość wzajemna dwóch gwiazd, ich orbity są stabilne (planety tu zajmują z reguły tę samą płaszczyznę co gwiazdy). Fotometria pozwala także wykrywać księżyce egzoplanet (tu na zmiany jasności gwiazdy nakładałyby się modyfikacje wywołane obecnością księżyca), światło odbite od planet, ich fazy (tu można badać cechy geologiczne planety i np. przy pofałdowanej jej powierzchni zmiany jej jasności będą inne – złożone i mniej płynne).
Materiały źródłowe:
S. Bajtlik, „Nowa droga w inne światy”, „Świat Nauki”, 2003, nr 3.
L. R. Doyle i in., „Cienie dalekich światów”, „Świat Nauki”, 2001, nr 1.
„Focus”, „W poszukiwaniu planet”, 2002, nr 5.
P. Halpern, „Łowcy planet”, Amber, Warszawa 1999.
D. L. Mammana, D. W. McCarthy, Jr., „Inne słońca, inne światy? Poszukiwania planet wokół innych gwiazd”, Prószyński i S-ka, Warszawa 1998.
Tagi: metody egzoplanetologii
