Στα 1453 ο Πολωνός αστρονόμος Νικόλαος Κοπέρνικος, δημοσίευσε το έργο του: «Για τις περιστροφές των ουράνιων σφαιρών» στο οποίο έδειχνε ότι η Γη δεν ήταν κάποιο προνομιακό κέντρο του Σύμπαντος. Ήταν μόνο ένας ακόμα πλανήτης που περιφερόταν γύρω από τον Ήλιο.
Από τότε ανακαλύψαμε ότι ο Ήλιος είναι μόνο ένα από τα δισεκατομμύρια άστρα που έχει ο γαλαξίας μας, ο οποίος με τη σειρά του δεν είναι παρά ένας από τα δισεκατομμύρια γαλαξίες που παρατηρούμε στο Σύμπαν. Όλα αυτά έχουν ενδυναμώσει την πίστη μας ότι ο τόπος μας – η Γη – δεν είναι παρά ένας πολύ συνηθισμένος τόπος. Αυτή η αντίληψη ότι είμαστε μια κοσμική μετριότητα ονομάστηκε Κοπερνίκεια αρχή.
Ίσως όμως η Κοπερνίκεια αρχή να είναι λάθος. Συγκρινόμενη με άλλους τόπους του ηλιακού μας συστήματος, η Γη μοιάζει πολύ τυχερή. Μόνο αυτή έχει ωκεανούς νερού, τεκτονικές πλάκες, και ένα μεγάλο φεγγάρι. Απ’ όσο ξέρουμε μέχρι τώρα, μόνο αυτή φιλοξενεί ζωή.
Από την πρώτη ανίχνευση πλανητών γύρω από άλλα άστρα εκτός του Ήλιου μας, στα μέσα της δεκαετίας του 1990, έχουμε στο μεταξύ ανακαλύψει εκατοντάδες εξωπλανητών. Κανένας όμως δεν μοιάζει με την Γη. Θα μπορούσε άραγε ο κόσμος μας και εμείς να είμαστε μοναδικοί;
Η ερώτηση αυτή θα απαντηθεί στο κοντινό μέλλον με μια από τις τρεις πειραματικές μεθόδους που έχουμε για να ανακαλύπτουμε εξωπλανήτες.Οι μέθοδοι αυτές είναι:--- Με παρατήρηση της ακτινικής ταχύτητας του άστρου που ανήκει ο πλανήτης--- Με παρατήρηση των πλανητικών διαβάσεων μπροστά από το άστρο--- Με παρατήρηση της βαρυτικής μικροεστίασης.
Παρατήρηση της ακτινικής ταχύτητας του άστρου που ανήκει ο πλανήτης
Ένας πλανήτης που περιφέρεται γύρω από ένα άστρο κάνει το άστρο να κλονίζεται, δηλαδή να μετακινείται μπρος-πίσω και δεξιά-αριστερά γύρω από μια μέση θέση του.
Η παραπάνω εικόνα δείχνει ένα σφυροβόλο που περιστρέφει τη σφύρα του. Καθώς η σφύρα περιστρέφεται, προκαλεί μια αστάθεια στο σφυροβόλο και ένα λίκνισμα γύρω από τη μέση θέση του. Το λίκνισμα αυτό ανιχνεύεται από ένα φωτάκι που φέρει το κράνος το οποίο φοράει για τον σκοπό αυτόν. Καποιο ανάλογο λίκνισμα συμβαίνει και σ’ ένα άστρο από τον πλανήτη που περιφέρεται γύρω από το άστρο.
Η μέθοδος της παρατήρησης της ακτινικής ταχύτητας του άστρου, ανιχνεύει αυτή την ταλάντευση εξετάζοντας το χρώμα του φωτός που φτάνει σε μας από το άστρο. Όπως ο ήχος της σειρήνας ενός περιπολικού, γίνεται οξύτερος όταν το περιπολικό μας πλησιάζει και βαρύτερος όταν το περιπολικό απομακρύνεται, έτσι και καθώς το άστρο κινείται προς τον παρατηρητή, το φως του γίνεται πιο μπλε. Ενώ καθώς απομακρύνεται από τον παρατηρητή το φως του γίνεται πιο κόκκινο. Το πόσο θα έχει μεταβληθεί το χρώμα του φωτός προς το κόκκινο ή το μπλε, δείχνει με τι ταχύτητα απομακρύνεται ή πλησιάζει αντίστοιχα το άστρο προς εμάς. Κι αυτό με τη σειρά του δίνει πληροφορίες για το αντικείμενο που προκάλεσε αυτό το λίκνισμα του άστρου.
Αναλύοντας λοιπόν ως συνάρτηση του χρόνου την μεταβολή του μήκους κύματος του φωτός που φτάνει σε μας από το άστρο, μπορούμε να συμπεράνουμε την παρουσία πλανητών γύρω από το άστρο, τις μάζες των πλανητών αυτών και τις τροχιές τους. Οι περισσότεροι εξοπλανήτες που έχουν βρεθεί μέχρι σήμερα, έχουν βρεθεί με τη μέθοδο αυτή της ανάλυσης της ακτινικής ταχύτητας του άστρου.
Παρατήρηση πλανητικών διαβάσεων
Η μέθοδος της πλανητικής διάβασης βρίσκει πλανήτες παρατηρώντας το συνολικό φως από ένα άστρο ως συνάρτηση του χρόνου. Αν ένας πλανήτης περνάει μπροστά από το άστρο του όπως το βλέπουμε από τη Γη, το φως του άστρου εξασθενίζει ελαφρά καθώς το σκιάζει ο πλανήτης που περνάει ανάμεσα. Μετρώντας πόσο ακριβώς εξασθενίζει το φως, μας αποκαλύπτεται η διάμετρος του πλανήτη.Πολλοί εξοπλανήτες μπορούν να μελετηθούν με συνδυασμό των μεθόδων ακτινικής ταχύτητας και των διαβάσεων. Τα συνδυασμένα δεδομένα επιτρέπουν στους αστρονόμους να εκτιμήσουν όχι μόνο το μέγεθος του πλανήτη, τη μάζα του και την τροχιά του, αλλά επίσης και την πυκνότητά του, την θερμοκρασία του και την ατμοσφαιρική του σύσταση. Ο συνδυασμός των δύο αυτών μεθόδων, ευνοεί την ανίχνευση πλανητών με μάζα της τάξης του Δία, και οι οποίοι περιφέρονται γύρω από τα άστρα τους σε αποστάσεις μικρότερες ακόμα και από την απόσταση του Ερμή από τον Ήλιο.
Παρατήρηση της βαρυτικής μικροεστίασης
Η βαρυτική μικροεστίαση είναι μια νεώτερη τεχνική για να ανιχνεύουμε εξοπλανήτες. Στηρίζεται σε φαινόμενα που προβλέπει η Γενική θεωρία της σχετικότητας του Einstein.
Όπως ένας μεγεθυντικός φακός εστιάζει τις ακτίνες του φωτός κάνοντάς τις να συγκλίνουν σε κάποιο σημείο, έτσι και το βαρυτικό πεδίο ενός άστρου παραμορφώνει το χώρο γύρω του και αναγκάζει τις ακτίνες που περνούν από εκεί να κάμπτονται. Με τον τρόπο αυτόν σχηματίζονται και άλλα είδωλα της φωτεινής πηγής απ’ όπου προέρχεται το φως. Τι φαινόμενο αυτό ονομάζεται βαρυτική μικροεστίαση.
Όταν λοιπόν ένα απομακρυσμένο λαμπρό άστρο, ευθυγραμίζεται πίσω από ένα λιγότερο λαμπρό άστρο, που βρίσκεται κοντύτερα προς εμάς στη Γη, το φως του μακρινού άστρου κάμπτεται, φτάνει σε μας και εμείς νομίζουμε ότι βρίσκεται σε μια παρακείμενη θέση. Αν οι πλανήτες που περιφέρονται γύρω από το άστρο που προκαλεί την εστίαση είναι ευθυγραμμισμένοι τέλεια με αυτό, τότε και αυτοί επίσης θα προκαλούν κάμψη και εστίαση στις ακτίνες. Η πρόσθετη αυτή ενίσχυση του φωτός, επιτρέπει στους αστρονόμους να εκτιμήσουν τη μάζα και τα στοιχεία της τροχιάς του πλανήτη.
Η μικροεστίαση δουλεύει τέλεια για πλανήτες που περιφέρονται γύρω από τα άστρα τους σε απόσταση όσο η Γη από τον Ήλιο ή μεγαλύτερη.
Επειδή η πιθανότητα να ευθυγραμμιστεί ο πλανήτης με το άστρο συμβαίνει μόνο μια φορά, η μικροεστίαση δεν μπορεί να χρησιμοποιηθεί για μια μελέτη ενός συγκεκριμένου πλανητικού συστήματος, αλλά μάλλον μας προσφέρει ένα στατιστικό δείγμα των πληθυσμών των εξοπλανητών.
Η μεγάλη πλειονότητα των εξοπλανητών που έχουν ανιχνευτεί είναι αέριοι γίγαντες σαν τον Δία και τον Κρόνο, οι οποίοι περιφέρονται σε πολύ κοντινές αποστάσεις από το άστρο τους. Όσο όμως συγκεντρώνονται νέα δεδομένα, οι επιστήμονες έχουν αρχίσει να ανιχνεύουν τις υπογραφές πλανητών που είναι μικρότεροι, έχουν υφή σαν τη Γη και μάζα πολλές φορές μεγαλύτερη από αυτή της Γης.
Μέσα σε μια δεκαετία μπορέσαμε να διακρίνουμε πλανήτες κατά μια τάξη μικρότερου μεγέθους. Αν συνεχιστεί αυτή η τα΄ση, οι αστρονόμοι εκτιμούν ότι θα μπορέσουν να ανιχνεύσουν πλανήτες με το μέγεθος της Γης, γύρω στα 2011 ή 2012 χωρίς να αποκλείεται κάτι τέτοιο να συμβεί ακόμα νωρίτερα.
Η ζωή όπως την γνωρίζουμε στη Γη απαιτεί την ύπαρξη υγρού νερού.
Αν ένας πλανήτης περιφέρεται γύρω από το άστρο του σε πολύ κοντινή απόσταση, το νερό εξαερώνεται και μετατρέπεται σε ατμό. Αν περιφέρεται σε μεγάλη απόσταση, το νερό μετατρέπεται σε πάγο. Ανάμεσα στα δύο αυτά άκρα, υπάρχουν κάποιες ιδανικές αποστάσεις για να μείνει το νερό σε υγρή μορφή. Οι αποστάσεις αυτές φέρουν το όνομα «κατοικήσιμη ζώνη ΗΖ».
Η μάζα του άστρου καθορίζει την κατοικήσιμη ζώνη του. Όσο πιο μεγάλη μάζα έχει ένα άστρο, τόσο πιο πολύ λαμπρό είναι, και συνεπώς τόσο πιο μακριά βρίσκεται η κατοικήσιμη ζώνη του. Οι αστρονόμοι τώρα πιστεύουν ότι ο πρώτος εξοπλανήτης με μάζα της τάξης της Γης, ο οποίος θα βρίσκεται σε κατοικήσιμη ζώνη, θα βρεθεί γύρω από ένα κόκκινο νάνο. Οι κόκκινοι νάνοι είναι τα πιο μικρά, πιο αμυδρά και πιο πολλά άστρα στον γαλαξία μας. Ψάχνουν λοιπόν για πλανήτες στην κατοικήσιμη ζώνη γύρω από κόκκινους νάνους, οι οποίοι πλανήτες να βρίσκονται επιπλέον αρκετά κοντά στο άστρο ώστε να μπορούν ν’ ανιχνευτούν με τη μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας η την μέθοδο των διαβάσεων. (Απο astrophysicsworld)
