Αναζητώντας μιαν άλλη Γη

Πόσο μοναδικός εντέλει είναι ο πλανήτης μας και οι έμβιοι οργανισμοί που φιλοξενεί;

Με την φαντασία μας ταξιδέψαμε σε παράξενους κόσμους πέρα από το Ηλιακό μας σύστημα, πολύ πριν αρχίσουμε να τους ανακαλύπτουμε με την βοήθεια των τηλεσκοπίων μας. Αυτό, όμως, που ήταν κάποτε επιστημονική φαντασία είναι πλέον πραγματικότητα και κάθε χρόνο ανακαλύπτουμε νέους εξωπλανήτες γύρω από άλλα άστρα. Από την ανακάλυψη του πρώτου εξωπλανήτη το 1995 μέχρι τον Δεκέμβριο του 2015, είχαν ανακαλυφθεί περίπου 2.000 εξωπλανήτες, ενώ τον Μάιο του 2016, αστρονόμοι του διαστημικού τηλεσκοπίου Kepler της NASA ανακοίνωσαν την ανακάλυψη 1.284 νέων κόσμων, αυξάνοντας έτσι των αριθμό των επιβεβαιωμένων εξωπλανητών σε περισσότερους από 3.000. Σύμφωνα με τις έως τώρα εκτιμήσεις, 550 απ’ αυτούς είναι βραχώδεις, 9 εκ των οποίων περιφέρονται στην Κατοικήσιμη Ζώνη του άστρου τους, δηλαδή κινούνται σε τέτοια απόσταση απ’ αυτό, ώστε το νερό στην επιφάνειά τους μπορεί να διατηρείται σε υγρή κατάσταση. Εκτός αυτού, η στατιστική ανάλυση όλων των δεδομένων που έχει συλλέξει έως τώρα το Kepler, καταδεικνύει ότι μόνο στον Γαλαξία μας υπάρχουν περίπου 10 δισ. βραχώδεις πλανήτες, οι οποίοι κινούνται στην Κατοικήσιμη Ζώνη του άστρου τους. Με ποιους, όμως, τρόπους ανακαλύπτουν οι αστρονόμοι νέους εξωπλανήτες;

Δεδομένου του τεράστιου αριθμού των άστρων του Γαλαξία μας, αλλά και του εξίσου μεγάλου αριθμού εξωπλανητών που εικάζεται ότι υπάρχουν, για να έχει οποιοδήποτε πρακτικό νόημα η αναζήτηση άλλων κόσμων, ευνοϊκών για την ζωή, θα πρέπει να περιοριστεί σε πιο «διαχειρίσιμα» νούμερα. Ένα πρώτο «φίλτρο» προς αυτήν την κατεύθυνση είναι να αποκλείσουμε από την έρευνά μας τα άστρα με τις μεγαλύτερες μάζες, αφού η διάρκεια ζωής τους δεν υπερβαίνει τα λίγα εκατ. έτη και ως εκ τούτου η ζωή δεν θα είχε τον απαραίτητο χρόνο για να εμφανιστεί, πόσο μάλλον να εξελιχθεί σε πιο σύνθετες μορφές. Τα μικρότερα, αλλά και τα πιο πολυάριθμα άστρα του Σύμπαντος, από την άλλη, είναι οι κόκκινοι νάνοι, οι οποίοι καταναλώνουν με τόσο αργό ρυθμό τα πυρηνικά τους καύσιμα, ώστε συνεχίζουν να λάμπουν ακόμη και για εκατοντάδες δισ. έτη.  Ούτε, όμως, αυτά τα άστρα είναι ιδιαιτέρως ευνοϊκά για την ζωή. Κατ’ αρχάς, η Κατοικήσιμη Ζώνη των κόκκινων νάνων βρίσκεται σε τόσο μικρή απόσταση απ’ αυτούς, ώστε ακόμη και εάν σχηματιστεί στο εσωτερικό της ένας πλανήτης, το πιθανότερο είναι ότι οι παλιρροϊκές δυνάμεις του κόκκινου νάνου θα τον εγκλώβιζαν σε σύγχρονη περιφορά γύρω του. Με άλλα λόγια, ο πλανήτης αυτός θα συμπλήρωνε μία περιστροφή γύρω από τον άξονά του στον ίδιο χρόνο που θα διέγραφε μία περιφορά γύρω από το άστρο του, και κατά συνέπεια θα έστρεφε διαρκώς την ίδια όψη του προς αυτό. Σ’ αυτήν την περίπτωση όμως, το ημισφαίριο του πλανήτη που βλέπει προς το άστρο θα είχε ακραία υψηλές θερμοκρασίες, ενώ το αντίθετο θα ήταν παγωμένο. Εκτός αυτού, στα πρώτα στάδια της εξέλιξής τους κυρίως, οι κόκκινοι νάνοι είναι ιδιαίτερα ασταθείς, εκτινάσσοντας ισχυρές εκλάμψεις, καθώς και τεράστιες ποσότητες φορτισμένων σωματιδίων, που θα «αποστείρωναν» την πλευρά του πλανήτη που είναι στραμμένη προς αυτούς, καθιστώντας έτσι τα πρώτα βήματα της ζωής εκεί απαγορευτικά.

Στο μέσο περίπου των 2 αυτών ακραίων καταστάσεων, τα άστρα με παραπλήσια μάζα μ’ αυτήν του Ήλιου αποτελούν τους καλύτερους υποψήφιους για την αναζήτηση δυνητικά κατοικήσιμων εξωπλανητών. Δεδομένου ότι οι πλανήτες είναι ετερόφωτα σώματα, δηλαδή δεν εκπέμπουν το δικό τους φως, αλλά ανακλούν εκείνο του άστρου τους, η μικροσκοπική αυτή αντανάκλαση, συνήθως χάνεται δίπλα στην εκτυφλωτική λάμψη του άστρου, γεγονός που καθιστά την απευθείας ανακάλυψη ενός εξωπλανήτη ιδιαίτερα δύσκολη. Γι’ αυτό και οι περισσότεροι απ’ τους εξωπλανήτες που ανακαλύφθηκαν μέχρι σήμερα, εντοπίστηκαν με «έμμεσες» μεθόδους, οι σπουδαιότερες απ’ τις οποίες βασίζονται είτε στην καταγραφή της βαρυτικής επίδρασης που ασκεί ένας εξωπλανήτης στο άστρο του, είτε στην παρατήρηση της μείωσης της λάμψης ενός άστρου, που προκαλείται όταν ένας εξωπλανήτης διέρχεται μπροστά από τον δίσκο του άστρου του.

Στην πρώτη περίπτωση, ακριβώς όπως ένας πλανήτης διαγράφει ελλειπτική τροχιά γύρω από ένα άστρο, καθώς έλκεται από την βαρυτική του έλξη, έτσι και το άστρο, αντιδρώντας στην ανεπαίσθητη βαρυτική έλξη του αόρατου πλανήτη αναγκάζεται να διαγράψει την δική του μικροσκοπική τροχιά, γύρω από το κοινό κέντρο μάζας του πλανητικού συστήματος. Αν και η μετατόπιση αυτή δεν μπορεί να παρατηρηθεί άμεσα, με την βοήθεια ενός φασματογράφου μπορούμε να αναλύσουμε το αστρικό φως στα συστατικά του χρώματα, δημιουργώντας το χαρακτηριστικό «φάσμα» του άστρου με τις σκοτεινές του γραμμές. Καθώς, όμως, το άστρο κινείται γύρω από το κέντρο μάζας του, πότε απομακρύνεται από το τηλεσκόπιό μας και πότε το πλησιάζει, με αποτέλεσμα να μετατοπίζονται και οι φασματικές του γραμμές: προς την μπλε περιοχή του φάσματος όταν το άστρο μας πλησιάζει και προς την κόκκινη περιοχή, όταν το άστρο απομακρύνεται από εμάς. Η περιοδική αυτή «ταλάντωση» των φασματικών γραμμών αποδεικνύει την ύπαρξη ενός εξωπλανήτη, ενώ με την κατάλληλη επεξεργασία και τις γνώσεις μας για την βαρύτητα, μπορούμε να υπολογίσουμε την περίοδο περιφοράς του, την μάζα του, καθώς και την απόστασή του από το άστρο του. Αυτή η μέθοδος, ωστόσο, δεν μπορεί να μας δώσει πληροφορίες για την διάμετρο του εξωπλανήτη.

Μπορεί, όμως, μια άλλη μέθοδος, αυτή των πλανητικών διαβάσεων, ένα είδος έκλειψης, που προκαλείται όταν ένας πλανήτης «διαβαίνει» μπροστά από το δίσκο του άστρου του. Το πλεονέκτημα αυτής της μεθόδου είναι ότι μπορεί να εφαρμοστεί ταυτόχρονα για χιλιάδες άστρα με την συνεχή φωτογράφηση μιας περιοχής του ουρανού. Επειδή, όμως, η μείωση της φωτεινότητας των άστρων μπορεί να οφείλεται και σε άλλους παράγοντες, απαιτείται η ανεξάρτητη επιβεβαίωση της ανακάλυψης ενός εξωπλανήτη με άλλες μεθόδους. Σ’ αυτήν την περίπτωση, λοιπόν, τα διαστημικά μας τηλεσκόπια προσπαθούν να εντοπίσουν τις ανεπαίσθητες, αλλά περιοδικές μειώσεις της φωτεινότητας των άστρων, οι οποίες προκαλούνται κάθε φορά που ένας εξωπλανήτης διέρχεται ανάμεσα στο τηλεσκόπιο και το άστρο. Αυτή η περιοδική καταγραφή της μείωσης της φωτεινότητας ενός άστρου είναι μια έμμεση απόδειξη για την ύπαρξη ενός εξωπλανήτη. Επειδή, μάλιστα, όσο μεγαλύτερος είναι ένας εξωπλανήτης, τόσο μεγαλύτερη είναι και η μείωση που προκαλεί στην φωτεινότητα του άστρου του, μπορούμε μ’ αυτήν την μέθοδο να υπολογίσουμε και την διάμετρό του. Οι πληροφορίες αυτές, σε συνδυασμό με τις ιδιότητες του άστρου που μας είναι ήδη γνωστές, βοηθούν τους αστρονόμους να αποφανθούν εάν ο πλανήτης που ανακάλυψαν βρίσκεται εντός της Κατοικήσιμης Ζώνης.

Το πρώτο διαστημικό τηλεσκόπιο που σχεδιάστηκε για τον εντοπισμό εξωπλανητών ήταν το Γαλλοευρωπαϊκό COROT, που εκτοξεύτηκε τον Δεκέμβριο του 2006, ενώ τον Μάρτιο του 2009 εκτοξεύθηκε και το διαστημικό τηλεσκόπιο Kepler της NASA. Μία ακόμη διαστημική αποστολή που συμμετέχει σ’ αυτό το συναρπαστικό «κυνήγι» εξωπλανητών είναι η Γαία του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος ESA, που εκτοξεύθηκε τον Δεκέμβριο του 2013, ενώ στην διάρκεια των επόμενων χρόνων θα υλοποιήσουν και άλλα παρόμοια διαστημικά προγράμματα, όπως το  TESS της NASA που θα εκτοξευτεί το 2017, αλλά και το PLATO του ESA που θα εκτοξευτεί το 2024. Αναζητώντας κι αυτά «μιαν άλλη Γη», τα διαστημικά τηλεσκόπια του μέλλοντος θα μας φέρουν όλο και πιο κοντά στην διαλεύκανση ενός από τα μεγαλύτερα και αναπάντητα ακόμη ερωτήματα της σύγχρονης επιστήμης: πόσο μοναδικός εντέλει είναι ο πλανήτης μας και οι έμβιοι οργανισμοί που φιλοξενεί;

Αλέξης Δεληβοριάς
eugenfound.edu.gr

Συνεχίζοντας να χρησιμοποιείτε την ιστοσελίδα, συμφωνείτε με τη χρήση των cookies. Περισσότερες πληροφορίες.

Οι ρυθμίσεις των cookies σε αυτή την ιστοσελίδα έχουν οριστεί σε "αποδοχή cookies" για να σας δώσουμε την καλύτερη δυνατή εμπειρία περιήγησης. Εάν συνεχίσετε να χρησιμοποιείτε αυτή την ιστοσελίδα χωρίς να αλλάξετε τις ρυθμίσεις των cookies σας ή κάνετε κλικ στο κουμπί "Κλείσιμο" παρακάτω τότε συναινείτε σε αυτό.

Κλείσιμο