Egy évtized sem telt el az első, Napunkhoz hasonló csillag (51 Pegasi) körül keringő bolygó felfedezése óta. Az ismert exobolygók, más néven extraszoláris bolygók száma rohamosan növekszik, 2002 nyarán már 100 felett volt. A Csillagászati évkönyvben rendszeresen beszámoltunk az eredményekről, részletesen először 1997-ben [1., 3]. Az ott leírtakra támaszkodva, e cikkben folytatjuk a legfontosabb fejlemények bemutatását.

Számos dolog jelzi, hogy ez a szakterület az asztrofizikai kutatások élvonalába tartozik, és nagyon gyorsan fejlődik. Az exobolygók vizsgálata 2002-ben több mint 20 nemzetközi konferencia részbeni vagy kizárólagos témája volt. Százával jelennek meg publikációk, melyekben nemcsak a bolygók keresésének módszereiről, eredményeiről, hanem az idegen bolygók keringésének, pályastabilitásának, esetleges holdjainak égi mechanikai elemzéséről, a feltételezett légkörük összetételéről, az ottani időjárásról, sőt az élet kialakulásának lehetőségeiről is olvashatunk.

Egy csillag bolygóit a csillag neve/katalógusszáma után a b, c, d stb. kisbetűkkel jelölik, a keringési pálya növekvő méretsorrendjében (van néhány kivétel, ahol a felfedezési sorrend szerint következnek a betűk). Ha a csillag kettős vagy többes, maguk a csillagok gyakran az A, B, C stb. megjelölést kapják. Tehát a 16 Cyg B b a 16 Cyg kettőscsillag B komponensének a csillaghoz legközelebbi bolygója. A jelölésrendszer körül még vitáznak, sok a javaslat, a végleges jelölés ettől eltérő is lehet.

A Napunkhoz hasonló csillagok körül a kézirat lezártáig (2002. október) a spektroszkópiai módszerrel felfedezett 101 bolygó fontosabb adatait az évkönyv táblázatos részében közöljük. A mérési adatok szaporodásával az itt szereplő pályaelemek számértéke a jövőben kissé változhat, pontossága növekedhet. (A táblázata Szegedi Csillagvizsgáló honlapjáról is letölthető. Ebből Excel program segítségével könnyen készíthetők az exobolygók adatai közötti összefüggéseket ábrázoló grafikonok (11a,b,c ábra).)

A sok új eredmény követéséhez a legfontosabb információforrás az Internet. Több ezer az e témával foglalkozó honlapok száma. A legfontosabbakat az irodalomjegyzék után soroljuk fel.

Elég nehéz éles vonalat húzni a törpecsillagok és a nagy bolygók között. Az égitestek belsejére vonatkozó modellek szerint a magjukban hidrogénfúzióval energiát termelő csillagok alsó tömeghatára (vörös törpék) 0.075-0.080 M_o (naptömeg) azaz 75-80 M_Jup. (jupitertömeg). E tömeghatár alatt találjuk a barna (infravörös) törpéket, amelyekben még folyhat deutériumfúzió [2.], de 13 M_Jup.-nél kisebb égitestekben már ez sem lehetséges (1. és 2. ábra). Így óriásbolygóknak csak a 13 (néha 17) M_Jup.-nél kisebb égitesteket tekintik. Ezeknek az átmérője nem nagyobb, mint 0.2 napátmérő, vagyis a Jupiter kétszerese.

1. ábra: Méretarányok a Naptól a Földig (eredeti ábra)

Barna törpét már nagyon sokat találtak. Lehetséges, hogy a ma bolygóként nyilvántartott égitesteknek egy része is valójában barna törpe, ugyanis tömegüknek csak az alsó határértékét tudjuk meghatározni, ha nem ismerjük keringési pályájuk térbeli helyzetét.

Nagyon nehéz egy távoli csillag körül egy nála sokkal kisebb és halványabb égitest jelenlétét kimutatni. A csillagászoknak igencsak törni kell a fejüket, hogy milyen lehetőségeket kínál erre a jelenlegi megfigyelési technika. Az a tény, hogy már több mint száz bolygót sikerült találni, nagyrészt annak köszönhető, hogy az utóbbi években számos speciális eljárást fejlesztettek ki erre a célra. A módszereket többféle módon csoportosíthatjuk. A bolygó észlelése történhet közvetlen megfigyeléssel vagy a bolygó jelenlétére utaló közvetett méréssel. Egy másik osztályozás szerint a bolygó kimutatható gravitációs hatása vagy a központi csillagról érkező fény fizikai jellemzőit megváltoztató (fotonikai) hatása alapján [4.].

Közvetlen módszerek

- Észlelés a csillag mellett: pl. űrtávcsöves felvételek, főleg infravörösben.
- Infravörös többletsugárzás: a bolygó hőmérsékleti sugárzása hozzáadódik a csillagéhoz.

Közvetett módszerek

- Spektroszkópia - radiális sebesség: a keringő bolygó gravitációs hatására a csillag színképvonalai Doppler-eltolódást mutatnak.
- Asztrometria: a keringő bolygó gravitációs hatására a csillag sajátmozgása hullámszerű az éggömbön.
- Fotometria - átvonulás (tranzit): a csillag fényessége lecsökken, ha a bolygója áthalad előtte és részben elfedi.
- Pulzárjelek modulációja: a keringő bolygó gravitációs hatására a pulzárjelek frekvenciája periodikusan változik.
- Gravitációslencse-hatás: a csillag és bolygója kettős lencseként viselkedik.
- Gravitációs perturbáló hatás: a bolygó gravitációs hatása kimutatható a csillag körüli anyagkorongban.
- Spektroszkópia - Doppler-leképezés (imaging): a csillag színképvonalainak alakja megváltozik, ha a bolygó elfedi felszínének egy részét.

Gravitációs hatáson alapuló módszerek

- Radiális sebesség változása: A bolygó és a csillag a rendszer közös tömegközéppontja körül kering, ezért a csillag látóirányú (radiális) sebessége változik, így a Doppler-effektusnak megfelelően a színképvonalak hullámhossza periodikusan eltolódik, közeledéskor a kék, távolodáskor a vörös irányba (2a. ábra). A mai méréstechnikával már egészen kis hullámhossz-változásokat ki lehet kimutatni: a sebességmérés pontossága 3-10 m/s, és ez még kb. 1 m/s-ig javítható. A Nap tömegközéppontjának mozgásában a Jupiter 12.5 m/s, a Föld 0.1 m/s sebességingadozást okoz.

- Asztrometria: A csillagnak a bolygója miatti elmozdulása az égbolton esetleg mérhető a háttércsillagokhoz képest. Ha a Napunkat a bolygók pályasíkjára merőleges irányból, 10 pc (33 fényév) távolságból néznénk, a Jupiter mintegy 100 mas (milliomod ívmásodperc), a Föld csak 0.3 mas elmozdulást okozna (3. ábra). A Hipparcos műhold mérési pontossága kb. 500 mas volt, ezért nem tudott Jupiter-szerű bolygókat felfedezni. A jövő asztrometriai űrmisszióinak segítségével (FAME (Full-sky Astrometric Mapping Explorer), 2004 [50 mas], GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), 2010 [2-10 mas], SIM (Space Interferometry Mission), 2009 [1 mas]) már sokkal nagyobb az esély akár Föld típusú bolygók kimutatására is (4. ábra).

3. ábra: A Nap mozgása bolygóinak hatására 1960 és 2025 között, az ekliptikára merőleges irányból, 10 pc távolságról nézve (eredeti ábra)

4. ábra: Az egyes bolygókeresési módszerek hatékonysága a bolygók tömegének és pályaméretének függvényében. A pontok néhány naprendszerbeli és exobolygót jelölnek. Pontozott vonalak: asztrometria, adott szögmérési pontosság és 10 pc távolság esetén; szaggatott vonalak: spektroszkópia, adott sebességmérési pontosság esetén; folyamatos vonalak: fotometriai átvonulás a csillagkorongnak a bolygó által fedett területe függvényében. A vonal mellett megadott paraméterekkel a vonal feletti tartományban lehet bolygókat felfedezni (eredeti ábra)

- Átvonulás (tranzit): Ha egy csillag bolygójának pályasíkja látóirányunkhoz közeli, keringése során részleges "csillagfogyatkozás" figyelhető meg, amikor a csillag fénye kissé elhalványodik.

- Pulzárjelek modulációja: A pulzárok óramű pontossággal egyenlő időközönként (0.01 - 1 s közötti periódussal) rádióimpulzusokat sugároznak ki. Ha a pulzár hozzánk képest mozog, kering a bolygóval közös tömegközéppont körül, az impulzusok közötti időtartam periodikusan változik. Voltaképpen ez is Doppler-hatás, hiszen az impulzusok forrása felváltva közeledik, majd távolodik. Pulzárok jeleinek ilyen típusú modulációjából eddig két esetben következtettek aránylag kicsi, néhány Föld-tömegű, sőt még kisebb bolygó létére. A PSR 1257+12 esetében 3 (esetleg 4) bolygó; a PSR B1620-26 esetében 1 bolygó valószínűsíthető.

- Gravitációslencse-hatás: Ha egy bolygó térbeli mozgása során a Földről nézve egy távoli csillag elé kerül, akkor tömegétől függően eltéríti, lencseként felerősíti ennek a háttércsillagnak fényét.

- Anyagkorong deformációja: Néhány csillag körül olyan por- és gázkorongot sikerült kimutatni (főleg infravörösben), amelyből bolygórendszer születhet. Ha a korongban már kialakult egy nagyobb égitest, akkor annak gravitációs perturbáló hatása miatt a korong egyenetlen sűrűségeloszlásúvá, aszimmetrikussá válhat. Amennyiben a bolygó pályasíkja és a korong síkja nem esik egybe, a korong eltorzul, a bolygó közelében a fősíkjától eltérül.

Fotonikai hatáson alapuló módszerek

- A látható és az infravörös fénycentrum eltérése: Ha egy csillag és bolygója fényét egybeolvadtan látjuk, a fényfolt legnagyobb intenzitású helye máshová esik a látható és az infravörös tartományban. A csillagnak ugyanis sokkal magasabb a felszíni hőmérséklete, intenzitásmaximuma a látható fénybe esik, míg a hidegebb bolygó legerősebben az infravörösben sugároz (5. ábra). Persze ennek kimutatásához rendkívül jó felbontás kell, talán a Keck-teleszkóp, illeve a VLT interferométere hozhat megfelelő eredményeket.

5. ábra: A Nap és néhány bolygó sugárzásának energiaeloszlása. Infravörösben már nem olyan nagy a fényességkülönbség, mint a látható tartományban. (eredeti ábra)

- Visszavert (reflektált) fény: Egy csillag fénye a közelében keringő óriásbolygóról visszaverődhet, amit esetleg akkor is ki lehet mutatni, ha a két égitestet térben nem látjuk különállónak.

- Légkörön áthaladó fény: Ha egy bolygó elhalad a csillaga előtt, akkor a bolygólégkör anyagának elnyelési színképvonalai rárakódnak a csillag színképére. Mivel a két spektrum eltérő jellegű, ebből a bolygó létére lehet következtetni.

- Sarki fény: A sarki fény jelenségét a Naprendszerben a Földön, a Jupiteren és a Szaturnuszon figyelték meg. A sarki fény nem hőmérsékleti sugárzás, jellegzetes színképet mutató fényét a bolygó légkörének molekulái bocsátják ki. A molekulákat a központi csillagból kilövellt és a bolygó mágneses tere által a pólusok felé eltérített részecskék gerjesztik fénylésre. Az exobolygóknál ezt a fényt kis intenzitása miatt szinte reménytelen megfigyelni.

- Rádiósugárzás: A Jupiter és Io nevű holdja között az erős mágneses kölcsönhatás rádióhullámokat kelt. Hasonló jelenség exobolygóknál is elképzelhető, de a kis sugárzási intenzitás korlátokat szab e módszer alkalmazhatóságának.

- Antropogén (civilizációs) hatások: Elméletileg kimutatták, hogy a Földről a Napra lőtt nagyon erős lézerimpulzus csillagunk rövid ideig tartó, enyhe kifényesedését okozhatja, ami más csillagokról is megfigyelhető lenne. Az emberiség küldött már irányított, kódolt rádióüzeneteket néhány csillaghalmaz felé. A rádió- és TV-műsorok által okozott "elektromágneses zaj" is kiszóródik a világűrbe. Ilyen hatások más civilizációk esetében is előfordulhatnak, így talán egyszer ezek alapján is felfedezhetünk egy bolygót.

- Képalkotás koronográffal: Egy csillagától aránylag távol elhelyezkedő óriásbolygó a látható fény tartományában működő űrtávcsövek képein észrevehető, ha a műszerben egy kis koronggal a csillag fényét sikerül kitakarni.

- Interferometrikus képalkotás: Az világűrbe telepített infravörös interferométerek, a TPF (NASA) és a Darwin (ESA)  a tervek szerint akár Föld típusú bolygókat is kimutathatnak.

Az űrtávcsövektől azt várják, hogy az exobolygók spektrumát is rögzítve hamarosan a légkörük összetételére, az ottani időjárási viszonyokra is sikerül következtetni. Egész modellsorozatot készítettek arra vonatkozóan, hogy milyennek látnánk egy eljegesedett Föld, egy felforrósodott Föld, egy jelenlegi Föld, egy Vénusz vagy egy Mars típusú bolygó légkörének színképét. A különféle molekulák fényelnyelésének, abszorpciós sávjainak felismerése az exobolygó-atmoszféra alkotórészeinek meghatározását is lehetővé tenné. Az esetleges élet feltételezéséhez indokot adhat, ha a Föld típusú exobolygó légkörében sok  oxigént találnánk, ugyanis a Földön az oxigénben gazdag (21%) légkör kialakulása a fotoszintetizáló növények megjelenésének következménye volt.

Bolygórendszerek keresésére az eddigi legsikeresebben alkalmazott módszer a csillagok színképvonalainak vizsgálata, a radiális sebesség változásának mérése [6.]. Ilyen spektroszkópiai módszerrel száz fényéven belül gyakorlatilag a Naphoz hasonló összes - mintegy 1200 - csillagot folyamatosan figyelik. A bolygórendszerrel körülvett csillagok gyakorisága a jelenlegi becslések szerint 3-7 % lehet.

Újabban a Doppler-módszer mellett egyre fontosabb és sikeresebb aa átvonulások figyelésén, illetve a gravitációslencse-hatáson alapuló keresési módszer.

Fotometriai módszerek

A gravitációs mikrolencséket kereső programok [2.] a csillagokban gazdag égi területekről CCD kamerával képeket készítenek, és azokat automatizált módon, számítógéppel feldolgozzák. Minden csillag fényességét megmérik, és keresik az időben változó fényességűeket. Ezek a keresőprogramok kettős szerepet játszanak az exobolygók felfedezésében.

Az egyik a bolygók által okozott mikrolencse-jelenségek kutatása. Egy csillag fényessége látszólag megnövekedhet, ha látóirányához nagyon közel egy másik égitest halad el előtte. Az utóbbi, úgynevezett lencseobjektum - mivek tömege megváltoztatja a tér szerkezetét  - kissé elgörbíti a háttércsillagról érkező fénysugarakat, így arról több fény érkezik hozzánk. Amennyiben a lencseobjektum olyan csillag, amely körül bolygó kering, akkor a csillag által okozott felfényesedés előtt vagy után a bolygó ugyanezen hatását is megfigyelhetjük, csak az a kisebb tömeg miatt rövidebb ideig tart (6. ábra). A gravitációs mikrolencse hatáson alapuló módszerrel elvileg akár Föld típusú bolygók is felfedezhetők! Eddig azonban csupán néhány esetben gyanítják, hogy megfigyelt többcsúcsú fényváltozásban bolygó is szerepet játszott.

E megfigyelési programok másik fontos eredménye, hogy a rengeteg csillag fényességváltozásának mérésekor olyanokra bukkanhatnak, amelyeknek egy időre lecsökkenhet a fényessége. Ezt a jelenséget - a fedési kettőscsillagokhoz hasonlóan - az  is okozhatja, hogy a csillag előtt átvonul egy másik égitest és részben eltakarja. Az átvonulás idején fellépő jellegzetes elhalványodásból a csillag feltételezett sugarának felhasználásával kiszámolható a bolygó mérete. Sőt a fedési görbe alakjából még a csillag szélsötétedésére és a bolygópálya síkjának a látóirányunkkal bezárt szögére is következtethetünk. Akkor mondhatjuk, hogy a fénycsökkenést bolygó okozza, ha a jelenség egyforma időközönként többször megismétlődik, és így az átvonulások között eltelt idő megadja a bolygó keringési periódusát.

Az OGLE-III programban eddig már 59 olyan csillagot találtak, amelyek elhalványodását azzal magyarázták, hogy tőlünk nézve egy óriásbolygó vagy egy barna törpe haladt el előttük. Örvendetes magyar vonatkozása a vizsgálatoknak, hogy a Kovács Géza és munkatársai [7.] által kifejlesztett számítógépprogramot használják, amely kifejezetten a kismértékű, ritkán előforduló, de periodikus fényességcsökkenések elemzésére készült. Az OGLE-TR-56 csillagnál már több mint 300-szor mutattak ki 1.2119 naponként  bekövetkező, 0.014 magnitudó nagyságú elhalványodást  (7. ábra). A csillag sugara 0.8 R_o, a bolygó mérete pedig 0.8 R_Jup.. Ezek alapján egy csillagához rendkívül közel keringő "forró Szaturnuszt" találtak.

7. ábra: Az OGLE-TR-56 csillag fényének fedési elhalványodása (eredeti ábra)

A fedés miatti fényességcsökkenés mértéke függ:
- a csillag és a bolygó méretének arányától: annál jelentősebb a fényességváltozás, minél nagyobb az R_bolygó/R_csillag hányados;
- a csillag felszíni hőmérsékletétől: adott méretarány mellett minél hidegebb a csillag, annál kisebb a fényváltozás.
A változás általában csak néhány század vagy ezred magnitúdó, Föld típusú bolygók esetében pedig még kisebb, így az átvonulás-módszerrel kevés a remény arra, hogy  Földünkhöz hasonló kísérőt találjunk (8. ábra). A fedés megfigyelhetőségének (geometriai) valószínűsége a csillag átmérőjének és a bolygópálya méretének a hányadosával arányos.

A mikrolencséket kereső programok mellett világszerte számos kisebb vagy közepes méretű távcsővel indítottak megfigyelési kampányokat az exobolygók fedéseinek kimutatására (pl. EXPLORE, TEP, VULCAN) . Az ELTE Csillagászati Tanszéke és az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézete egyik csoportja a Piszkéstetői 90 cm-es Schmidt-teleszkópot használva, csillagokkal zsúfolt égterületekről készített CCD-felvételek segítségével kíván ilyen felfedezéseket tenni.

1999 júliusában a Hubble-űrtávcsővel nyolc napon át vizsgálták a 47 Tucanae gömbhalmazt. Úgy becsülték, hogy a halmaz mintegy 34 000 fősorozati csillaga közül kb. 1 %-nak van rövid keringési periódusú bolygója, és ezek közül minden tizedik esetben a fedés a Földről is megfigyelhető. Így azt várták, hogy a megfigyelési időszakban 1000 csillagonként legalább 1 átvonulás, azaz összesen 30-40 átvonulás lesz. Ezzel szemben az eredmény: egyetlen csillag fedési elhalványodását sem tapasztalták.

A 2400 fényév távolságra lévő NGC 2264 nyílthalmaz KH 15D jelű csillagánál 48.3 naponként fényességcsökkenést tapasztaltak. A vizsgálatok szerint ennek az lehet az oka, hogy a csillag körül egy közel éléről látszó, törmelékből álló anyagkorong van, és egy nagyobb darabokból (akár bolygókból) álló sűrűsödés rendszeresen elhalad a csillag előtt, lecsökkentve annak fényességét. Mivel a csillag becsült kora mindössze 3 millió év, kiváló objektum lehet a bolygórendszerek születésére vonatkozó elméletek ellenőrzéséhez. Számos más csillag körül is találtak hasonló anyagkorongot (pl. béta Pictoris, Vega). Több esetben gyanítható, hogy a korongban már kering protobolygó, amely gravitációs hatásával eltorzítja a korong alakját.

Az IRAS infravörös űrtávcső 20 évvel ezelőtti méréseiből is kiderült, hogy a Napnál forróbb zeta Leporis körül porban gazdag anyagkorong van. Az egyik Keck-teleszkóppal végzett újabb vizsgálatok szerint a korong hőmérséklete magas: 350 K, s 2.5-6 AU közötti távolságban helyezkedik el a csillag körül. A korongból folyamatosan por távozik, amit az elképzelések szerint az ottani kisbolygók ütközései során létrejövő törmelék pótol. Lehet, hogy ez az elsőként felfedezett Naprendszeren kívüli aszteroidaövezet (8a. ábra).

A HD 209458

Az egyik legalaposabban tanulmányozott csillag, amelyhez bolygó is társul, a Naphoz hasonló, 153 fényévre lévő HD 209458. Spektroszkópiai úton, a radiális sebesség méréséből egy 0.63 M_Jup. tömegű bolygóra következtettek, amely majdnem körpályán, igen közel, 3.5 nap alatt kerüli meg csillagát. Az ezután elvégzett fotometriai mérések is sikerrel jártak, megerősítve a  bolygó létét: a csillag fényességében 3.5 naponként bekövetkező, 0.017 magnitudó nagyságú, 3 órá időtartamú elhalványodásokat mértek, ami a bolygó átvonulásaival volt magyarázható (8b. ábra). Sikerült a bolygó sugarát is meghatározni (1.6 R_Jup.), így az átlagsűrűsége csupán 0.2 g/cm³-nek adódott.
A bolygó felszíni hőmérsékletét a

képlettel becsülhetjük meg, ahol T_* és R_* a csillag felszíni hőmérséklete és sugara, a a bolygópálya félnagytengelye, A pedig bolygó fényvisszaverő képessége, az albedó (a Jupiterre kb. 0.35). A HD 209458 bolygója mintegy 1100 fokos: micsoda felfújódott forró, ritka gázgömb!

8b. ábra: A HD 209458 csillag fedési fényváltozása (a Hubble-űrtávcső mérése)

A Hubble-űrtávcsővel egy ilyen átvonulás során felvették a rendszer színképét. A csillag fénye ekkor áthalad a bolygó légkörén, és a két színkép összeadódik, így a bolygólégkör kémiai összetétele is tanulmányozható. Megállapították, hogy a vártnál kevesebb nátriumot tartalmaz.

Csillagok több bolygóval, bolygók több csillaggal

A címben szereplő esetek különösen érdekes kérdéseket vetnek fel: hogyan alakulnak ki bolygók kettőscsillagok egyik komponense körül, illetve milyen hatást gyakorol a bolygók pályájára a kettős másik tagja? A több bolygóból álló rendszereket összehasonlíthatjuk a Naprendszerrel: vajon mennyire általánosak a mi bolygórendszerünk tulajdonságai? A továbbiakban néhány ilyen különleges többes rendszert mutatunk be, amelyeket a Doppler-módszer segítségével fedeztek fel.

Az 51 fényévre lévő 47 UMa rendszere kissé hasonlít a miénkhez. Két bolygója 2.56 és 0.76 Jupiter-tömegű, ezek aránya 3.3, ami megegyezik a Jupiter-Szaturnusz tömegaránnyal. Csillaguktól 2.09, illetve 3.78 AU távolságra keringenek, majdnem kör alakú pályán 3 és 7.1 éves periódussal (9. ábra). Elképzelhető, hogy még további, Föld típusú bolygók is vannak a rendszerben, melyek kimutatásához az eddigi mérési pontosság nem volt elegendő. A rendszerben elméleti számítások szerint 1 és 1.9 AU között egy kőzetbolygó pályája több milliárd éven át stabil lehet, annak ellenére, hogy az óriásokhoz közel kering.

9. ábra: A 47 UMa bolygóinak pályája összehasonlításképpen feltüntettük a Föld és a Jupiter pályaméretét is

Az üpszilon Andromedae egy F8 V színképtípusú csillag radiális sebességének változásából 3 bolygójára következtettek. A belső nagyon közel kering a csillagához, a második nagyjából a Vénusz és Föld közti távolságban, a harmadik a fő kisbolygóövezetnek megfelelő távolságban található (10. ábra). 1953-as, 1995-ös és 1998-as felvételek vizsgálatából kiderült, hogy az üpszilon And és a mellette lévő halvány vörös törpe együtt mozog, a környező csillagokhoz képest egyforma a sajátmozgásuk, így nagy valószínűséggel kettőscsillagot alkotnak. A 0.2 M_o tömegű vörös törpe az 1.2 M_o tömegű főkomponenst vetületben kb. 750 AU távolságban, kb. 20 000 év keringési idővel járja körül, így spektroszkópiai kettősségük kimutatásához hosszú időre van szükség.

A HD 82943 két bolygója legalább 0.88 és 1.63 Jupiter-tömegű. Erősen elnyúlt, 0.73 és 1.16 AU fél nagytengelyű pályán keringenek 221.6 és 444.6 nap periódussal. Mivel keringési idejük közel 1:2 rezonanciában van, az égi mechanika törvényei szerint erősen perturbálják egymást, azaz pályájuk hosszabb idő alatt jelentősen megváltozhat. A csillag színképéből kiderült, hogy légköre sok ⁶Li-izotópot tartalmaz, ami szokatlan egy idős, Nap-típusú csillagnál. Az egyik lehetséges magyarázat erre az lehet, hogy egy közeli, Jupiter típusú bolygóját már elnyelte, és annak anyagából került lítium a csillagra.

A 15 fényévre lévő, mindössze 0.32 Nap-tömegű Gliese 876 jelű vörös törpe csillag két bolygója is közel 1:2 rezonanciában  kering, periódusuk 30 és 61 nap. Az erre a rendszerre elvégzett numerikus és analítikus égi mechanikai számítások szerint azonban milliárd évekig is stabilak maradhatnak a bolygópályák.

A HD 168443 csillagnak két hatalmas bolygója ismert: 7.6 és 17 Jupiter-tömegűek, 0.3 és 2.9 AU fél nagytengelyű, lapult ellipszispályán keringenek. A nagyobbikat tömege alapján akár a barna törpék közé is sorolhatjuk.

Az eddig felfedezettek közül a 41 fényévre lévő 55 Cancri rendszere hasonlít legjobban Naprendszerünkre. Három bolygója rendre 0.88, 0.22 és 4.0 Jupiter-tömegű, pályájuk fél nagytengelye 0.118, 0.247 és 5.9 AU, keringési idejük 14.66, 44.28 és 5360 nap. Ez utóbbi a máig ismert legnagyobb exobolygó-pálya, mérete kissé meghaladja a Jupiterét is.

Sok kettőscsillagnál is fedeztek fel már bolygót. Ezek a rendszerek aránylag tágak, a két csillag egymástól távol kering a közös tömegközéppont körül, és a bolygók csak az egyikhez tartoznak. Kettőscsillag több bolygóval: 55 Cnc. Kettőscsillagok egy bolygóval: tau Boo, 16 Cyg B, 94 Cet, Gliese 86, HD 142, HD 80606, HD 89774, HD 114762, HD 178911B, HD 195019.

A legfrissebb hír: a McDonald Obszervatórium kutatócsoportja bolygót talált egy szoros kettőscsillagnál. A gamma Cephei fényes (V=3.2 magnitudó), 45 fényévre lévő, K1IV színképtípusú, 1.59 M_o tömegű csillag. Egy 1.76 Jupiter-tömegű bolygó 2.5 éves periódussal, 2 AU távolságban kering körülötte. A kettőscsillag másik komponense valószínűleg egy vörös törpe, 74 éves periódusú, 25-30 AU sugarú, igen lapult (e=0.44) pályán, aránylag közel helyezkedik el.

További érdekes rendszerek

A HD 80606 radiálisebesség-görbéjének alakja nagyon eltér a szinuszostól, fűrészfoghoz hasonló. Ebből arra következtettek, hogy a csillag (és egyben a bolygója is) rendkívül elnyúlt, 0.93 excentricitású pályán kering a közös tömegközéppont körül (Naprendszerünkben ez az üstökösökre jellemző). Idővel a relativisztikus perihélium-vándorlás jelenségét is tanulmányozhatjuk ennél a bolygónál (a pálya tengelyének elfordulása annál nagyobb, minél kisebb a félnagytengely és minél nagyobb az excentricitás).

Az iota Draconis nem Nap-típusú, hanem K2III színképű óriáscsillag. A Doppler-módszerrel kimutatott, legalább 9 Jupiter-tömegű bolygója igen elnyúlt pályán, 1.5 éves periódussal kering körülötte.

Az epszilon Eridani mindössze 10.5 fényévre van tőlünk, így Jupiter-tömegű bolygója az eddig talált legközelebbi exoplanéta. A bolygó 500 millió km-re kering csillagától, 7 éves periódussal, erősen excentrikus pályán. Talán az űrtávcsövekkel hamarosan közvetlenül is észlelhető lesz.

A bolygókat sokféle szempont szerint osztályozzák. Az egyik lehetőség a csillaguk körüli pálya adatain, az ellipszis lapultságán, méretén és a keringési időn alapul. Egy csillag körül természetesen az itt felsoroltak közül egyidejűleg akár többféle típusú bolygó is keringhet.

1. “51 Pegasi típus” vagy “forró Jupiter”: majdnem kör alakú (e<0.25) kis méretű pálya, rövid keringési periódus (T<88 nap)
2. “HD 114762 típus”: nagy lapultságú, excentrikus (e>0.25) kis méretű pálya, rövid keringési periódus (T<88 nap)

3. “70 Virginis típus”: nagy lapultságú, excentrikus (e>0.25) nagy méretű pálya, hosszú keringési periódus (T>88 nap)

4. “Naprendszer típus”: majdnem kör alakú (e<0.25) nagy méretű pálya, hosszú keringési periódus (T>88 nap)

Meg kell említenünk, hogy “szuperjupiter” óriásbolygók nemcsak csillag körül jöhetnek létre, hanem csillagközi anyagban gazdag csillagképződési területeken, csillaghalmazokban közvetlenül, önmagukban is kialakulhatnak. A szigma Orionis közelében infravörös felvételeken 18 magányos, bolygószerű égitestet fedeztek fel, melyek becsült tömege 5-15 Jupiter-tömeg, koruk pedig csak néhány millió év. Túl sokan vannak, így nem valószínű, hogy bolygórendszerekből szakadtak ki. Lehet, hogy Tejútrendszerünkben százmilliónyi hasonló égitest kóborol.

Az évek múlásával egyre hosszabb radiálissebesség-adatsorok állnak rendelkezésre. Akkor valószínűsíthető, hogy egy csillag sebessége a bolygójának hatására változik, ha legalább egy teljes ciklus, de inkább több látszik a sebességgörbén. Mivel a mérések még csak 6-8 éve kezdődtek, csak a közelmúltban vált lehetővé a hosszabb keringési periódusú, csillaguktól távolabbi, a mi Jupiterünkhöz hasonló bolygók kimutatása. Erre példa az 55 Cnc d, a 47 UMa c illetve a Gliese 777A b.

Az ismert exobolygók számának ugrásszerű növekedését a közeljövőben felbocsátandó űrszondák méréseitől várhatjuk. A COROT (10a. ábra), a Kepler és az Eddington a fotometriai (tranzit) módszerrel keresi majd a csillaguk előtt átvonuló bolygókat.

A GAIA, a SIM és a FAME misszió várhatóan nagy pontosságú asztrometriai pozícióméréseit már említettük (sajnos a FAME program megvalósulása bizonytalanná vált a NASA-támogatás megvonása miatt). A Darwin-IRSI (InfraRed Space Interferometer) és a TPF (Terrestrial Planet Finder) több teleszkópból álló rendszere az infravörös interferometriai képalkotás módszerével már Föld típusú bolygók felfedezését is lehetővé teszi. Az exobolygó helye és mérete mellett spektroszkópiai úton meghatározható lesz atmoszférájának összetétele, amiből az élet lehetőségeire következtethetünk. A TPF megvalósítására egy másik elképzelés is: egyetlen nagy távcső, egy látható fényben működő koronográf, ami a csillag kitakarásának módszerével működne.

A 2006-ban indítandó, 300 millió dolláros költségvetésű Kepler műhold a Földéhez hasonló pályára kerül a Nap körül. A Tejút csillagokban gazdag részén, a Cygnusban az égbolt nagy, 12 fok átmérőjű (nyújtott kézzel tenyérnyi) területét vizsgálja majd 95/140/140 cm-es Schmidt távcsövével és hatalmas felületű,  42 db 2200x1024 képelemes (pixeles) CCD-t tartalmazó kamerájával. Négy éven át mintegy 100 000, 14 magnitudónál fényesebb csillag fényességét méri meg 15 percenként, 0.0001 magnitudós pontossággal.

Az amerikai tervek között szerepel a GEST (Galactic Exoplanet Survey Telescope) űrtávcső felbocsátása is. Egy 1.5 m-es teleszkóp vizsgálja majd a Tejútrendszer centrumának közelében két négyzetfokos területen több mint száz millió csillag fényességét. A mikrolencsehatás miatti felfényesedéseket keres, remélhetőleg százával talál majd Föld típusú bolygókat.

A 11. ábrán a a különböző módszerek, űrszondák teljesítőképességet tüntettük fel a felfedezhető bolygók pályájának és tömegének függvényében.

11. ábra: Néhány űrszonda várható hatékonysága a bolygók tömegének és pályaméretének függvényében. A pontok néhány naprendszerbeli és exobolygót jelölnek. Pontozott vonalak: asztrometria, adott szögmérési pontosság és 10 pc távolság esetén; szaggatott vonalak: spektroszkópia, adott sebességmérési pontosság esetén. A vonal mellett megadott paraméterekkel a vonal feletti mérettartományban lehet bolygókat felfedezni. (eredeti ábra)

11a,b,c ábra: Az exobolygók adatainak összefüggései.

Feltűnő, hogy az exobolygók nagy része a “forró Jupiterek” közé tartozik, a több bolygós rendszerek sem hasonlítanak a mi Naprendszerünkhöz. Azonban ez valószínűleg csak annak a következménye, hogy mai módszerek a csillagukhoz közeli óriásbolygók felfedezésére a legalkalmasabbak. Mivel a Doppler-módszer esetén legalább egy teljes keringési ciklus, a fedési módszernél legalább két átvonulás megfigyelése szükséges,a hosszabb periódusú bolygók kimutatásához több idő kell. A naprendszerbeli óriásokhoz hasonló, néhány évtizedes keringési idejű kísérők megtalálásához hosszú évekig kell gyűjteni aa adatokat. Ráadásul az ilyen, csillaguktól távolabb lévő bolygók felfedezése azért is nehezebb, mert az általuk okozott hatás kisebb mértékű.

Az igazán izgalmas eredmény a Föld típusú bolygók megtalálása lesz, hiszen az élet kialakulása, a civilizáció létrejötte az ilyen égitesteken valószínűbb. Számos elméleti vizsgálatot végeztek arra, hogy egy adott típusú csillag körül hol van az a “lakható” zóna (angolul “habitable zone”), ahol a bolygón a víz folyékony állapotban lehet (12. ábra). Ez a zóna egy vörös törpe körül a csillaghoz közel helyezkedik el és keskeny, a forróbb csillagok körül pedig távolabbi és szélesebb. Persze egy bolygón az élet kialakulásának esélyeit nemcsak a csillagtól való távolság határozza meg, hanem sok más körülmény is. Az éghajlatot befolyásolja a bolygó légkörének vastagsága, összetétele, fényvisszaverő képessége; a pálya lapultsága, a forgástengely helyzete stb. is. A csillagról érkező fény mellett hőforrás lehet a bolygó anyagában végbemenő radioaktív bomlás vagy egy másik közeli égitest (pl. nagy hold) által okozott árapályfűtés.

12. ábra: Az életzóna helye különböző csillagok körül (ferde, sötétszürke sáv).
A vízszintes tengelyen a bolygópálya mérete, a függőlegesen a csillag tömege szerepel (betűkkel a színképtípusok). A ferde skálán a bolygó T keringési ideje szerepel. (eredeti ábra)

Az exobolygók izgalmas témaköre kiváló lehetőséget ad a csillagászat oktatásában a komplex szemlélet fejlesztésére, hiszen a csillagászat szinte minden ágát alkalmazza, az égi mechanikától az asztrofizikáig. A bolygók, illetve az élet kialakulási esélyeinek vizsgálatához pedig planetológiai, geológiai, meteorológiai, fizikai, kémiai, biológiai vonatkozásokat is át kell tekinteni. Magyar diákok nagyon sikeresen szerepeltek egy genfi csillagászati versenyen 2001-ben és egy hollandiai konferencián 2002 tavaszán, éppen az exobolygókkal kapcsolatos pályamunkáikkal, illetve bemutatóikkal.

Irodalom

[1.] SZATMÁRY KÁROLY: Más csillagok bolygóinak felfedezése.Csillagászati évkönyv1997, 160-168. o.
http://www.jate.u-szeged.hu/obs/ismeret/exo/exo1997evk.html
[2.] SZATMÁRY KÁROLY: Barna törpecsillagok mint gravitációs lencsék.Csillagászati évkönyv 1995, 154-162. o.
http://www.jate.u-szeged.hu/obs/ismeret/gravlens/evk1995.html
[3.] ALMÁR IVÁN: Az exobolygók készülő katalógusa.Csillagászati évkönyv 2000, 164-167. o.
[4.] TRAUB W.A., JUCKS K.W: A possible aeronomy of extraterrestrial planets.2002, http://lanl.arXiv.org/abs/astro-ph/?0205369
[5.] PERRYMAN M.A.C.: Extra-solar planets. 2000, http://lanl.arXiv.org/abs/astro-ph/?0005602
[6.] VINKÓ JÓZSEF, SZATMÁRY KÁROLY, KASZÁS GÁBOR, KISS LÁSZLÓ: A csillagok színképe. Csillagászati évkönyv 1998, 204-221. o.
http://www.jate.u-szeged.hu/obs/spectra/spektro5.html
[7.] KOVÁCS GÉZA és munkatársai: A box-fitting algorithm in the search for periodic transits. A&A 2002, 391, 369. http://lanl.arXiv.org/abs/astro-ph/?0206099

Magyar honlapok az Interneten:
A Szegedi Csillagvizsgáló lapjai (e cikk is, képekkel) http://astro.u-szeged.hu
Az ELTE Csillagászati Tanszék lapjai http://astro.elte.hu
Az [origo] tudományos hírei http://www.origo.hu/tudomany/
Az AKG szakkörének lapjai http://supernova.akg.hu/htema/htema.html

Fontosabb angol nyelvű honlapok az Interneten:
California & Carnegie Extrasolar Planets Search http://exoplanets.org
Geneva Extrasolar Planets Search http://obswww.unige.ch/~udry/planet/planet.html
Chronology of the discoveries http://obswww.unige.ch/~naef/
Anglo-Australian Planet Search http://www.aao.gov.au/local/www/cgt/planet/aat.html
Extrasolar Planets Encyclopaedia http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html
Extrasolar Planets Catalog http://www.obspm.fr/encycl/catalog.html
NASA JPL Planet Quest http://planetquest.jpl.nasa.gov
Extrasolar Visions http://www.extrasolar.net/

További honlapok:
Amateurs and transits http://www.transitsearch.org
Exoplanets and their stars http://www.generation.net/~mariob/astro/exoplan/intro-e.htm
Other Worlds, Distant Suns http://www.astronautica.com/owds.html
Known Planetary Systems http://www.princeton.edu/~willman/planetary_systems/
Extrasolar Planets - The Astrobiology Web http://www.astrobiology.com/extrasolar.html
The Nine Planets http://www.seds.org/billa/tnp/other.html
Space.com http://www.space.com/scienceastronomy/headlines-7.html
Pulsar Planets http://www.astro.psu.edu/users/pspm/arecibo/planets/planets.html
Vulcan program http://web99.arc.nasa.gov/~vulcan/
TEP program http://www.iac.es/proyect/tep/tephome.html
Microlensing Planet Search Project http://bustard.phys.nd.edu/MPS/
OGLE Planetary Transits http://www.astrouw.edu.pl/~ogle/ogle3/transits/transits.html
Penny Sackett lapjai http://www.astro.rug.nl/~psackett/NVWS/index.html
PLANET program http://www.astro.rug.nl/~planet/
STARE program http://www.hao.ucar.edu/research/stare/stare.html
SARG Exo-Planets Search, Padova http://www.pd.astro.it/new_sites/ESP/index.htm
Extrasolar Planets Corp. (old) http://www.extrasolar.com
ESO news http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-13-00.html
AFOE program http://cfa-www.harvard.edu/afoe/espd.html
Exploration of Neighboring Planetary Systems http://origins.jpl.nasa.gov/library/exnps/ExNPS.html
a Kepler misszió http://www.kepler.arc.nasa.gov
az Eddington misszió http://sci.esa.int/home/eddington/, http://astro.esa.int/SA-general/Projects/Eddington/
a SMART-2 misszió http://sci.esa.int/home/smart-2/
a DARWIN misszió http://ast.star.rl.ac.uk/darwin/
a SIM misszió http://sim.jpl.nasa.gov
a COROT misszió http://www.astrsp-mrs.fr/projets/corot/
a GAIA misszió http://astro.estec.esa.nl/GAIA/
a FAME misszió http://www.usno.navy.mil/FAME/
a GEST misszió http://bustard.phys.nd.edu/GEST/
Evolution of Pegasi planets http://www.obs-nice.fr/guillot/pegasi-planets/
Searching For Extrasolar Planets http://ethel.as.arizona.edu/~collins/astro/subjects/srchplanet1.html
Amateur extrasolar planet search project http://www.spectrashift.com
Geoffrey Marcy http://astron.berkeley.edu/~gmarcy/
Steven S. Vogt http://www.ucolick.org/~vogt/
Exoplanets, E. Mamajek http://etacha.as.arizona.edu/~eem/exo.html
Planetary Science Institute, transits http://www.psi.edu:80/esp/
The Planetary Society http://planetary.org/html/news/subjectarchive/Extra-Solar_Planets-idx.html
Fairborn Observatory, transit http://schwab.tsuniv.edu/t8/hd209458/transit.html
Extrasolar Planets Arizona SU http://www.public.asu.edu/~sciref/exoplnt.htm

2002.október