Élet más bolygókon?

Régóta izgatja az emberek fantáziáját, hogy van-e élet a Földön kívül. Bár felvethető a miénktől egészen eltérő életformák léte, most maradjunk a szén-víz-oxigén alapú élővilág lehetőségénél. E szempontból röviden áttekintjük a Naprendszer égitestjeit, majd a más csillagok körül nemrégiben felfedezett bolygókat vizsgáljuk. Persze a témakör nagyon összetett, a természettudományok minden ágához kapcsolódik, de itt csak a csillagászati vonatkozásokat említjük meg (könyvajánlat: J. Dorschner: Van-e élet a Földön kívül?, Gondolat Zsebkönyv 1975; E. Ashpole: A Földön kívüli értelem kutatása, Akadémiai 1992; Almár Iván: A SETI szépsége, Vince Kiadó 1999).

A földihez hasonló élővilág kialakulásához számos feltételnek kell teljesülnie. Alapvető, hogy a csillagától mennyi fényenergiát kap egy bolygó, és ez időben változik-e. A bolygóra jutó fény mennyisége függ a csillag jellemzőitől, a bolygónak a csillagtól való távolságától. Fontos még a bolygó mérete, tömege, gravitációs terének nagysága, anyaga, fényvisszaverő képessége, légkörének összetétele. Az árapály erők miatt jelentős lehet a bolygó holdjainak hatása.

Életzónának szokás hívni egy csillag körül azt az övezetet, ahol a csillagtól kapott energia sem túl sok, sem túl kevés, ahol a bolygón lévő hőmérséklet a víz fagyás és forráspontja közötti. Ez nem feltétlenül 0 és 100 Celsius fok, hiszen a víz halmazállapota erősen függ a légköri nyomástól is. A Naprendszerben e zónában helyezkedik el a Vénusz, a Föld és a Mars.

A Földön az élet nagyon korán, kb. 3,8 milliárd éve megjelent, alighogy megszilárdult a forró ősi bolygótest. Sokáig azonban csak mikroszkópikus volt, az egysejtőek szintjén maradt.

A Vénusz az erős üvegházhatás miatt nagyon meleg (kb. 450 ^oC), a Mars pedig hideg (-100 és +20 ^oC közötti). Mindkét bolygónak főleg széndioxidból álló légköre van. A Mars felszínén számos olyan képződmény, pl. kiszáradt folyómeder látható, mely arra enged következtetni, hogy a régmúltban az éghajlata melegebb volt, a víz folyékony állapotban volt rajta. Akkoriban, mintegy 3 milliárd éve, kifejlődhetett a marsi élet. Erre utalnak az egyik onnan származó meteor anyagában talált szerves anyagok és nanobaktérium lenyomatokhoz hasonló formák. Az ezeket ismertető, 1996-os szenzációs bejelentés azonban óvatosan fogalmaz, még megerősítésre vár, hogy valóban a földi élettől független evolúció nyomaira bukkantak vagy sem. Még nem tudjuk pontosan, hogy miért, de a Mars lehűlt, jelenleg a felszínén nem valószínű az élet, talán csak a talajában, ott is legfeljebb egysejtűek szintjén.

A Galileo szonda a Jupiter körül keringve sorra vizsgálja az óriásbolygó holdjait. Az Europa és a Callisto nagyon ritka atmoszférájában egy kevéske oxigént sikerült kimutatni. Az életfeltételekhez ez elenyésző, a hőmérséklet igen alacsony ott. A Szaturnusz nagy holdja, a Titán is rendelkezik légkörrel, amely főleg nitrogénből áll, de az élet kialakulása nem valószínű többek között a nagy hideg miatt.

Meg kell azonban említenünk, hogy a Nap sugárzásán kívül más energiaforrások is szerepet játszhatnak egy égitest hőmérsékletének alakításában. A bolygó vagy a hold anyagában lévő rádioaktív kémiai elemek bomlása során jelentős hő szabadul fel (ezért olvadt a Föld belseje is). Másrészt az óriásbolygók holdjainál erős lehet az anyabolygó árapály hatása. Arról van szó, hogy a bolygó nagyobb erővel vonzza a hold hozzá közelebbi részét, mint a távolabbit, ezért a hold anyagát folyamatosan "gyúrja", a felszínét összetöredezi, átalakítja (szép példa erre a Jupiter Io és Európa holdja).

Meteorok anyagában is találtak bonyolult szerves molekulákat, aminosavakat, de kérdéses még, hogy biológiai eredetűek, azaz élő szervezetektől származnak vagy sem. A csillagközi gáz- és porfelhőkben is sok nagy szerves molekulát mutattak ki rádiósugárzásuk révén.

Végülis Naprendszerünkben a Földön kívüli élet jelenleg nem valószínű, de nem is zárható ki. A bolygókutató szondák jövőbeli mérései és az emberes űrutazások hozhatnak választ erre.

A továbbiakban a közelmúltban felfedezett más bolygórendszerekkel foglalkozunk.

Új bolygók keresése

Az óriási távolságban lévő csillagok bolygóinak kimutatása rendkívül nehéz feladat. Közvetlen módon szinte reménytelen, hiszen nagyon közel látszanak egymáshoz. Csak az űrtávcsövek használata hozhat sikert, melyeknél a felbontóképességet nem rontja le a földi légkör hatása. A bolygó fényessége eltörpül a csillagjához képest, esetleg az infravörös (hő) tartományban készült felvételeken azonosíthatóak, ha legalább Jupiter méretűek és elég messze vannak a csillaguktól (ajánlott irodalom: Bolygók más csillagok körül c. cikk a Tudomány 1991. márciusi száma 40-46. oldalain).

Gravitációs hatásuk alapján viszont már van remény megtalálásukra. A bolygó és a csillag a közös tömegközéppont körül kering. Ha a bolygó elég nagy tömegű, akkor a csillag mozgása már mérhetővé válhat. Egy közeli csillagnak a háttérhez képesti hullámos elmozdulása utalhat kísérő jelenlétére, hisz így érvényesül a tömegközéppont egyenes vonalú pályája.A csupán 6 fényévre lévő vörös törpe, a Barnard-csillag esetében két Jupiter méretű bolygót feltételeztek tőle néhány Nap-Föld (azaz csillagászati egység: Cs.E.) távolságra, de ezek léte nem bizonyult valósnak.

A csillagok égi pozíciójának mérése - az asztrometriai módszer - 1996. júniusban érdekes eredményhez vezetett. Egy másik nagyon közeli, 8,2 fényévre lévő M2V vörös törpe csillag (tömege 0,4 Nap-tömeg, sugara 0,5 Nap-sugár, felszíni hőmérséklete 3500 K), a Lalande 21185 körül valóban van két, Jupiter-szerű bolygó. G. Gatewood és munkatársai az Allegheny Obszervatorium 0,76 m-es távcsövével 50 éven át készített fotolemezeket megvizsgálva azt találták, hogy a csillag egy 0,013 ívmásodperc méretű körpályán mozog 30 éves periódussal. Ebből egy 1,1 Jupiter-tömegű bolygó jelenlétére következtettek, amely 11 Cs.E. (kb. a Szaturnusz-pálya mérete) távolságban kering a Lalande 21185 körül. Ezt a fotografikus mérést a sokkal pontosabb pozíciókat adó többcsatornás asztrometriai fotométer 8 évi adatai megerősítették, sőt a csillag egy még kisebb, 0,0022 ívmásodperces, 6 éves periódusú mozgását is kimutatták. Ez egy második, 0,9 Jupiter-tömegű, 2,2 Cs.E.pályasugarú bolygóra utal. A két kísérő pályasíkja 30 fokos szöget zár be a látóiránnyal.

Ha egy nagy bolygó keringési síkja majdnem látóirányunkba esik, akkor a csillag előtt való elhaladása lecsökkenti annak látszó fényességét. Egy Jupiter-méretű bolygó egy Naphoz hasonló csillag fényességét 1-2 század, egy vörös törpe csillag fényességét akár 1-3 tized magnitudóval is csökkentheti. A fedés időtartama a bolygó pályaméretétől és sebességétől, valamint a csillag nagyságától függ. A CM Draconis egy 50 fényévre lévő halvány fedési kettőscsillag. Két vörös törpe kering a közös tömegközéppontjuk körül 1,27 nap periódussal. Mivel látóirányunk közel egybeesik a keringési síkjukkal, időnként elfedik egymást, ekkor lecsökken a megfigyelhető fényesség (külön-külön nem látjuk a két csillagot, mert túl közel vannak egymáshoz). 1994. május 27-én és 1996. június 1-én 7%-kal (0,08 magnitudóval) lecsökkent a CM Dra fénye. Ez úgy is magyarázható, hogy egy 0,85 Jupiter-sugarú bolygó 735 napos keringési pályán mozog a kettőscsillag körül, és ez takar ki egy részt belőlük. Ha ez igaz, akkor 1998 júniusában várható a következő bolygóátvonulás.

Mostanában főleg spektroszkópiai módszerekkel értek el eredményeket. Mivel a csillag a keringése során hol közeledik, hol távolodik hozzánk képest, a Doppler-effektusnak megfelelően a színképvonalai a kék illetve a vörös felé periodikusan eltolódnak. A vonalak hullámhosszának változásából meghatározható, hogy a csillagnak éppen mekkora a látóirányú (radiális) sebessége. Ebből pedig már kiszámolható a tömegközéppont körüli keringésének pályája. A csillag tömegének ismeretében a sötét komponens, a bolygó tömege is megadható. Pontosabban: csak annak minimális értéke, amely arra vonatkozik, ha a bolygó keringési síkja a látóirányunkkal egybeesik. Minél nagyobb szöget zár be a sík az irányunkkal, annál nagyobb tömegű égitest tudja csak a csillag megfigyelt radiális sebesség változását okozni.

Az új eredményeket az eddigieknél sokkal pontosabb méréstechnika teszi lehetővé. A csillag fényét egy ritka jódgázzal töltött cellán vezetik át, így a jód rengeteg, igen keskeny abszorpciós vonala rárakódik a csillag színképére. A csillag vonalainak a gázéhoz viszonyított oly kis hullámhossz eltolódása mérhető, ami a csillag hozzánk képesti sebességének 3 m/s-os pontossággal való meghatározását teszi lehetővé. Ez fantasztikus, az utcán egy autó sebességét tudjuk ilyen pontosan megbecsülni.

Az 51 Pegasi bolygója

M. Mayor és D. Queloz svájci csillagászok egy új bolygó felfedezéséről számoltak be (1995.okt.6.), amit azóta 4 másik kutatócsoport megerősített. Az 51 Pegasi 5,5 magnitudós, szabad szemmel még éppen látható csillag. Színképtipusa G2-3V, a Naphoz nagyon hasonló. 42 fényévre van tőlünk, az átlagos radiális sebessége -31 km/s (közeledik), a forgása lassú
(egyenlítői kerületi sebessége 2 km/s, rotációs periódusa 30 nap). Az Observatoire de Haute-Provence spektrográfjával 18 hónapon keresztül vizsgálták az 51 Pegasi színképét. A spektrumvonalak hullámhossza 4,2293 +/- 0,0011 napos periódussal, 59 +/- 3 m/s amplitúdóval (!) változik. Ebből arra következtettek, hogy a csillagnak van egy kísérője, így maga is kering a közös tömegközéppont körül. A bolygó tömege legalább 0,47 +/- 0,02 Jupiter-tömeg (ennyi akkor, ha a keringés síkja és a látóirány egybeesik, különben nagyobb, elérheti a barna törpe csillag tömeget is). A pálya közel kör alakú. A csillag fényintenzitásában nem találtak olyan csökkenéseket, ami a bolygó előtte való elhaladásakor, így egy részének elfedésekor jelentkezne.
A radiális sebesség változásának más magyarázata (pulzáció vagy foltok) nem valószínű, mivel a fényessége nem ingadozik 0,002 magnitudónál jobban.
Kepler III. törvénye alapján kiszámolhatjuk, hogy a bolygó kb. 7,5 millió km sugarú pályán kering, azaz 20-szor közelebb van a csillagához, mint a Föld a Naphoz. Ezért magas lehet a felszíni hőmérséklete, kb. 1000 ^oC , miszerint a Földnél hétszer nagyobb méretű,atmoszféra nélküli, olvadt kő és fém bolygó lehet. Valószínűleg kötött a keringése, azaz mindig ugyanazt az oldalát mutatja a csillagja felé (mint a Hold a Föld felé).

Újabb bolygórendszerek

1996. januárban G. Marcy és P. Butler bejelentette, hogy két másik, szintén Nap-tipusú csillag körül bolygót talált (1987 óta ilyen célból vizsgálnak 120 csillagot). Ugyanazt a módszert használták, mint az 51 Pegasi esetében. A 70 Virginis és a 47 Ursae Majoris radiális sebesség változása alapján egy-egy új szuper-Jupiter létére derült fény.
A Napnál valószínűleg idősebb 70 Virginis körül 117 napos periódussal kering egy kb. 7 Jupiter-tömegű bolygó, melyen mintegy 85 ^oC lehet a hőmérséklet. Az eléggé lapult ellipszis alakú pálya arra utalhat, hogy ez az égitest nem egy gáz-por korongban jött létre, ugyanis akkor annak anyagával való kölcsönhatása miatt majdnem körpályája lenne.
A 47 Ursae Majoris bolygóját a Lick Obszervatórium 8 éves megfigyelési anyaga alapján fedezték fel. A keringési periódusa 3 év, a csillagától való távolsága miatt rajta a víz fagyáspontja alatti lehet a hőmérséklet.
1996 áprilisában találtak még egy bolygót. Az 55 rho¹ Cancri (HR 3522) körül egy majdnem Jupiter-tömegű égitest kering, igen közel a csillaghoz.
R. Noyes és munkatársai a HD 3346 jelű, 360 fényévre az Andromédában lévő, narancsszínű (K5 III színképosztályú) óriáscsillag spektumvonalainak változásából két kísérő létezését valószínűsíti. Az 5 naptömegűnek becsült csillaghoz nagyon közel egy legalább 10, távolabb egy legalább 60 Jupiter-tömegű égitest kering. Ez utóbbi már nem bolygónak, hanem barna törpének számít. A csillag tapasztalt radiális sebesség változását más okkal, pl. pulzációjával, légkörének lüktető mozgásával nem sikerült magyarázni.
A HD 114762 jelű, szintén sárga törpe csillagról már 1989-ben kiderült, hogy 618 m/s amplitudójú, 84 nap periódusú sebességváltozását egy legalább 10 Jupiter-tömegű test 0,33 lapultságú pályán való keringése okozza. Ezt mostanában megerősítették.
A 4,5 magnitudós tau Bootis körül is van egy szuperjupiter. 1,3 éven át mérték a csillag színképéből a radiális sebességet. A kb. 4 Jupiter-tömegű bolygó csak 8 csillag-sugár távolságra, kör alakú pályán, bő 3 nap alatt kerüli meg a tau Bootist. Egyébként ez egy vizuális kettőscsillag, egy tőle távol lévő nagyon halvány M2 vörös törpe néhány száz éves periódussal kering a fő komponens körül.

A bolygóval rendelkező csillagok sorában az üpsilon And és legújabban a 16 Cyg B következett. Az utóbbi egy kettőscsillag egyik komponense, mely körül igen elnyúlt ellipszis pályán kering egy nagy bolygó (lásd az ábrát). A csillagtól való távolság nagy ingadozása miatt a bolygón jelentősen változhat a hőmérséklet, ami az élet szempontjából nem előnyös.

1. táblázat: A Nap-tipusú csillagok összehasonlítása
 

csillag	tömeg M Nap	sugár R Nap	hőmérséklet K	fényteljesítmény L Nap	színkép- tipus	távolság fényév
Nap	1,0	1,0	5780	1,0	G2
51 Peg	0,95	1,4	5700	1,8	G2-3	40-50
47 UMa	1,0-1,1	1,1	5860	1,4	G0	40-50
55 Cnc	0,9	0,8-1,2	5250		G8	40-50
ups And	1,0-1,2	1,0-1,2	6200		F8	45-55
tau Boo	1,2	1,2	6400	2,0	F7	55-65
70 Vir	0,9-1,0	1,9	5470	2,9	G4-5	60-80
16 Cyg B	0,9-1,0	0,9-1,0	5700		G2.5	80-90
HD114762	1,0-1,2	1,0-1,2	6000		F9	130-140

2. táblázat: A bolygók összehasonlítása
 

bolygó	minimális tömeg M Jup.	sugár R Jup.	pályaméret Cs.E.	periódus nap	lapultság e=0 a kör	hőmérs. oC	csillag rad.seb. amplitudó m/s
tau Boo B	3,87		0,046	3,31	0,02		469
51 Peg B	0,47	0,3-1,3	0,05	4,23	0,0	1000	59
ups And B	0,68		0,057	4,61	0,1		74
55 Cnc B	0,84		0,11	14,65	0,05		77
Merkur	0,00017	0,034	0,39	87,97	0,206
HD114762	10		0,4	84,02	0,33		618
70 Vir B	6,6	0,3-1,1	0,43	116,7	0,38	85	315
Föld	0,003	0,089	1,00	365,26	0,017	15	0,1
Mars	0,00034	0,047	1,52	686,98	0,093	-30
16 CygB B	1,6		1,7	804	0,65		46,5
47 UMa B	2,4	0,3-1,1	2,1	1090	0,03	-80	45
Jupiter	1,0	1,0	5,20	4332	0,048	-150	12,5

Az 51 Peg, az 55 Cnc, a tau Boo és az üpsilon And rendszere azért nem hasonlít a miénkhez, mert a bolygójuk nagyon közel kering az anyacsillaghoz, a 70 Vir és a 47 UMa pedig azért nem, mert túl nagy a bolygó tömege. A Lalande 21185 bolygói olyanok lehetnek, mint a Naprendszer óriásai, viszont a csillag vörös törpe, a Napnál kisebb és jóval alacsonyabb felszíni hőmérsékletű.
Az említett nagy bolygók tehát nem Föld-tipusúak. Ilyen kis tömegű égitest csak kevéssé mozgatja meg csillagát, így annak színképéből még nem mutatható ki.

Izgalmas kérdés: vajon lehet-e élet ezeken az égitesteken? Az első négy esetben a bolygó igen forró, alighanem olvadt állapotú, nem valószínű rajtuk az élet kifejlődése. A másik két óriásbolygón pedig olyan nagy a felszíni gravitáció (10-30 g), hogy ha van is élet, másmilyen lehet mint nálunk. Esetleg ha vannak Föld vagy Mars méretű holdjaik...

Pulzárok bolygói

A neutroncsillagok egy része igen gyors forgása során felénk mutatja mágneses tengelyét, és ilyenkor a rádió tartományban felvillanást mutat. A pulzárok ezen impulzusai szabályos időközönként jelentkeznek. Néhány esetben viszont hol sűrűbben, hol ritkábban érkeznek a jelek, ami a Doppler-effektus szerint azzal magyarázható, hogy a pulzár és a megfigyelő közeledik illetve távolodik egymástól. Ez történik, ha a neutroncsillagnak van egy vagy több sötét kísérője, és mind a közös tömegközéppont körül kering. Az impulzusok közötti időtartam változásának mértékéből a pulzár keringésének adatai kiszámolhatóak, tömege alapján pedig megbecsülhető a kísérő tömege. Mindez hasonló a korábban említett spektroszkópiai módszerhez, hiszen mindkét esetben a csillag radiális sebesség változása árulkodik a másodkomponens jelenlétéről.

1992-ben a PSR 1829-10 jelű pulzár bolygójának így történt felfedezése hozta lázba a világot. Hamarosan kiderült azonban, hogy a mérések kiértékelésénél durva hibát ejtettek: a Föld Nap körüli keringésénél kör, nem pedig a valódi ellipszis alakú pályával számoltak. Ezért kapták azt, mintha a pulzár mozogna hozzánk képest.
Ugyanakkor egy másik kutatócsoport az 1300 fényévre lévő PSR 1257+12 pulzárt vizsgálva mindjárt nem is egy, hanem három kísérőt talált. Az átlagosan 6,2 ezred másodpercenként érkező rádióimpulzusok közötti időtartam változása három hullám szuperpozíciója. A legbelső egy kis Hold-tömegű bolygó, míg a másik kettő 3,4 és 2,8 földtömegű, 0,36 és 0,47 csillagászati egység távolságban a csillagtól. Mivel keringési idejeik (66,5 és 98,2 nap) 2:3 rezonanciában vannak, az égi mechanika törvényei szerint erősen befolyásolják egymás keringését. A számításoknak megfelelő ezen változásokat újabban sikerült is kimutatni, így megerősítést nyert a két bolygó léte.
Arra gondolnak, hogy e bolygók a neutroncsillagot eredményező szupernóva robbanás után jöttek létre. Különben a felfújódott csillag felszínén belül kellett volna keringeniük, illetve nem élték volna túl a robbanást, és nem maradtak volna közel körpályán.

A PSR B0329+54 pulzár 26 évi megfigyelése alapján Tatjana Sabanova a 0,7 másodpercenkénti rádiójelek szabályos késését-sietését tapasztalta (max. 0,018 másodperccel), amiből egy legalább 2 földtömegű, 16,9 év keringési periódusú bolygó jelenlétére következtetett. Mivel csak másfél ciklusról áll rendelkezésre adat, ez még megerősítésre vár.

3. táblázat: Összehasonlító összefoglaló az eddig talált kísérőkről
 

objektum	tömeg (M Jup.)	pályaméret (Cs.E.)	periódus (nap)	pálya- lapultság
Föld	0,00315	1	365,25	0,017
Jupiter	1	5,203	4332,6	0,048
Szaturnusz	0,299	9,539	10759,2	0,056
PSR1257+12 B	0,00005	0,19	25,34	0,0
PSR1257+12 C	0,0107	0,36	66,54	0,018
PSR1257+12 D	0,0081	0,47	98,22	0,026
PSR1828-11 B	0,0094	0,93	248
PSR1828-11 C	0,038	1,32	493
PSR1828-11 D	0,025	2,1	990
PSRB0329+54 B	0,007	7,3	6170	0,23
Proxima Cen B	0,8	0,17	80
51 Peg B	0,47	0,05	4,23	0,0
üpsilon And B	0,68	0,057	4,61	0,1
55 Cnc B	0,84	0,11	14,65	0,05
Lalande21185 B	0,9	2,2	2200
Lalande21185 C	1,1	11	11000	0
16 CygB B	1,6	1,7	804	0,65
47 UMa B	2,4	2,1	1090	0,03
tau Boo B	3,87	0,046	3,31	0,02
70 Vir B	6,6	0,43	116,7	0,38
HD 114762 B	10	0,41	84,02	0,33
HD 3346 B	60	2,5	650
HD 3346 C	10	0,2-0,4	14-40
Gliese229 B	20-50	44	105315
Teide 1 önálló	20-50
PPL 15 önálló	60-80

Születőben lévő bolygórendszerek

1984 óta ismeretes, hogy az 50-60 fényévre lévő béta Pictoris nevű csillag körül mintegy 2000 Cs.E. sugarú, gázból, porból és jégszemcsékből álló korong van. Az infravörös felvételeken a kitakart csillag két oldalán mutatkozó ködös nyúlvány egy majdnem pont éléről látható korongra enged következtetni. Jogosan gondolhatjuk, hogy kialakulóban lévő bolygórendszert látunk, erre utal az elnevezés is: "proplyd" (proto-planetary disk).
Azóta - főleg a Hubble űrtávcsőnek (HST, http://www.stsci.edu) köszönhetően - számos más, fiatal csillag körül sikerült hasonló objektumot kimutatni. Az 1500 fényévre lévő Orion-ködben majdnem 200 többé-kevésbé lapult, protoplanetáris korongot találtak. Ezek egy része fényesen világít a közeli forró csillagok sugárzásának hatása miatt, de sok sötét anyagfelhő is előfordul, melyek közepén kialakuló vagy már kifejlett csillag látszik. A korongok főleg gázból állnak, néhány százaléknyi a por részaránya. Tömegük általában 1 és 10000 Föld-tömeg közötti, méretük 2-20 Plutó-pálya. Hasonló csillag- illetve bolygókeletkezési helyeket több csillagközi felhőben (pl. Sas-köd) is kimutattak.

A béta Pictoris újabb vizsgálataiból a korongban már kialakult bolygók létére következtettek. A csillag körüli 30-40 Cs.E. tartományban szinte üres, amit úgy magyaráztak, hogy egy ott keringő bolygó a gravitációs hatásával "kitisztította" azt a térrészt. A földi megfigyeléseken alapuló számítások szerint egy néhány Föld-tömegű bolygó, kb. 20 Cs.E. távolságban helyezkedik el, és pályája kissé lapult (e=0,02), amire a por aszimmetrikus eloszlása utal. A HST legutóbbi képei alapján a porkorong belső részének síkja egy kissé eltér a külső tartomány szimmetriasíkjától. Ennek legvalószínűbb magyarázata az, hogy egy bolygó deformálja az anyagot. Tömege 0,05-20 Jupiter-tömeg, pályamérete 1-40 Cs.E. lehet. Ha Nap-Jupiter távolságra kering (5 Cs.E.) és Jupiter tömegű, akkor pályasíkjának hajlásszöge (inklinációja) a külső koronghoz 3 fok körüli. Túl nagy bolygótömeg nem valószínű, mivel a béta Pictoris radiális sebessége nem változik úgy, mint az 51 Pegasi és mások esetében.
Ugyanakkor a béta Pictoris színképében rövid ideig tartó intenzitás csökkenéseket mutattak ki, amelyeket a csillag előtt elhaladó üstökösszerű, ködös égitestek okozhattak. Ezek mozgásának eloszlásából két vagy több bolygó együttes gravitációs hatására következtettek. Tehát minden jel arra mutat, hogy egy kialakulóban lévő bolygórendszert látunk, melyhez hasonlóan jöhetett létre Naprendszerünk is.

Barna törpék felfedezése

1995-ben sikerrel járt a 20 éve tartó vadászat a barna törpékre. Ezek olyan égitestek, amelyek túl kicsi tömegűek ahhoz, hogy csillaggá váljanak, de a bolygóknál jóval nagyobb tömegűek. Az elnevezésük onnan ered, hogy a legkisebb vörös törpe csillagoknál is alacsonyabb a felszíni hőmérsékletük, sugárzásuk főleg az infravörös ("barna") tartományba esik.
A csillagfejlődési elméletek szerint ha a létrejövő égitest tömege kisebb, mint 0,08 M _Nap (naptömeg), akkor stabil hidrogén-hélium fúziós energiatermelés nem jöhet létre. Ezek az objektumok a kialakulásuk után egy ideig az infravörösben sugároznak, melyhez az energiát gravitációs összehúzódásuk szolgáltatja. Néha "szuper-Jupitereknek" is hívják őket. Érdekes, hogy a modellek szerint a sugaruk alig függ a tömegüktűl: 0,001 és 0,08 M _Nap között mind kb. Jupiter méretű, azaz a Napnál tízszer kisebbek. A nagyobb tömeg ugyanis nagyobb nyomással és sűrűséggel jár.
Fizikai szempontból a Jupiter-szerű óriásbolygók és a barna törpék között alig van különbség. Ugyanakkor kialakulásukat tekintve már igen, ugyanis a bolygók proto-planetáris korongban jönnek létre, míg a barna törpék valószínűleg a csillagokhoz hasonlóan a csillagközi anyag összehúzódása során születnek. Általában a 20 és 80 Jupiter-tömeg közötti objektumokat nevezik barna törpéknek.
Az aránylag nagyobb tömegűek centrális hőmérséklete 3 millió K körüli, ott egy ideig végbemehetnek fúziós folyamatok. A barna törpék felületi hőmérséklete 2000 K alatti, fényteljesítményük a Napénak csak legfeljebb néhány tízezrede. Ezért még egy hozzánk közelinek is nagyon kicsi a látszólagos fényessége, a legnagyobb infravörösben érzékelő távcsöveknek is kihívást jelent megfigyelésük. Színképük jelentősen eltér a feketetest sugárzás Planck-görbéjétől, és tele van molekulasávokkal.

A barna törpék tipikusan olyan objektumok, melyekre (már a hatvanas évek óta) jó elméleti modelleket dolgoztak ki, "csupán" a létük volt kérdéses. Az utóbbi években egyre több barna törpe-gyanus csillagot figyeltek meg. Néhány kettőscsillag egyik komponenséről van szó (ezeknél a tömeg viszonylag jól meghatározható), és tucatnyi nyílthalmazbeli halvány objektumról (itt meg a halmaz távolsága ismert, így a kis abszolút fényesség utalhat barna törpére). A fiatal, csak 60 millió éves csillaghalmazban, a Fiastyúkban 1993-ban egy angol kutatócsoport 22 olyan objektumot talált, melyek színképük alapján valószínűleg 0,05 M _Nap tömegűek. Ez arra engedett következtetni, hogy igen gyakoriak a Világegyetemben az ilyen csillagok.

A Hawaii szigeten felépített 10 m átmérőjű Keck távcsővel a Fiastyúk egy nagyon halvány, 22 magnitudós csillagának (jele PPL 15) színképében lítiumot találtak. Ennek a könnyű kémiai elemnek elméletileg még a Világegyetem születésekor, az ősrobbanást követően kellett kialakulnia, majd belekerülnie a létrejövő csillagok anyagába. A csillagok centrumában azután - legalább 2 millió K hőmérséklet esetén - protonnal ütközve a lítiumból két hélium mag alakul ki. Minél kisebb tömegű egy csillag, annál hosszabb ideig tart a lítium eltűnése. Mivel a barna törpék belsejében a konvektív áramlás miatt a centrális részek és a felszíni (légköri) lítium tartalom hasonló, a színképben megfigyelhető lítium abszorpció utal a csillag korára és tömegére. Végülis a PPL 15 tömege (0,08 M _Nap) épp a határérték, amely a vörös törpe csillagokat és a barna törpéket elválasztja.

A Kanári-szigeteken lévő 80 cm átmérőjű távcsővel egy újabb barna törpét találtak a Fiastyúk csillaghalmazban. A 4,2 méteres Herschel-teleszkóppal felvett színképe alapján a felszíni hőmérséklete 2350 K. A Teide 1 jelű objektum olyan halvány, hogy a becsült tömege csak 5%-a a Napénak, és újabban a lítium "teszt" is pozitív lett.

4. táblázat: A különféle égitestek összehasonlítása
 

égitest	tömeg M Nap	sugár R Nap	felszíni hőm.(K)	központi hőm. (K)	központi sűr. (g/cm3)
Nap	1	1	5770	15.000.000	145
vörös törpe	0,1	0,2	2650	4.000.000	350
barna törpe	0,02	0,1	750	440.000	100
Jupiter	0,001	0,1	165	22.500	24

A Gliese 229 egy halvány kis vörös törpe csillag 19 fényévre tőlünk. Palomar-hegyi távcsövekkel, majd a Hubble űrtávcsővel sikerült kimutatni egy tőle 7 ívmásodpercre látszó, a valóságban hozzá Nap-Plutó távolságban lévő objektumot. A kettős rendszer kisebb tagja már inkább barna törpének tekinthető, mint óriásbolygónak. Erre utal infravörös színképe is, mely szerint a Jupiterhez hasonlóan metánt tartalmaz a légköre, így nem lehet nagyon magas a hőmérséklete (1000 K alatti). Fényteljesítménye csak pár milliomod része a Napénak, tömege pedig csak mintegy 50 Jupiter-tömeg (ezt pontosan csak a társa körüli kismértékű mozgásából lehet majd meghatározni, amire az Hubble űrtávcső jövőbeli mérései adnak lehetőséget).

A nagy sajátmozgású, azaz égi koordinátáit gyorsan változtató, közeli csillagok között is keresik a fiatal, még aránylag jelentős luminozitású barna törpéket. Az már régóta ismeretes, hogy az égbolt legfényesebb csillaga, a Szíriusz kettős, egy fehér törpe kísérője van. A közelmúltban mozgásuk pontos elemzéséből francia csillagászok arra következtettek, hogy a főkomponens körül egy legfeljebb 0,05 M _Nap tömegő, így alighanem barna törpe kering 6,3 év periódusú pályán. Mivel nagyon halvány lehet, és csak 3 ívmásodpercre távolodhat el a Szíriusz A-tól, közvetlen megfigyelése igazi kihívást jelent az infravörös távcsövek számára.

Mint már említettük, több csillagnak a színképvonal-eltolódásából kapott radiális (látóirányú) sebessége ciklikus, kis amplitudójú hullámzást mutat, melyből a sötét kísérő tömegének alsó határa meghatározható. Sajnos azért csak ez, mert a kísérő pályasíkjának a látóiránnyal bezárt szögét nem ismerjük.

Gravitációs lencsék

Egy új lehetőséget javasolt 1986-ban B. Paczynski lengyel származású amerikai csillagász, miszerint barna törpéket a fényt eltérítő gravitációs hatásuk alapján is fel lehet fedezni (ld. pl. Meteor Csillagászati évkönyv 1995 "Barna törpecsillagok mint gravitációs lencsék" c.cikke). A gravitációs mikrolencse jelenség megfigyelése lehetővé teszi, hogy a Tejútrendszer sötét anyagának mennyiségét és összetételét megismerjük.

Einstein általános relativitáselméletében megjósolta, hogy a fénysugarak iránya megváltozik, ha egy anyagtömeg közelében haladnak el. A Nap korongját érintő fény eltérülése csupán 1,75 ívmásodperc, ezt a mérési hibán belül igazolták is napfogyatkozás során (először 1919-ben). A 30-as években többen is felvetették, hogy a galaxisok és a galaxishalmazok esetében könnyebben megfigyelhető lencsehatások lehetnek, és ezeknek nagy tudományos jelentősége lesz. 1979 óta valóban sorra fedezték fel kvazároknak és galaxisoknak lencseáltal többszörözött és torzított képét. Ezek vizsgálata lehetőséget adott a gravitációs lencseként működő, közelebbi galaxisok szerkezetének elemzésére is. A makrolencsék (galaxisok) esetében a létrehozott kép elemeit külön is meg tudjuk figyelni. A távoli, pontszerű kvazárnak a közelebbi, kiterjedt galaxis által létrehozott képe foltokból és ívekből, esetleg gyűrűből állhat, attól függően, hogy milyen a fényforrás, a lencse és a megfigyelő helyzete.

A továbbiakban a csillag-méretű mikrolencsékkel foglalkozunk. A Napnál kisebb tömegűek esetében a háttér-csillag képelemei ezred ívmásodpercnél közelebb vannak egymáshoz, így a távcsövekben összemosódnak. Ezért a mikrolencsék kimutatására azt a jelenséget használják fel, hogy a távolabbi csillagok fényessége a fókuszáló hatás miatt felerősödik. Feltéve, hogy
a forrás a Nagy Magellán Felhőben van (távolsága 53 kpc), a lencse pedig a halo objektuma (10 kpc és v=200 km/s), a felfényesedés időtartama kb. t=70 (M/M _Nap)^1/2 nap. Egy Jupiter-tömegű (0,001 M _Nap) testre t=2 nap, egy barna törpére (M=0,07 M _Nap) t=20 nap.
A fénygörbe időben szimmetrikus. Egy-egy csillagnál a felfényesedés minden színben egyidejűleg és azonos mértékben megtörténik, valamint gyakorlatilag nem ismétlődik. Ezek a jellemzők segítenek megkülönböztetni a valódi változócsillagokat a mikrolencse jelenségtől. Mivel annak a valószínűsége, hogy a forrás és a lencse az égen nagyon közel halad el egymáshoz, igen csekély, a nagymértékű fényesség-növekedések lesznek a legritkábbak.
Miután Paczynski elméleti számításokkal rámutatott a mikrolencsék fényerősítő tulajdonságára, több kutatócsoport is alakult a megfigyelési programok elvégzésére (MACHO, EROS, OGLE, DUO, MOA). Az égbolt csillagokban nagyon gazdag területeinek módszeres fotografikus és CCD fotometriáját kezdték el. A Nagy Magellán Felhő, valamint a Tejútrendszer központi vidékei több millió csillagát vizsgálják. Kell is ez a nagy szám, hiszen kis valószínűséggel figyelhető meg a mikrolencse jelenség.
A mai fejlett számítástechnika nélkül ezek a megfigyelési programok nem valósulhatnának meg. Egy-egy éjszaka során akár 5000 megabyte mennyiségű CCD-s képanyag is összegyűlhet, amit azután a lehető leggyorsabban fel kell dolgozni. általában az az eljárás, hogy a felvételen minden csillaghoz egy fényességeloszlási függvényt illesztenek. Ezek egymáshoz viszonyított
értékéből készíthető el minden csillag fénygörbéje. Egy modern számítógép óránként 250 ezer (!) csillag magnitudóját tudja kiszámítani. Eddig több mint félszáz olyan eseményt találtak már, melyek egy-egy csillagnak a felfényesedését mutatják, és ezekre jól illeszthető a mikrolencse-hatás görbéje.
A megfigyelt lencse-események során az eredetileg 16 és 19 magnitudó közötti halvány csillagok fényesség-növekedése 0,2 - 2,3 magnitudó volt. A felfényesedés időtartama t=8-80 nap, így a lencsék becsült tömege 0,03 és 1 M _Nap közötti, tehát egy részük valószínűleg barna törpe.

Végül még egy fontos dologról kell szót ejteni. A mikrolencse hatás után kutatva elkészítették rengeteg csillag fényességének időbeli változását, fénygörbéjét. Köztük sok, már korábban ismert változócsillag is szerepel, ezekről új, jó minőségű adatsorok születtek e programok által. Emellett számos új változócsillagot találtak. Az óriási mennyiségű adat (egymillió csillagról mintegy százötven millió fényességérték!) teljes feldolgozása után várhatóan több ezerrel, sőt tízezerrel nő meg az ismert változócsillagok száma (ami eddig kb. 32000 volt).

Bizonyára sokan tudják, hogy a magyar csillagászati kutatások legsikeresebb területe éppen a változócsillagok megfigyelése és fényváltozásuk értelmezése. Mivel az adatbázisok már részben elérhetők (számítógépes hálózaton), mindenki élvezheti az eredményeket, analizálhatja a fénygörbéket.

Néhány év múlva eldől majd, hogy a barna törpék és a bolygók valóban nagy számban fordulnak-e elő. Az asztrofizika egyik legérdekesebb területe ez, melyen napról-napra új eredmények születnek. Pár hónap múlva alighanem kétszer ennyi csillag szerepel a bolygókkal rendelkezők listáján. Lehet, hogy ezen bolygók némelyikén kialakult az élet, esetleg már fejlett szintet is elért. Talán mostanában fedezik fel a Nap mozgása alapján, hogy itt is vannak óriásbolygók. És azon gondolkodnak, van-e élet rajtuk?

Ezt a cikket 1998 elején írtam. Azóta rengeteg új eredmény született, hamarosan ezekről is lehet itt olvasni.