Planeter om andre stjerner

Af Erling Poulsen

En planet lyser ikke af sig selv, som en stjerne, den kredser om sin stjerne, og modtager lys fra denne. Hvis vi skal opdage en planet ved en anden stjerne, skal vi kunne opfange den smule af stjernens lys, som reflekteres fra planeten. Da stjernerne er langt væk, vil vi derfor skulle opfange et yderst svagt lys lige ved siden af et kraftigt lys – i praksis en umulig opgave.

Men der er en mulighed for indirekte at opdage og måle størrelsen af en planet, og det er lykkedes i nogle tilfælde.
stjplanNår en planet kredser om en stjerne, vil både stjerne og planet kredse om deres fælles massemidtpunkt. Da stjernen er meget tungere end planeten, vil stjernen kredse i en meget lille cirkel og planeten i en stor. Som regel vil stjernen derfor en gang imellem bevæge sig hen imod os, og en gang imellem væk fra os (På billedet må man forestille sig, at planetsystemet er set ovenfra, vi ser på det i stor afstand nedefra). Når en stjernes lys sendes igennem et spektroskop opdeles det i mange farver, og forskellige grundstoffer på stjernen viser sig som skarpe mørke linjer i spektret; hver linje svarer til en bestemt bølgelængde for lys. Hvis stjernen bevæger sig hen mod os, vil bølgelængden være “presset sammen”, og den mørke linje vil være lidt forskudt mod blåt lys. Omvendt, hvis stjernen bevæger sig væk fra os, så vil bølgelængden, vi modtager, være “trukket lidt ud”, og den mørke linje vil være lidt forskudt mod rødt lys. På denne måde kan ganske små ændringer i stjernens bevægelse opdages.
En lille planet som Jorden vil ikke kunne opdages på denne måde. Jorden forstyrrer Solen alt for lidt, men en planet som Jupiter (masse=318×Jordens) er det muligt at opdage.
Hvis man kan måle hvilken type stjerne, det drejer sig om, kan man beregne dens masse. Hvor hurtigt den mørke linje bevæger sig frem og tilbage giver planetens omløbstid, Keplers 3. lov1) – giver derpå afstanden mellem stjerne og planet. Og når man måler, hvor meget planeten forstyrrer stjernen, kan dens masse beregnes.
På denne måde er der fundet planeter om nogle få stjerner, og det er kun tunge planeter, der er fundet. Mindre planeter om de samme eller andre stjerner, er det ikke muligt at opdage på denne måde.

Planeter om andre stjerner.
Navn

stjernen
Af-
stand
i
lysår
Type Stjerne-
masse
i Solmasser
Om-
løbstid
i
dage
Minimums-
masse2) ×
Jordens masse
Middel-
afstand
i AU mellem
stjerne og planet
Stjernebillede
hvori systemet
kan findes.
Epsilon
Eri
10,5 K2 0,78 2502,1 273 3,3 Floden
Gliese
876
15,3 M4 0,25 61 667 0,21 Vandmanden
Rho
Cnc
44 G8 0,85 14,64 296 0,11 Krebsen
47
UMa
47 G0 1,1 1082 763 2,1 Store Bjørn
Tau
Boo
49 F7 1,25 3,31 1177 0,045 Bjørnevogteren
51
Peg
50 G2 1,0 4,23 143 0,051 Pegasus
Upsilon
And b
54 F7 1,25 4,62 226 0,059 Andromeda
Upsilon
And c
54 F7 1,25 241 671 0,83 Andromeda
Upsilon
And d
54 F7 1,25 1267 1465 2.5 Andromeda
14
Her
55 K0 0,75 1650 1049 2,5 Herkules
Rho
CrB
57 G0 1,0 39,6 350 0,23 Nordlige Krone
16
Cyg B
70 G2 1,0 804 477 1,7
aflang bane
Svanen
70
Vir
72 G4 0,95 116 2098 0,43
aflang bane
Jomfruen
HD
114762
90 F9 1,15 83,9 3689 0,36
aflang bane
Berenikes Lokker

1) (Planetens middelafstand til stjernen)3 = (Omløbstiden)2*(Stjernens masse)*konstant, når planeten er meget lettere end stjernen.
2)
Planeten vejer mindst det der står; massen gælder hvis planetsystemet herfra ses fra kanten. Hvis planetens baneplan har en eller anden vinkel med synslinien, vil planeten have en større masse, fordi det vi måler så kun er en del af planetens forstyrrelse af stjernen. Hvilken vinkel baneplanet ses i er det ikke muligt at måle.