Avastatud planeetide suurused algavad 1.5kordsest Maa raadiusest, lõpetades Jupiterist suuremate planeetidega. Viisteist planeeti on suuruselt Maa ja Nepuuni vahel. Hetkel pole veel teada, millised neist on tahked, nagu Maa ja millised paksu gaasist atmosfääriga, nagu Neptuun. Planeedid teevad tähele tiiru peale 6st kuni 143 päevaga ning kõik nad asuvad tähele lähemal, kui Veenus Päikesele.

Täht nimega Kepler-33 omab viite planetaarset kaaslast, mis on kõik Maast veidi suuremad ning on lähemal orbiidil, kui Merkuur Päikesele.

„Enne Kepleri missiooni, teadsime umbes 500st eksoplaneedist,“ teatas Kepleri programmi teadlane Doug Hudgins. „Peale kahte aastat rusikasuurust taevalapi uurimist, on Kepler avastanud üle 60 planeedi ning üle 2300 planeedi kandidaadi. See ütleb meile, et meie galaktika on täis erinevate suuruste ja orbiitidega planeete.“

Kepler on Maad jälitavas orbiidis ümber Päikese ning vaatab oma 0.95meetrise läbimõõduga teleskoobiga Luige ja Lüüra tähtkujude suunas. Ta vaatesse jääb umbes 4.5 miljonit nähtavat tähte, millest uuritakse 156 000. Kepler tuvastab planeedikandidaate, mõõtes korduvalt enam, kui 150 000 tähe heleduse muutust, et leida planeete, mis tähe eest mööduvad. Kui planeet möödub tähe eest, siis heidab ta varju Maa ja Kepleri suunas.

Tihedates tähesüsteemides põhjustab planeetide omavaheline gravitatsiooniline tõmme mõne planeedi kiirenevat või aeglustuvat liikumist ta orbiidil. See kiirendus põhjustab orbitaalperioodi muutust. Kepler tuvastav seda efekti, mõõtes perioodide erinevust. Tänu sellele mõõtmistehnikale, saab planeete tuvastada märksa kiiremini, kui varem.

„Viis, mil kinnitati planeetide olemasolu Kepler-33 ümber, näitab, et meetodi üldine usaldatavus on kõrge,“ ütleb Jack Lissauer NASA uurimiskeskusest.

Astronoomid, füüsikud ja teadlased antud teemaga seotud aladelt üle kogu maailma kogunesid 18-20 jaanuaris 2012, et arutada ettevõtmist, mis kõigest mõned aastad tagasi oleks peetud ennekuulmatuks. Konverentsi organiseerijateks olid Dimitrios Psaltis ja Dan Marrone Arizona Ülikooli Stewardi Observatooriumist.

“Keegi ei ole varem suutnud pildistada musta auku” ütles Psaltis. “Seda plaanime meie aga teha.” “Isegi viis aastat tagasi ei oleks selline ettepanek olnud usutav,” lisas Sheperd Doeleman Haystack´i Observatooriumist, kes on peamine EHT investor pärast projekti dubleerimist. “Nüüd on meil aga tehnoloogilised lähenemised sellele.”

Arvuti simulatsioon ülikuumast plasma keeristest ümber musta augu meie galaktika keskel.

“Mustad augud on kõige eksteemsem keskkond universumis,” ütles Doeleman. Gravitatsiooniväljad musta augu ümber on nii üüratud, et neelavad kõik läheduses oleva endasse; isegi valgus ei suuda seda läbida. Seetõttu nimetataksegi musti auke just niimoodi — nad ei kiirga mittemingisugust valgust.

Seega kuidas teha pilti millestki, mida definitsiooni järgi on võimatu näha. “Enne kui tolmu ja gaasi keerised tõmmatakse augu sisemusse, ilmneb nö. kosmiline liiklusummik”, ütles Doeleman. “Keerlemine ümber musta augu on võrreldav vee tiirlemisega vanni äravoolutorus. Aine surutakse nii tihedalt kokku, et selle tulemusena hõõrdumisel kuumeneb aine miljardite kraadideni plasmaks, pannes seda ‘helendama’ ning kiirgama energiat, mida on võimalik Maal pealt detekteerida.”

Pildistades aine helendumist keerlemisel ümber musta augu enne, kui see läheb üle ääre ning „sukeldub“ aja ning ruumi kuristikku, on teadlased suutnud näha vaid musta augu kontuuri, mida nimetatakse ka varjuks. Kuna füüsika seadused ei kohanda või ei oska kirjeldada seda, mis juhtub selle piiri taga, kust ei ole põgenemis- või tagasiteed isegi valgusel. Seda piirjoont nimetatakse sündmuste horisondiks (event horizon).

“Siiamaani on meil kaudsed tõendid musta augu paiknemisele Linnutee tsentris,” ütles Psaltis, “aga kui me näeme selle varju, pole seal enam mingit kahtlust.”

Kuigi arvatavasti Galaktika tsentris asuv must auk on ülimassiivne, ligi 4 miljoni Päikese massiga, on see astronoomide `silmadele` siiski tibatilluke.

“Selleks, et näha midagi nii väikest nii kaugel, on vaja väga suurt teleskoopi ning suurim teleskoop, mida Maal võimalik teha, on muuta kogu planeet teleskoobiks,” ütles Marrone.

Selle lõpetuseks ühendab kuni 50 raadioteleskoopi, mis on hajutatud üle kogu maakera. Sinna kuuluvad näiteks teleskoobid Mauna Keas Havail, Atacama Suur Millimeeter Teleskoop (ALMA) Tšiilis, Submillimeeter Teleskoop Mt. Grahamis, Kombineeritud Jada Millimeeterlaine Astronoomia Uuringuks Kalifornias (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy). Globaalne rivi sisaldab erinevaid teleskoope Euroopas, 10-meetrist taldrikut Lõuna Poolusel ja potentsiaalselt 15-meetrilist antenni 4,6 km kõrgusel ühes Mehhiko mäetipus.

“Sisuliselt me teeme virtuaalse teleskoobi peeglitega, mille kogupind on sama suur kui Maa pind,” ütles Doeleman. “Igat raadioteleskoopi, mida me kasutame, võib võtta kui väikest hulka hõbedasi suuri peegleid. Piisava hulga hõbedatud täppidega on võimalik luua kujutis. EHT (Event Horizon Telescope) ei ole esimese-valguse projekt, kus me vajutame lülitit ning lähme koheselt teadmatusest andmeteküllasesse teadmisele. Iga aastaga plaanime parandada pildi teravust, lisades juurde üha enam teleskoope.”

Üheks oluliseks ning pikisilmi oodatud võtme-elemendiks Sündmuste Horisondi ühenduse saavutamisel ülemaailmse raadioteleskoopide võrgustikuga on Atacama Suur Millimeeter Teleskoop (ALMA) Tšiilis. Koosnedes ise 50-st antennist, on ALMA funktioon võrdne 90-meetri diameetriga taldrikuga, mistõttu on seda kutsuma hakatud “tõelise mängu muutjaks.”

“See võimaldab näha , mis tegelikult toimub musta augu horisondi läheduses, mis on kõige tugevama gravitatsioonilise väljaga universumis,” ütles Psaltis. “Keegi pole varem testinud Einsteini üldrelatiivsus teooriat nii tugevatel väljadel.”

Üldrelatiivsuse ennustuste järgi peab hele piirjoon, mis on defineeritud musta augu varjuna, olema kujult perfektne ring. “Kui me avastame, et musta auk on hoopis lapik, tähendab see, et Einsteini üldrelatiivsus teooria on vigane,” ütles Psaltis. “Isegi kui me ei leia kõrvalekallet üldrelatiivsusest, siis kõik need protsessid aitavad meil mõista teooria fundamentaalseid aspekte palju paremini.”

Mustad augud on jäänud kõige vähem mõistetavamaks fenomeniks universumis. Ulatudes massi poolest mõnest kuni miljardite Päikese massideni, esinevad mustad augud galaktikates nagu lahustumatud õlitilgad vees. Enamik, kui mitte kõik galaktikad hoiavad arvatavasti supermassiivset musta auku oma tsentris ning väiksemad on hajutatud läbi ülejäänud ruumi. Teadaolevalt on meie Linnutees umbes 25 väiksemat musta auku, ulatudes 5 kuni 10 Päikese massini.

“Linnutee tsentri puhul on meie jaoks soodne nii suurus kui ka lähedus,” ütles Marrone.“ On suuremaid musti auke kaugemates galaktikates ning on lähemaid, kuid nad on väiksemad. Meie oma on just õige suuruse ja distantsi kombinatsioon.”

Põhjus, miks astronoomid tuginevad raadiolainetel, mitte nähtaval või infrapuna kiirgusel, on mustade aukude kahekorde luuramine. Esiteks, Maa pealt Linnutee vaatlemine nõuab piilumist otse läbi Galaktika tasandi. Raadiolained on võimelised läbima tuhandete valgusaastate-vanuseid tähti, gaasi ja tolmu, mis takistavad vaadet. Teiseks, optilise teleskoobi kombineerimine virtuaalteleskoobiga ei ole teadurite sõnul teostatav.

Ainult väga hiljutised tehnoloogilised eelised on teinud võimalikuks mitte ainult salvestada raadiolaineid täpselt õigel lainepikkustel, kus nad ei häiri veeauru atmosfääris, vaid samuti kindlustab ka ülitäpse ajastamise ühele mõjualale, kus on vajalik kombineerida vaatlused erinevatest teleskoopidest, mis painevad üksteisest tuhandete kilomeetrite kaugusel.

Iga teleskoop salvestab andmed kõvaketastele, mis kogutakse ning toimetatakse füüsiliselt MIT’i Haystack Observatoooriumis asuvasse kesksesse töötluskeskusesse. Raadioteleskoopide kokku toomine üle kogu maailma nõuab võrdselt ka globaalse meeskonna jõupingutusi.

Supernoovadest väljapaisatud materjalide keemilise mudeli tõestus.

Tähetolm supernoovast. Pilt: Peter Hoppe, Max Planck'i Keemia Instituut.

“Tähetolmu osakesed, mille me leidsime, on ülimalt haruldased. Nad kujutavad endast umbes 100 miljondikku kogu meteoriidi materjalist. See et meie oleme need leidnud on puhas kokkusattumus – eriti kuna me otsisime ränikarbiidiga tähetolmu terasid, millel oleks isotoobiliselt kerge räni,” ütles Peter Hoppe. “Isotoobiliselt raske räni ja kerge väävli saab usutavalt ära seletada vaid siis, kui ränisulfiidi molekulid tekkisid supernoova poolt väljapaisatava aine kõige sisemistes kihtides.” Seejärel, sulfiidi molekulid kapseldati kondenseeruva ränikarbiidi kristallidesse. Need kristallid jõudsid Päikeseuduni 4.6 miljardit aastat tagasi ning kaasati edaspidi planetaarkehade tekkesse. Lõpuks jõudsid nad Maale meteoriitides, mis on asteroidide tükid. Süsinikmonooksiid ja ränimonooksiid olid juba tabatud supernoova plahvatusest väljapaisatud materjali infrapunases spektris. Kuigi mudelid ennustasid väävli molekulide teket, ei ole seda olnud veel võimalik tõestada. Ränikarbiidist tähetolmu mõõtmine annab tuge ennustustele, et ränisulfiidi molekulid tõusevad esile paar kuud pärast plahvatust kõrgetel temperatuuridel üle mitme tuhande kraadi Celsiust supernoovast väljapaisatud materjali kõige sisemistes kihtides. Meteoriit, mida uuriti, sai nime Austraalia linna Murchison’i järgi, kust see 1969 aastal leiti. Astronoomidele on see ammendamatu päevik päikesesüsteemi tekke kohta, kuna see on püsinud peaaegu muutumatuna selle tekkest saadik. Lisaks tähetolmu lisandile supernoovas väljapaisatud materjalist, kandis Murchison Maale ka tolmu, mis on tekkinud punaste hiidude tuules. Läbi edasiste analüüside, loodavad teadlased uurida rohkem nende esivanem tähtede kohta.

Planeetide avastamiseks enamasti jälgitakse kas tähe heleduse muutumist
seoses planeedi möödasõiduga tähe eest või radiaalkiiruse muutumist planeedi
gravitatsioonilise tõmbe tõttu. Need meetodid on tõhusad eelkõige oma
ematähele lähedastel orbiitidel tiirlevate planeetide leidmiseks. Uudsem
meetod on vaadelda läbi tähest ja võimalikust planeedist koosneva
gravitatsioonilise mikroläätse mingit taustal olevat tähte, võimendades
sellelt tulevat valgust, mille abil on võimalik tuvastada planeedi
olemasolu. Sellise meetodiga on võimalik leida planeete, mis on palju
kaugematel orbiitidel, ka elukõlbulikus tsoonis.

Arnaud Cassan’i poolt juhitud tiim on PLANET’i (Probing Lensing Anomalies
NETwork) ja OGLE’i (Optical Gravitational Lensing Experiment) andmete
põhjal 2002. ja 2007. aasta vahel uuritud miljonite tähtede seast ligikaudu
3000 puhul täheldanud mikroläätse olemasolu, millest kümnel korral on olemas
ka planeedile iseloomulik läätse-efekt. Kuigi tegemist on potentsiaalselt
väga võimsa meetodiga, on pigem haruldane, et läätsena toimiv täht on mingi
taustal oleva tähega hästi joondatud – ka planeedi orbiit peab olema
vaatleja suhtes kindlas asendis.

Kuigi planeete on otseselt mikroläätsede abil tuvastatud vaid 10, on
statistiliselt leitud ning üldistatud, et umbes 62 protsendil Linnutee
tähtedest on 5-10 Maa massiga planeet, 52 protsendil Neptuuni-laadne
planeet ning 17 protsendil Jupiter-laadne. Kõik need planeedid on oma
ematähest vahemaal, mis Päikesesüsteemi näitel vastab piirkonnale Veenusest
Saturnini, kuhu langeb ka niinimetatud “kuldne” ehk elukõlbulik tsoon, kus
on võimalik aastaringne vedela vee olemasolu. Siiski tuleb nentida, et vaid
murdosa avastatatud ja avastamata eksoplaneetidest on praeguste standardite
järgi elamiskõlbulikud, enamik neist on liiga massiivsed.

Rahvusvaheline teadlaste rühm eesotsas S. Rappaportiga, pakuvad üheks võimalikuks seletuseks tähe ümber tiirlevat kahest planeedist koosnevat süsteemi. Kirjeldatud ebakorrapäraste varjutuste tekkimiseks peaks selle planeedisüsteemi ühine orbitaaltasand pretsesseerima, muutes ühe planeedi tähelt ülemineku asukohta ja sedaviisi muutes ka varjutuste maksimaalset sügavust. Kord katab kogu planeet tähte, kord nö. riivab tähte ainult väikene osa planeedi kettast. Uurimuse autorite väitel aga ei saa selline süsteem olla piisavatalt stabiilne ja seega on kirjeldatud stsenaarium välistatud.

Kunstniku nägemus aurustuvast planeedist. Pilt: ESA / Alfred Vidal-Madjar (Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS, France

Teiseks võimalikuks seletuseks pakuvad nad intrigeeriva, kuid kõigi vaatlustega kooskõlalise stsenaariumi, kus varjutusi tekitab tolmusaba, mis pärineb ematähe kuumuse tõttu lagunevalt Merkuuri-taoliselt planeedilt. See on küll hetkel kõigest teoreetiline hüpotees, kuid sobib kõigi praeguste vaatlusandmetega suurepäraselt.

Vaatlused näitavad, et kaaslane peab tiirlema oma orbiidil ematähele väga ligidal, vaid 2.8 Päikese raadiuse kaugusel, mis tähendab, et temperatuur planeedil võib tõusta kuni 2000 C. Planeet arvatakse koosnevat samast ainest, millest ka Maa koor, pürokseeni mineraalidest (sisaldab kaltsiumi, magneesiumi, rauda ja teisi raskemaid elemente). Tänu tohutule kuumusele on hakanud planeedi kivimiline koostis lagunema, mille tõttu on tema atmosfäär täis kivimilist tolmu. Ematähe tugeva tähetuule tõttu puhutakse pidevalt osa atmosfääri planeedist eemale. Kirjeldatud protsessi toetab ka stsenaariumis ette nähtud eksoplaneedi väikene mass, 0.1 Maa massi. Antud mass on piisavalt väike, et aurustunud osakesed saaksid planeedi gravitatsiooniväljast lahkuda. Kuna kivimite lagunemisel tekkivad tolmuosakesed on piisavalt suured, elavad need ematähe tohutus kuumuses piisavalt kaua tekitamaks ematähte varjutada võivat piisavalt tihedat tolmusaba. Selline saba on sarnane komeetide Päikese lähedal tekkivale sabale, sest komeedi jää hakkab Päikese kiirguse tõttu sulama ja vabastab ka komeedis oleva tolmu. Pakutud tolmusaba olemasolu kinnitavad ka varjutuste ebasümmeetrilised profiilid. Varjutuste erinev maksimum võib tuleneda planeedi ebaühtlasest sulamisest, seoses varieeruva pinnakoostisega. Huvitav on veel ka see, praeguste vaatlusandmete põhjal ei ole hüpoteetiline eksoplaneet, nimega KIC 1255b, varjutustes nähtav. Mis on järjekordne sobivus püstitatud hüpoteesiga, et planeedi mass peab olema väikene, mis iseseisvalt ei suudaks ematähte varjutada. Varjutusi tekitaks vaid lagunenud massist tekkinud tolmusaba.

Aurustuvat eksoplaneeti on ka varem vaadeldud. 2003. aastal leiti gaasiline hiidplaneet HD 209458b, mis samuti laguneb ematähe kiirguse tõttu. KIC 1255b on aga eriline selle poolest, et tegu on kivimilise planeediga. Kunagi varem ei ole leitud kivimilist aurustuvat eksoplaneeti.

Tegemaks KIC 1255b olemuse kohta põhjapanevaid järeldusi, vajavad astronoomid lisavaatlusi. Täpsema optilises ja infrapunases lainealas tehtud heleduskõvera alusel saaks rohkem teada võimaliku tolmusaba morfoloogia ja koostise kohta. Spektroskoopiliste vaatluste abil on võimalik kindlaks teha planeedi koostist, veendumaks, et tegu on tõesti kivimilise taevakehaga. Jääme ootele. Arvestades massikaotuse suurust ja planeedi praegust massi on KIC 1255b meiega veel 0.2 miljardit aastat. Piisavalt kaua, et teda põhjalikult uurida.

Tavaline aine moodustab ainult 4% Universumist, ülejäänud 96% on tumeenergia ja tumeaine. Viimane ei kiirga, ent osaleb gravitatsioonilises vastasmõjus, mis võimaldab seda detekteerida.

Teadlased analüüsisid 10 miljonit galaktikat neljas taeva piirkonnas, milleks vajalikud andmed saadi 5 aasta jooksul kasutades 340-megapiksliga kaamerat Hawail. Nad vaatasid, kuidas valgus, mida galaktikad emiteerivad, kaldub kõrvale suurte tumeaine koguste ümbruses oma algsest trajektoorist. See toimub tänu gravitatsioonilisele tõmbele, mida tumeaine avaldab valgusele. Efekti, kui massiivne keha fokuseerib valgust, nimetatakse gravitatsiooniläätseks.

Tumaeine võre sõlmedes auvad massivsed galaktikaparved. Pilt: Van Waerbeke, Heymans, CFHTLens koostöö.

Tulemusena valmis tumeaine suuremastaabiline võrk, kus võrgu sõlmed ehk tumeaine klombid asuvad enamasti suurte galaktikapervede ümbruses. Kuigi tumeaine jaotuse simulatsioone on tehtud juba ammu, on see esimene vaatlustest saadud Universumi kõikidesse suundadesse ulatuv kaart.

„See on ilmeline, et me oleme võimelised „nägema“ tumeainet, kasutades selleks aegruumi kõverdumist“, ütles Ludovic Van Waerbeke, Briti Columbia ülikooli professor, üks missioonis osalevatest teadlastest. „See annab meile privilegeeritud läbipääsu sellele Universumi massile, mida pole võimalik uurida teiste meetoditega. Teadmine, kuidas tumeaine on jaotunud, on esimene samm arusaamisele, mis on selle olemus ning kuivõrd on see kooskõlaline meie praeguse füüsikaga.“

Planeedid avastas Kepleri kosmoseteleskoop umbes 130 valgusaasta kaugusel asuva tähe (KOI-961) ümbert ja järgnevad vaatlused maal asuvates Palomari ja W. M. Keck’i observatooriumides leidsid, et nende suurused on vahemikus 0.57 kuni 0.78 Maa raadiust.

Nii väiksed raadiused viitavad sellele, et tegemist on meie Päikesesüsteemi siseplaneetidega sarnanevate kiviste planeetidega, kuid kuna need tiirlevad oma tähe ümber kõigest poole kuni kahe Maa ööpäevaga, pole nad kaugeltki elamiskõlbulikud – pinnatemperatuurid kõige sisemise ja välimise planeedi vahel ulatuvad 200st 500 kraadini ning on seega liiga kuumad vedela vee eksisteerimiseks.

Väiksed pole ainult planeedid. Ematähe KOI-961 diameeter on kõigest üks kuuendik meie Päikese omast, millest võib järeldada, et täht ise on vaid 70 protsenti suurem hiiglaslikust gaasplaneedist Jupiter. „Lähim võrdlus suuruses Jupiteri ja tema (Galilei) kuudega ongi selle süsteemi juures kõige imelisem,” ütleb John Johnson, NASA Eksoplaneetide Instituudi juht Caltech’is.

Punased kääbused, väikesed ja jahedad peajada tähed, on kõige tavalisemad Linnutee tähed – umbes kaheksa tähte kümnest meie Galaktikas on punased kääbused – seega viitab uus leid sellele, et seda tüüpi tähe ümbrusest võib otsida maasarnaseid kiviseid planeete. Siiamaani on Kepleri poolt leitud 900st potentsiaalsest planeedisüsteemist vaid 85 leitud olevat punase kääbuse süsteemid.

„Kui kombineerida see faktiga, et tegemist on ühtede arvukaimate tähtedega Galaktikas, saab selgeks, et seda tüüpi süsteem võib olla üsna tavaline,” ütleb Philip Muirhead, samuti Caltech’ist ja peamine autor artiklile, mis räägib sellest avastusest ajakirjas Astrophysics Journal. „Kahtlemata on see huvitav.”

KOI-961 on ka rabavalt sarnane lähedal asuvale ja palju uuritud punasele kääbusele, Barnard’i tähele, mis on kõigest kuue valgusaasta kaugusel. „Barnard’i täht ja KOI-961 on mõlemad M-klassi kääbused, tuntud ka punaste kääbustena,” ütleb Vanderbilt’i astronoom Keivan Stassun. „Kui võrdlesime KOI-961 sõrmejälgi enimtuntud punaste kääbuste omadega, nägime, et Barnard’i täht oli parim vaste.”

Kuigi Barnard’i täht andis teretulnud alguspunkti, millest tuletada uue Kepleri süsteemi iseloomulikud jooned, ei ole selle tähe enda ümber ühtegi teadaolevat planeeti. Sellegipoolest võib uue M-tüüpi kääbuse leidmine, mille ümber tiirlevad planeedid, suurendada tõenäosust, et ka Barnard’i tähe ümbruses võib olla planeete, mis tiirlevad tunduvalt kaugemal. Kuna Kepleri kosmoseteleskoop peab mööduvale planeedile viitava heleduse languse detekteerima kolmel korral enne, kui täht märgitakse ära kui planeedikandidaat, võtab pikemate perioodidega planeetide avastamine tähe ümber kauem aega.

„Kui need planeedid on nii tavalised kui nad paistavad – ja kuna punased kääbused ise on nii tüüpilised – siis kogu Galaktika peaks kihama väikestest elukõlbulikest planeetidest tuhmide punaste kääbuste ümber,” lisab Johnson.

Planeedid avastas NASA Kepleri teleskoop, mis jälgib tuhandete tähtede väikseid heleduse langusi, mis on tingitud planeedi üleminekust tähe eest, mil planeet blokeerib ajutiselt väga pisikese osa tähe valgusest. Üks uutest planeetidest, Kepler-20f, mis avastati 1000 valgusaasta kauguse tähe Kepler-20 ümbert, on peaaegu sama raadiusega kui Maa, omades 1.03 Maa raadiust. Teise planeedi, mis on ka väiksem kui Veenus, raadius on kõigest 0.87 Maa raadiust, mis teeb selle ühtlasi ka väikseimaks eksoplaneediks, mis Päikese-sarnase tähe ümbert on avastatud.

„Me oleme võimelised registreerima perioodilisi tähe heleduse langusi, mis on väiksemad kui 0.01 protsenti sellest, mis nähtus Kepler-20e korral iga kuue päeva tagant, niisamuti kui ka teist perioodilist tähe heleduse langust, mis toimus iga 20 päeva tagant 2 aasta jooksul. Nende signaalide kaudu suudame me määrata planeetide suurused kui ka nende orbitaalsed kaugused,“ seletab François Fressin Harvard Smithsoniani astrofüüsika keskusest, kes on ka täna ajakirjas Nature ilmunud artikli peaautor. „Nende planeetide massid on nii väikesed, et meil pole siiani õnnestunud mõõta nende gravitatsioonilist mõju ematähele, aga me saame väga kaalutletult oletada, et mõlemad Maa-suurused objektid on kivimilised.

Fressin ja tema kolleegid teatavad, et planeedid ei ole Maa-sarnased mitte ainult suuruse poolest, vaid ka nende koostise poolest, mis hõlmab samuti rauast tuuma ja silikaat vahevööd. Veelgi enam, Kepler-20f-il võib olla moodustunud ka paks veeaurust koosnev atmosfäär. Kuid Kepler-20e tiirleb 7.6 miljoni kilomeetri ja Kepler-20f 16.5 miljoni kilomeetri kaugusel ematähest, mis tähendab, et nad on 10 kuni 20 korda lähemal Kepler-20-le kui Maa Päiksele. Seetõttu võib nende pinnatemperatuur ulatuda 600 kraadini Celsiuse skaalal.

Hoolimata väga kuumast keskkonnast, spekuleerivad autorid, et Kepler-20f võib ikka omada veeaurust koosnevat atmosfääri, kui see on moodustunud tagapool „lumepiiri“ – koht tähesüsteemis, kus tahke jää on stabiilne – ja siis liikunud sissepoole. Planeedi veevarud võivad säilida mitu miljardit aastat selle praeguses asukohas ning paks atmosfäär võib kaitsta planeedi pinnast intensiivse tähekiirguse eest. Olenemata, milline on Kepler-20e atmosfäär kord olnud, on see ammu kadunud.

Nii väikeste planeetide avastamine ei ole lihtne. Fressin ja töörühm pidid olema võimelised välistama saadud signaalide teisi võimalikke põhjuseid, nagu näiteks vaadeldava tähe varjutamine nägematu tähe poolt või siis pruuni kääbuse tiirlemine ümber jälgitava tähe.

„Me koostasime suuremahulise simulatsiooni astrofüüsikalistest konfiguratsioonidest, mis võivad jäljendada antud signaale, ning me suutsime nendest välistada suure enamuse kui potentsiaalseid põhjuseid signaalide tekkeks, mida me näeme, sest need, kas ei sobitu Keplerilt saadud andmetega või vaatluslike piirangutega teiste teleskoopidega vaatlemise puhul,“ ütleb Fressin ajakirjale Astronomy Now. „Nende kahe planeedi olemasolu on kinnitatud. Need signaalid ei saa olla tekkinud millegi muu kui Maa-suuruste planeetide tõttu.“

Teised tähesüsteemi kuuluvad planeedid nagu Kepler-20b,c ja d on suuremad kui Maa, raadiustega 1.91, 3.07 , 2.75 Maa raadiust ning vastavalt tiirlemisperioodiga 3.7 , 10.9 ja 77.6 päeva.

Maast väiksema kui ka suuruselt identse planeedi leidmine on oluline samm otsinguil, mis viivad meid peamise eesmärgini: leida Maa-sarnane planeet, mis tiirleb ümber ematähe elukõlbulikus tsoonis- kaugusel, kus vedel vesi on stabiilne.

Kunstniku kujutus kahest eksopleneedidst. Illustratsioon: Stéphane Charpinet/Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie in Toulouse, Prantsusmaa.

Avastamine õnnestuski tänu sellele, et planeete valgustav täht on neile lähedal ja piisavalt hele. Vaadeldi tähe poolt tuleva valguse heleduse muutumisi, mis võivad olla tekkinud kahel põhjusel: planeet peegeldab tähevalgust või täht soojendab planeeti nii, et viimane hakkab kiirgama. Kuna planeet kiirgab rohkem sellelt poolelt, kus on päev ja vähem sealt kus öö, siis niisuguse erinevuse nägemine aitas avastamisele kaasa. On võimalik, et seal tähesüsteemis on veel kolmas väiksem planeet, kuid vaatlusandmeid on vähe selle kinnitamiseks.

Planeedid asuvad ematähele väga lähedal, vastavalt 0.0060 ja 0.0076 aü (0.9 ja 1.14 mln km) kaugusel. Kuna nad on nii lähedal, siis nende tiirlemisperiood on 5.7625 ja 8.2293 tundi. On võimalik, et just nende tiirlemisperioodide eripärasus on muutnud nende orbiidid stabiilsemaks ning aidanud neil üle elada ematähe punase hiiu faasi.

Avastus on oluline, kuna annab aimu, mis juhtub planeetidega tähe punase hiiu faasis ning aitab ka mõista, kuidas planeedid mõjutavad tähe arengut.

Tycho supernoova jäänuk. Pildil on näha Tycho supernoova jäänuk erinevates spektripiirkondades. Lillaga on tähistatud Fermi kosmoseteleskoobi vaatlusi, kollane, roheline ja sinine on erineva tugevusega röntgenkiired ning punane tähistab pildil infrapuna vaatlusi. Lisatud on need nähtava valguse pildile. Pilt: Gamma kiired, NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration; Röntgenkiired, NASA/CXC/SAO; Infrapuna pilt, NASA/JPL-Caltech; Nähtava valguse pilt, MPIA, Calar Alto, O. Krause et al. and DSS

Gammakiired võivad tekkida mitmeti, praegusel juhul on tõenäoliseim võimalus kiire prootoni kokkupõrge aeglasemaga. Selle tulemusel tekib piion, mis omakorda väga kiirelt laguneb kaheks gammakiireks.

Seega protsessi toimumiseks peab olema kiire prooton. See saadakse kui supernoova jäänuki juures olevad magnetväljad kiirendavad prootonit. Kui kiirus saab juba piisavalt suureks, siis prooton lüüakse jäänukist välja tähtedevahelisse keskkonda, kus on aeglasemad osakesed, millega tal võimalik kokku põrgata ning seega tekitada gamma kiiri.

Gammakiiri on väga raske vaadelda. Kuna neil on suur energia, siis läbivad nad tihti teleskoope ilma neeldumata. Seetõttu on vaatlused raskendatud ning kui õnnestuvad, siis nende täpsus ei ole hea. Vaadates juures olevat joonist on näha, et gammavaatlused on tunduvalt “udusemad” ning nende asukoht on natuke nihkes. Avastus on oluline, kuna selle abil on võimalik uurida nii kosmilisi kiiri (kiired prootonid) kui ka supernoova jäänukeid.

Neli avastatud galaktikat. Kunstniku nägemus Spitzeri kosmoseteleskoobi abiga avastatud galaktikatest. Nende tegelikku välimust saab näha teadusartiklist. Pilt: David A. Aguilar (CfA)

Niisugust olukorda võib tekitada suur kogus tolmu, mis asub galaktikates. Tolm hajutab ja neelab rohkem nähtavat valgust, mille tõttu viimane nõrgeneb ning alles jääb infrapunakiirgus. Teine “punandaja” on see, et galaktikad on väga kaugel, ehk Universumi paisumisest tekkiv punanihe on mõjutanud nende värvi. Kolmandaks põhjuseks pakkusid teadlased, et galakika lihtsalt koosnebki paljudest punastest vanadest väikestest tähtedest, mis annavad värvi. Niisuguse lahenduse jaoks peab samuti galaktika kaugel asuma.

Kõik need võimalused on võimalikud, kuid teadlased peavad tõenäolisemaks kolmandat võimalust, kuid ka selle puhul on probleem, et kauges noores Universumis on imelik, kui oleks vanade tähtede kogus niivõrd domineeriv. Avastus on oluline, kuna lubab testida ekstreemsete galaktikate mudeleid ning seega meie arusaamist galaktikatest.

Kepler-22b asukoht elukõlbulikus tsoonis. Võrdluseks on toodud ka nelja Päikesesüsteemi planeedi orbiidid. Elukõlbulik tsoon on ala, kus vesi saab eksisteerida vedelal kujul planeedi pinnal. Pilt: NASA/Ames/JPL-Caltech

Vastkinnitatud planeet Kepler-22b on väikseim planeet, mida teatakse asuvat elatavas tsoonis – alas, kus vesi saab planeedi pinnal eksisteerida vedelal kujul. Kepler-22b tiirlemisperiood on 290 päeva, läbimõõt on 2.4 Maa läbimõõtu ning ta asub meist 600 valgusaasta kaugusel. Praeguseks pole veel kindel, kas tegu on peamiselt kivise, vedela või gaasilise planeediga. Täht, mille ümber Kepler-22b tiirleb, on G-spektriklassi täht nagu Päikegi, kuigi veidi jahedam ja väikesem.

“Õnn naeratas meile selle planeedi avastamisel,” teatas NASA Ames’i Teaduskeskuse vastutav teadur William Borucki, kes oli ühtlasi ka Kepler-22b avastanud töörühma juht. “Esimene varjutus mõõdeti ainult kolm päeva pärast Kepleri töökorras olevaks kuulutamist. Kolmas, määrav varjutus sai mõõdetud 2010. aastal.”

Veebruaris avaldatud 54 elatavas tsoonis asuvast eksoplaneedi kandidaadist on Kepler-22b esimene kinnitatud eksoplaneet. Samuti avaldab Kepleri meeskond 5.-9. detsemberil peetaval konverentsil 1094 uut eksoplaneedi kandidaati. Info, mille põhjal need avastused on tehtud, pärineb 2009. aasta maist kuni 2010. aasta septembrini ning kuna varjutuste otsimiseks oli võrreldes veebruaris avaldatud tulemustega märgatavalt rohkem aega, avastati Maa-suuruste planeetide osakaalu märgatav kasv. See tähendab, et Maa-sarnased planeedid ei olegi nii haruldane nähtus, kui varem arvati.

Uute andmete jäergi on varasema 54 elatavas tsoonis asuva eksoplaneedi kandidaadi asemel praeguseks 48 kandidaati. Selline vähenemine on tingitud elatava tsooni definitsiooni kitsendamisest, mis arvestab ka planeedi atmosfääri soojendavaid efekte ning nihutab elatava tsooni varasemast suurematele kaugustele.

Suured molekulid. Kunstniku nägemus suurte molekulide tekkest. Pilt: NASA

Uurimus oli astrobioloogide tööde tulemus. Astrobioloogia on teaduse haru, mis uurib elu tekke võimalikkust väljaspool Maad. Üldiselt on jõutud tulemusele, et algselt piisab keerulisematest orgaanilistest molekulidest elu tekkeks (lisaks ka elamiskõlblik keskkond ning väga palju aega). Antud teadustöö oligi teemal, kus ja kuidas saavad tekkida need keerulisemad molekulid.

Esmane oluline ühend on metanool (CH3OH), millest saavad edasi tekkida keerulisemad ühendid. Just selle tekkimiseks häid tingimusi otsitigi.

Metanool tekib vesiniku ja vingugaasi ühinemisel läbi mitmete vaheetappide. Kõige parem koht reaktsiooni toimumise jaoks on tolmuterade pind (maistes tingimustes meenutab see “tolm” pigem suitsu). Selle terakese pinnal olevad CO ja H2 molekulid saavad teatud jahedates tingimustes reageerida omavahel, moodustades metanooli. Ainete moodustamisel on oluline parameeter ka aine kogunemise kiirus tolmu terale, liiga kiire kogunemise korral “maetakse” reageerivad ained liialt kähku ning liiga aeglase korral toimuvad reaktsioonid liiga kaua. Uurimuse käigus leiti, et sobivad tingimused on väikese grupi noorte tähtede juures.

LkCa 15 b. Kunstniku nägemus protoplanetaarsest kettast. Sellest seespool on eksoplaneet. Autor: Karen L. Teramura, UH IfA

Eemaldades tähe valguse jäi pildile tähe ümber olev protoplanetaarne ketas ning eksoplaneet, mis oli oma arengu algfaasides. LkCa 15 b on Jupiteri sarnane planeet, mille ülemiseks massipiiriks hinnatakse kuute Jupiteri massi. Kauguseks tähest on umbes 16-20 aü (kuna olemas ainult 3 pilti ja orbiit on elliptiline, siis veel täpselt ei teata). Uurides erinevatel lainepikkustel muutus objekti struktuur keerulisemaks, mida võib olla ei ole võimalik seletada mudeliga, milles on täht ja üks planeet.

Avastuse olulisus on peamiselt see, et vastavas protoplanetaarse ketta evolutsioonifaasis on planeetide olemasolu võimalik. Samuti aitab see mõista planeetide teket.