באדיבות ויקיפדיה
כשניוטון הבין שהפלנטות נעות במסלוליהן בגלל כוחות כבידה, התמונה שלנו של מערכת השמש השתנתה: לא עוד פלנטות שמקיפות את השמש, אלא פלנטות ושמש שכולן מקיפות את מרכז המסה המשותף שלהן. בזמן שהפלנטות סובבות סביב השמש, המסה שלהן מושכת את השמש לעברן. אם הפלנטות ממוקמות כך שהמסה שלהן מפוזרת פחות או יותר באופן שווה סביב השמש, השמש נמצאת בדיוק במרכז המסה של מערכת השמש. זה כמעט קרה ב-1951 וב-1990. ולהפך: אילו כל הפלנטות היו מסתדרות בקו ישר באותו צד של השמש, השמש הייתה נמשכת עד כ-1.5 מיליון קילומטרים ממרכז המסה – קצת יותר מקוטר השמש. במשך רוב שנות ה-80 של המאה ה-20, וגם מאמצע שנות ה-50 עד אמצע שנות ה-60, היה מרכז המסה של מערכת השמש מחוץ לפני השמש. בגלל התנועות של הפלנטות, השמש נעה כל הזמן בספירלה מתונה סביב מרכז המסה של מערכת השמש. לתנועה כזו קוראים "תנועת תגובה" (reflex motion).
במערכת השמש שלנו, המסה של צדק היא כ-0.1% ממסת השמש, ולשום פלנטה אחרת אין השפעה קרובה לזו על השמש. נניח לרגע שצדק היה הפלנטה היחידה במערכת השמש. כשיחס המסות הוא 1,000 ל-1, מרכז המסה נמצא באלפית מהמרחק בין השמש לצדק, כלומר 5.2 / 1,000 יחידות אסטרונומיות, כ-780,000 קילומטרים ממרכז השמש. זה קצת יותר מרדיוס השמש, ולכן צדק גורם לשמש לנוע סביב נקודה שנמצאת ממש מחוץ לפני השטח שלה. כך התנודה של כוכב מסגירה את קיומה של פלנטה שאיננו רואים. גודל התנודה מעיד על המסה של הפלנטה, והזמן של תנודה שלמה אחת שווה לזמן ההקפה של הפלנטה.
באדיבות ויקיפדיה
התנודה הייתה גדולה יותר אילו צדק היה כבד יותר או קרוב יותר לשמש, ומושך אותה חזק יותר. אילו יכולנו להתרומם מעל מערכת השמש, ולהתבונן בשמש ובפלנטות מליד כוכב קרוב, אולי היינו יכולים להבחין בתנועה הקטנה של השמש. זה אפשרי עקרונית, אבל בפועל זו תצפית קשה ביותר. הגודל הזוויתי של התנודה תלוי בקוטר הפיזי שלה ובמרחק לכוכב. התנודה הכוללת היא פי שניים מהמרחק בין מרכז השמש למרכז המסה, כ-1.6 מיליון קילומטרים. בעזרת משוואת הזווית הקטנה אפשר לחשב שממערכת כוכבים שכנה זה ייראה כ-0.01 שניות קשת. זו זווית קטנה להפליא – כמו התנודה של חישוק הולה-הופ שנראה ממרחק של 16,000 קילומטרים! השיטה למדוד את התנודה במיקום של הכוכב נקראת אסטרומטריה. כיום הלוויין גאיה של סוכנות החלל האירופית מודד את מיקומי הכוכבים בדיוק שמאפשר לזהות תנודות קטנות כאלה, ובעזרתו כבר התגלו פלנטות ענקיות בשיטה הזו. כפי שאפשר לנחש, תנועת התגובה שגורמת פלנטה דמוית כדור הארץ קטנה עוד יותר. אמנם כדור הארץ קרוב יותר לשמש, אבל המסה שלו קטנה פי 300 ממסת צדק, ולכן הכבידה שלו מושכת את השמש חלש הרבה יותר.
אבל צילום התנועה הספירלית של השמש על רקע הכוכבים אינו הדרך היחידה לגלות את התנועה הזו. אם נתרחק מהשמש ונביט בה לאורך מישור המסלולים של הפלנטות, נראה את השמש נעה לעברנו וממנו כשהיא סובבת סביב מרכז המסה. בתמונות אי אפשר להבחין בתנועה הזו, אבל קל יחסית לגלות אותה בעזרת ספקטרוגרפים מודרניים בעלי רזולוציה גבוהה. אפקט דופלר מסיט את האור של הכוכב לכחול כשהוא נע לעבר הצופה, ולאדום כשהכוכב (בניסוי המחשבתי הזה – השמש שלנו) מתרחק. אצל כוכבים בהירים אפשר להבחין בתנועות איטיות של מטר בשנייה – בערך קצב הליכה איטי – ובספקטרוגרפים המתקדמים ביותר אפילו בפחות מכך.
באדיבות ESO
מאז שנות ה-90 עוקבים האסטרונומים אחרי כוכבים קרובים ומחפשים תזוזות דופלר שנגרמות מפלנטות. לתדהמת הקהילה האסטרונומית, הפלנטה הראשונה שהתגלתה בשיטה הזו הייתה במסה של כמחצית ממסת צדק, אבל במסלול קטן בהרבה ממסלול מרקורי! הכוכב היה 51 Pegasi, כוכב בהיר יחסית (בבהירות 5.5, אפשר לראות אותו בעין בלתי מזוינת בשמיים חשוכים) בקבוצת פגסוס, והפלנטה שלו הקיפה אותו ב-4.2 ימים בלבד. הפלנטה הזו, שנקראת "צדק חם" בגלל המסה שלה והקרבה לכוכב, סתרה את כל המודלים של אותה תקופה על היווצרות מערכות פלנטריות. יתרה מזו, במשך כעשור רבות מהפלנטות שנמצאו סביב כוכבים רגילים היו גם הן צדקים חמים. בעקבות זאת נאלצו האסטרונומים לשנות את המודלים שלהם, ולאפשר לפלנטות גזיות לנדוד פנימה אל קרבת הכוכב. השיטה הזו נקראת "שיטת המהירות הרדיאלית" או "שיטת דופלר", ומשתמשים בה עד היום. מהתנועות שהיא מגלה יכולים האסטרונומים לקבוע חסם תחתון למסות הפלנטות, ולמדוד את הגודל ואת זמן ההקפה של מסלוליהן.
הגיאומטריה יוצרת בעיה. באפקט דופלר אפשר לגלות רק את רכיב התנועה שמכוון לעבר הצופה או ממנו (המהירות הרדיאלית). התנועות האמיתיות בחלל לא תמיד מסודרות בצורה נוחה כל כך. לדוגמה, אילו הבטנו על מערכת השמש שלנו ישר מלמעלה, כל המסלולים היו ניצבים לקו הראייה, ולא היינו רואים שום אפקט דופלר. במבט מהצד, במישור המסלולים, היינו רואים את מלוא אפקט דופלר של תנועת התגובה. המסלולים של פלנטות חוץ-שמשיות פונים לכיוונים אקראיים בחלל, ולכן בדרך כלל נראה רק חלק מהאפקט המלא. בגלל זה השיטה נותנת רק חסם תחתון למסת הפלנטה. אם המערכות פונות לכיוונים אקראיים, המסה שנמדדת כך נמוכה בממוצע בכ-20% מהמסה האמיתית; רק לעתים רחוקות, כשרואים את המערכת כמעט "מלמעלה", ההפרש גדול בהרבה. בשילוב של תזוזות דופלר עם שיטות אחרות, בדרך כלל עם תצפיות במעברים, אפשר לקבוע גם את המסה וגם את הנטייה של המסלול: מעבר אפשר לראות רק כשהמסלול מסודר כמעט בדיוק בקו הראייה שלנו.
→ הסעיף הקודם: 9.18 תגליות של פלנטות חוץ-שמשיות | הסעיף הבא: 9.20 גילוי פלנטות בשיטת המעבר ←