9.22 גילוי ישיר של פלנטות

אחת הפנטזיות הוותיקות של מדענים רבים ושל סופרי מדע בדיוני היא לצלם ישירות פלנטה שמקיפה כוכב אחר. כשהאסטרונומים אומרים "גילוי ישיר" או "צילום ישיר", הם מתכוונים לכך שאספו אור מהפלנטה עצמה – אור של הכוכב שהיא מחזירה, או קרינת חום שהיא עצמה פולטת – ולא גילו אותה בעקיפין מתצפיות בכוכב. זו משימה קשה ביותר.

התכונה של טלסקופ שקובעת יותר מכול את יכולתו למצוא פלנטות היא הקוטר שלו, D. הקוטר, או הצמצם, קובע גם את הרגישות של הטלסקופ – כמה אור הוא אוסף – וגם את כושר ההפרדה שלו – כמה פרטים עדינים יש בתמונה שהוא יוצר. גילוי ישיר של אור מפלנטה פירושו להבחין בעצם חלש ביותר שנמצא קרוב מאוד לעצם בהיר הרבה יותר. נתחיל בבעיה של גילוי פלנטה שמחזירה את האור של הכוכב שלה. פלנטה יכולה להחזיר רק את כמות האור שפוגעת בה. הרדיוס של כדור הארץ הוא 6,370 קילומטרים. זה מספר גדול בקנה מידה אנושי, אבל כדור הארץ מקיף את השמש במרחק של יחידה אסטרונומית אחת, 149,600,000 קילומטרים. במרחק הזה האור של השמש כבר התפזר על פני כדור ששטחו 4π × 149,600,000² קמ"ר, ואילו כדור הארץ "תופס" רק את האור שפוגע בחתך שלו, ששטחו π × 6,370² קמ"ר. היחס בין שני השטחים, כ-4.5 × 10⁻¹⁰, הוא החלק מאור השמש שפוגע בכדור הארץ. כדור הארץ מחזיר רק כשליש מהאור הזה, ולכן הוא חלש מהשמש פי עשרה מיליארד בערך. זה חלש מאוד!

כשהפלנטות צעירות, אפשר לנצל את העובדה שהן עדיין חמות מהיווצרותן. החום נוצר כשהפלנטות מתכווצות בהשפעת הכבידה של עצמן, ואפשר לגלות אותו כקרינה אינפרה-אדומה. פלנטות צעירות שפולטות את חום ההיווצרות שלהן יכולות להיות בהירות פי אלף ויותר מכפי שהיו נראות באור מוחזר בלבד, ולכן אפשר לגלות אותן גם כשהן רחוקות מהכוכב.

הכוכבים רחוקים מאיתנו מאוד. הכוכבים דמויי השמש הקרובים ביותר, אלפא קנטאורי A ו-B (שניים משלושת הכוכבים במערכת משולשת, יחד עם פרוקסימה קנטאורי), נמצאים במרחק 4.4 שנות אור – בערך 40 טריליון קילומטרים. כדי לחשב באיזה מרחק מהכוכב תיראה לנו פלנטה שנמצאת יחידה אסטרונומית אחת ממנו (ההפרדה הזוויתית), נחשב arcsin(149,600,000 / 4 × 10¹³) = 0.0002 מעלות. אסטרונומים מודדים זוויות קטנות כאלה בדרך כלל בשניות קשת. שנייה קשת היא 1/3,600 של מעלה, ולכן 0.0002 מעלות הן 0.8 שניות קשת. להשוואה, שערה אחת במרחק 20 מטר נראית ברוחב של שנייה קשת אחת בערך – זווית קטנה מאוד. רוב הכוכבים רחוקים עוד יותר, ולכן הפלנטות שלהם ייראו בשמיים קרובות עוד יותר לכוכב.

האטמוספירה של כדור הארץ מקשה עוד יותר. הטלסקופים האסטרונומיים הגדולים ביותר (בקוטר 8 עד 10 מטרים) היו יכולים בקלות לגלות עצם בבהירות של פלנטה, אילו הוא היה לבדו בשמיים. לטלסקופים גדולים כאלה יש גם כושר הפרדה תאורטי שמאפשר לראות פלנטה שרחוקה מהכוכב שלה כמה מאיות של שנייה קשת בלבד. הבעיה היא המערבולות באטמוספירה שלנו. המערבולות באוויר שמעל הטלסקופ משבשות את אור הכוכבים שמגיע אליו – זה מה שגורם לכוכבים לנצנץ. הנצנוץ מפזר את אור הכוכב, מסתיר את האות החלש של הפלנטה, וגורם לכך שאפילו לטלסקופים הגדולים בעולם יש כושר הפרדה של כחצי שנייה קשת בלבד. אחד הפתרונות לבעיה הוא שיטה שנקראת אופטיקה אדפטיבית (מסתגלת). האסטרונומים מודדים את המערבולות באטמוספירה מעל הטלסקופ, ומתקנים אותן בעזרת מראה גמישה שמשנה את צורתה מהר מספיק כדי לבטל את העיוותים. אבל גם לשיטה הזו יש גבולות. פתרון אחר הוא לשלוח טלסקופים לחלל. זה יקר יותר, ומגביל את גודל הטלסקופ. וגם בחלל, קשה מאוד לגלות פלנטה חלשה פי מיליארדים מהכוכב שלה, במרחק זוויתי קטן כל כך ממנו.

הפלנטה החוץ-שמשית הראשונה שהתגלתה בצילום ישיר נצפתה ב-2004. עדות לקושי של השיטה: עד אז כבר התגלו יותר מ-150 פלנטות חוץ-שמשיות בשיטת המהירות הרדיאלית או בשיטת המעבר. הניגודיות הייתה נוחה, כי הכוכב היה ננס חום: גוף עמום בעל מסה קטנה, שאינו חם מספיק כדי לקיים היתוך של מימן להליום. ננסים חומים מכונים לעתים קרובות, ובצדק, "כוכבים כושלים". המסה של הפלנטה מוערכת בשלוש עד עשר מסות צדק; היא צעירה ועדיין לוהטת באדום. במשך כמה מיליארדי השנים הבאות היא תתקרר ותתכווץ, ובסוף תהיה קטנה מעט מצדק.

למרות הקשיים, כבר צולמו ישירות כמאה פלנטות חוץ-שמשיות. זה חלק זעיר מיותר מ-6,000 הפלנטות הידועות, אבל זה עדיין מרשים. כצפוי, רובן גדולות – בדרך כלל כמה מסות צדק עד עשר מסות צדק – ורחוקות מהכוכבים שלהן הרבה יותר מצדק מהשמש. "צדקים חמים" אין במערכת השמש שלנו, וגם "צדקים קרים" ענקיים, כמו חלק מהפלנטות האלה, אינם מוכרים לנו. הצילום הישיר המרשים ביותר הוא של מערכת עם ארבע פלנטות כבדות, במסה של שש עד תשע מסות צדק, שמקיפות את הכוכב HR 8799, בקבוצת פגסוס. הכוכב בהיר מספיק כדי לראות אותו בעין בלתי מזוינת בשמיים חשוכים. הגיל שלו כ-30 מיליון שנה, ולכן הפלנטות האלה נוצרו לפני זמן קצר יחסית. מבפנים ומבחוץ תוחמות אותן דיסקות של גז ואבק קרים, שנותרו מהיווצרותן. הפלנטה הקלה ביותר שצולמה עד היום היא כנראה TWA 7b, במסה של כשליש ממסת צדק – בערך כמו שבתאי. טלסקופ החלל ג'יימס וב צילם אותה ב-2025, בתוך דיסקת האבק של כוכב צעיר במרחק כ-110 שנות אור. טענה מ-2020 על צילום של פלנטה סביב פרוקסימה קנטאורי, הכוכב הקרוב ביותר לשמש, לא אושרה.

אינטרפרומטריה היא אחת התחבולות שיכולות לשפר את התוצאות של צילום ישיר ושל אסטרומטריה. שילוב האור מכמה טלסקופים נותן כושר הפרדה טוב בהרבה: כושר ההפרדה שווה לזה של טלסקופ יחיד שקוטרו כמרחק בין הטלסקופים. לכן, במקום לבנות טלסקופים גדולים יותר, אפשר לתכנן כמה טלסקופים קטנים יותר, רחוקים זה מזה, ולקבל אותו שיפור בתמונות. ברדיו-אסטרונומיה משתמשים בשיטה הזו כבר עשרות שנים (למשל במערך ה-VLA בניו מקסיקו), ובאסטרונומיה האופטית היא חדשה יחסית. אינטרפרומטריית איפוס (nulling) היא דרך לדכא את אור הכוכב. בשיטה הזו מקבלים שתי תמונות של הכוכב, ומשלבים אותן כך שהגלים שלהן מוסטים זה מזה בדיוק בחצי אורך גל. כך האור של הכוכב מתבטל, אבל האור של עצמים סמוכים, שאינם מוסטים בדיוק באותה מידה, אינו מתבטל. כך נחשף האור החלש של פלנטה שמקיפה את הכוכב, ובולט יותר.

תחבולות נוספות עוזרות למדענים לראות פלנטות חלשות ליד הכוכבים הבהירים שהן מקיפות. קורונגרף הוא אמצעי לחסום פיזית את האור של כוכב. קורונגרפים פותחו לראשונה בשנות ה-30 של המאה ה-20, כדי לחסום את אור השמש ולחקור את העטרה (הקורונה) שלה; כיום משתמשים בהם כדי לחסום את האור של כוכבים רחוקים ולגלות את הפלנטות שסביבם. עדיין יש בעיה: האור מתעקם סביב שולי המסכה של הקורונגרף (תופעה שנקראת עקיפה), ומפריע לאור החלש של הפלנטות. האסטרונומים מנסים קורונגרפים בצורות שונות, וצמצמים מסוגים שונים בטלסקופים, כדי לפתור את הבעיה. גילוי פלנטות חוץ-שמשיות הוא דוגמה מצוינת לתחום מדעי שבו הטכנולוגיה מניעה את ההתקדמות.

→ הסעיף הקודם: 9.21 משימת קפלר  |  הסעיף הבא: 9.23 תכונות הפלנטות החוץ-שמשיות ←