כדי לפרש את התוצאות של כל הסקרים של פלנטות חוץ-שמשיות, חשוב להבין את המושג "שלמות" של סקר. צוות קפלר דרש בדרך כלל לפחות שלושה מעברים של אותה פלנטה לפני שהיא נחשבת למועמדת. עבור פלנטה דמוית כדור הארץ שמקיפה כוכב דמוי שמש, פירוש הדבר שקפלר צריך לצפות בכוכב לפחות שלוש שנים לפני שאפשר להיות בטוחים שאין סביבו פלנטות עם זמן הקפה של שנה. עבור פלנטות קטנות יותר זה יכול לקחת זמן רב עוד יותר, כי קשה יותר לגלות אותן. לגבי פלנטות שאינן קטנות מדי, יש לקפלר תוצאות סטטיסטיות מובהקות עד זמני הקפה של שנה. אבל פלנטה כמו צדק, סביב כוכב אחר, משלימה הקפה ב-12 שנה, ולכן שלושה מעברים יכולים לקחת עד 36 שנה – והפלנטה החוץ-שמשית הראשונה סביב כוכב רגיל התגלתה לפני כ-30 שנה בלבד. לגבי פלנטות מהסוג הזה, האסטרונומים יאמרו שהסקר "לא שלם".
באדיבות NASA
עם ההסתייגות הזו, אפשר להשתמש בכוכבים שלגביהם הסקר של קפלר שלם כדי להסיק כמה מסקנות כלליות על גודלי הפלנטות ועל שכיחותן. הסוגים הנפוצים ביותר של פלנטות הם "סופר-ארץ" ו"מיני-נפטון": לפחות למחצית מהכוכבים יש לפחות פלנטה אחת בטווח הגדלים הזה. פלנטות בגודל כדור הארץ נדירות יותר במסלולים הקרובים, שבהם הסקר של קפלר שלם לגביהן, אבל נראה שעדיין יש פלנטה בגודל כדור הארץ לפחות לרבע מהכוכבים. שימו לב: אין פירוש הדבר שהפלנטות האלה מתאימות לחיים – כל הפלנטות בגודל כדור הארץ שנכללות כאן קרובות מדי לכוכבים שלהן מכדי שיהיו עליהן מים נוזליים. פלנטות גדולות – בגודל "נפטון גדול" ומעלה – נדירות יותר, אבל אם כוללים את כל הגדלים של הפלנטות שמצא קפלר, נראה שבקטלוג של קפלר יש בממוצע פלנטה אחת לכל כוכב.
באדיבות ויקיפדיה
אחת ההפתעות בגילויי הפלנטות החוץ-שמשיות הייתה האקסצנטריות של המסלולים שלהן – מידת המתיחה של המסלול לאליפסה (אקסצנטריות 0 היא מעגל מושלם). במערכת השמש שלנו, לכל הפלנטות הגדולות יש מסלולים מעגליים בקירוב, עם אקסצנטריות קטנה בלבד. מתברר שזה לא אופייני לפלנטות באופן כללי. לפלנטות שהתגלו בשיטת המהירות הרדיאלית ובשיטת המעבר יש מגוון של אקסצנטריות, וחלקן גבוהות מאוד: 0.9 ויותר, כמו אצל HD 80606b שבאיור (0.93). הדינמיקה של המערכות האלה מרתקת. אחד האתגרים הנוכחיים באסטרונומיה הוא להסביר איך נוצרים מסלולים מוארכים כל כך, ואיך הם נשארים יציבים לאורך זמן.
לבעיית השלמות של סקרים קשור המושג "אפקטי בחירה". בכל פעם שסקר תצפיתי בוחר מטרות, הוא בוחר אותן לפי קריטריונים מסוימים. הקריטריונים משפיעים על התוצאות, ויכולים להגביל את תחולת המסקנות. אין פירוש הדבר שהתוצאות שגויות, רק שצריך להביא בחשבון את קריטריוני הבחירה כשמנתחים אותן. דוגמה לכך היא המקרה של "הצדקים החמים". את האוכלוסייה הזו של פלנטות גילו סקרי המהירות הרדיאלית, והיא הציבה אתגר משמעותי להבנה שלנו של היווצרות פלנטות והתפתחותן. הפלנטות הענקיות האלה, במסה של צדק או יותר, התגלו במסלולים צפופים מאוד – זמני הקפה של ימים ספורים, ולפעמים אפילו פחות מיום – שבהם הטמפרטורה שלהן היא 1,000 קלווין ויותר. למעשה, בתחילה היה "שיא" במספר הפלנטות עם זמן הקפה של שלושה ימים בדיוק. לפי התאוריה המקובלת של היווצרות פלנטות, הפלנטות האלה לא היו יכולות להיווצר שם, ולכן מאמינים שהן נדדו לשם אחרי שנוצרו רחוק הרבה יותר. סקרי המהירות הרדיאלית רמזו שצדקים חמים אולי נפוצים.
כדי להבין את הצדקים החמים בהקשר הנכון, זכרו איך שיטת המהירות הרדיאלית עובדת: היא מגלה את תנועת התגובה של הכוכב, שנגרמת מההשפעה הכבידתית של הפלנטה. לכן היא רגישה במיוחד לפלנטות גדולות בעלות זמני הקפה קצרים – בדיוק מה שנמצא בצדקים החמים. קפלר, עם מדגם גדול בהרבה ושיטת גילוי שונה לגמרי, לא מצא צדקים חמים במספרים גדולים (הם מקיפים רק כאחוז אחד מהכוכבים דמויי השמש). אין פירוש הדבר שצדקים חמים אינם קיימים. הם קיימים, והם עדיין מציבים בעיה לתאורטיקנים שמנסים להבין איך נוצרות פלנטות. אבל זה ממחיש את האתגר ואת הזהירות הנדרשת כשבוחנים את התוצאות של סקרי פלנטות חוץ-שמשיות.
באדיבות ויקיפדיה
שיטת המהירות הרדיאלית היא שגילתה את הפלנטה החוץ-שמשית הקרובה ביותר הידועה. ב-2016 הוכרז על גילוי פלנטה קטנה שמקיפה ממש מקרוב את פרוקסימה קנטאורי. פרוקסימה קנטאורי הוא ננס אדום, והכוכב הקרוב ביותר לכדור הארץ מלבד השמש, במרחק 4.2 שנות אור. המסה המינימלית של הפלנטה, פרוקסימה קנטאורי b, היא רק כ-1.1 מסות כדור הארץ, והיא מקיפה את הכוכב במרחק של 0.05 יחידה אסטרונומית בלבד, בזמן הקפה של 11.2 ימים – בתוך אזור החיים של הכוכב העמום. פרוקסימה קנטאורי יוצר מערכת משולשת עם הזוג הדומה לשמש, אלפא קנטאורי A ו-B, שנמצא במרחק 4.4 שנות אור. ב-2025 גילו אסטרונומים, בעזרת טלסקופ החלל ג'יימס וב, מועמדת לפלנטה גזית ענקית, במסה דומה לזו של שבתאי, שמקיפה את אלפא קנטאורי A; הגילוי עדיין דורש אישור. העובדה שבמערכת של שלושה כוכבים יש לפחות שתי פלנטות (סביב פרוקסימה ידועה גם פלנטה שנייה, קטנה עוד יותר) מרמזת שפלנטות אולי נפוצות מאוד.
תוצאה חשובה נוספת של סקרי המהירות הרדיאלית, שנותנים מסה מינימלית לפלנטה, היא שככל שהכוכב כבד יותר, הפלנטות שלו כנראה כבדות יותר. כלומר, ככל שמסתכלים על כוכבים כבדים יותר, גדל הסיכוי למצוא סביבם פלנטות כמו צדק. לכוכב מסוג A – כוכב לבן וחם, כבד מהשמש, כמו סיריוס – יש סיכוי כפול לפלנטה כמו צדק מאשר לכוכב מסוג G כמו השמש שלנו. אבל צצה חידה נוספת: גופים כבדים מצדק בהרבה, בין כ-13 לכ-80 מסות צדק, נדירים מאוד במסלולים קרובים (עד כמה יחידות אסטרונומיות) סביב כוכבים מכל הגדלים. לגופים כאלה האסטרונומים קוראים ננסים חומים, והמחסור בהם במסלולים סביב כוכבים כונה "מדבר הננסים החומים". ננסים חומים נפוצים מאוד כשהם לבדם, ולכן כנראה יש מנגנון כלשהו שמונע מפלנטות לגדול מעבר לכעשר מסות צדק.
גם מיקרו-עדשות כבידתיות תרמו לידע שלנו על פלנטות. בשיטה הזו, הכבידה של כוכב קרוב ושל הפלנטה שלו פועלת כמו עדשה, ומגבירה לזמן קצר את האור של כוכב רחוק שעובר בדיוק מאחוריהם. השיטות האחרות שתיארנו נוטות לצפות בכוכבים קרובים יחסית לשמש; מיקרו-עדשות, לעומתן, מוצאות פלנטות רחוקות הרבה יותר. אף שבשיטה הזו התגלו מעט פלנטות יחסית, היא בוחנת נפח גדול יותר של שביל החלב, ולכן התוצאות שלה רלוונטיות באופן רחב. אחת התוצאות המרגשות של מיקרו-עדשות כבידתיות מראה שפלנטות נפוצות כל כך, שבממוצע לכל כוכב בשביל החלב יש לפחות פלנטה אחת.
גם קומץ הפלנטות שהתגלו בצילום ישיר הציבו אתגרים מעניינים לתאוריה של היווצרות פלנטות. התאוריה העיקרית נקראת "התלכדות סביב גרעין" (core accretion). לפיה, הפלנטות יוצרות קודם גרעין מוצק במסה של כעשר מסות כדור הארץ, ואחר כך הגרעין מושך אליו בכבידה מעטפת של גז, כלומר אטמוספירה. התאוריה, שמבוססת על עבודתו של ספרונוב (ראו 9.6), מסבירה איך נוצרה מערכת השמש שלנו, ויכולה להסביר רבות מהפלנטות שהתגלו עד היום – כולל בטא פיקטוריס b, שהתגלתה בצילום ישיר. אבל הפלנטות שצולמו סביב HR 8799 כבדות מדי ורחוקות מדי מהכוכב שלהן כדי להיווצר כך בקלות: במרחקים כאלה החומר בדיסקה שסביב הכוכב היה דליל, והגרעינים היו גדלים לאט מדי. תאוריה מתחרה, שנקראת "אי-יציבות כבידתית", אולי מסבירה איך הן נוצרו. לפי התאוריה הזו, פלנטות קורסות מהדיסקה מהר מאוד, בלי ליצור קודם גרעין. ההבנה של האופן שבו התאוריות השונות מסבירות את המגוון של הפלנטות החוץ-שמשיות היא כיום אחד הנושאים החמים ביותר באסטרופיזיקה.
→ הסעיף הקודם: 9.23 תכונות הפלנטות החוץ-שמשיות | הסעיף הבא: 9.25 העתיד של חיפוש הפלנטות ←