3.500 exoplaneter opdaget: Sådan finder vi planeter ved fjerne stjerner

I 1995 fik vi omsider svar på et af astronomiens gamle spørgsmål:

Er vores solsystem enestående, eller findes der også planetsystemer omkring andre stjerner?

Blandt astronomer var forventningen, at planetsystemer er ganske almindelige, men også at andre planetsystemer ville ligne vores eget solsystem med de små kloder af klippe og metal inderst, og de store gasplaneter længere ude, hvor temperaturen er lav.

Dette viste sig ikke at være sandt.

Første exoplanet: En helt ny type

Den første såkaldte exoplanet blev fundet af astronomerne Michel Mayor (1942-) og Didier Queloz (1966-) fra observatoriet i Geneve.

Exoplaneten kredser om stjernen 51 Pegasi 50 lysår borte, og den demonstrerede lige fra starten, at der også kan findes planetsystemer af en helt anden type end vores solsystem.

Planeten er uden tvivl en gasplanet med en masse tæt på halvdelen af Jupiters masse. Men med en omløbstid på kun 4,2 døgn har den en afstand til sin stjerne på kun lidt over 7 millioner km.

I vores solsystem ville det svare til at have en planet som Jupiter eller Saturn langt inden for Merkurs bane.

Den ringe afstand betyder, at planeten må være over 1000 °C varm – eller mere end dobbelt så varm som Venus, der er den varmeste planet i vores solsystem.

Et skatkammer af opdagelser følger

Ret hurtigt blev der opdaget flere exoplaneter, og mange af dem lignede 51 Pegasi b, som er navnet på den første exoplanet.

I takt med at antallet af exoplaneter voksede, blev astronomerne nødt til at indføre en ny type planeter, vi slet ikke kender fra vores eget solsystem, nemlig de såkaldte Hot Jupiters – dem kommer vi nærmere ind på senere i artiklen.

Men det var kun begyndelsen. I september 2017 var der således fundet 3.510 exoplaneter, som fordeler sig således:

• Iskæmper: 1.270
• Gaskæmper: 1.069
• Superjorde: 792
• Jordlignende: 366
• Ukendte: 13

Iskæmper er typisk planeter, som ligner Uranus og Neptun, der indeholder store mængder is af vand, metan og ammoniak.

Gaskæmper minder om Jupiter og Saturn, der hovedsageligt er opbygget af brint og helium.

Superjorde er en type planeter, vi ikke har i vores solsystem. De har typisk masser på 2-10 gange Jordens masse, men menes at være opbygget af klippe og metal som Jorden.

Jordlignende er et vidt begreb. De har typisk størrelse og masse som Jorden, men det betyder bestemt ikke, at de også har en atmosfære og klima som Jorden. Bare tænk på Venus, der var blevet betegnet som ‘jordlignende’, hvis den havde været en exoplanet.

Det er værd at bemærke, at den mest almindelige type exoplaneter er iskæmper som Neptun, og at der er fundet mere end dobbelt så mange superjorde som planeter af Jordens størrelse.

Exoplaneter er spredt i 2.615 systemer

Lige så vigtigt er det, at exoplaneterne er fordelt på ikke mindre end 2.615 planetsystemer.

Det har virkeligt givet mulighed for at sammenligne forskellige typer af planetsystemer, og her er der især tre forhold som er vigtige:

• Det er ikke sjældent at finde planetsystemer, hvor de fleste eller alle planeterne befinder sig i kortere afstand fra deres stjerne end afstanden mellem Merkur og Solen. Man taler om de såkaldte STIP systemer, hvor STIP står for Systems of Tightly-packed Inner Planets.
• Mange, måske de fleste, exoplaneter har baner, der er mere elliptiske end solsystemets planeter. Et flertal af de exoplaneter, der har baner langt fra deres stjerne, har baner med excentricitet e > 0,2. Omkring hver femte har baner med e > 0,5. Derimod har de planeter, som er meget tæt på deres stjerne, normalt cirkulære baner. Til sammenligning har alle solsystemets store planeter med undtagelse af Merkur næsten cirkulære baner med e < 0,1.
• Der er fundet planeter, der kredser om deres stjerne i modsat retning af stjernens egen rotation.

Klassisk teori kan ikke forklare planetsystemer

Det har været svært at indpasse disse opdagelser i de klassiske teorier for, hvordan planetsystemer og herunder vores eget solsystem, er dannet.

Ifølge de tidligere teorier for dannelse af planeter, dannes planeter ud fra den skive af gas og støv, der omgiver en nydannet stjerne.

Der er tale om en gradvis opbygning, hvor små støvkorn ved sammenstød danner større partikler, som så kan tiltrække endnu flere støvkorn. På den måde dannes der et stort antal protoplaneter. I den klassiske teori spillede begrebet snegrænse en afgørende rolle.

Snegrænsen er den afstand fra Solen eller en stjerne, hvor temperaturen kommer under ca. -120 °C. Det er så koldt, at selv ved det meget lave tryk, der er i gasskiven, fryser vanddamp ud og bliver til is.

Da vand er en af de mest almindelige kemiske forbindelser i universet, har dannelsen af is en enorm betydning for den videre planetdannelse.

I vores solsystem befinder snegrænsen sig i en afstand lidt inden for Jupiters bane. Hvis en planet var dannet uden for snegrænsen, kunne den vokse sig stor ved at tiltrække ispartikler fra vanddamp, metan, ammoniak og andre luftarter – herunder brint og helium.

Snegrænsen var forklaringen på, at en protoplanet i udkanten af et planetsystem med lidt held kan blive til en gaskæmpe som Jupiter.

Men i de gamle teorier var det grundlæggende, at planeter bliver i de baner, hvor de er dannet. Gasplaneter kunne derfor kun findes i den ydre del af et planetsystem, hvor temperaturen er lav.

Derfor var det umuligt at indpasse Hot Jupiters i de klassiske modeller for planetdannelse. Der er nemlig ingen tvivl om, at planeter med masser som Jupiter må bestå af gasser, især brint og helium.

Hot Jupiter-planeter kræver ny teori

Det hænger sammen med, at brint og helium udgør 99 procent af alt stof i universet, og at det derfor er næsten umuligt at forestille sig, at meget store planeter skulle være opbygget af metal og klippe. Metaller er jo universelt set meget sjældne.

Det er også forklaringen på, at de indre planeter i vores solsystem er meget små i forhold til gasplaneter som Jupiter og Saturn. De indre planeter er jo opbygget af de sjældne tunge grundstoffer som jern, ilt, silicium, calcium, magnesium og aluminium.

Sådanne stoffer kan danne klipper, som er faste ved ret høje temperaturer, og det er netop derfor, at klippeplaneter findes tæt på Solen, hvor der er varmt.

Hot Jupiter-planeten på billedet nedenfor befinder sig f.eks. i en afstand fra stjernen, som kun er 3 procent af Jordens afstand fra Solen.

Gasserne i dens atmosfære varmes derfor op til over 1.000 grader, hvilket får atmosfæren til at svulme meget op. Men en planet på størrelse med Jupiter har alligevel en tyngdekraft stærk nok til at holde på selv en så varm atmosfære.

Fundet af Hot Jupiter-planeter viste, at vi skulle til at nytænke vore teorier om, hvordan planeter dannes, og siden 2005 har der været en enorm udvikling af teorierne.

De teorier, vi har i dag, om hvordan både vores eget solsystem og andre planetsystemer er dannet, minder slet ikke om teorierne fra det 20. århundrede.

Nice modellen kommer til undsætning

De fleste af de nye teorier bygger på den såkaldte Nice model fra 2005, som blev udviklet af astronomer fra byen Nice i Frankrig, hvor der ligger et stort observatorium og forskningscenter.

Nice modellen er et afgørende brud med den klassiske teori. Og ifølge den nye teori er planetdannelse en meget voldsom proces, hvor mange planeter i løbet af de første få millioner år ændrer deres bane.

Der, hvor vi finder planeterne i dag, er altså ikke altid der, hvor de oprindeligt blev dannet. Det er derfor, vi støder på Hot Jupiter-planeter. De er dannet uden for snegrænsen, men derefter vandret indad i deres planetsystem.

Nice modellen indeholder elementer af kaos, og det kan forklare, hvorfor vi finder så mange forskellige typer af planetsystemer. Vi har til dato ikke fundet planetsystemer, der helt minder om vores eget solsystem.

Nice modellen bygger på to begreber:

1. Migration
2. Scattering​

Migration er betegnelsen for, at nydannede planeter ofte ændrer deres bane bort fra det sted, hvor de er dannet. I et ungt planetsystem er årsagen til migration ofte, at der er en gensidig tyngdepåvirkning mellem gasskiven og en nydannet planet.

I de første millioner år er der nemlig stadig meget gas i skiven, og det kan give en betydelig påvirkning af selv en ret stor planet og på den måde bringe den tættere på sin stjerne. Denne type migration kaldes for disk migration, men det er nu ikke den eneste årsag til migration.

Scattering, eller spredning, er den anden hovedårsag til migration. Scattering opstår, når to planeter passerer tæt forbi hinanden og derved får ændret deres baner.

Hvis planeterne begge er store, kan baneændringerne blive meget betydelige: Planeterne kan få meget aflange baner, blive slynget helt bort fra stjernen, få ændret deres baneplan eller endda begynde at rotere i den modsatte retning af før.

En anden type scattering er de store planeters evne til så at sige at smide rundt med mindre kloder af asteroidestørrelse. Det kræver energi at sende en asteroide længere væk, og den energi kan kun tages fra planeten, der derved kommer nærmere Solen eller sin stjerne.

Tilsvarende rykker planeten selv udad, hvis asteroiden sendes længere ind mod stjernen. Men da en tæt passage af en lille asteroide ikke kan flytte meget med en stor planet, kræver det millioner eller milliarder af tætte passager, før planeten for alvor flytter sig.

I et ungt planetsystem er antallet af småkloder meget stort, så ud fra princippet ‘mange bække små gør en stor å’ kan denne proces godt have haft stor betydning, i hvert fald indtil planetsystemet er blevet mere eller mindre tømt for småkloder.

Scattering, hvor planeter får ændret deres baner som følge af tætte passager, kan føre til nogle meget mærkelige baner, som illustrationen nedenfor viser.

Her kredser tre planeter, der er på størrelse med Jupiter eller større, om stjernen Upsilon Andromeda A, der er ca. 44 lysår borte.

Computere udfylder de manglende brikker

Netop teorien om migration kunne forklare Hot Jupiters som planeter, der var migreret ind fra fjernere og koldere egne af deres planetsystem. Men der var stadig mange problemer.

Modellen findes allerede i flere versioner, men der er ikke længere tvivl om, at migration og scattering har spillet en central rolle. Dannelsen af et planetsystem er en voldsom og kaotisk affære, og det forklarer de mange typer af planetsystemer.

I den nyeste version af Nice modellen for vores solsystem er man blevet lidt mere præcis med, hvordan de store planeter Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun har bevæget sig og derved formet vores solsystem.

Alt det følgende er naturligvis baseret på omfattende computerberegninger – vi har jo ingen mulighed for at se, hvad der i virkeligheden skete dengang for 4,5 milliarder år siden.

Oprindeligt befandt alle fire store planeter sig inden for en afstand på 20 AE fra Solen, hvilket svarer til Uranus’ nuværende afstand. Yderst var et bredt bælte af små iskloder – resterne af det ser vi i dag som Kuiperbæltet.

De store planeter var altså ret tæt på hinanden, og da de også har en stærk tyngdekraft, var vejen banet for både migration og scattering. Oprindelig var Uranus yderst, men så blev Neptun slynget ud i Kuiperbæltet.

Det meste af denne rejse gik fredeligt, men der er tegn på, at banen på et tidspunkt tog et hop, muligvis fordi Neptun kom tæt på en anden og nu forsvunden planet, som simpelthen blev slynget ud af solsystemet. I hvert fald endte Neptun i sin nuværende afstand på 30 AE fra Solen.

Jupiter slyngede rundt med de andre planeter

Jupiter begyndte sin karriere omkring 3,5 AE fra Solen, altså noget nærmere Solen end den nuværende bane. På grund af tyngdekraften fra gasskiven begyndte Jupiter at vandre indad mod Solen. Her kunne den meget vel være endt som en Hot Jupiter, hvis ikke det havde været for Saturn.

Saturn fulgte med Jupiter, og på grund af sin noget mindre masse bevægede den sig hurtigere end Jupiter. På et tidspunkt nåede de en 3:2 resonans, hvor Jupiter kredsede tre gange om Solen, hver gang Saturn kredsede to gange.

Denne resonans fik for alvor de to store planeters tyngdefelter til at spille sammen, og det afgørende er, at beregningerne viser, at det fik Jupiter til at vende inde ved 1,5 AE, som er Mars’ nuværende afstand fra Solen.

Jupiter og Saturn bevægede sig igen udad, men havde naturligvis skabt et vældigt kaos blandt de planeter og asteroider, de havde mødt undervejs.

Det er denne manøvre, der svarer til at vende et sejlskib og derfor kaldet ‘The Grand Tack’, der har formet det indre solsystem.

Skal vi dømme efter andre planetsystemer, har solsystemet temmelig sikkert også rummet en del superjordkloder. Nok er de større end Jorden, men mægtige Jupiter havde alligevel ikke ret svært ved at slynge rundt med dem.

Mange af dem er stødt sammen og efter gentagne sammenstød endt med at blive til sten og grus, som til sidst blev opslugt af Solen.

Andre er blevet slynget helt ud af solsystemet. Hele processen ‘The Grand Tack’ fjernede dog så meget materiale fra det indre solsystem, at det forklarer, hvorfor de indre planeter er små, og hvorfor især Mars er lille.

Dans mellem Jupiter og Saturn skabte Jorden

Men det helt centrale var, at Jupiter forlod det indre solsystem og dermed gav mulighed for, at Jorden kunne dannes. Hvis Jupiter var endt i en snæver bane som en Hot Jupiter, havde vi ikke været her i dag.

Det er meget tankevækkende, at Jordens dannelse synes at være afhængig af en meget præcis koreografi mellem Jupiter og Saturn, som fik Jupiter til at vende udefter i sidste øjeblik.

Den inderste del af solsystemet, inden for Merkurs bane, har måske ikke været så påvirket af ‘The Grand Tack’. Det er slet ikke umuligt, at vi derinde har haft et STIP-system med flere store kloder meget tæt på hinanden. Men det er en ustabil tilstand.

Computersimulationer viser, at 90 procent af alle STIP systemer går hurtigt til grunde, fordi planeterne kolliderer med hinanden, og resterne ender i Solen, og det passer godt med, at kun 10 procent af de observerede planetsystemer er af STIP-typen.

Men hvis området inden for merkurbanen engang har været fyldt med kloder, er det nærliggende at tænke sig, at Merkur er den sidste overlevende.

Det har dog haft sin pris: Merkur har en stor metalkerne, der kun lige er dækket af et tyndt lag klippe. Muligvis har Merkur mistet det meste af sin skorpe ved et eller flere sammenstød med nogle af de andre, nu forsvundne kloder.

Hvert eneste planetsystem har sin egen historie, men hist og her kan vi da håbe at finde et, der minder bare lidt om vores eget solsystem.

Opdagelserne kom med den rette teknik

Det er ikke tilfældigt, at de første exoplaneter blev op­daget i 1995. Først da havde vi rådighed over den nød­vendige teknik. Vi kender i dag fem metoder til at finde exoplaneter med:

1. Stjerners radialhastigheder

Da de første exoplaneter blev opdaget, var det først og fremmest ved måling af stjerners radialhastigheder.

Når en stor planet bevæger sig om en stjerne, vil også stjernen bevæge sig. Begge legemer kredser nemlig om det fælles tyngdepunkt. Det er denne rokkende bevægelse af stjer­nen, vi er i stand til at måle.

Stjernens bevægelse om det fælles tyngdepunkt vil vi se på to måder. Dels vil der være en bevægelse frem og tilbage i synslinjens retning, dels en bevægelse fra side til side vinkelret på synslinjen.

Da selv den største exoplanet er forsvindende lille i forhold til en stjerne af Solens størrelse, er disse bevægelser små og me­get vanskelige at måle. Vi kan få en ide om størrelserne ved at se på, hvorledes Jupiter påvirker vor egen Sol.

Jupiter bevæger sig rundt om Solen med en fart på 13 km/s, og den har en masse på lidt over 1/1.000 af Solens masse.

Det betyder, at Jupiter tvinger Solen til at bevæge sig om det fælles tyngdepunkt med en fart på 13 m/s eller 1/1.000 af Jupiters fart. Det var lige på grænsen af, hvad vi dengang kunne måle ved brug af Dopplereffekten. Derfor er næsten alle exoplaneter først fundet efter omfattende computerberegninger.

Det er det klassiske problem om forholdet mellem signal og støj, vi her møder:

• Signalet er den ganske lille forskydning af spektrallinjerne på brøk­dele af nanometer som følge af stjernens rokkende bevæ­gelse.
• Støjen er den almindelige måleusikkerhed, og ofte er signalet af næsten samme størrelse som støjen.

Derfor kræver det en omfattende statistisk behandling af et stort antal måledata for overhovedet at udskille signalet.

Der er nu udviklet flere instrumenter til at finde exoplaneter ved hjælp af radialhastigheder. De to nok vigtigste er det europæiske HARPS, der anvendes på Paranal observatoriet i Chile, og det amerikanske HIRES, der anvendes på Keck observatoriet i Hawaii.

HARPS står for High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher. Det blev taget i brug i februar 2003 på ESOs 3,6 meter store spejlteleskop i Chile.

Det har en fuldstændig fantastisk præcision, idet radialhastigheder nu kan måles med en nøjagtighed på omkring en meter i sekundet.

I visse tilfælde kan nøjagtigheden komme helt ned på 30 cm/s, og det åbner jo muligheder for at finde planeter langt mindre end Jupiter – i visse tilfælde helt ned til planeter af Jordens størrelse.

Det mål kom man tæt på i 2009, da HARPS fandt en exoplanet med en masse på kun det dobbelte af Jordens masse omkring stjernen Gliese 581, som befinder sig 20 lysår borte.

Desværre har planeten en omløbstid på kun 3,15 døgn, så den er alt for tæt på sin stjerne til at være beboelig.

Det er meget vanskeligt at opnå så præcise målinger. Et af kravene er, at instrumentets temperatur holdes konstant med en nøjagtighed på 0,01 grader.

Desuden skal instrumentet være i et vakuumkammer, da selv små ændringer i trykket kan påvirke målingerne. De foregår ved at sammenligne stjernens spektrum med et referencespektrum fra Thorium og Argon.

HIRES på Keck kan måle radialhastigheder med en nøjagtighed på 1 m/s, hvilket gør det muligt at observere exoplaneter med en masse ned til 0,2 Jupitermasser i en afstand på 1 AE fra stjernen. Keck har for tiden rekorden i at finde nye exoplaneter.

2. Astrometriske målinger

Den astrometriske metode går ud på at følge stjernens be­vægelse fra side til side, når den bevæger sig om det fælles tyngdepunkt.

Det er en opgave, der stadig overstiger vor tekniske formåen. I de fleste tilfælde taler vi om bevægel­ser, der måles i millibuesekunder, og så små bevægelser kan vi kun måle fra satellitter.

Derfor er der stor skep­sis, når en astronom siger, at han har fundet en planet ved hjælp af astrometriske målinger.

Astronomen George Gatewood (1940-) påstår således, at han med denne meto­de har fundet to planeter omkring den lille røde dværg­stjerne Lalande 21185 – men i samtlige tabeller anføres disse planeter som ‘usikre’.

3. Formørkelser

Formørkelser er siden 2009 blevet en meget central meto­de til at finde exoplaneter. Det skyldes især opsendelsen af den amerikanske Kepler satellit i marts 2009.

Kepler er et lille spejlteleskop, med et 1,4 meter stort spejl. Der medføres kun et instrument, nemlig et fotometer til me­get nøjagtigt at måle lysstyrken af de stjerner, som er in­den for synsfeltet.

For at give et bedre synsfelt kredser Kepler ikke om Jor­den, men i stedet om Solen i en såkaldt ‘Earth-trailing orbit’, hvor Kepler følger efter Jorden i sin bane om So­len.

En anden fordel ved denne bane er, at man undgår, at spredt lys fra Jorden kan ramme det meget følsomme fotometer.

Kepler observerer konstant et lille område på himlen, der ligger i stjernebillederne Svanen, Lyren og Dragen. Området er valgt, fordi det ligger langt fra ek­liptikas plan, og det betyder igen, at teleskopet ikke på noget tidspunkt kommer til at pege mod Solen. Bare en anelse sollys ind på fotometret vil nemlig ødelægge foto­metret og dermed bringe missionen til ophør.

Kepler kan observere den formørkelse, som selv en planet på størrelse med Jorden giver anledning til – selv om det naturligvis er meget lettere at observere de meget dybere formørkelser fra planeter af Jupiters størrelse.

For at få det fulde udbytte af missionen skal der observeres over flere år. Det er nemlig nødvendigt med mindst tre for­mørkelser, før man kan være nogenlunde sikker på, at for­mørkelsen skyldes en exoplanet og ikke noget andet.

Det, man især er interesseret i, er at finde planeter som Jorden i den såkaldte beboelige zone. Det er den zone omkring en stjerne, hvor en jordlignende planet vil have en temperatur, der gør det muligt for flydende vand at eksistere på overfladen.

De stjerner, Kepler koncentrerer sig om, er af spektraltyperne F, G og K. De ligner alle Solen så meget, at vi kan forvente, at planeter i den beboelige zone vil have omløbstider af størrelses­ordenen et år. Det betyder, at det vil tage mindst tre år at bekræfte eksistensen af en jordlignende planet med mu­lighed for liv.

Et andet problem er, at sandsynligheden for, at Kepler overhovedet kan se en formørkelse, er ganske lille. Plane­ten skal jo have en bane, der, set fra Kepler, fører den hen foran sin stjerne.

Langt det mest sandsynlige er, at plane­tens baneplan ligger så skævt i forhold til synslinjen, at planeten, set fra Kepler, aldrig vil passere hen foran stjer­nen, men over eller under stjernen og dermed ikke skaber en formørkelse.

En beregning viser, at sand­synligheden for, at en planet, der har afstanden 1 AE til sin stjerne, giver anledning til en formørkelse, kun er 0,465 procent.

Det betyder, at Kepler skal observere tusinder af stjer­ner over lang tid for at have en rimelig chance for at finde exoplaneter. Derfor har teleskopet et meget stort synsfelt på godt 10 kvadratgrader.

Der er omkring en halv million stjerner i dette synsfelt, og af dem er 150.000 af de mest sollignende stjerner valgt ud til observation. De får deres lysstyrke målt med en halv times mellemrum, hvilket gør det ret sikkert at fange en formørkelse, hvis der altså er en.

Med 150.000 stjerner under observation kan man kom­me ud over den lave sandsynlighed for at finde en jordlig­nende planet i den beboelige zone.

Lad os antage, at alle de valgte 150.000 stjerner har en jordlignende planet i den beboelige zone. Ke­pler vil se 0,465 procent af disse planeter eller næsten 700. Selv om kun hver tiende stjerne har en sådan planet, vil Kepler alligevel kunne forvente at finde omkring 70 planeter.

Des­værre er Kepler satellitten ramt af uheld med to svigtende gyroskoper og kan ikke længere observere for fuld styrke.

4. Gravitationslinser

Gravitationslinser er en meget lovende metode. Ideen er, at både stjerner og planeter virker som linser for lys fra bagvedliggende objekter.

Når en stjerne passerer hen foran en baggrundsstjerne, vil man derfor se en kortva­rig forøgelse af den bagerste stjernes lys, fordi den bliver forstærket af linseeffekten. Hvis den forreste stjerne så også har en planet, skulle der vise sig en lille ekstra top på kurven.

5. Direkte observationer

Direkte observationer af planeter som Jorden er en af NA­SAs fremtidsdrømme. Det vil dog kræve teleskoper i rummet, der langt overgår Hubble.

De tekniske vanske­ligheder er uhyre, og der vil nok gå mindst 10-20 år, før vi for første gang kan se en jordlignende planet som ‘A Pale Blue Dot’, for nu at bruge NASAs yndlingsudtryk.

Pro­jektet hedder Terrestrial Planet Finder, og det vil bestå af flere meget store spejlteleskoper, som skal arbejde sam­men ude i rummet. Men det må understreges, at der her er meget langt mellem drøm og virkelighed.

Det bedste, vi kan håbe på, er at se en lille lysprik og så måske foreta­ge spektralmålinger, der kan afsløre en iltrig atmosfære.

Det er dog allerede nu lykkedes direkte at fotografere nogle få planeter af jupiterstørrelse som for eksempel Fomalhaut b.

Artiklen er et uddrag af bogen ‘Det levende univers’. Uddraget udgives på Videnskab.dk i tre artikler svarende til bogens kapitel om exoplaneter.