Satellitten TESS giver nyt syn på exoplaneter
Man siger jo, at det ofte kan betale sig at se på en sag med nye øjne – og det er netop hvad satellitten TESS gør i sin jagt på exoplaneter.
TESS sattelit exoplanet

Satellitten TESS skal gennemsøge nattehimlen for exoplaneter. Måske lykkes det en dag at finde en planet, der minder så meget om Jorden, at der er en reel mulighed for at finde liv. (Illustration: NASA via Wikimedia Commons)

Exoplaneter er i disse år et af astronomiens helt varme emner – og det har givet masser af arbejde til rumforskerne.

Det næste skridt er satellitten TESS, som med en vægt på bare 350 kg er en lille satellit. Den er langt mindre end Kepler satellitten, der indtil nu har været det flagskib, der har fundet flest nye exoplaneter.

Kepler har foretaget sine observationer fra en bane om Solen. TESS skal foretage sine målinger fra en meget aflang bane om Jorden. Banen ligger mellem 108.000 og 375.000 km fra Jorden, og det betyder, at TESS når helt ud til Månens bane om Jorden.

Det mærkelige navn TESS skyldes, at det er et akronym for Transiting Exoplanet Survey Satellite, altså en satellit som kortlægger exoplaneter ved at observere, hvorledes de formørker deres stjerner.

Om artiklens forfattere

Helle og Henrik Stub er begge cand.scient'er fra Københavns Universitet i astronomi, fysik og matematik.

I snart 40 år har parret beskæftiget sig med at formidle astronomi og rumfart gennem radio, fjernsyn, bøger og foredrag og kurser.

De står bag bogen 'Det levende Univers' og skriver om aktuelle astronomiske begivenheder for Videnskab.dk, hvor de går under kælenavnet 'Stubberne'.

TESS versus Kepler

Der er en fundamental forskel på TESS og forgængeren Kepler:

  • Kepler observerede inden for et mindre område af himlen. De fleste af de stjerner, Kepler observerede, var flere tusinde lysår borte og det betød, at det var vanskeligt at foretage detaljerede målinger af stjernerne her fra Jorden. Til gengæld fulgte Kepler stjernerne gennem flere år. 
  • TESS observerer over det meste af himlen og koncentrerer sig især om de meget klare stjerner, men observerer kun de enkelte stjerner i kortere tidsrum på omkring en måned.
  • Kepler kunne observere planeter med lange omløbstider som Jorden, hvor der kan være et år mellem formørkelserne.
  • TESS kan kun nå at måle på planeter med korte omløbstider på dage eller uger – men dem der også mange af. Det er også klart, at TESS her er begrænset i forhold til Kepler.

Denne begrænsning opvejes af, at TESS leder efter exoplaneter på en ny måde, der kan give forskerne en meget bedre viden om exoplaneternes opbygning.

Når man skal vurdere om en planet er egnet for liv, er det bestemt ikke ligegyldigt, om den er opbygget af metal og klippe som Jorden eller af is og gas som Neptun.

To tal er afgørende

For at finde ud af, hvordan en planet er opbygget, er det nødvendigt at kende to tal, nemlig planetens diameter og dens masse. Har man de to tal, kan massefylden beregnes.

Hvis massefylden er lav, på omkring 1-2 g/cm3, er det næsten helt sikkert, at planeten er opbygget af gasser som brint og helium og måske også is, både almindelig is og is af metan eller ammoniak.

Hvis massefylden er høj, på måske 3-6 g/cm3, er der tale om en planet, der er opbygget af metal og klippe ligesom vor egen Jord.

TESS kan, ligesom sin forgænger Kepler, kun finde diameteren af en exoplanet ved at se, hvor meget planeten formørker sin stjerne. Udfordringen er at bestemme massen, så massefylden kan beregnes. Massen skal måles her fra Jorden, og det har ført til, at TESS nu leder efter exoplaneter omkring forholdsvis lysstærke stjerner, for det vil i høj grad gøre det lettere at foretage de nødvendige målinger.

KEPLER NASA satellit

Tegning af TESS' forgænger, KEPLER satellitten. (Illustration: NASA/Ames/JPL-Caltech)

Derfor er TESS så vigtig

Inden vi ser på den metode, TESS vil anvende, vil vi vise betydningen af massefylden ved at se på den nyeste opdeling af exoplaneter. Den skyldes astronomerne Jingjing Chen og David Kipping fra Columbia University i USA.

De mener, at der grundlæggende kun findes tre typer af exoplaneter, som de kalder Terran worlds, Neptunian Worlds og Jovian Worlds. De tre typer beskrives således:

Terran Worlds: Planeter, der i deres opbygning ligner Jorden. De kan have oceaner og atmosfære, men de er ikke omgivet af en tæt atmosfære af brint og Helium. Det er planeter med stor massefylde.

Neptunian Worlds: Som navnet antyder, så er det planeter, der i opbygning minder om Neptun eller Uranus. De har en tæt atmosfære af brint og Helium, og i det indre sandsynligvis en del is, selv om de også godt kan have en kerne af klippe eller metal. Planeter som Neptun har en lille massefylde.

Jovian Worlds: Det er de virkelige gaskæmper, som stort set består af brint og Helium. Disse planeter er så store, at de simpelthen bliver mindre, hvis deres masse øges. Det er fordi gasserne så bare presses mere sammen.

I vort solsystem har vi alle tre typer kloder, men blandt exoplaneter er den mest almindelige type planeter, der i størrelse ligger mellem Jorden og Neptun. I vort solsystem mangler netop denne type planeter.

Astronomerne formoder, at det, vi ser, er en blanding af planeter, der ligner Jorden og planeter, der ligner Neptun.

Jorden Neptun exoplanet super-Earth COROT-7b

Illustration af den udledte størrelse af exoplaneten super-Earth COROT-7b (i midten) sammenlignet med Jorden og Neptun. (Illustration: Aldaron/Wikimedia Commons)

Klipper eller is?

Et centralt problem er at finde grænsen mellem de planeter, der i opbygning ligner Jorden, og dem, der ligner Neptun. Man formoder, at i hvert fald de planeter, som er tæt på Jorden i størrelse, nok også er opbygget som Jorden.

Sådanne planeter kaldes for Superjorde, med alle de muligheder for liv, det indebærer. Chen og Kipping argumenterer for, at grænsen mellem Superjorde og Neptunlignende planeter går helt ned til bare to jordmasser, og hvis de har ret, så er mange af de planeter, vi nu kalder for superjorde, måske nærmere Neptun i deres opbygning - altså iskloder med tætte atmosfærer af brint og Helium.

Og det er ikke planeter, der er er særligt egnede for liv, som vi kender det.

I løbet af de næste to år regner man med, at TESS vil finde mere end 1.500 exoplaneter, hvoraf en stor del netop vil have en størrelse, hvor det kan være vanskeligt at afgøre, om de skal beskrives som superjorde eller som Neptun-lignende.

Den eneste måde at skelne mellem de to typer planeter er netop ved måling af massefylde, så her har TESS virkelig en mulighed for at udvide vor viden.

Lysstærke stjerner giver fordele

Begge nøgletal, diameter og masse, er ganske vanskelige at måle. Det er her TESS baner nye veje ved især at måle på forholdsvis lysstærke stjerner. De stjerner TESS vil scanne er typisk 30 gange mere lysstærke end de stjerner, som var i Keplers søgefelt, og det giver to store fordele:

TESS kan klare sig med fire små teleskoper med spejle på kun 10 cm. Det er meget mindre end Keplers en meter teleskop, men de er store nok til at observere de forholdsvis lysstærke stjerner.

Desuden har de små teleskoper er stort synsfelt – hvert kamera på TESS ser et område af himlen, der er seks gange større end det område, Kepler overvågede. Det gør det lettere at scanne en stor del af himlen.

Først måler man diameteren

Men det er stadig en stor udfordring at måle, hvor meget en planet formørker sin stjerne.

Ser vi på Jorden og Solen, så har Solen en diameter som er 109 gange større end Jordens diameter. Så er det let at beregne, at Jorden ved en passage hen over solskiven kun kan dække over mindre end 1/10.000 af Solens areal, og det svækker jo ikke lyset ret meget.

Det er derfor, det er meget lettere at observere formørkelser fra planeter af Jupiter-størrelse. De skygger jo for en større del af stjernen og giver derfor en formørkelse, der er let at måle.

Så måler man massen

Den helt afgørende fordel ved de lysstærke stjerner er dog, at det gør det meget lettere at bestemme det andet nøgletal, massen, ved målinger her fra Jorden:

Planeten kredser naturligvis om en stjerne, men stjernen er jo også selv påvirket af tyngdekraften fra planeten. Resultatet bliver, at stjernen kommer til at rokke en smule frem og tilbage, og denne bevægelse er større jo større planetens masse er.

Denne rokkende bevægelse, som ofte kun er få meter i sekundet, kan måles ved at optage et meget detaljeret spektrum af stjernen. En god måling kræver mindst 50.000 spektrallinjer, før der er data nok til at finde de bogstavelig talt mikroskopiske forskydninger af spektrallinjerne, som skyldes stjernens rokkende bevægelse.

Det er målinger som ikke bare kræver nogle kostbare og førsteklasses spektroskoper og nogle store teleskoper, men også at stjernen er lysstærk nok til, at man kan se det nødvendige antal spektrallinjer.

Alt andet ufortalt, så er det meget lettere at optage et godt spektrum fra en lysstærk stjerne end fra en lyssvag.

exoplaneter NASA

Her fremgår det, hvor store nogle af de kendte exoplaneter er. (Illustration: NASA)

TESS løser et problem...

Det er netop ved at holde sig til de forholdsvis lysstærke stjerner, at TESS adskiller sig fra Kepler. Kepler var en fin satellit, men den holdt kun et enkelt område på himlen under skarp observation – og mange af de stjerner, som Kepler så på, var flere tusinde lysår borte og derfor meget lyssvage.

Derfor var det ofte ganske vanskeligt at følge op på Keplers måling af diameteren på en fjern exoplanet og tage et så godt spektrum, at man også kunne bestemme massen.

Derfor gør TESS noget helt andet. I stedet for at stirre på et bestemt område, hvor der kun er få klare stjerner, så vil den over en periode på to år scanne 90 procent af himlen og koncentrere målingerne om de klareste stjerner. Det løser problemet om massebestemmelse.

... men skaber et andet

Når TESS på bare to år skal scanne næsten hele himlen, så bliver der ikke megen tid til den enkelte stjerne.

De formørkelser, exoplaneter normalt skaber, er meget små – så små, at man skal passe på, at det, vi tror er en lille formørkelse, ikke bare er støj.

Derfor er reglen den, at man kræver mindst to og helst mange flere målinger af en formørkelse, før det godkendes, at den er skabt af en exoplanet. Hvis vi leder efter en planet som Jorden og med en bane som Jordens, så tager det et par år at få samlet 2-3 observationer af formørkelser.

Det havde Kepler tid til at vente på, men TESS kan i gennemsnit kun afse en måned til en stjerne.

Lidt for varme planeter

Vi ved i dag, at rigtig mange exoplaneter har meget korte omløbstider omkring deres stjerner – fra få dage til få uger. Det er denne type planeter, der er meget tæt på deres stjerner, som TESS vil koncentrere sig om.

Det betyder, at de planeter, TESS opdager, vil være meget varme. TESS vil sikkert finde mange planeter, som minder om Merkur, og nogle af dem som er tættest på deres stjerne kan måske ligefrem være dækket af lava. Andre vil være gaskloder som Jupiter, der er 'pustet op' – igen som følge af en meget høj temperatur. Det er også muligt at finde planeter, der bogstavelig talt er ved at gå til grunde på grund af den meget intense stråling fra en stjerne kun et par millioner kilometer borte.

Vi ved i dag, at mange af de fremmede planetsystemer er meget små i forhold til vort eget solsystem. Det er slet ikke ualmindeligt at finde et planetsystem, hvor alle planeterne findes inden for hvad der i vores solsystem vil svare til Venusbanen eller endda Merkurs bane.

Astronomerne har fundet på et navn til denne type planetsystemer. De kaldes for STIP, hvor STIP står for Systems of Tightly-Packed Inner Planets. Denne type planetsystemer passer godt for TESS, fordi vi så har mange hyppige formørkelser med bare dages eller ugers mellemrum. De fleste af dem vil nok ikke være særligt egnede for liv, fordi planeterne er for varme. Men alligevel skal vi ikke helt opgive at finde en planet, hvor det er muligt for liv at eksistere.

TRAPPISR STIP planeter solsystem exoplaneter

Mange planetsystemer, som dette TRAPPIST system, er utrolig små og kompakte i forhold til vort Solsystem. Trappist er et eksempel på et STIP system. (Illustration: NASA)

50.000 røde dværge

Modsat hvad mange tror, er Solen ikke en lille og beskeden stjerne. Den er både stor og lysstærk – kun omkring 5 procent af Mælkevejens stjerner er større end Solen.

Langt de fleste stjerner er små, kolde og udsender ikke meget lys. Det er de røde dværge, som trods deres antal bestemt ikke dominerer himlen. I virkeligheden er der ikke en eneste rød dværg blandt de stjerner, vi kan se med det blotte øje, selv om de røde dværge udgør 80 procent af Mælkevejens stjerner.

Af de flere hundrede tusinde stjerner, TESS vil scanne, er omkring 50.000 røde dværge. De lyser ikke ret meget, men alligevel er det forholdsvis let at observere, om en rød dværg bliver formørket af en planet. Årsagen er, at en rød dværg selv er lille, typisk mindre end halvt så stor som Solen.

Kan der være liv på en rød dværg?

Ser vi på en rød dværg med en diameter på halvdelen af Solens diameter, vil den dække et areal fire gange mindre end Solen. Hvis nu en planet på størrelse med Jorden skygger for en rød dværg, vil den derfor svække stjernens lys med en faktor fire gange mere end, hvis den skyggede for en stjerne på størrelse med Solen – og det vil gøre planeten lettere at opdage.

Nu vil TESS jo næsten udelukkende finde planeter med korte omløbstider tæt på deres stjerne. Det vil også gælde for de røde dværge, men disse stjerner er så kolde, at planeterne godt kan have et tempereret klima, selv om de er ganske tæt på deres stjerne.

Planeter i baner tæt på røde dværgstjerner vil dog ikke ligne Jorden ret meget, fordi de med meget stor sikkerhed altid vil vende samme side mod stjernen, hvilket giver en varm dagside og en nok temmelig kold natside. Det er tidevandskræfter, der for længe siden har bremset planetens rotation, men selv om planeten ikke roterer, så skulle det nok være muligt at finde områder på overfladen med temperaturer egnet for liv.

En udfordring til fremtiden

Ud over massefylden vil astronomerne meget gerne kunne analysere atmosfæren omkring en exoplanet.

I princippet er det simpelt:

  • Man måler stjernens spektrum, når den ikke er formørket.
  • Derefter måler man spektret, når planeten formørker stjernen.
  • Noget af det lys, som stjernen udsender, vil blive absorberet af planetens atmosfære, og det vil ændre spektrets udseende.
  • Ved at trække de to spektre fra hinanden kan man så finde de ændringer, der skyldes planetens atmosfære og dermed finde atmosfærens kemiske sammensætning.

Men det er ganske svært i praksis, og her må vi nok vente på, at det store James Webb teleskop bliver opsendt i 2019. Da kan atmosfæremålinger godt blive det næste store gennembrud i udforskningen af exoplaneter.

Og tænk, hvis vi finder atmosfærer med ilt ligesom her på Jorden…


Ugens Podcast

Lyt til vores ugentlige podcast herunder eller via en podcast-app på din smartphone.