::: Iwiedza ::: - Ty tu rządzisz!

Pytania astrofizyki - Układ Słoneczny

Jak powstał Księżyc
Dlaczego Księżyc stale jest zwrócony jedną stroną ku Ziemi
Czy Pluton jest planetą
Skąd biorą się komety
Co to są "planety typu ziemskiego"
Jak będzie wyglądał Układ Słoneczny za parę miliardów lat
Jak się mają masy planet do masy Słońca
Co ma wspólnego ruch Merkurego z relatywistyką
Po czym poznaje się, że niektóre meteoryty pochodzą z Marsa
W jakim kierunku i z jaką prędkością porusza się Układ Słoneczny
Co to jest efekt Jarkowskiego
W jaki sposób wyznacza się masy planet
Jakimi metodami odkrywa się planety pozasłoneczne
Czy da się określić skład atmosfery odległych planet
Czym różni się teleskop soczewkowy od zwierciadlanego
Co to jest "zaćmienie obrączkowe"
Jak powstaje półcień rzucany przez Ziemię na Księżyc - od atmosfery

Jak powstał Księżyc

Obecnie przyjmuje się, że zderzenie z Ziemią planety wielkości Marsa jakieś 4.5 mld. lat temu spowodowało powstanie Księżyca. Powstał on z roztopionej materii będącej częścią płaszcza ziemskiego i tej kolidującej planety - stąd na Księżycu brak wody i innych lotnych substancji, po prostu się wtedy "wygotowały". Przy okazji obroty Ziemi wokół własnej osi uległy znacznemu przyśpieszeniu.
Ziemia przez to zwiekszyła swą gęstość (proporcje żelaznego jądra się zwiekszyły) i wyróżnia się tym spośród innych planet Układu Słonecznego, że gęstość ta jest największa.

Więcej na ten temat można znaleźć w:

H.Y. McSween, Jr., Od gwiezdnego pyłu do gwiazd, Prószyński i S-ka, 1996 (napisana była w 1993, pierwsze wydanie amerykańskie 1995). Zawiera prawie dwie strony na temat tej hipotezy, na str 118 i 228; pisze np.: "według popularnej obecnie - i prawdopodobnie poprawnej teorii...".
Cały rozdział jest w książce: D. Desonie, Kosmiczne katastrofy, Prószyński i S-ka, 1997, z ładnymi ilustracjami, jak to mogło wyglądać...
Datę określa się na 4.5 mld lat temu.
Artykul "A Brief History of the Moon" w The Planetary Report (vol. XVII, No. 5, Sep/Oct 1997) napisany jest przez jednego z głównych twórców i proponentów tej hipotezy, Williama K. Hartmana. Podaje on, że naukowe jej opracowanie zaprezentowane było po raz pierwszy w 1974 r. na jakiejś konferencji naukowej przez niego i Donalda R. Davisa, a wyszło drukiem w następnym roku. Jako źródło pomysłu podaje prace Rosjanina, Wiktora Safronowa, z lat sześćdziesiątych (prace na temat ogólnych procesów formowania się planet). W roku 1975 ukazała się też praca A.G.W. Camerona i W. Warda, w której podano pierwszą ocenę wielkości impaktora (porównywalny z Marsem). Hipoteza nie cieszyła się większym powodzeniem, aż do konferencji na temat pochodzenia Księżyca w 1984 r., gdzie okazało się, że jest hipotezą dominującą.

Dlaczego Księżyc stale jest zwrócony jedną stroną ku Ziemi

Jest to normalne zjawisko poszukiwania przez każdy układ fizyczny stanu minimalnoenergetycznego.
Tak się własnie składa, że układ dwóch orbitujących ciał ma najniższą sumaryczna energię, gdy ciało mniejsze jest w synchronizmie orbitalnym z większym, czyli jego obrót wokół własnej osi trwa tyle co okres obiegu wokół większego ciała (najmniejsze są wówczas siły pływowe na obu ciałach). Stan taki wytwarza się po dostatecznie długim czasie, a nasz Księżyc miał na to ponad 3 mld lat.

W Układzie Słonecznym nie jest to zjawisko odosobnione i większość starych księżyców jest w synchronizmie orbitalnym ze swoimi planetami, np.:

oba księżyce Marsa,
Amalthea plus cztery galileuszowe księżyce Jowisza,
wszystkie wewnętrzne księżyce Saturna (aż do Iapetusa, za wyjątkiem Hiperiona).

Czy Pluton jest planetą

W epoce poprzedzającej badania kosmiczne Układu Planetarnego (UP), niewiele wiedziano o własnościach fizycznych planet i księżyców. Obecnie teorie powstania i ewolucji UP skłaniają do zastanowienia się nad definicją planety. Czym bowiem (jeśli chodzi o własności fizyczne, a nie orbitę), różni się Merkury od największego ksieżyca UP, Ganimedesa? Poza księżycami, podobnymi cechami wykazują się też największe planetoidy. W wielu książkach (patrz np. Artymowicz P. Astrofizyka Układów Planetarnych) stosuje się więc astrofizyczną definicję planety, pozwalającą rozpatrywać łącznie Merkurego, Księżyc, Europę i Ceres. Wg. niej obiekty te łączy wewnętrzne zróżnicowanie na jądro, płaszcz i skorupę, czego nie obserwuje się u mniejszych planetoid i jąder kometarnych.

Z drugiej strony, przyjmując terminologię stosowaną przez MUA (Miedzynarodową Unię Astronomiczną) w nazewnictwie ciał UP widać wyraźnie, że Pluton odstaje od charakterystyk pozostałych planet. Chodzi tu tym razem o elementy orbity, rozmiary i budowę wewnętrzną. Tylko gwałtowny sprzeciw Amerykanów zniechęcił MUA od stopniowego zdegradowania Plutona do rangi obiektu Pasa Kuipera (Kuiper Belt Object, KBO) - najpierw podwójny status planety i KBO, potem już tylko KBO. Formalnie więc Pluton nadal jest planetą, ale w praktyce często opisuje się go łącznie z KBO.

Anglik David Jewitt, odkrywca pierwszego obiektu z dysku Kuipera, uważa Plutona za reprezentanta całej grupy podobnych ciał, którą nazwał Plutonkami (ang. Plutinos). Od czasu, gdy wokół Neptuna zaroiło się od małych ciał o średnicach kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów, Pluton utracił należne mu miejsce wśród planet. Ale to tylko kwestia klasyfikacji - i tak od dawna nie pasował ewolucyjnie do innych planet-olbrzymow.

Obecnie wydaje się więc, że na peryferiach UP znajduje się rozległy Pas Kuipera, który - być może - przechodzi płynnie w wewnętrzną część Obłoku Oorta.

Oficjalnie rzecz biorąc:

"PLUTO. Discovered in 1930 by American astronomer Clyde W. Tombaugh at Lowell Observatory in Flagstaff, AZ during a systematic search for a trans-Neptune planet predicted by Percival Lowell and William H. Pickering. Named after Greek god of the under-world who was able to render himself invisible."

Oznacza to, że oficjalnie ciągle mamy 9 planet - zmiana tego stanu rzeczy wymagałaby decyzji MUA. Z drugiej strony Pluton nijak nie pasuje już do pozostałych planet jowiszowych, stąd czasem pomija się go przy opisie planet. Zawsze jednak powinno się zamieszczać uwagę, że robi się to świadomie i podawać przyczyny.

Skąd biorą się komety

Komety dzielimy na krótkookresowe, długookresowe (okres powyżej 200 lat) i jednopojawieniowe. Komety krótkookresowe pochodzą z Pasa Kuipera (dysk rozciągający się poza orbitą Neptuna, do którego zalicza się też często Plutona, od 30 do 100 AU) i poruszają się po orbitach eliptycznych. Komety jednopojawieniowe pochodzą z Obłoku Oorta (chmura drobnych obiektów, mająca średnicę 200.000 AU) i poruszają się po hiperbolicznych orbitach. Długookresowe komety o silnie spłaszczonych, eliptycznych orbitach, mogą pochodzić z "pogranicza" obu tych tworów lub z samego Obłoku Oorta.
Pojęcie komety długookresowej i jednopojawieniowej często są ze sobą utożsamiane.

Oddziaływanie grawitacyjne innych gwiazd lub obłoków materii międzygwiezdnej oraz oddziaływanie planet i wzajemne zderzenia obiektów powodują, że część ciał Pasa Kuipera lub Obłoku Oorta zostaje skierowana wgłąb Układu Słonecznego, dając tym samym początek nowej komecie.

Dodać należy, że istnienie Obłoku Oorta jest jeszcze niepotwierdzoną ostatecznie hipotezą zbudowaną na podstawie analizy orbit wielu komet.

Co to są "planety typu ziemskiego"

Analizując wygląd Układu Słonecznego, planety można podzielić na dwie zasadnicze grupy: planety typu ziemskiego i gazowe olbrzymy podobne do Jowisza. Kryteria podziału stanowią parametry orbity i cechy fizyczne planet.

Planety z grupy Ziemi, do których zalicza się Merkurego, Wenus, Ziemię i Marsa, okrążają Słońce po niedużych, wewnętrznych orbitach (do 2 AU). Są skalistymi ciałami niebieskimi, zbudowanymi przede wszystkim z krzemianów i metali. Ich gęstości wahają się w granicach 3.933 – 5.520 kg/m³ a promienie – 2.240 – 6.378 km. Spośród tych planet swe księżyce posiadają tylko Ziemia (Księżyc) i Mars (Phobos i Deimos).

Planety należące do grupy Jowisza, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, krążą dalej od Słońca, po orbitach o średnim oddaleniu 5 – 30 AU. Składają się głównie z wodoru i helu, mają znacznie większe rozmiary: promienie od 24.767 do 71.492 km, stąd nazywane są gazowymi olbrzymami. Gęstości tych planet kształtują się w przedziale 687 – 1.638 kg/m³. Każda z gazowych planet posiada swój zestaw księżyców, "przygarniętych" dzięki sporej grawitacji olbrzyma. Księżyce wraz z planetą macierzystą tworzą coś na kształt układu planetarnego w miniaturze.

Pluton – dziewiąta planeta US nie mieści się w żadnej z dwóch grup planet i m.in. dlatego przez niektórych traktowany jest raczej jako KBO (obiekt Pasa Kuipera) niż jako planeta.

Dodatkowym przejawem takiego podziału planet jest fakt, że planety krążące wokół innych gwiazd porównuje się właśnie do Ziemi lub do Jowisza.

Wydaje się, że sprzyjające warunki do powstania życia (przynajmniej w formie zbliżonej do życia na Ziemi) występują przede wszystkim na planetach typu ziemskiego, choć nie można definitywnie wykluczyć np. jakichś jego egzotycznych przejawów w atmosferach planet gazowych lub ich księżyców. Na razie jednak życia poza "błękitną planetą" nie stwierdzono.

Jak będzie wyglądał Układ Słoneczny za parę miliardów lat

Za parę miliardów lat US będzie wyglądał nieco inaczej, niż w tej chwili. Spowoduje to Słońce, które przechodząc przez kolejne etapy swej ewolucji, wprowadzi spore zamieszanie w swoim otoczeniu.

Słońce jest przeciętną gwiazdą typu widmowego G2 V, należącą do ciągu głównego. Świeci dzięki reakcjom przemiany wodoru w hel w swoim jądrze. Kiedyś jednak zapas wodorowego paliwa wyczerpie się, w efekcie jądro stopniowo zacznie się zapadać. Głównym źródłem energii będzie wodór w otoczce jądra. Zewnętrzne warstwy Słońca, rozgrzewając się do ok. 30 tys K, zaczną się rozszerzać aż gwiazda pochłonie Merkurego i Wenus. Ziemskie oceany całkowicie w tym czasie wyparują a cała planeta zmieni się w suchą i gorącą pustynię, tracąc z czasem swoją atmosferę. Wymrze całe życie i wkrótce Ziemia, a możliwe że również Mars, podzielą los wewnętrznych planet tonąc w stale rozszerzającej się zewnętrznej atmosferze Słońca, które przeobrazi się w czerwonego olbrzyma. Faza ta będzie stosunkowo krótka w gwiazdowej skali czasu – zajmie ok. miliona lat. Wreszcie tak rozdęta otoczka zostanie odrzucona tworząc mgławicę planetarną. Tymczasem w jądrze w skutek zwiększenia ciśnienia i temperatury do ok. 100 mln K dojdzie do zapłonu helu. To paliwo nie starczy jednak na długo i wraz z jego zużyciem Słońce będzie gasnąć. Jeszcze przez długi czas, jako biały karzeł, będzie świecić stygnąc i wypromieniowując nagromadzoną energię, jednak nie będzie już źródłem przemian jądrowych. W końcu, powoli blednąc, skończy swe życie jako gęsty brunatny karzeł.

Po Układzie Słonecznym w obecnej postaci pozostanie więc tylko skarłowaciała, wygasła gwiazda z krążącymi wokół niej planetami zewnętrznymi.
Gwiazda wielkości Słońca żyje ok. 10 mld lat, można więc powiedzieć, że zgaśnie za mniej więcej 5 mld lat.

Jak się mają masy planet do masy Słońca

Porównanie mas Słońca i planet naszego układu w różnych jednostkach przedstawia poniższa tabela (na podstawie książki "Tablice astronomiczne z przewodnikiem po gwiazdozbiorach" Jana Desselbergera i Jacka Szczepanika, Wydawnictwo PARK Bielsko-Biała, 2002):

ciało	masa ciała
ciało	[10²⁴ kg]	[M_Z]	[M_S]
Słońce	1989000,000	332965,046	1,0000000000
Merkury	0,330	0,055	0,0000001660
Wenus	4,869	0,815	0,0000024480
Ziemia	5,974	1,000	0,0000030033
Mars	0,642	0,107	0,0000003227
Jowisz	1898,600	317,832	0,0009545500
Saturn	568,460	95,162	0,0002858019
Uran	86,830	14,536	0,0000436551
Neptun	102,450	17,150	0,0000515083
Pluton	0,013	0,002	0,0000000065
Wszystkie planety	2668,168	446,660	0,0013414619

M_Z - masa Ziemi, M_S - masa Słońca

Jak widać, prawie cała masa Układu Słonecznego (99,87%) skupiona jest w Słońcu. Najcięższa planeta - Jowisz - ma masę ponadtysiąckrotnie mniejszą niż Słońce.

Co ma wspólnego ruch Merkurego z relatywistyką

Po uznaniu poprawności praw Keplera i doświadczalnym ich zweryfikowaniu, wyznaczanie efemeryd dla Merkurego nadal powodowało rozbieżności z obserwacjami. Dopiero na gruncie OTW (Ogólnej Teorii Względności) dało się je wytłumaczyć.
Merkury krąży najbliżej Słońca spośród wszystkich planet US i najbardziej odczuwalny jest dla niego fakt, że czasoprzestrzeń wokół tak masywnego obiektu, jakim jest nasza gwiazda centralna, nie jest płaska. Powoduje to, że prawa fizyki (przyciąganie grawitacyjne, przyśpieszenie) wyprowadzane na gruncie teorii Newtona, nie przystają to danych empirycznych bez poprawek relatywistycznych, co powoduje rozbieżności w szacowaniu peryhelium takiego ciała niebieskiego jak Merkury.

Po czym poznaje się, że niektóre meteoryty pochodzą z Marsa

Niektóre meteoryty znajdowane na Ziemi podejrzewa się o marsjański rodowód. Posiadają one kilka cech, które pozwalają stwierdzić, że rzeczywiście pochodzą z Marsa:

Proporcje izotopów gazów zawartych w pęcherzykach wewnątrz meteorytów odpowiadają składowi atmosfery Marsa. Znamy go dzięki sondom Viking.
Skład izotopów tlenu, który jest komponentem marsjanskich skał, zgadza się ze składem, który obserwuje się w meteorytach.
Wiek – meteoryty pochodzące z Marsa są młode w porównaniu z innymi meteorytami. Są one skałami magmowymi, które zastygły nie później niż 1,3 mld lat temu. Gdyby pochodziły spoza Układu Słonecznego bądź z planetoid (które ostygły znacznie dawniej), byłyby starsze. Skały magmowe musiały powstać na skalistej, stosunkowo dużej planecie (wielkości Marsa, Wenus czy Ziemi). Jest praktycznie niemożliwe, by były to skały z Wenus ze względu na bardzo gęstą atmosferę tej planety, uniemożliwiającą wydostanie się z niej jakichkolwiek odłamków. Pozostaje więc Mars, jako jedyny "podejrzany".
Wiek skał magmowych określa się w oparciu o czas zastygnięcia magmy, z której powstały.
Zorientowanie kryształów zgadza się z teoretycznymi przewidywaniami dotyczącymi osiadania ich w magmie na planecie wielkości Marsa.
Słabe namagnesowanie minerałów potwierdza marsjańskie pochodzenie – Mars ma słabe pole magnetyczne.
Ślady wietrzenia stwierdzone na tych meteorytach kolejny raz wykluczają możliwość planetoidalnego pochodzenia (planetoidy nie posiadają atmosfery, co wyklucza wietrzenie).

W jakim kierunku i z jaką prędkością porusza się Układ Słoneczny

Układ Słoneczny (jako całość) ma predkość względem (mierzone z efektu Dopplera) reliktowego promieniowania tła ok. 400 km/s (spotykane w literaturze: 377 +/- 14). Jest to wypadkowa ruchu Słońca wokół środka Galaktyki i ruchu Galaktyki względem promieniowania reliktowego. Ten wypadkowy ruch odbywa się w kierunku o współrzędnych równikowych na sferze niebieskiej:

rektasc. 15h 49m , dekl. +24 stopnie.
Można sobie odszukać to miejsce na mapce nieba.

Na ten ruch środka masy Układu Słonecznego nakłada się periodyczny ruch Ziemi wokół Słońca. Nie należy tu jednak dodawać wprost średniej prędkości orbitalnej Ziemi (ok. 29 km/s), gdyż wyżej wymieniony kierunek nie leży w płaszczyźnie ekliptyki. Trzeba więc dodawać wektorowo chwilową prędkość Ziemi na orbicie i wektor prędkości Układu Słonecznego.

Co to jest efekt Jarkowskiego

Efekt Jarkowskiego występuje, gdy światło słoneczne ogrzewa wirującą planetoidę lub inne niewielkie ciało kosmiczne. Planetoida, obracając się wokół swej osi, doświadcza - zupełnie jak Ziemia - zjawiska pór dnia. Część ciała jest oświetlona przez Słońce, podczas gdy reszta znajduje się w cieniu. Pochłonięta "za dnia" energia cieplna jest następnie wypromieniowywana w kosmos, przy czym silniej niż strona "poranna" promieniuje część "wieczorna", jest ona bowiem, jako dłużej wystawiona na słoneczne światło, bardziej nagrzana. Ulatujące w ten sposób fotony promieniowania podczerwonego wytwarzają słabiutki "ciąg" poprzez oddanie pędu, który objawia się jako siła działająca "z boku" (w przybliżeniu stycznie do orbity). Innymi słowy: powierzchnia ogrzana w promieniach słonecznych, mając pewną inercję cieplną, stygnie z opóźnieniem, zatem fotony są nadal z niej emitowane, gdy przesunie się ona względem linii Słońce - planetoida o pewien kąt wynikający z rotacji ciała.
Powoduje to w dość długim czasie zauważalną przyrządowo zmianę orbity. Ciała obracające się w tym samym kierunku, w którym obiegają Słońce, w wyniku tego efektu przechodzą na wyższe orbity, a w przeciwnym przypadku, po spirali zbliżają się do Słońca.

Efekt Jarkowskiego po raz pierwszy zmierzono pod koniec 2003 roku na planetoidzie 6489 Golevka, a zjawisko to jako pierwszy opisał na przełomie wieku XIX i XX rosyjski inżynier polskiego pochodzenia, Jan Jarkowski (Iwan Osipowicz Jarkowski).

W jaki sposób wyznacza się masy planet

Nie jest niestety łatwo wyznaczyć bezpośrednio masę planety okrążającej gwiazdę centralną, bo nie mamy przyrządu, który by bezpośrednio tego dokonał.
Możemy jednak posłużyć się metodami pośrednimi w zależności od tego, jakimi danymi dysponujemy. Jeśli jesteśmy w stanie pomierzyć promień danego ciała i wysłać w jego okolice (najlepiej na powierzchnię) próbnik z akcelerometrem, to wówczas skorzystamy ze wzoru:
M = R²*a/G, gdzie M - masa ciała, planety; a - przyspieszenie grawitacyjne w odległości R od jądra planety; G - stała grawitacji.

Jeśli dostępne by nam były pomiary astronomiczne orbity ciała będącego satelitą innego - dużo masywniejszego, wówczas można skorzystać z III prawa Keplera i zapisać:
M=4*Pi²*R³/(G*T²), gdzie T - okres obiegu satelity wokół ciała centralnego; R - promień orbity satelity, G - stała grawitacji.

W przypadku rzeczywistym, orbity ciał niebieskich są elipsami i wzory nieco się komplikują, ale w pierwszym przybliżeniu dla orbity kołowej, generują i tak użyteczne dane.
Wniosek taki z tego, że jeśli planeta ma choćby jeden księżyc lub potrafimy wsyłać w jej okolice sztucznego satelitę (np. sondę) oraz możemy określić parametry jego orbity, to także skalkulujemy jej masę.
Jenakże nie zawsze możliwe jest spełnienie tych warunków (np. w czasach sprzed ery astronautyki problem był z Wenus i Merkurym, które nie posiadają naturalnego satelity), więc pozostaje pomiar bądź wzajemnych zaburzeń ruchu sąsiadujących planet, bądź badanie zjawiska "chybotania się" gwiazdy centralnej i wyznaczania tak półosi orbity gwiazdy względem środka masy gwiazda-planeta. Metoda ta skuteczna jest jedynie do wyznaczania mas planet olbrzymów i posługują się nią astronomowie badający planety pozasłoneczne.

Gdy wszelkie metody pomiarowe zawiodą, można pokusić się o oszacowanie "na podobieństwo". Jeśli założymy jakiś model planety, który szacuje jej gęstość (np. odnośnie planet typu ziemskiego), wówczas można tylko pomierzyć jej średnicę i stąd wyliczyć jej masę. W przypadku Wenus (zwanej "siostrą Ziemi") nie pomylilibyśmy się wiele.

Jakimi metodami odkrywa się planety pozasłoneczne

Odkrywanie pozasłonecznych układów planetarnych nie jest zadaniem łatwym. Ponieważ planety świecą jedynie odbitym światłem, są więc wielokrotnie mniej jasne niż gwiazdy, a dodatkowo ich światło jest przyćmiewane przez blask gwiazd, wokół których krążą. W tej sytuacji metody bezpośrednie ustępują miejsca innym. Przy poszukiwaniu planet krążących wokół innych gwiazd niż Słońce bada się:

częstotliwości pulsarów,
ruch własny gwiazd,
dopplerowskie przesunięcia widma gwiazd,
spadki blasku gwiazd powodowane przez przejście planety na tle tarczy gwiazdy,
kształt pyłowych dysków wokół gwiazd,
obrazy otoczenia gwiazdy uzyskane metodą interferometrii wygaszającej.

Pierwsze pozasłoneczne planety zostały odkryte w 1990 r przez Polaka, profesora Aleksandra Wolszczana, który badał częstotliwości impulsów generowanych przez pulsara PSR B1257+12. Okazało się, że impulsy te nie nadchodziły idealnie równomiernie – raz miały większą a raz mniejszą częstotliwość. Jedynym dobrym wytłumaczeniem tego zjawiska jest przyjęcie założenia, że wokół pulsara krążą co najmniej trzy planety, które okrążając razem ze swą gwiazdą wspólny środek masy tego układu, powodują zmienny ruch pulsara względem ziemskiego obserwatora. To z kolei powoduje pojawienie się w impulsach dochodzących z gwiazdy efektu Dopplera, którego analiza pozwala wyciągnąć wnioski dotyczące masy planet i ich orbit. Zmiany częstotliwości są niewielkie, jednak obserwacje te charakteryzją się bardzo wysoką dokładnością, minimalizującą możliwość popełnienia pomyłki.

Metoda obserwacji ruchu własnego gwiazd ma zastosowanie w przypadku tych gwiazd, które poruszają się najszybciej względem sfery niebieskiej. Np. ruch Gwiazdy Barnarda wynosi ok. 10,5 sekundy łuku na rok, co czyni ją gwiazdą najszybciej zmieniającą swą pozycję. Dzięki szybkiemu przesuwaniu się można analizować tor jej ruchu, który nie jest odcinkiem prostej – ma "pofalowany" kształt. Sugeruje to obecność towarzysza – planety powodującej "kołysanie się" gwiazdy. W tym przypadku nie ma niestety pewności co do istnienia planety, ponieważ odkształcenia toru są na tyle małe, że mogą być wynikiem błędów pomiarowych.

Inną metodą jest śledzenie dopplerowskiego przesunięcia widma gwiazd. Jeśli dookoła gwiazdy krążą planety, powodują one – analogicznie jak w przypadku opisywanych wyżej układów wokół pulsarów – przybliżanie się i oddalanie macierzystej gwiazdy do i od obserwatora, co owocuje przesunięciami linii w jej widmie.

Trzema powyższymi metodami najłatwiej jest odkryć planety o dużej masie, okrążające gwiazdy po ciasnych orbitach, wtedy bowiem powodują one największy ruch gwiazd.

W przypadku niewielkiej części spośród gwiazd posiadających własne układy planet zachodzi sytuacja, że kierunek obserwacji (linia Ziemia - gwiazda) leży w płaszczyźnie odległego układu planetarnego. Obserwacja blasku danej gwiazdy pozwala wtedy na identyfikację momentu, w którym planeta przechodzi na tle tarczy swej gwiazdy. Następuje wtedy nieznaczny spadek jasności gwiazdy – bardzo podobnie jak w przypadku gwiazd zmiennych zaćmieniowych (układy podwójne gwiazd) z tym, że tutaj spadek jasności jest znacznie mniejszy. Informacje pozyskane w ten sposób pozwalają ocenić rozmiary planety, obecność pierścieni czy księżyców a także, dzięki przeprowadzanym badaniom spektroskopowym, analizować skład ewentualnej atmosfery. Metodę analizy blasku gwiazd wykorzystał m.in. polski projekt OGLE, który początkowo badał przypadki mikrosoczewkowania grawitacyjnego, lecz zebrane dane dotyczące jasności dużej liczby gwiazd pozwoliły na studia na temat obcych układów planetarnych. Owocem projektu jest 59 nowych kandydatów na pozasłoneczne planety. Wśród nich są planety o promieniach poniżej 1,6 promienia Jowisza a nawet jedna, której promień ma ok. 0,7 promienia największej planety US.
Metoda zaćmieniowa daje najlepsze rezultaty w przypadku dużych planet, które w trakcie przejścia przysłaniają możliwie największą część gwiazdy.

Analiza kształtu dysków pyłowych wokół gwiazd polega na porównaniu obserwowanego wyglądu takiego dysku z komputerowymi symulacjami. Symulacje takie buduje się w oparciu o model, który zakłada, że oprócz centralnej gwiazdy i pyłowej otoczki istnieje w pobliżu planeta, która poruszając się wpływa na kształt tego pyłowego dysku wytwarzając w nim charakterystyczne zagęszczenia. Jeśli obraz rzeczywisty i otrzymany z symulacji pokrywają się, można przypuszczać, że założenie o istnieniu planety jest prawdziwe. Jest to stosunkowo nowa metoda i na ostateczne potwierdzenie należy poczekać aż naukowcy będą dysponować obrazem ewolucji takiego rzeczywistego dysku pyłowego, którą będzie można porównać z ewolucją wynikającą z symulacji.
Metoda jest jednak obiecująca, można dzięki niej odkrywać planety o masie nawet rzędu 0,1 masy Jowisza.

Efekt przyćmiewania planet przez ich słońca można zniwelować dzięki metodzie interferometrii wygaszającej. Polega ona na obserwacji gwiazdy równocześnie przez dwa sprzężone układy optyczne. Fale rejestrowane przez jeden układ zostają odwrócone i nałożone na obraz z drugiego przyrządu. Fale wzajemnie się wygaszają – światło gwiazdy ulega "przytłumieniu", jednak planeta nie znajduje się w tak idealnej konfiguracji z optyką i jej światło zostaje wzmocnione. Pozwala to na poprawę niekorzystnego stosunku jasności planety i gwiazdy o kilka rzędów wielkości.

Dzięki różnym metodom obserwacyjnym liczba planet odkrytych poza granicami naszego US przekroczyła już 100.

Czy da się określić skład atmosfery odległych planet

Jak na razie nie zaobserwowano jeszcze bezpośrednio żadnej planety pozasłonecznej. Pojawiły się, co prawda, tego typu doniesienia, ostatecznie jednak okazało się, że obserwowane obiekty nie były planetami. To jednak nie znaczy, że nie da się odkrywać planet krążących wokół obcych gwiazd innymi metodami. Co więcej, w przypadku planet, które przechodzą na tle tarczy swej gwiazdy, możliwe jest przeprowadzenie badania atmosfery planety w pewnym zakresie.

W takiej sytuacji można porównać widmo z okresu, w którym planeta przechodzi na tle gwiazdy (moment nieznacznego spadku jasności) z widmem "normalnym", kiedy planeta znajduje się "obok". Przez większość okresu (gdy planeta taka nie przechodzi na tle tarczy gwiazdy macierzystej) w zasadzie nie będzie się w ogóle obserwować żadnych linii związanych z planetą (planety same z siebie niewiele wypromieniowują, i są niewielkie). Gdy planeta przechodzi na tle gwiazdy, promieniowanie tej ostatniej przenika przez atmosferę planety (zakładając, że taka atmosfera istnieje) i wtedy linie mogą się pojawić, pozwalając wyciągać wnioski na temat składu atmosfery tejże planety.

Metoda ta wymaga jednak obecnie operowania na granicy czułości przyrządów pomiarowych, jakimi dysponują naukowcy.

Czym różni się teleskop soczewkowy od zwierciadlanego

Soczewkowy czyli refraktor - obraz powstaje w nim dzięki układowi dwóch soczewek (w praktyce więcej, bo są układy korekcji błędów koloru, kierujące obraz pod wygodniejszym kątem itp.). Ponieważ trudno produkować duże soczewki, najczęściej refraktory są małe i mają przez to ograniczone możliwości. Duże refraktory są za to bardzo drogie.

Zwierciadlany czyli reflektor - obraz powstaje w nim dzięki układowi luster (przede wszystkim tzw. głównego - to jego średnicę się podaje i to przede wszystkim od tego zależy, jak dużo obiektów na niebie będzie przez niego widać).
Wyróżnia się typy - Newton, Schmidt-Cassegrain (SCT), Maksutow (Mak, ten już akurat soczewkowo-zwierciadlany) - te 2 ostatnie są bardzo "krótkie" i przez to bardziej wygodne i mobilne.

Wadą teleskopów zwierciadlanych jest to, że co jakiś czas trzeba napylać nową warstwę substancji odbijającej(najczęściej co rok lub dwa), co jest dość drogie, oraz przeprowadzać kolimacje, czyli pilnować prawidłowego ułożenia poszczególnych elementów, co jest dość trudne dla początkującego.

Co to jest "zaćmienie obrączkowe"

Jest to takie "prawie całkowite" zaćmienie Słońca przez Księżyc.
Księżyc przechodzi centralnie przed tarczą słoneczną, tyle tylko, że na skutek eliptyczności orbit Księżyca i Ziemi, tym razem tarcza Księżyca jest nieco mniejsza niż tarcza Słońca i w efekcie, w kulminacyjnym momencie, widać obraczkę tworzoną przez tę nieprzesłoniętą część Słońca.

Jak powstaje półcień rzucany przez Ziemię na Księżyc - od atmosfery

Zjawisko półcienia związane jest wyłącznie z geometrią zaćmienia, nie ma nic wspólnego z obecnością lub nie atmosfery i występuje także, gdy ciało zasłaniające jej nie ma, np. w wypadku zaćmienia Słońca przez Księżyc. Zjawisko to polega na tym, że Słońce przesłaniane jest przez dane ciało tylko częściowo - co wynika z faktu, że Słońce nie jest punktowym źródłem światła. W rezultacie, za ciałem zasłaniającym powstaje zwężający się skończony stożek cienia (zwanego "umbrą", w którym Słońce jest całkowicie zasłonięte) i rozszerzający się w nieskończoność stożek półcienia (zwanego "penumbrą", gdzie zasłonięcie jest częściowe).

Obecność atmosfery u ciała zasłaniającego powoduje natomiast, że część światła słonecznego załamującego się przy przechodzeniu przez atmosferę dostaje się do stożka cienia (umbra), powodując, że ów cień nie jest już całkiem "czarny." I jest to całkiem inny efekt, niż efekt półcienia. Widziany z Ziemi przy zaćmieniu Księżyca efekt ten powoduje, że całkowicie zaćmiony Księżyc nie jest czarny, tylko czerwonobrunatny (promienie załamane w ziemskiej atmosferze to głównie promienie czerwonego końca widma - promienie niebieskie są przez atmosferę częściowo pochłaniane, a częściowo rozpraszane w przestrzeń). Natomiast widok z Księżyca przedstawia wtedy czarną Ziemię zasłaniającą całkowicie Słońce, ale otoczoną jasnym pierścieniem czerwonawego światła załamanego przez atmosferę. To dodatkowe załamane światło powoduje także prawie zupełne zamazanie granicy między cieniem i półcieniem, dlatego też w trakcie przejścia od częściowego do pełnego zaćmienia Księżyca jego blask zmienia się praktycznie płynnie i nie widać na jego tarczy ostrej granicy między cieniem a półcieniem.

Efekt ten nie występuje przy zaćmieniu Słońca, gdyż Księżyc nie posiada znaczącej atmosfery. W rezultacie w czasie pełnego zaćmienia Słońca na Ziemi zapada prawie zupełna ciemność (rozjaśniona tylko blaskiem korony słonecznej), a przejście od zaćmienia częściowego do pełnego jest zdecydowane i wyraźne. Cień Księżyca widziany z kosmosu jest na tarczy Ziemi wyraźnie widoczny, odróżniając się od jaśniejszej strefy półcienia.