Eguzki-sistema gehiagoren aurkikuntzaren atzetik

Gure Eguzki-sistemaren ezagumenduak eta beraren osagaien azterketak berez sortzen dituen arazo guztiez gain, gai hau beti beste galdera batekin lotua aurkezten zaigu: gurearen antzeko planeta-sistema gehiago ba ote dauden ala ez, alegia. Baina erantzuna aurkitzeko, galdera, egoki planteiatu behar da. Nahitaezkoa da gure Eguzki-sistemaren sorrera Eguzkiak izar bezala izan zuen jaiotze-prozesuarekin lotzea. Argitu beharrekoa, beraz, hauxe dugu: Eguzkiaren inguruan biratzen ari diren planetak eta beste gorputzak zoriaren ondorio diren ala, aitzitik, jaiotze-prozesu beraren parte ditugun.

Ikerketen gaur eguneko egoerak, bigarren hipotesiaren aldeko izatera garamatza. Uste denez, izarrak galaxietan ugari diren hauts-hodeien uzkurtze-prozesuaren amaiera dira. Hasiera batean hodei hauen dentsitatea oso txikia izaten da eta ez dute uzkurtze-joera nabaririk izaten. Prozesua kanpo-agente batek eraginda hasten da; inguruko supernoba baten leherketak edo galaxiaren beso bat gurutzatzean sortutako talka-uhinak kasu. Konpresioaren lehenengo fasean hodeia zatitu egiten da, protoizar deituko dugun zati bakoitza konprimatzen jarraitzen delarik.

Beta Pictoris, Canopus izugarritik urrun ez dagoen izarra, Pintorearen konstelezioko laugarren magnitudekoa da. 55 argiurteko distantziara dago eta izar gaztea izanik (mila milioi urte baino gutxiago du) Eguzkiaren antzeko ezaugarriak dauzka.
1983.ean astronomoen jakinmina piztu zuen. IRAS sateliteak bere inguruan materia hodei bat somatu zuen. Materi hodei hau Eguzki-sistemaren erradioaren hirukoitza da. Planeta-sistema ote?

Uzkurtzeak biraketa-abiaduraren handitzea dakar, eta ondorioz, hodeia deformatu egiten da disko itxura hartuz. Materiarik gehiena erdialdean pilatzen da, noski, eta bertan izarra sortuko da konpresioaren ondorioz barnean lortzen den tenperatura erreakzio termonuklearrak sorterazteko bestekoa denean. Bitartean diskoaren kanpokaldean planetak eratzen dira, bertan diren haitzen arteko talka eta pilatze-prozesuaren ondorioz. Azkenik, erdigunean sortu berri den izarraren haizeak inguruko gas eta beste hondakin guztiak kanporatzen ditu.

Azaldu dugun prozesu honek errealitatea ondo deskribatzen baldin badu, planeta-sistemak ez lirateke zoriaren ondorio; prozesu arrunt batenak baizik. Uste honetan oinarritzen dira azken urteetan beste eguzki-sistema batzuen existentzia agerian jartzeko egin diren saioak. Orain arte emaitza positiborik lortu ez bada ere, ikertzaileak baikor daude etorkizunari begira. Ikus dezagun, bada, zeintzu izan diren emandako pausoak eta epe laburrerako egitasmoak.

Planeten detekzio-teknikak ez dira teleskopioz eginiko behaketa arruntetan oinarritzen. Planetek islada dezaketen argia ez da aski Lurretik eginiko behaketen bidez bere ama-izarretik bereizteko. Izar ikuskorren lagun ilun hauen (planeta nahiz izarren) bilakuntz teknika, hasiera batean gorputz horiek izarrean duten grabitate-eraginean oinarritu ziren.

Teoria sinplea da: batabestearen inguruan higitzen ari diren bi gorputzek egiten dituzten birek, masa-zentruan dute erdigunea. Horregatik lagun ilunak dituzten izarrek ez dute ibilbide zuzenik egiten, eta behatuko liratekeen bibrazio moduko perturbazioen anplitudeek, inguruan leudekeen gorputzen informazioa emango ligukete. Dena den, teknikak erraza ematen badu ere, neurketak egitea oso lan gaitza da eta, beraz, interpretazioak polemika bukaezinak sortu ditu.

Teknikaren aintzindaria P. van de Kamp astronomoa izan zen. 1930. urtean hasi zen hurbileko zenbait izarren argazki bidezko segizioa egiten. Perturbazio gehien agertu zituen izarra, Barnard izenekoa izan zen: 1938-63 bitartean eginiko neurketen arabera, van de Kamp-en izarrak 1,5 aldiz Jupiterren masako gorputz bat zuen biraka inguruan. Emaitza deigarriagoa agertatu zen masa horretako gorputz batek planeta izan behar zuelako, eta ez izarra hasieran espero zen bezala (gorputz baten masak 0,05 Eguzkiarena —50 aldiz Jupiterrena— izan behar du erreakzio termonukelarrak sorterazteko).

Astronomoek laster ekin zioten argitaratutako datuen azterketari. Pentsa daitekeenez, era honetako datuen baieztapenean arazorik zailena datuak biltzeko behar zen denbora izan zuten; baina lana beste inolako konparaziorik egin gabe baztertua izan zen B. Harrington-ek 1950. urterarte hartutako datuak balaiagarriak ez zirela frogatu zuenean. Datuen azterketa sakon baten ondoren, behatutako izar guztiek oso antzeko perturbazioak agertzen zituztenaz konturatu zen. Horrek, eragilea teleskopioa izan zitekeela pentsarazi zion.

Egin beharreko konprobazioak egin eta gero, aipaturiko urtean teleskopioen lenteak ongi kokatzeko mugituak izan zirela jakin zuen. Ordurarte hartutako datuak baztertu beharra izan arren, van de Kamp-ek lanean segitu zuen eta 1976.ean Barnard izarrak bi planeta zituela zioen lan bat argitaratu zuen. Baina aurrekoarekin izandako intzidenteak van de Kamp-en sinesgarritasuna zalantzan utzi zuen eta astronomoen komunitateak eszeptizismo handiz hartu zituen emaitza hauek.

Arazoa orain dela hiru urte indarberritu zen, IRASek izpi infragorrizko iturriak aztertzeko jaurtikitako satelitearen datuak analizatutakoan. Milaka iturri berri aurkitzeaz gain, IRASek teorikoki aurresandakoa baino infragorri-igorpen handiagoa erakutsi zuen oso izar ezagun batzuetan; Vega eta Beta Pictoris-en adibidez. Astronomoek demasia horri eman ziezaioketen azalpen bakarra, inguruan izan zitezkeen planetetan oinarritzen zen.

Ideia hauxe da: planetek energia asko hartzen dute izarretik; gehiena gainera, uhin-luzera txikiko igorpenetik. Baina energia honen berrigorpena infragorriaren eremuan gertatzen da. Horregatik infragorriaren banda da onena planeten detekziorako; izarren eta planeten igorpen infragorrien zatidura askoz ere txikiagoa bait da argi ikuskorrean baino. Begibistakoa da azken kasu honetan izarraren argiak planetak islada dezakeena guztiz ekilpsatzen duela.

Teknika berri honek van de Kamp-enarekiko duen abantaila jakinda, B. Smith eta R. Terrile-k Beta Pictoris infragorriz argazkitan atera zuten. Beraien ustez, Beta Pictoris materi disko batez inguraturik dago, diametroa gutxi gorabehera 20 aldiz Eguzki-sistemarena izanik. Erdigunean berriz, ilunune bat ikusten da. Terrile-k dioenez, iluntasuna izarraren haizeak bere inguruko gas eta hauts guztiak kanporatu dituelako sortu da. Dena den, astronomo denak ez daude ados interpretazio honekin, eta beste izar batzuen datuak jaso badira ere, azterketa oraindik bukatu gabe dago.

Infragorrien arloan eginiko behaketen hurrengo aurrerakada, D. McCarthy-ren eskutik etorri da a priori kaltegarritzat jo zitekeen eguratsaren eragina probetxatzerakoan. Teknikaren izena infragorri hurbileko lohiune-interferometria da eta eguratsaren turbulentziak argiaren hedapenean duen eragina da bere funtsa. Turbulentzia horiek direla eta, teleskopioak ematen digun izarraren irudia 1000 inguru lohiune txikiz osaturik dago. Argazkiak oso esposizio-denbora laburrez eginda interferentzi lohiune horiek lortuz gero, izarraren posizioaren informazio zehatza lor daiteke. Horixe da hain zuzen ere McCarthy-k diseinatutako Two-Tum-mied Toad II (TTT II) detektoreak egiten duena. Bere bereizmena 0,01 arkusgundokoa da.

TTT II-ren erabilpenak, eman du beste lagundun izar baten emaitza; VB8 izarra. Bere laguna, VB8B izendatu da eta berezitasun garrantzitsu bat agertzen du: bere masa 60 aldiz Jupiterrena da eta ondorioz ezin daiteke esan izarra ala planeta denik. Batzuen ustez marroia delako izarren adibide litzateke, hau da, bere eraketa izarrenaren berdina izango litzateke, eta ez planetena bezalakoa, baina ezingo lituzke erreakzio termonuklearrak mantendu izar bezala argitzeko. Teknologiaren garapen azkarrak tresna guztiak hobetzeko aukera ematen du, eta baita berriak diseinatzeko ere.

Azken adibide gisa, G. Gatewood-en Multichanel Astrometric Photometer (MAP), zuntz optikoa, fotometro eta konputagailu modernoenak erabiliz eginikoa, aipatuko dugu. Zientzilari honek van de Kamp-ek erabilitako bibrazioen teknika bera erabiltzen du, baina neurketak askoz ere zehatzagoak dira (0,005 arkusegundoko bereizmena du) eta askoz ere denbora gutxiago behar da ondorioak ateratzeko moduko neurketak izateko. Hori lortzeko, oso estu grabatutako marra beltzak dituen plaka garden bat erabiltzen du. Plaka higituz, izarraren eta bere lagun posiblearen argiak modu ezberdinez desbideratzen ditu aipaturiko abantailak lortuz.

Bukatzeko, zera esango dugu: arazo honetan lanean ari diren astronomo guztiak puntu batean ados daudela. Ikerketari erabateko bultzada emateko, teleskopioak espaziora atera behar dira sateliteen bidez, eguratsaren eraginari ekiditeko. G. Gatewood-ek uste duenez, bere MAP-ek 0,000001 arkusegundoko bereizmena lortuko luke baldintza horietan. McCarthy-k dioenez, VB8 izarraren irudien bereizmena 100.000 aldiz handituko litzateke.

Konkretuki B. Harrington eta bere laguntzaileak, seguraski 1988.ean jaurtigailuaren bidez orbitan ipiniko den Hubble Space Telescope prestatzen ari dira. R. Terrile-k ere bere koroagrafoa 1990.ean espazioan egon daitekeela uste du. Azkenik, astronomo denak Astrometric Telescope Facility (ATF) delakoaren jaurtikitzearen zain daude. Tresna honek beste zenbait esperimenturekin batera, MAPa konektatua eramango luke. Beraz, baikor izan gaitezke eta arazoa denbora gutxi barru ebazpen-bideetan sar daitekeela pentsa dezakegu.