बाह्य ग्रह: दूसरे तारों के ग्रह कैसे खोजते हैं?

बाह्य ग्रह क्या है और उसे देखना कठिन क्यों है?

बाह्य ग्रह (exoplanet) वह ग्रह है जो हमारे सूर्य के अलावा किसी और तारे का चक्कर लगाता है। आज 5,000 से ज़्यादा ज्ञात हैं।

इन्हें देखना कठिन क्यों है? तारा अपने ग्रह से लाखों गुना चमकीला होता है और ग्रह आकाश में उसके बहुत पास दिखता है। जैसे दूर शहर से एक बड़ी सर्चलाइट के पास जुगनू देखना। इसलिए वैज्ञानिक अप्रत्यक्ष तरीके अपनाते हैं: तारे को देखते हैं और ग्रह से होने वाले छोटे बदलाव ढूँढते हैं।

पारगमन विधि (transit method)

पारगमन तब होता है जब पृथ्वी से देखने पर कोई ग्रह अपने तारे के सामने से गुज़रता है। ग्रह थोड़ी तारा-रोशनी रोकता है, इसलिए तारा कुछ घंटे मद्धम दिखता है, फिर पहले जैसा।

समय के साथ चमक का ग्राफ़ प्रकाश वक्र (light curve) कहलाता है। पारगमन से उसमें छोटी गिरावट आती है, और हर परिक्रमा पर यह दोहराती है।

गिरावट क्या बताती है

• गिरावट की गहराई ग्रह का आकार बताती है: गिरावट = (R_ग्रह / R_तारा)²।
• दो गिरावटों के बीच का समय ग्रह का परिक्रमण-काल (उसका साल) है।
• गिरावट की लंबाई बताती है कि ग्रह तारे के सामने कितनी तेज़ चलता है।

बृहस्पति जैसा ग्रह सूर्य जैसे तारे की लगभग 1% रोशनी रोकता है। पृथ्वी जितना ग्रह केवल लगभग 0.008% रोकता है, इसलिए उसके लिए अंतरिक्ष दूरबीन चाहिए।

एक सीमा

पारगमन तभी दिखता है जब कक्षा हमारी ओर किनारे से (edge-on) हो। ज़्यादातर ग्रह पृथ्वी से देखने पर तारे के सामने कभी नहीं आते, इसलिए यह विधि बहुत-से ग्रह चूक जाती है। इसलिए दूरबीनें एक साथ बहुत-से तारे देखती हैं।

त्रिज्य वेग (डगमगाहट) विधि

ग्रह और तारा एक-दूसरे को खींचते हैं। तारा बहुत भारी है, इसलिए थोड़ा ही हिलता है: वह साझा द्रव्यमान-केंद्र के चारों ओर एक छोटे घेरे में घूमता है। इसे डगमगाहट (wobble) कहते हैं।

जब तारा हमारी ओर आता है तो उसकी प्रकाश-तरंगें सिकुड़ती हैं और रोशनी नीले सिरे की ओर खिसकती है। जब दूर जाता है तो तरंगें खिंचती हैं और रोशनी लाल सिरे की ओर खिसकती है। यह डॉप्लर प्रभाव है, जैसे एम्बुलेंस का सायरन पास आते हुए ऊँचा सुनाई देता है।

हमारी दृष्टि-रेखा के साथ की चाल त्रिज्य वेग (radial velocity) कहलाती है। तारे के पास का भारी ग्रह बड़ी डगमगाहट बनाता है, इसलिए उसे ढूँढना आसान है। नीले-लाल का एक चक्र ग्रह का साल है।

यह विधि ग्रह का द्रव्यमान (कम से कम) देती है, और पारगमन आकार देता है। दोनों से हम घनत्व निकालकर पथरीले ग्रह और गैस-दानव में फ़र्क कर सकते हैं।

दूसरी विधियाँ और हम क्या सीखते हैं

• सीधा चित्र लेना: एक मास्क तारे की चमक रोकता है ताकि बड़ा, युवा, दूर का ग्रह खिंच सके। यह कम होता है।
• सूक्ष्म-लेंसन (microlensing): एक तारे का गुरुत्व पीछे के दूर तारे की रोशनी को लेंस की तरह मोड़ता है। ग्रह एक छोटी अतिरिक्त चमक जोड़ता है। यह एक ही बार होता है, पर बहुत दूर के ग्रह मिल जाते हैं।

ग्रह का साल और दूरी

सूर्य जैसे तारे के लिए d (AU में) दूरी वाले ग्रह का साल T = d^1.5 वर्ष होता है। 4 AU पर ग्रह को 8 वर्ष लगते हैं। (यह केप्लर का तीसरा नियम है।) हॉट ज्यूपिटर बहुत पास के विशाल ग्रह हैं, जिनके साल केवल कुछ दिन के होते हैं।

करके देखो

3D खोलो। ग्रह बड़ा करो और गिरावट गहरी होते देखो। उसे दूर ले जाओ और गिरावटों के बीच का समय लंबा होते देखो।

मुख्य सूत्र और परिभाषाएँ

• पारगमन गिरावट = (R ग्रह / R तारा)^2
• प्रतिशत में गिरावट = (R ग्रह / R तारा)^2 x 100
• सूर्य जैसे तारे के ग्रह का साल: T (वर्ष) = d^1.5, d AU में
• दो पारगमनों के बीच का समय = परिक्रमण-काल
• नील-विस्थापन: तारा हमारी ओर। रक्त-विस्थापन: तारा दूर

हल किए गए उदाहरण

आम गलतियाँ

• यह सोचना कि बाह्य ग्रह सीधे फ़ोटो में दिखते हैं। ज़्यादातर सुराग से मिलते हैं: तारे की रोशनी में गिरावट या डगमगाहट।
• आकार के अनुपात का वर्ग करना भूल जाना। तारे से आधा आकार वाला ग्रह आधी नहीं, चौथाई रोशनी रोकता है।
• यह सोचना कि हर ग्रह का पारगमन होता है। केवल वही ग्रह तारे के सामने आते हैं जिनकी कक्षा हमारी ओर किनारे से हो।
• नीले और लाल विस्थापन में उलझना। नीला यानी हमारी ओर आना; लाल यानी दूर जाना।