Eklipseen zientzia
Eguzkia, gure izarra
Eguzkia gure izarra da, eguzki‑sistemaren erdigunean kokatua. Gure galaxiaren, Esne‑bidearen, testuinguruan, Eguzkia erabat ohiko izar bat da: masaz ertain‑baxua da posible diren masa estelarren barruan, bere bizitzako faserik luzeenean eta egonkorrenean dago —sekuentzia nagusia deritzona—, eta sailkapen espektral estelarrean G2V motakoa da, distira eta tenperatura ertainekin. Hau da, gurea bezalako milaka milioi izar daude Esne‑bidean zehar, eta are gehiago beste galaxia batzuk kontuan hartzen baditugu. Hala ere, gure ingurune hurbilean, Eguzkiaren eginkizuna funtsezkoa da: bere sorrerak eguzki‑sistema osoaren existentzia ahalbidetu zuen, egungo masak sistema planetarioaren masa osoaren %99,86 osatzen du, grabitazio‑erakarpen nagusia da eta, horrenbestez, sistema osoa elkartuta mantentzen du, eta alde handiz energia‑iturri nagusia da. Gure zeruko objekturik distiratsuena da, –26,74ko magnitudearekin, eta horrek azaltzen du oso objektu edo gertakari astronomiko gutxi ikus daitezkeela egunez, bera zeruan dagoenean.
Gure izarrak tamaina ertaina du, 700.000 km inguruko erradioarekin, eta, beraz, askoz txikiagoa da Rigel bezalako supererraldoi izarrekin alderatuta (Eguzkiaren erradioa baino 70 aldiz handiagoa) edo Antaresekin (Eguzkiaren erradioa baino 680 aldiz handiagoa). Hala ere, Lurrarekin alderatuta oso masiboa da: 330.000 Lur behar lirateke Eguzkiaren masa berdintzeko, eta 1,3 milioi Lur bere bolumen osoa betetzeko. Distantziei dagokienez, Eguzkia Lurretik 150 milioi kilometro ingurura dago, eta horrek esan nahi du igortzen duen argiak zortzi minutu inguru behar dituela gure planetara iristeko.
Eguzkia gas‑esfera erraldoi bat da, %74,9 hidrogenoz eta %23,8 helioz osatua; elementu astunagoek guztizkoaren %2 baino gutxiago ordezkatzen dute. Bere egitura hainbat geruza edo eskualdek osatzen dute. Erdialdean nukleoa dugu, zona beroena, 15 milioi Celsius gradutik gorakoa, non hidrogenoa helio bihurtzen duten fusio nuklearreko erreakzioak gertatzen diren, Eguzkiaren energia sortuz. Erreakzio horiek sortutako energiak izarra grabitazio‑kolapsoaren aurrean orekan mantentzen du. Nukleoaren inguruan eremu erradiatiboa eta eremu konbekziboa daude, takoklina izeneko trantsizio‑eremuak banatuta. Geruza horiek nukleoan sortzen den energia kanpoko geruzetarantz garraiatzen dute, eta handik espaziora irradiatzen da. Nukleoan sortutako fotoi batek 170.000 urte inguru behar ditu eremu konbekziboaren goiko aldera iristeko.
Eremu konbekziboaren gainetik fotosfera dago, 5.500 °C inguruko tenperaturarekin, eta, ondorioz, nukleoa baino askoz hotzagoa. Hau da Eguzkiaren gainazitzat hartzen dugun geruza, nahiz eta Lurreko gainazalarekin alderagarria ez izan, kasu honetan gasaz ari baikara. Gainazaltzat hartzen da Eguzkiaren argi ikusgarriaren zatirik handiena igortzen duelako, eta hori baita Lurretik ikusten duguna (berriro ere azpimarratu behar da Eguzkira inoiz ez begiratzearen garrantzia, ikusmenean sor ditzakeen kalteengatik). Eguzkia optikoki opakua da fotosferaren barnerantz, eta horregatik ezin ditugu barneko geruzak ikusi.
Fotosferaren gainetik Eguzkiaren atmosfera osatzen duten bi geruza gardena daude: kromosfera eta koroa. Kromosfera geruza mehea da, 3.000 eta 5.000 kilometro arteko lodierakoa, presio baxuko gasz osatua. Koroa, berriz, Eguzkiaren kanpoko geruzarik zabalena da, dentsitate baxuko plasmaz osatua, eta espazioan zehar milioika kilometrotara hedatzen da. Oso beroa da gainera, milioi bat gradutik gorako tenperaturekin, fotosferarena baino askoz handiagoak. Eguzkiaren kanpoalderantz tenperaturak izugarri handitze hori —mekanismo termikoekin azaltzen ez dena— gure izarrak gordetzen dituen misterio handienetako bat da oraindik, ikerketa‑gaia den fenomenoa. Kromosferako eta koroako materiala oso dentsitate baxukoa denez, normalean ez dugu igortzen duten argi ikusgarria hautematen, fotosferarena baino askoz ahulagoa baita. Salbuespena eguzki‑eklipse osoak dira.
Koroa eguzkiarraren azterketa. Koronografoak
Eguzkiaren koroaren distira Eguzki osoarenaren milioirena baino txikiagoa da; horregatik, normalean ezinezkoa zaigu geruza horren distira zuzenean hautematea. Hau eguzki‑eklipse osoetan bakarrik egin daiteke, Ilargiaren diskoak izarraren gainerako igorpena estaltzen duenean. Muga hori gainditzeko, Bernard Lyot astronomo frantsesak 1931n koronografo izeneko gailua asmatu zuen. Gailu horrek eguzki‑eklipse bat simulatzen du, fotosferatik datorren argia artifizialki blokeatuz eta, horrela, koroaren ekarpena bereiztea ahalbidetuz. Koronografoa teleskopio bati lotu daiteke, eta bere funtsezko elementua disko opaku bat da, beste lente batek sortutako Eguzkiaren irudia estaltzen duena.
Koronografo gehienak koroa eguzkiarra aztertzeko erabiltzen dira, baina printzipio berean oinarritutako beste tresna batzuk ere garatu dira, koronografo estelarrak deiturikoak, izar edo argi‑iturri oso distiratsuen inguruetan dauden objektu ahulak behatzeko. Horien adibide dira planeta extrasolarrak edo hurbileko izarren inguruko disko zirkumestelarrak bilatzeko erabiltzen direnak, edo quasarrek edo nukleo galaktiko aktiboek dituzten galaxien azterketan erabilitakoak. Koronografoak dituzten behatokien adibideak dira Hubble eta Webb teleskopio espazialak, biek infragorri hurbileko eta ertaineko tresnetan. Gainera, Lurraren atmosferatik kanpo kokatuta daudenez, lurreko behatokietakoak baino eraginkorragoak dira.
Ilargia, gure satelite naturala
Ilargia Lurrak duen satelite natural bakarra da. Gorputz harritsua da, hidrosferarik, atmosferarik eta eremu magnetikorik gabea. Atmosferarik eta jarduera tektonikorik ez izateak gainazaleko krater‑mapa bereizgarria sortu du, historian zehar gorputz askok eragindako talken ondorioz. Halaber, ilargi‑itsasoak nabarmentzen dira, laba solidifikatuko lautada zabalak.
Merkurioren eta Venusen trantsituak
Trantsituak gertatzen dira barne‑orbita (edo Eguzkitik hurbilago dagoen orbita) duen planeta bat kanpo‑orbita (edo urrunago dagoena) duen beste batekin eta Eguzkiarekin lerrokatzen denean. Hortaz, eklipseen antzeko fenomeno bereziak direla esan daiteke. Lurraren kasuan, trantsituak barne‑planetekin gertatzen dira, hau da, Merkurio eta Venus planetekin, Eguzkiaren diskoaren aurretik pasatzen ikusten baititugu. Trantsituak Eguzki‑eklipseak baino askoz ere arraroagoak dira, izan ere, Ilargiak —Merkurio edo Venusek baino Lurretik hurbilago egonik— askoz ere periodo sinodiko txikiagoa du (Lurretik ikusitako orbita‑periodoa).
Eguzki‑eta Ilargi‑eklipseekin gertatzen den modu berean, trantsituak barneko planeta bere konjuntzio behekoan dagoenean soilik gertatzen dira, hau da, Eguzkiaren eta Lurraren artean lerrokatuta dagoenean. Horretarako, planetak bere orbitako nodoetako baten oso gertu egon behar du; nodoak dira planetaren orbitak Lurraren orbitako planoa zeharkatzen duen bi puntuak. Baldintza hori betetzea ezinbestekoa da hiru astroek ia lerrokadura perfektua izan dezaten.
Planeta bakoitzaren orbitak gainerako planeten orbitarekiko duen inklinazio txikiak lerrokadura haundiak izatea ezohikoa bihurtzen du. Inklinazio txiki hori nahikoa da kasu gehienetan barneko planeta Eguzkiaren diskoaren gainetik edo azpitik pasatzeko, eta ez haren aurretik. Merkurioren eta Venusen kasuan bereziki, Merkurioren orbitaren inklinazioa Lurrarenarekiko 7,0°-koa da, eta Venusena, berriz, 3,4°-koa.
Venusen orbitaren inklinazioa (3° baino handiagoa) Merkuriorena baino txikiagoa den arren (7° ingurukoa), Venusen Eguzkiarekiko igarotzeetan Lurretik duen distantzia txikiagoak eragiten du gizaldi honetan Eguzkiaren diskoaren gainetik edo azpitik ia 9°‑raino pasatzea; Merkurioren kasuan, ordea, distantzia angeluar hori ez da 5°‑ra iristen. Eguzkiak Lurretik ikusita 32 minutuko angelu‑diametroa du, hau da, gradu erdi pasatxo.
Bi planeta horien mende bakoitzeko konjuntzio behekoen kopuruaren arteko aldea bakoitzaren periodo sinodikoak baldintzatzen du (objektu bat Eguzkiarekiko eta Lurrarekiko posizio berean berriz agertzen den artean igarotzen den denbora). Merkurio Eguzkitik hurbilago dagoenez, 116 eguneko periodo laburra du, eta mende bakoitzean 315 konjuntzio izaten ditu. Venusek, aldiz, 584 eguneko periodoarekin, 62 edo 63 konjuntzio besterik ez ditu. Bi faktore horiek bakarrik kontuan hartuta, Venusen trantsituen maiztasuna Merkuriorenaren hamarren bat dela kalkula daiteke.
1631n egoera arraro bat gertatu zen, 1769an berriro gertatu zena eta 2611. urtearen amaiera arte ez dena berriro errepikatuko: bi planeten trantsituak urte berean gertatzea. Hala ere, ezin dira egun berean gertatu, Merkurioren eta Venusen nodo‑lerroen orientazioak gaur egun bat ez datozelako.
Merkurioren trantsituak
Merkurioren orbitako nodoak azaroaren 10aren inguruan (goranzkoa) eta maiatzaren 8aren inguruan (beheranzkoa) kokatzen dira. Horregatik, trantsituak data horien inguruan gertatzen dira, azarokoak maizago izanik. Nodo goranzkoa planeta ekliptikaren planoa behetik gorantz zeharkatzen duenean gertatzen da; nodo beheranzkoa, aldiz, kontrako posizioan, goitik behera zeharkatzen duenean.
Bi trantsituen arteko beste alde garrantzitsu bat haien iraupena da, planeta Eguzkiaren erditik igarotzen denean. Nodo goranzkoko trantsituak Merkurio Eguzkitik hurbilago dagoenean gertatzen dira, eta, ondorioz, planetaren abiadura handiagoa da eta trantsituaren iraupena laburragoa. Nodo beheranzkoko trantsituak, aldiz, Merkurio Eguzkitik urrunago dagoenean gertatzen dira. Iraupenen arteko aldea bi ordutik gorakoa izan daiteke: maiatzean ia zortzi ordukoa izan daiteke, eta azaroan bost ordu eta erdi ingurukoa.
Gaur egungo mendean 14 trantsitu izango dira guztira: bost maiatzean eta bederatzi azaroan. Horietatik bost Espainia osoan osorik ikusi ahal izango dira; seitan trantsituaren zati bat baino ez da ikusiko edo eskualde batzuetan bakarrik ikusiko da; eta lau ez dira ikusgai izango. Azkena 2019ko azaroaren 11n gertatu zen, eta hurrengoa —Balear uharteetara joanez gero osorik ikusgai— 2032ko azaroaren 13an izango da; Espainia osotik osorik ikusgai izango den hurrengoa, berriz, 2049ko maiatzaren 7ra arte ez da gertatuko.
XIX. mendean egindako Merkurioren trantsituen behaketek desadostasun txikiak agerian utzi zituzten efemeride kalkulatuekin alderatuta, eta horrek Merkurioren perihelioaren aurrerapen anomaloaren aurkikuntza ekarri zuen, orbitako gainerako zatiari ere eragiten ziona. Eskuragarri zeuden behaketak estrapolatuta, ondorioztatu zen Merkurioren perihelioak eta orbitak Eguzkiaren inguruko bira osoa 227.000 urte inguruan osatzen dutela. Newtonen legeetan oinarritutako kalkulu teorikoek, ordea, 240.000 urte aurreikusten zituzten. Desadostasun txiki horrek, hala ere, grabitazioaren teoria newtondarraren mugak agerian utzi zituen, eta alferrik saiatu ziren beste planeta edo asteroide‑gerriko batzuekin azaltzen. 1915eko azaroan izan zen Albert Einsteinek azalpena eman ahal izan zuenekoa, orokorrean bere lorpen zientifiko handientzat jotzen den erlatibitate orokorraren teoriaren bidez. Teoria horren bidez azaldu zen lehen fenomenoa izan zen hau. «Eklipseak historian» atalean aipatzen den bezala, 1919ko Eddingtonen eklipsean ere izarren ibilbideen desplazamenduak neurtu ahal izan ziren, teoria horren aurreikuspenekin bat etorriz.
Venusen trantsituak
Venusen trantsituak oso ezohiko fenomenoak dira, batez beste mende bat pasatxotan bi aldiz gertatzen baitira. Normalean zortzi urteko tartearekin binaka ematen dira, nahiz eta bakarka ere gerta daitezkeen. Gaur egun, binakako tarteen artean 105,5 eta 121,5 urteko iraupenak txandakatzen dira.
Venusen azken trantsitu bikoa 2004ko ekainaren 8an eta 2012ko ekainaren 5ean gertatu zen. Lehenengoa Espainiako penintsula osoan ikusi ahal izan zen fase guztietan, baina bigarrena penintsulako ekialdean egunsentian amaitu zenez, ia ez zen ikusgai izan. Hurrengo trantsitu bikoa 2117ko abenduaren 11n eta 2125eko abenduaren 8an gertatuko da. Lehenengoa ez da ikusgai izango Espainiako estatuan, eta bigarrena arratsaldean ilunabarrean hasieran ikusgai izango da.
Venusen orbitako nodoak gaur egun ekainaren lehen erdialdean (beheranzkoa) eta abenduaren lehen erdialdean (goranzkoa) kokatzen dira, eta bien arteko maiztasun‑aldea oso txikia da. Nodo goranzkoko trantsituak zertxobait gutxiago gertatzen dira, Venusen Lurretik hurbilago eta Eguzkitik urrunago dagoelako; horren ondorioz, batzuetan data horietan trantsitu bakarra gertatzen da eta ez bikoa. Eguzkiaren diskoa ukitu arren haren aurretik osorik igarotzen ez diren kasuak alde batera utzita, –2000 eta 6000 artean 46 trantsitu gertatuko dira nodo goranzkoan, eta 51 nodo beheranzkoan.
Trantsituen iraupena 14 minututik ordubete baino gehiagora artekoa izan daiteke. Nodo goranzkoan, trantsitu zentral baten gehienezko iraupena zortzi ordu pasatxokoa da. Venusen ibilbidearen inklinazioa Eguzkiaren diskoaren gainean 9° ingurukoa da.
Trantsitu historikoak
Historian zehar eklipseek ikaskuntza zientifikoaren iturri izan diren bezala, trantsituen behaketa eta neurketa ere eguzki‑sistemako objektuen distantziak eta tamainak zehazteko erabilitako tresna izan da.
Lurraren tamaina neurtzeko lehen saiakerak Kireneko Eratostenesi zor dizkiogu (K.a. 240. urtea inguruan). Egun berean Alexandrian eta Minbiziaren tropikoan kokatutako beste hiri batean itzalen luzeraren arteko aldea aztertuz, Lurraren zirkunferentziaren tamaina kalkulatu zuen. Eratostenesen garaikide zen Samosko Aristarkok metodo geometrikoak proposatu zituen Ilargiaren, Eguzkiaren eta Lurraren posizio erlatiboak aztertuz objektu horien distantzia eta tamaina erlatiboak neurtzeko. Aristarkok, oker, Eguzkirako distantzia Ilargirakoa baino 19 aldiz handiagoa zela ondorioztatu zuen; haren emaitza ontzat hartu zen mendeetan zehar, eta horrek Eguzkirako distantziaren balio okerra zabaldu zuen.
XVII. mendean, Johannes Kepler astronomoak bere hirugarren legean planeten Eguzkiarekiko biraketa‑periodoaren eta haien orbitaren tamainaren arteko erlazioa ezarri zuen: periodoaren karratua orbitaren tamainaren kubuarekiko proportzionala da. Garai hartan Saturnotik haragoko planetak ezezagunak ziren, baina Saturnoraino artekoen periodoak ezagutzen ziren; horri esker, Keplerren hirugarren legea aplikatuz, orbiten gainerako tamainak ondoriozta zitezkeen orbitetako baten tamaina —adibidez Eguzkirako distantzia— ezagutuz. Gainera, Kepler ohartu zen Aristarkoren metodoa ez zela behar bezain zehatza eta Eguzkirako distantziak uste zena baino gutxienez hiru aldiz handiagoa izan behar zuela.
Keplerrek planeten tamaina erlatiboa Eguzkiarekin alderatuta neurtzeko trantsituetan oinarritutako metodoa abiatu zuen, baina bere efemerideetako kalkulu‑akatsak zirela eta, lehen neurketa horiek beste bi astronomok egin zituzten. Haiek zehaztu zuten Merkurioren angelu‑tamaina Eguzkiarena baino ehun aldiz txikiagoa zela, eta Venusen kasuan hogeita bost aldiz txikiagoa; emaitza hori Galileok teleskopioz zuzenean lortutakoaren oso antzekoa zen.
Garai berean, Edmund Halleyk Merkuriorako distantzia zehazten saiatu zen, 1677ko azaroaren 7ko Merkurioren trantsituan eginiko bere neurketak eta beste astronomo batenak konbinatuz, baina ez zuen arrakastarik izan. Hala ere, hamarkadetan defendatu zuen Eguzkirako distantzia neurtzeko modurik egokiena halako trantsituetan egindako neurketen bidezkoa zela, eta are egokiagoa zela Venusen trantsitu batean egitea, diskoko angeluak zehaztea eta behaketa errazagoak direlako.
Halleyren metodoa latitude desberdinetan kokatutako behatokietatik trantsituaren iraupena neurtzean oinarritzen zen. Toki bakoitzean denbora‑tarteak neurtzen ziren, garaiko pendulu‑erlojuen zehaztasunak ahalbidetzen zuen neurrian, ibilbide‑luzera desberdinak bereizteko adinakoa izanik. Ibilbideen arteko luzera‑aldeek bi ibilbideen arteko angelu‑banaketa zehazteko aukera ematen zuten, eta behatzaileen arteko distantzia geografikoa ezagututa, planetarako distantzia kalkulatu zitekeen. Distantzia hori ezagututa, eta Keplerren hirugarren legeari esker planetek Eguzkirako dituzten distantzia erlatiboak kontuan hartuta, Lurraren (eta Venusen) Eguzkirako distantzia absolutua kalkula zitekeen.
Venusen lehen trantsitua, metodo hau frogatu ahal izateko, 1761eko ekainaren 6an gertatzekoa zen, eta bigarren bat 1769an. Une hartan Halley jada hila bazen ere, trantsitua behatzeko hainbat kokaleku proposatu zituen, Europako hainbat herrialderen arteko lankidetza bultzatuz, bakoitzak mundu osoan zehar zituen kolonietan neurketak egin zitzaten. Hau izan zen historiako lehen proiektu zientifiko globala, bai planetako bazter guztietara egindako espedizioengatik, bai parte hartu zuten astronomoen nazionalitate-aniztasunagatik. Guztira, 120 astronomo inguru izan ziren 60 toki baino gehiagotan banatuta. Gerran zeuden herrialdeek ere espedizioetan ez esku hartzea adostu zuten. Hala ere, errealitatea bestelakoa izan zen: Pingré edo Le Gentil frantsesek, edo Mason eta Dixon ingelesek, jazarpenak, erasoak eta atxiloketak jasan zituzten etsaien floten eskutik. Chappe frantsesak, bere ontzia galdu ostean, bidaiaren zati bat leran egin behar izan zuen. Ibilbiderik zailena Le Gentilek izan zuen: ez zen helmugara iritsi, bidaian zehar hainbat koloniatan setiatua izan baitzen, eta, ondorioz, trantsitua bere ontzitik behatu behar izan zuen itsasoan, posizio ezezagun batetik. Egindako ahalegin guztiak Eguzkirainoko distantzia kalkulatzeko balio izan zuen, baina ziurgabetasun handiegiarekin (%12), 124 eta 159 milioi kilometro arteko balioa lortuz.
Hurrengo Venusen trantsitua 1769ko ekainaren 3an gertatu zen, eta baldintza hobeetan behatu ahal izan zen, lehenengo saiakeratik ikasitakoa aplikatuz. 150 astronomo baino gehiago banatu ziren 80 toki ingurutan. Espedizio horietako bat James Cook nabigatzaileari eman zitzaion, Ingalaterratik Tahitira egin zuen bidaiaren lehen misioan, trantsitua behatuko zuen astronomo bat eta hura dokumentatuko zuen naturalista bat ontziratuz. Nahiz eta behaketen zati bat bakarrik egin ahal izan eta datuen analisian hainbat zailtasun eta ziurgabetasun egon, Eguzkirainoko distantziarako 149 eta 157 milioi kilometro arteko balioa lortu zen, aurreko ziurgabetasuna murriztuz. Une hartan, bi muturreko balioen batez bestekoa onartzea erabaki zen, hots, 153 milioi kilometro, nahiz eta ziurgabetasuna oraindik nahikoa ez izan. Arazo hori Johann Franz Encke astronomo alemaniarrak konpondu zuen datuak berriro aztertu zituztenean, Johann Carl Friedrich Gaussek urte batzuk lehenago asmatu zuen gutxieneko karratuen metodoa erabiliz, eta Eguzkirainoko distantziarako 153,5 ± 0,7 milioi kilometroko batez besteko balioa lortu zuen.
XIX. mendean erabaki zen Venusen hurrengo bi trantsituak behatzeko kanpainak berriro egitea (1874ko abenduaren 9koa eta 1882ko abenduaren 6koa), beste metodo batzuek Eguzkirainoko distantziarako 147 milioi kilometroko balioa ematen baitzuten. Tresneriaren hobekuntzak eta astronomoen profesionalizazioak lehen trantsituan inbertsio ekonomiko eta ahalegin handiak egitera bultzatu zuen, neurketak egiteko espedizio ugari berriro antolatuz. Hala ere, arazo ugari izan ziren berriz ere: datu-galera, neurketa-desberdintasun pertsonalak, eta abar. Horrek bigarren trantsituan espedizio gutxiago egitera eraman zuen, batez ere Europako herrialdeetatik eta AEBetatik behatua izan zena. William Harkness astronomoak, AEBetatik, azken bi trantsituetako datu guztiak bildu eta Eguzkirainoko distantziarako 148,8 ± 0,2 milioi kilometroko balioa lortu zuen. Aurreko mendeko datuak ere kontuan hartuta, eta behaketak egin ziren kokalekuen koordenatu geografikoak zehaztasun handiagoz erabiliz, Simon Newcomb astronomo estatubatuarrak antzeko emaitza lortu zuen: 149,6 ± 0,4 milioi kilometro.
XIX. mendearen amaieran Eguzkirainoko distantzia 1/1000eko zehaztasunez neurtua zegoen. XX. mendean ez zen Venusen trantsiturik izan, baina beste metodo batzuei esker Eguzkirainoko distantziaren neurketaren zehaztasuna nabarmen handitu da. XIX. mendean ziurgabetasuna ehunka milaka kilometrokoa bazen, gaur egun distantzia 3 metroko zehaztasunarekin ezagutzen da, azken mendeko aurrerapenei esker. 2012an, Nazioarteko Astronomia Batasunak (IAU) eguzki‑sisteman eta beste izar batzuetarako distantziak neurtzeko luzera‑unitate gisa onartu zuen “unitate astronomikoa” (au), honako balioarekin: 149.597.870.700 m.
Exoplaneten trantsituak
Azken hamarkadetan ezagutzen dugun planeten multzoa eguzki‑sistematik harago zabaldu da nabarmen. 1992an Aleksander Wolszczan eta Dale Frail irrati‑astronomoek hiru planeta aurkitu zituzten pultsar baten inguruan orbitatzen, hau da, abiadura handiz biratzen duen neutroi‑izar baten inguruan. Urte gutxi batzuk geroago, 1995ean, Michel Mayor eta Didier Queloz astronomoek eguzki‑sistemaz kanpoko lehen planeta baieztatu zuten, sekuentzia nagusiko izar baten inguruan orbitatzen zuena, eguzkiaren antzekoa bere bilakaera‑egoeran. Lehen planeta urrun hauek, exoplanetak deituak, aurkikuntza‑zerrenda baten hasiera izan ziren, eta hori azkar hazi da azken urteetan. Testu hau idazten den unean (2025aren hasieran), 5.800 exoplaneta baino gehiago daude baieztatuta. Kopuru horren hazkundea zuzenean lotuta dago exoplanetak bilatzera edo haien ezaugarriak aztertzeko espresuki sortutako edo horretarako denbora‑zati handia eskaintzen duten misio espazial eta teleskopioekin. Horien adibide dira Kepler edo TESS (NASA), CoRoT (CNES/ESA), CHEOPS (ESA), edo etorkizuneko PLATO eta Ariel misio europarrak (ESA).
Gure behaketa‑ahalmenaren hobekuntzak aurkitu ditzakegun exoplaneten propietate fisikoen sorta zabaldu du. Lehen aurkikuntzak, 1995ekoa kasu, izarretatik oso gertu orbitatzen zuten planeta oso masiboak ziren; gaur egun, ordea, Lurraren tamainako planetak ere behatzen ditugu. Exoplaneten aurkikuntzak biziki bultzatu du lurz kanpoko bizitzaren bilaketa ere, orain badakigulako gure galaxiako planeta askok Lurrarekin antzekotasun batzuk dituztela. Bereziki garatzen ari den alorra exoplaneten atmosferen azterketa da, planeten baldintzei buruzko informazio funtsezkoa eman baitezakete, eta baita bizitzaren aztarnak erakutsi ere.
Exoplanetak hautemateko hainbat metodo daude, eta arrakastatsuenetakoa exoplaneten trantsituen metodoa da. Eguzki‑sisteman trantsitutzat hartzen dugu planeta batek, behatzailearen ikuspegitik, Eguzkiaren aurretik igarotzen denean gertatzen dena, kapitulu honetan azaltzen diren Merkurioren eta Venusen trantsituen kasuan bezala. Antzera deskriba daiteke fenomenoa exoplaneta batek, gure ikuspegitik behatuta, orbitatzen duen izarraren aurretik igarotzen denean, izarraren gainazalaren zati bat estaliz eta haren distira apur bat gutxituz. Oro har, oso urrun dauden izarrez eta oso planeta txikiez ari gara, ezin baitugu planeta zuzenean ikusi, baina bai izarraren argi‑kurban gertatzen den distira‑jaitsiera txiki hori detektatu.
Izarraren argiaren beherakadaren ehunekoa izarraren eta planetaren arteko tamaina erlatiboaren araberakoa da (bestela esanda, planetak izarraren gainazaletik ezkutatzen digun zatiaren arabera). Horrek planetaren tamainari buruzko informazioa ematen digu. Bestalde, trantsituaren iraupenak planetaren orbita‑periodoari buruzko informazioa eskaintzen du, eta hortik izarrari dagozkion distantziari buruzkoa (agnitude horiek Keplerren hirugarren legearen bidez erlazionatuta daude). Testu honekin batera doan irudian TRAPPIST‑1 nano gorriaren inguruan orbitatzen duten zazpi planeten trantsituek sortutako argi‑kurben adibidea ikus dezakegu. Planeta handiagoek trantsitu sakonagoak sortzen dituzte, eta planeta urrunagoek iraupen luzeko trantsituak eragiten dituzte.
Trantsituen metodoak behaketa‑joera edo alborapen garrantzitsua du: Lurrarekiko «ertzetik» orientatutako sistema planetarioetan soilik aplika daiteke, hau da, aztertzen ari garen planeten orbiten planoan ia zuzenean kokatuta gaudenean. Egoera hori gertatzeko probabilitatea txikia denez, trantsitu bidez planeta bat ez detektatzeak ez du esan nahi izar horrek planetarik ez duenik; izan ere, gaur egun ontzat har daiteke exoplaneten sistema asko ezin direla metodo honen bidez aztertu. Hala eta guztiz ere, trantsituen bidezko detekzio‑metodoa arrakastatsuena izan da orain arte, zerua sistematikoki aztertzeko kanpaina handiak egin direlako, distira‑jaitsiera periodikoak erakusten zituzten izarrak identifikatzeko. Gaur egun, 4.300 planeta baino gehiago detektatu dira metodo honen bidez. Beraz, eklipse «extrasolar» hauek gaurkotasun osoko metodo zientifikoa dira, gure ezagutzaren mugak funtsezko moduan zabaltzen ari dena.
Eklipseen antzeko fenomenoak
Oso termino orokorretan, eguzki‑eklipse deitu genezake Eguzkiaren argia behatzaile baten aurrean erabat edo partzialki ezkutatzen den fenomenoa, Eguzkiaren eta behatzaile horren artean hurbileko astro bat tartekatzen denean. Definizio hau oso orokorra da, hiztegietan edo astronomia‑liburu askotan agertzen dena baino orokorragoa, eta azken hauek geozentrismora makurtu ohi dira.
Izan ere, liburu honen hasieran bertan eguzki‑eklipsea definitu dugu Ilargiak Eguzkia partzialki ezkutatzen duenean gertatzen den fenomeno gisa, Lurretik ikusita. Bistan da definizio horrek ez duela kontuan hartzen orbitan dagoen behatzaile bat, hark Eguzkia ordu eta erdiro eklipsatzen ikusten baitu, kasu horretan Lurra bera delarik Eguzkiaren eta behatzailearen artean tartekatzen den astroa. Ez du kontuan hartzen ere Ilargian gertatzen den egoera, Lurraren itzalean sartzen denean: Lurretik begiratuta Ilargi‑eklipsea den fenomenoa, Ilargitik begiratuta, ez al litzateke eguzki‑eklipse bat?
Gainera, ez dago inolako arrazoirik fenomeno hau Lurra‑Ilargia sistemara mugatzeko. Esate baterako, Jupiterreko ilargi handiren batean bizi den kolonizatzaile irudikari batek askotan ikusiko luke Eguzkia Jupiterren gorputz erraldoi gaseosoaren atzean ezkutatzen. Gure ustez, ikuspegi astronomikotik okerra litzateke egoera horretan eguzki‑eklipse terminoa erabiltzea ukatzea, nahiz eta kontzeptua lehenik Lurreko gainazalean aztertutako fenomeno bati lotuta egon.
Noski, orokortze guztiek ñabardurak dituzte, eta hau ez da salbuespena. Eklipsea bereziki nabarmena eta ikusgarria da Eguzkia erabat edo gehienbat ezkutatzen denean. Horrek eskatzen du Eguzkia estaltzen duen astroa behatzailetik hurbil egotea; bestela, ezkutaketa ez litzateke esanguratsua izango. Hurbiltasun‑baldintza hori ezarriz, trantsituak baztertzen ditugu, hau da, behatzaile batek urruneko planeta bat Eguzkiaren diskoaren aurretik pasatzen ikusten dituen fenomenoak, kapitulu honetako 5.4 atalean azaldu direnak.
Definizioa are gehiago orokortu liteke, ez izar bakar batera —Eguzkira— mugatuz, baizik eta edozein izar beste astro opako batek —gertu egon ala ez, planeta bat kasu— ezkutatzea kontuan hartuz. Baina horrela beste kontzeptu batera iritsiko ginateke, izen propioa duenera: estaldura. Adibidez, izar baten estalduraz hitz egiten da Ilargiak, planeta batek edo asteroide batek eragindakoa denean. Estaldura terminoa are orokorragoa da, Eguzkiak berak eragindako estaldurak ere barne hartzen baititu: kasu horretan, Eguzkia ez da ezkutatzen den objektua, baizik eta beste astro baten eta behatzailearen artean tartekatzen dena. Hortaz, esan genezake eguzki‑eklipsea estaldura‑kasu berezi bat dela, bertan ezkutatzen den izar distiratsua Eguzkia delarik eta hura estaltzen duen astroa behatzailetik hurbil dagoelarik.
Amaitzeko, aipatu behar da astro distiratsu batek beste astro distiratsu bat estaltzen duen kasua, eklipse‑bikoteak edo binario eklipsatzaileak deritzen izar‑sistemetan gertatzen den bezala. Bikoteko izar batek bestearen aurretik igarotzen denean, sistemaren distira osoa murriztu egiten da behatzaile jakin batentzat. Denboraren funtzioan sistemaren argia neurtuz, argi‑kurba deritzona lortzen da, aurreko trantsitu exoplanetarioen atalean azaldu den bezala: distira maximoen tarteak ikusiko ditugu, bi beherakadarekin txandakatuta. Beherakada horietan izar batek bestea ezkutatzen hasten da, minimo batera iritsi arte, eta gero berriro igotzen da distira maximoetaraino. Minimo sakonena izar distiratsuena bere lagun ilunagoak estaltzen duenean gertatzen da; sakonera txikiagokoa, aldiz, kontrako egoeran.
Orain arte Lurretik ikus daitezkeen Eguzkiaren aurreko trantsituez hitz egin dugu, baina gure kolonizatzaile irudikaria eguzki‑sistema bisitatuko balu, beste trantsitu batzuk ikus ahal izango lituzke. Marteko gainazaletik, adibidez, Merkurioren, Venusen eta Lurraren trantsituak ikusiko lituzke. Hala ere, kontuan hartu behar da Eguzkitik zenbat eta urrunago egon behatzailea, orduan eta txikiagoa dela Eguzkiaren eta barne‑planeten itxurazko tamaina. Jupiterretik Eguzkia Lurretik baino sei aldiz txikiago ikusten da, eta Uranotik, hogei aldiz txikiago. Trantsitua egiten duen planetaren itxurazko tamainari dagokionez, interesgarriena Venusen trantsitua da Lurretik ikusita; ondoren, Jupiterren trantsitua Saturnotik ikusita, eta hirugarren tokian, Lurraren trantsitua Martetik ikusita.
Planeta bat zenbat eta Eguzkitik gertuago egon, orduan eta azkarrago osatzen du bere orbita, eta hortaz, maizago gertatzen dira behatzaile dagoen planetarekiko konjuntzioak. Aldi berean, behatzailea zenbat eta Eguzkitik urrunago egon, barne‑planeten orbiten inklinazioak trantsituak eragozteko duen eragina txikiagoa da. Hori dela eta, trantsituak maizago gertatzen dira trantsitua egiten duen planeta Eguzkitik gertuago dagoenean eta behatzailea urrunago dagoenean. Adibide gisa, Jupiterretik Merkurioren trantsituak Lurretik ikusitakoen bikoitza dira. Aitzitik, Eguzkitik oso urrun dauden planetek polikiago orbitatzen dute, eta, ondorioz, konjuntzioak eta trantsituak ere ezohikoagoak dira. Uranotik ikusitako Jupiterreko bi trantsituen arteko batez besteko denboran, Lurretik ikusitako Merkurioren 50 trantsitu baino gehiago gertatzen dira.
Trantsitu baten iraupenari dagokionez, hau luzeagoa da planeta barnekoa Eguzkitik urrunago dagoenean, zeren Keplerren hirugarren legearen arabera, distantzia handiagoan planetek motelago mugitzen baitira. Venusen trantsituaren iraupen maximoa Lurretik ikusita 7,9 ordukoa da, eta Lurrarena Martetik ikusita 9,5 ordura irits liteke.
Garai liluragarrian bizi gara, behaketa mota hauek zunda robotikoen bidez egin baitaitezke. Horren adibide da Merkurioren 2023ko urriaren 28ko trantsitua, Martetik bertatik behatua Perseverance roverrak, edo Deimos eta Fobosen trantsituak 2024ko urtarrilean eta otsailean. XXI. mendean, Martetik ikusitako Merkurioren trantsituak Lurretik ikusitakoak baino ia bikoitzak izango dira; Venusenak ere askoz maizago gertatuko dira. Hori Marte Eguzkitik urrunago dagoelako eta Merkurioren eta Venusen orbiten inklinazioaren eragina txikiagoa delako gertatzen da; gainera, periodo sinodikoa laburragoa da (Marterekiko konjuntzio behekoen artekoa). Arestian aipatu bezala, Martetik Merkurioren eta Venusen trantsituez gain, Lurraren trantsituak ere ikus daitezke, batez beste bi mendean hiru aldiz gertatzen direnak. 1984ko maiatzaren 11n Lurraren trantsitu bat ikusi ahal izan zen Martetik, eta hurrengoa 2084ko azaroaren 10ean izango da.
