Ikke alle planetsystem er så stabile som vårt eget solsystem. Mange har ekstreme baner og baner som vekselvirker med hverandre. Baneelementer definerer et himmellegemes bane og beskriver objektets bevegelse i banen. For planetbaner gjelder seks parametre.

av Anne Mette Sannes

Kunstnerisk fremstilling av landskapet på en exoplanet.
Illustrasjon: NASA/JPL-Caltech

1) Ellipsens store halvakse, a.
Mange exoplaneter har trange baner og befinner seg dermed mye nærmere moderstjernen enn for eksempel Merkur i forhold til vår egen sol.

2) Eksentrisiteten, e.
Hvor elliptisk er planetens bane? Dersom en planet har en banehastighet på 20 dager eller mindre, vil planetens bane være bortimot sirkulær – altså har banen lav eksentrisitet. Årsaken til dette antas å være at når to himmellegemer påvirker hverandres tyngdekrefter over tid, vil banen til den ene etter hvert bli mer sirkulær. Planeter med lengre omløpstider har for eksempel ganske elliptiske baner. Denne oppdagelsen har ikke noe å gjøre med valg av metode siden en planet kan oppdages helt uavhengig av hvor elliptisk banen er.
Utbredelsen av elliptiske baner er likevel en gåte siden dagens teorier om planetdannelse tyder på at planeter dannes med sirkulære baner. Men utbredelsen av elliptiske baner utenfor vårt Solsystem kan indikere at Solsystemet ikke er typisk for planetsystemer siden alle planeter i vårt solsystem - bortsett fra Merkur - har bortimot sirkulære baner.

3) Inklinasjonen, i (vinkelen mellom baneplanet og ekliptikkens plan).
I motsetning til i vårt eget Solsystem viser undersøkelser at planeter i andre solsystem står skrått i forhold til hverandre. I tillegg beveger mer enn halvparten av de store, jupiterlignende gassplanetene seg i motsatt retning av moderstjernens rotasjon. Ifølge teoriene og modellene for hvordan planetsystemer blir til skulle de beveget seg i samme retning.
Man kan tenke seg at disse planetenes baner har blitt utsatt for noe som har forårsaket dette, men det kan ikke utelukkes at stjernen selv "bikket over" tidlig i dannelsesprosessen som følge av stjernens magnetfelt og skiven med støv og gass der planetene ble til.

4) Knutens vinkelavstand fra vårjevndøgnspunktet sett fra Solen, Omega, den oppstigende knutes lengde, bestemmer, sammen med inklinasjonen, beliggenheten i rommet av himmellegemets baneplan.

5) Perihellengden, Omega + omega (hvor omega er vinkelavstanden mellom oppstigende knute og perihel, målt i planetens bevegelsesretning). Dette er punktet i banen planeten befinner seg når den er nærmest stjernen.

6) Tidspunktet, T, for en perihelpassasje: Tidspunktet for når planeten er nærmest stjernen.

Siden de aller fleste exoplaneter har blitt oppdaget gjennom indirekte metoder, kan ikke alle planetens fysiske egenskaper eller baneparametre bestemmes. Metoden som har blitt brukt til å finne flest exoplaneter (doppler-spektroskopi) kan for eksempel bare gi fire av de seks ovennevnte parametrene. Metoden gir med andre ord svaret på hvilken vinkel banen til planeten har i forhold til oss, hvor i banen planeten er nærmest sin moderstjerne og tidspunktet for når planeten befinner seg nærmest stjernen. Metoden kan med andre ord ikke gi svar på hvor avlang (eksentrisk) banen er eller hvor den krysser baneplanet (ekliptikken). For å finne ut dette må man bruke en tilleggsmetode.