Read Time:36 Minute

ഡോ.മനോജ് പുറവങ്കര

Dept. of Astronomy & Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research

ലൂക്ക എഡിറ്റോറിയൽ ബോർഡ് അംഗം

നൂറ്റാണ്ടുകളോളം, നമുക്കറിയാമായിരുന്ന ഒരേ ഒരു ഗ്രഹ സംവിധാനം (planetary system) സൂര്യന് ചുറ്റുമുള്ള, ഭൂമി ഉൾപ്പെടുന്ന സൗരയൂഥമായിരുന്നു. എന്നാൽ ഇന്ന് മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും അയ്യായിരത്തിൽപരം ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തിക്കഴിഞ്ഞു. സൗരയൂഥത്തിന് പുറത്തുള്ള ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ ബഹിർഗ്രഹങ്ങൾ (exoplanets) എന്നറിയപ്പെടുന്നു. സൂര്യന് പുറമെ, മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റുമുള്ള ഇത്തരം ഗ്രഹങ്ങളെ സൗരേതര ഗ്രഹങ്ങൾ (extrasolar planets) എന്നും വിളിക്കാറുണ്ട്. 1992-ലാണ് ആദ്യമായി ഒരു ബഹിർഗ്രഹം കണ്ടെത്തുന്നത്. തുടർന്നുള്ള മുപ്പതു വർഷങ്ങളിൽ നടന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങളും, പഠനങ്ങളും സൗരയൂഥത്തെക്കുറിച്ചും, ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെക്കുറിച്ചും, പിന്നെ ഗ്രഹോൽപ്പത്തിയെക്കുറിച്ചും (planet formation) നമുക്കുണ്ടായിരുന്ന പല അടിസ്ഥാന ധാരണകളെയും മാറ്റി മറിച്ചു.

ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങളെക്കുറിച്ച് കഴിഞ്ഞ മൂന്ന് പതിറ്റാണ്ടിൽ നമ്മൾ നേടിയ വിപ്ലവകരമായ അറിവുകളും, അത് വഴി അവയുടെ രൂപീകരണത്തെ (formation) കുറിച്ച് നമുക്ക് ലഭിച്ച ഉൾക്കാഴ്ചകളെയും കുറിച്ചാണ് ഈ ലേഖനം: ബഹിർഗ്രഹങ്ങളുടെ വാസയോഗ്യതയും (habitiability), അവയിൽ ജീവന്റെ സാധ്യതയും ലേഖനത്തിന്റെ അവസാന ഭാഗങ്ങളിൽ പരിശോധിക്കുന്നു.

ആദ്യ ബഹിർഗ്രഹങ്ങൾ

1992-ൽ കണ്ടെത്തിയ ആദ്യത്തെ ബഹിർഗ്രഹം, പൾസർ (Pulsar) അല്ലെങ്കിൽ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം (neutron star) എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഒരു മൃത നക്ഷത്രത്തിന് (dead star) ചുറ്റുമായിരുന്നു. സൂര്യനെക്കാൾ 25 മടങ്ങു ദ്രവ്യമാനം (mass) കൂടുതലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒരു സൂപ്പർനോവ വിസ്ഫോടനത്തിലൂടെ മരിക്കുമ്പോൾ, അവശേഷിക്കുന്ന, അതീവ സാന്ദ്രതയുള്ള അകക്കാമ്പ് (inner core) ആണ് ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ. PSR B1257+ 12 എന്ന പേരുള്ള ഈ പൾസറിനു ചുറ്റം മൂന്ന് ഗ്രഹങ്ങൾ കൂടി കണ്ടെത്തിയെങ്കിലും, അധികം വൈകാതെ തന്നെ ഇത്തരം മൃത നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ഗ്രഹങ്ങൾ താരതമ്യേന കുറവാണ് എന്ന തിരിച്ചറിവിലേക്ക് നമ്മൾ എത്തി.

സൂര്യസമാനമായ മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ആദ്യമായി ബഹിർഗ്രഹത്തെ കണ്ടെത്തുന്നത് 1995- ലാണ്. സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് 50 പ്രകാശവർഷത്തോളം (light years) അകലെയുള്ള 51 പെഗസി (51 Pegasi) എന്ന നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റുമാണ്, സൗരയൂഥത്തിലെ വ്യാഴത്തിന്റെ പകുതിയോളം ദ്രവ്യമാനമുള്ള, ഒരു ഭീമൻ ഗ്രഹത്തെ (giant planet) കണ്ടെത്തിയത്. മാതൃനക്ഷത്രത്തിനു (host star) ചുറ്റും കറങ്ങാൻ ഏതാണ്ട് നാല് ദിവസമെടുക്കുന്ന ഈ ഗ്രഹത്തെ, രേഖീയ വേഗതാ രീതി (radial velocity method) എന്ന ഒരു നൂതന സങ്കേതം ഉപയോഗിച്ചാണ് കണ്ടെത്തിയത്. ചരിത്രപ്രധാനമായ ഈ ശാസ്ത്രീയ നേട്ടത്തിന്, സ്വിറ്റ്സർലൻഡിൽനിന്നുള്ള ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരായ മിഷേൽ മെയർ (Michel Mayor), ഡിഡിയെ കെലോസ് (Didier Quetoz) എന്നിവരെ 2019-ലെ ഊർജതന്ത്രത്തിനുള്ള നോബേൽ സമ്മാനം നൽകി ആദരിച്ചു.

**മിഷേൽ മേയർ (Michel Mayor), ദിദിയെ ക്വിലോസ് (Didier Queloz)**

ബഹിർഗ്രഹങ്ങൾ കണ്ടെത്തുന്ന രീതികൾ

ഇന്ന് ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്താൻ നൂതന സാങ്കേതിക വിദ്യ ഉപയോഗിച്ചുള്ള അഞ്ചു പ്രധാന രീതികൾ പ്രയോഗത്തിലുണ്ട്. മേൽപ്പറഞ്ഞ രേഖീയ വേഗതാ രീതിക്കു പുറമെ ഗ്രഹ സംതരണം (planetary transit), നേരിട്ട് പകർത്തൽ (direct imaging), ഗുരുത്വാകർഷണ സൂക്ഷ്മലെൻസിങ് (Gravitational microlensing) ആസ്ട്രോമെട്രി (astrometry) എന്നീ രീതികളും പ്രയോഗത്തിൽ വന്നു. എന്നാൽ ഏറ്റവും വ്യാപകവും, വിജയകരവുമായി ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്ന രണ്ടു സങ്കേതങ്ങൾ മേൽപ്പറഞ്ഞ രേഖീയ വേഗതാ രീതിയും, ഗ്രഹ സംതരണ രീതിയുമാണ്. ഇത് വരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ള അയ്യായിരത്തിൽപരം ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഭൂരിഭാഗവും (തൊണ്ണൂറു ശതമാനത്തിൽ കൂടുതൽ ) കണ്ടുപിടിച്ചത് ഈ രണ്ടു മാർഗങ്ങളിലൂടെയാണ് .

ആദ്യം രേഖീയ വേഗതാ രീതി പ്രവർത്തിക്കുന്നത് എങ്ങിനെയെന്ന് നോക്കാം. നക്ഷത്രത്തേക്കാൾ വളരെ കുറവാണ് അവയുടെ ദ്രവ്യമാനമെങ്കിലും, ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹം ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തിനാൽ നക്ഷത്രത്തെ ചെറുതായി അതിനടുത്തേക്ക് വലിയ്ക്കും (gravitational tug). ഇത് മൂലം നക്ഷത്രം ചെറുതായൊന്നു ആടിയുലയും (wobble). ഈ ഉലയൽ കാരണം നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശത്തിന്റെ നിറം (തരംഗദൈർഘ്യം wavelength) ചെറുതായി മാറും. നക്ഷത്രം നമ്മുടെ നേരെ നീങ്ങുകയാണെങ്കിൽ അതിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം കൂടുതൽ നീലയായി കാണപ്പെടും (നീല നീക്കം അല്ലെങ്കിൽ blue shift). നക്ഷത്രം നമ്മളിൽ നിന്ന് അകന്നു പോകുകയാണെങ്കിൽ അതിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശം കൂടുതൽ ചുവപ്പായി കാണപ്പെടും (ചുവപ്പ് നീക്കം അല്ലെങ്കിൽ red shift).

സാമാന്യം വലുപ്പമുള്ള ഒരു ദൂരദർശിനിയും, നല്ല സംവേദനശക്തിയുള്ള ഉപകരണങ്ങളുമുണ്ടെങ്കിൽ, പ്രകാശത്തിന്റെ ഈ നിറം മാറ്റം കൃത്യമായി അളക്കാൻ സാധിക്കും. ഈ ചുവപ്പു നീല നീക്കത്തിൽ നിന്നും നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ രേഖീയ വേഗതയുടെ മൂല്യം നക്ഷത്രത്തിന്റെ മേൽ ഗുരുത്വാകർഷണ ബലം പ്രയോഗിക്കുന്ന ഗ്രഹത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനത്തിനു ആനുപാതികമായിരിക്കും. അങ്ങനെ രേഖീയ വേഗത രീതി ഉപയോഗിച്ച് ഗ്രഹത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനം തിട്ടപ്പെടുത്താൻ സാധിക്കും.

ഗ്രഹ സംതരണം സംഭവിക്കുന്നത്, നക്ഷത്രത്തെ ചുറ്റുന്ന ഗ്രഹം, നക്ഷത്രത്തിന്റെയും, നിരീക്ഷകരുടെയും ഇടയിൽ വരുമ്പോഴാണ്. അപ്പോൾ, ഗ്രഹം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ചെറിയൊരു ഭാഗം മറയ്ക്കും; ഇത് മൂലം നമ്മളിലെത്തുന്ന പ്രകാശത്തിന്റെ അളവ് കുറച്ചു കുറയും – അതായതു നക്ഷത്രം കുറച്ചു നേരത്തേക്ക് മങ്ങി കാണപ്പെടും.

നക്ഷത്ര പ്രകാശത്തിൽ വരുന്ന ഈ ഇടിവ് സൂക്ഷ്മമായി അളക്കാൻ സാധിച്ചാൽ, ഗ്രഹസാന്നിധ്യം തീർച്ചയാക്കാം. അത് മാത്രമല്ല, ഗ്രഹ സംതരണ രീതി വഴി ഗ്രഹത്തിന്റെ വലുപ്പം (വ്യാസം) കൃത്യമായി കണക്കാക്കാനും സാധിക്കും.

ഇത് കൂടാതെ ഈ രണ്ടു രീതികളും ഗ്രഹത്തിന്റെ പരിക്രമണ കാലവും (orbital period) നമുക്ക് തരും; മാതൃനക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് എത്ര അകലത്തിലാണ് ഗ്രഹം ഉള്ളതെന്ന് (പരിക്രമണ ദൂരം; orbital distance) നമുക്കിതിൽ നിന്നും കണക്കാക്കാം.

ചുരുക്കത്തിൽ ഒരേ ഗ്രഹത്തെ രേഖീയ വേഗതാ രീതി വഴിയും, സംതരണ രീതി വഴിയും നിരീക്ഷിക്കാനായാൽ, ആ ഗ്രഹത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനവും, വ്യാസവും നമുക്ക് നിർണ്ണയിക്കാൻ സാധിക്കും. ഇതിൽ നിന്നും ഗ്രഹത്തിന്റെ ആഗോള സാന്ദ്രത (bulk density) കണക്കാക്കാം. സാന്ദ്രതയുടെ മൂല്യം നോക്കി അതെങ്ങിനെയുള്ള ഗ്രഹമാണെന്നു പറയാൻ സാധിക്കും. ഉദാഹരണത്തിന്, സാന്ദ്രത വളരെ കൂടുതൽ ആണെങ്കിൽ അത് ഭൂമിയെയും, ശുക്രനെയും പോലെ ശിലാ ഗ്രഹം (rocky planets) അല്ലെങ്കിൽ ഭൗമഗ്രഹം (terrestrial planet) ആയിരിക്കും; മറിച്ചു സാന്ദ്രത വളരെ കുറവാണെങ്കിൽ, വ്യാഴത്തേയോ, ശനിയെയോ പോലെ വാതക ഭീമന്മാർ (gas giants) ആയിരിക്കും. ഇനി സാന്ദ്രത ഇത് രണ്ടിനുമിടയിൽ ആണെങ്കിൽ, യൂറാനെസ്സിനെയും, നെപ്ട്യൂണിനെയും പോലെ ഹിമ ഭീമന്മാർ (ice giants) ആയിരിക്കും. അത് കൂടാതെ വിഭിന്നമായ ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണദൂരം അറിയാവുന്നതു കൊണ്ട് ഈ ഗ്രഹസംവിധാനങ്ങളുടെ ഘടനയെക്കുറിച്ചും പഠിക്കാൻ സാധിക്കും. ഉദാഹരണത്തിന്, സൗരയൂഥത്തിൽ ശിലാ ഗ്രഹങ്ങൾ മാതൃനക്ഷത്രത്തിനടുത്തും, ഭീമ ഗ്രഹങ്ങൾ അകലെയുമാണ്. ബഹിർഗ്രഹസംവിധാനങ്ങളുടെ രൂപഘടന ഇത്തരത്തിലാണോ എന്ന് നമുക്ക് പരിശോധിക്കാൻ സാധിക്കും.

ബഹിർഗ്രഹങ്ങൾ: ഇന്നത്തെ നില…

ആദ്യമായി ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്തിയ രേഖീയ വേഗതാ സങ്കേതം തന്നെ ആയിരുന്നു പിന്നീടുള്ള പതിനഞ്ചു വർഷങ്ങളിൽ ഗ്രഹങ്ങളെ തിരയാനുള്ള (planet search) പ്രധാന രീതി. ഈ കാലയളവിൽ മുന്നൂറോളം ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ കൂടി കണ്ടെത്തി. എന്നാൽ 2009-ൽ നാസ കെപ്ലർ സ്പേസ് ടെലെസ്കോപ്പ് വിക്ഷേപിച്ചതോടെ സംതരണ രീതി കൂടുതൽ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ കണ്ടെത്താൻ തുടങ്ങി. 2016-ലെ കെപ്ലറിന്റെ അവസാനത്തെ ഡാറ്റ റിലീസോടെ സംതരണ രീതിയുപയോഗിച്ചു കണ്ടുപിടിച്ച ബഹിർഗ്രഹങ്ങളുടെ എണ്ണം രണ്ടായിരം കടന്നിരുന്നു. ഇന്നത്തെ നില ഇപ്രകാരമാണ്: അകെയുള്ള 5463 ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ, ആയിരത്തോളം ഗ്രഹങ്ങൾ രേഖീയ വേഗതാ സങ്കേതം കൊണ്ടും, നാലായിരത്തോളം സംതരണ രീതി വഴിയും കണ്ടെത്തി. ബാക്കിയുള്ളവ നേരത്തെ സൂചിപ്പിച്ച മറ്റു മാർഗങ്ങളിലൂടെയും കണ്ടെത്തി.

ഇപ്പോൾ നമുക്കറിയാവുന്ന അയ്യായിരത്തിൽപരം ബഹിർഗ്രഹങ്ങൾ എങ്ങിനെയുള്ളവയാണ്? കൂടുതലും ഭൂമിയും, ചൊവ്വയും പോലെ ശിലാ ഗ്രഹങ്ങളാണോ അതോ വ്യാഴത്തെപ്പോലെ ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങളാണോ? അവ രൂപഘടനയിൽ സൗരയൂഥത്തിനോട് സാദൃശ്യമുള്ളവയാണോ? കഴിഞ്ഞ മുപ്പതു വർഷങ്ങളിൽ ഗ്രഹസംവിധാനങ്ങളെക്കുറിച്ചു നമ്മളെന്തൊക്കെ മനസ്സിലാക്കി ?

ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ കുറിച്ചുള്ള അറിവ് – ഇതുവരെ.

ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ സർവസാധാരണമാണ്; പക്ഷെ, സ്വഭാവഗുണങ്ങളിലും (properties), രൂപഘടനയിലും (architecture) വളരെ വിഭിന്നവുമാണ് (diverse): കഴിഞ്ഞ മുപ്പതു വർഷത്തെ ബഹിർഗ്രഹ നിരീക്ഷണങ്ങളും, പഠനങ്ങളും സൂചിപ്പിക്കുന്നത് സൂര്യന് ചുറ്റും മാത്രമല്ല, എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ ഉണ്ട് എന്നാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റം ശരാശരി ഒന്നിൽ കൂടുതൽ ഗ്രഹങ്ങൾ ഉണ്ടെന്നാണ് ഏറ്റവും പുതിയ കണക്ക്. അതായത്, നമ്മുടെ ഗ്യാലക്സിയായ ആകാശഗംഗയിൽ നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ കൂടുതൽ ഗ്രഹങ്ങളാണുള്ളത്. ഇതൊരു പുതിയ, അനന്യമായ അറിവാണ്. മാനവരാശിയുടെ ചരിത്രത്തിൽ, സൂര്യന് പുറമെ, മറ്റു നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ ഉണ്ട് എന്ന അറിവോടെ ജീവിക്കുന്ന ആദ്യത്തെ തലമുറ നമ്മുടേതാണ്.

പക്ഷെ, ഈ ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ എല്ലാം ഒരേ പോലെയല്ല. വളരെ വൈവിധ്യമാർന്ന ഗുണവിശേഷങ്ങളാണ് അവ കാണിക്കുന്നത്. ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയതിൽ, ഗ്രഹങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാന സവിശേഷതകളിലും, രൂപഘടനയിലും ഒരു പോലെയുള്ള രണ്ടു ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ ഇല്ല എന്ന് തന്നെ പറയാം. ഗ്രഹങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തിലും വലുപ്പത്തിലും, അവയുടെ വിന്യാസത്തിലും, ഗ്രഹ സംവിധാനത്തിന്റെ വിസ്താരത്തിലും (extend), വലിയ വൈവിധ്യമാണ് കാണാൻ സാധിക്കുന്നത്.

ഗ്രഹങ്ങൾ പല തരം, പല വിധം: ദ്രവ്യമാനത്തിലും, വലുപ്പത്തിലും, പിന്നെ പരിക്രമണ കാലത്തിലും, ബഹിർ ഗ്രഹങ്ങൾ അസാധാരണ വൈവിധ്യമാണ് പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നത്. ഈ വൈവിധ്യ ഗുണ വിശേഷങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ താഴെ പറയും വിധം തരം തിരിക്കാം.

വാതക ഭീമന്മാർ (gas giants)

സൗരയൂഥത്തിലെ ശനിയേയും, വ്യാഴത്തിനേയും പോലെയുള്ളവ. ഭൂമിയേക്കാളും നൂറു മടങ്ങു കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനവും, പത്തരിട്ടിയോളം വലുപ്പവും ഉള്ള വൻ ഗ്രഹങ്ങൾ. ഏതാണ്ട് മുഴുവൻ ദ്രവ്യമാനവും, വലുപ്പവും വിസ്തൃതമായ (extended) അന്തരീക്ഷം കാരണമാണ്. അന്തരീക്ഷം പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നീ മൂലകങ്ങളാൽ നിർമ്മിതമാണ്.

നെപ്ട്യൂൺ-സമാന ഗ്രഹങ്ങൾ (Neptune-like planets)

യുറാനസിനെയും, നെപ്ട്യൂണിനെയും പോലുള്ള ഗ്രഹങ്ങൾ. ഭൂമിയെക്കാൾ പത്തിരുപതു മടങ്ങു കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനവും, നാലിരട്ടിയോളം വലുപ്പവും. വാതക ഭീമന്മാരെക്കാൾ ദ്രവ്യമാനവും, വലുപ്പവും വളരെ കുറവ്, ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം അന്തരീക്ഷം ഉണ്ടെങ്കിലും അത് വാതക ഭീമന്മാരെ അപേക്ഷിച്ചു വളരെ ചെറുതും, കനം കുറഞ്ഞതുമാണ്. ഗ്രഹാന്തരീകഭാഗത്തുള്ള മീഥേൻ, അമോണിയ, ജലം എന്നിവയുടെ ഹിമ (ice) മിശ്രിതമാണ് ഇത്തരം ഗ്രഹങ്ങളുടെ ദ്രവ്യമാനത്തെ നിർണ്ണയിക്കുന്നത്. അതുകൊണ്ടു തന്നെ ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ ഹിമ ഭീമന്മാർ (ice giants) എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു.

ശിലാ ഗ്രഹങ്ങൾ (rocky or terrestrial planets)

ഭൂമിയോളം വലുതോ, അതിൽ ചെറുതോ ആയ ഗ്രഹങ്ങൾ. പാറയും, മറ്റു ലോഹങ്ങളും കൊണ്ടുണ്ടാക്കപ്പെട്ടവ. ഇതിൽ ചിലതിൽ അന്തരീക്ഷം ഉണ്ടാവാം, ചിലതിൽ സമുദ്രങ്ങളും.

സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങൾ മേൽപ്പറഞ്ഞ മൂന്നു വിഭാഗങ്ങളിലും പെടും എന്നതിനാൽ ഇത്തരം ബഹിർ ഗ്രഹങ്ങൾ നമുക്ക് പരിചിതമാണ്. എന്നാൽ സൗരയൂഥത്തിൽ കാണാത്ത തരം ബഹിർഗ്രഹങ്ങളുമുണ്ട്. അവയെക്കുറിച്ചു താഴെ പ്രതിപാദിക്കുന്നു.

അതി-ഭൂമി (Super-Earth), ചെറു-നെപ്ട്യൂൺ (mini-Neptune) ഗ്രഹങ്ങൾ

നമ്മുടെ സൗരയൂഥത്തിൽ ഇല്ലാത്തതും, എന്നാൽ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ ധാരാളമായും കാണപ്പെടുന്നവയുമാണ്. വലുപ്പത്തിലും ദ്രവ്യമാനത്തിലും ഭൂമിയെക്കാൾ മീതെയും എന്നാൽ നെപ്ട്യൂണുകളെക്കാൾ താഴെയുമാണ്. ഇവയുടെ പ്രതലം, ശിലാഗ്രഹങ്ങളെ പോലെ പാറയാണ്. ഇത്തരം ചില ഗ്രഹങ്ങളിൽ അന്തരീക്ഷം ഉള്ളതായും കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്.

ചുടു വ്യാഴങ്ങൾ (hot Jupiters):

ദ്രവ്യമാനത്തിലും, വലുപ്പത്തിലും വ്യാഴത്തെ പോലെയാണെങ്കിലും, ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ മാതൃനക്ഷത്രത്തിന് വളരെ അടുത്താണ് പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നത്. നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം ശക്തമായി ഏൽക്കും എന്നതിനാൽ, ഇവ ചിലപ്പോൾ വീർത്തിരിയ്ക്കും. അതായത്, വ്യാഴത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനമേ ഉള്ളുവെങ്കിലും വലുപ്പം വളരെ (രണ്ടു മടങ്ങോളം) കൂടുതലായിരിക്കും. നിലവിലുള്ള ഗ്രഹോല്പത്തി സിദ്ധാന്തങ്ങൾ അനുസരിച്ച് നക്ഷത്രങ്ങൾക്കു ഇത്ര അടുത്ത് ഇത്രയും വലിയ ഗ്രഹം എങ്ങിനെ ഉണ്ടാവുന്നു എന്നത്തിനു വ്യക്തമായ ഉത്തരമില്ല.

അതി-വ്യാഴങ്ങൾ (Super-Jupiters):

സൗരയൂഥത്തിൽ ഇല്ലാത്തതും, എന്നാൽ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ കണ്ടു വരുന്നതുമായ മറ്റൊരു ഗ്രഹ വിഭാഗമാണിത്. വ്യാഴത്തിന്റെ വലുപ്പവും എന്നാൽ വ്യാഴത്തെക്കാൾ നാല് മടങ്ങിൽ കൂടുതൽ ദ്രവ്യമാനവുമുള്ളതാണ് അതി-വ്യാഴങ്ങൾ. ഇവ കൂടുതലും കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ളത് മാതൃ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് വളരെ ദൂരെയാണ്; അതായത് ഇവയിൽ നല്ലൊരു പങ്കിന്റെയും പരിക്രമണ കാലം ദശകങ്ങളാണ്.

ബഹിർഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ കൂടുതലും ചെറുതും ഒതുങ്ങിയതും (compact) ആണ്,സൗരയൂഥത്തെ അപേക്ഷിച്ച്. ബഹിർഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ കാലം വളരെ കുറവാണ്; അതു കൊണ്ട്, പരിക്രമണ ദൂരവും കുറവാണ്. ഈ ഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ മാതൃ നക്ഷത്രത്തിന് വളരെ അടുത്തായിരിക്കും. സൗരയൂഥത്തിൽ, സൂര്യന് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ഗ്രഹമായ ബുധന്റെ (Mercury) പരിക്രമണ കാലം 88 ദിവസമാണ്. ഇതുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുമ്പോൾ, ഭൂരിഭാഗം ബഹിർഗ്രഹങ്ങളുടെയും പരിക്രമണ കാലം 10 മുതൽ 20 ദിവസം വരെ മാത്രമാണ്. ഒന്നിലധികം ഗ്രഹങ്ങളുള്ള ബഹിർഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങളിൽ പലതിന്റെയും വലുപ്പം, ബുധന്റെ ഭ്രമണപഥത്തെക്കാൾ ചെറുതാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, ട്രാപ്പിസ്റ്റ്-1 (Trappist-1) എന്ന നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള, ഏഴു ഗ്രഹങ്ങളുള്ള ഒരു ബഹു-ഗ്രഹ സംവിധാനത്തിന്റെ വലുപ്പം, സൂര്യനിൽ നിന്ന് ബുധനിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന്റെ ആറിലൊന്നു മാത്രമേയുള്ളൂ. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആകെ വലുപ്പം, ട്രാപ്പിസ്റ്റ്-1 ബഹു-ഗ്രഹ സംവിധാനത്തിന്റെ വലുപ്പത്തിന്റെ അഞ്ഞൂറ് മടങ്ങു കൂടുതലാണ്.

സൗരയൂഥം ഒരു മാതൃകാ (archetypal) ഗ്രഹ സംവിധാനം അല്ല. ഇത് വരെ കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ട ബഹിർഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്ന് ഏറെ വ്യത്യസ്തമാണ്. മേൽപ്പറഞ്ഞ പോലെ, കണ്ടെത്തിയതിൽ ഭൂരിഭാഗം ബഹിർഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങളും, സൗരയൂഥത്തെ അപേക്ഷിച്ച് ചെറുതും ഒതുങ്ങിയതും ആണ്. അത് മാത്രമല്ല, നേരത്തേ സൂചിപ്പിച്ചതു പോലെ, ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ കണ്ടു വരുന്ന എല്ലാത്തരം ഗ്രഹങ്ങളും സൗരയൂഥത്തിൽ ഇല്ല. പ്രത്യേകിച്ചും, ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും കൂടുതൽ കണ്ടു വരുന്ന, ഏറ്റവും സർവ്വ സാധാരണമായ അതി-ഭൂമികളും, ചെറു നെപ്ട്യൂണുകളും സൗരയൂഥത്തിൽ ഇല്ല. ഭൂമി അടങ്ങുന്ന നമ്മുടെ സൗരയൂഥം പ്രാതിനിധ്യ സ്വഭാവമുള്ള ഒരു ഗ്രഹ സംവിധാനം അല്ല എന്നാണ് ഇത് വരെയുള്ള പഠനങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.

ബഹിർഗ്രഹങ്ങളും ഗ്രഹോല്പത്തി സിദ്ധാന്തങ്ങളും

കഴിഞ്ഞ മുപ്പതു വർഷത്തെ നിരീക്ഷണപഠനങ്ങൾ ബഹിർ ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങളുടെ ഘടനയെപ്പറ്റിയും അവയുടെ ഗുണവിശേഷങ്ങളെ പറ്റിയും തരുന്ന സൂചനകൾ പലതും ഗ്രഹ സംവിധാന രൂപീകരണത്തെ കുറിച്ച് നമുക്കുള്ള പല അടിസ്ഥാന ധാരണകൾക്കും അംഗീകൃത ഗ്രഹോല്പത്തി സിദ്ധാന്തങ്ങൾക്കും കനത്ത വെല്ലുവിളിയാണുയർത്തിയിട്ടുള്ളത്. ഉദാഹരണത്തിന്, മാതൃനക്ഷത്രങ്ങളുടെ വളരെ അടുത്തുള്ള ചുടു വ്യാഴങ്ങൾ എങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നു എന്നതിനെ കുറിച്ച് അംഗീകൃത ഗ്രഹോല്പത്തി സിദ്ധാന്തങ്ങൾക്ക് ഇന്നും വ്യക്തമായ ഉത്തരമില്ല. അത് പോലെ തന്നെ വലുപ്പത്തിൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ നൂറിലൊന്നോ അതിൽ കുറവോ ആയിട്ടുള്ള ബഹു ഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങളുടെ രൂപീകരണവും ഇപ്പോഴുള്ള സിദ്ധാന്തങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് വിശദീകരിക്കാനാവില്ല. ഇതിനു ഒരു പ്രധാന കാരണം, ഗ്രഹരൂപീകരണ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ ഏതാണ്ട് മുഴുവനും, സൗരയൂഥത്തെ ആസ്പദമാക്കി ഉണ്ടാക്കപ്പെട്ടവയാണ് എന്നതാണ്; പക്ഷെ ബഹിർഗ്രഹ സംവിധാനങ്ങൾ പലതും വളരെ വിഭിന്നമാണ്. ചുരുക്കത്തിൽ, ഗ്രഹരൂപീകരണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ ധാരണകളിൽ സാരമായി തിരുത്തലുകൾ തന്നെ വേണ്ടി വന്നേക്കും; ചിലപ്പോൾ ഒരു പൊളിച്ചെഴുത്തുതന്നെയും

നമ്മൾ പ്രപഞ്ചത്തിൽ തനിച്ചാണോ?

ആയിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളോളം മനുഷ്യർ ഔത്സുക്യത്തോടെ ചോദിച്ചു കൊണ്ടിരുന്ന ചോദ്യമാണിത്. ഈ ചോദ്യം തന്നെയാണ് മനുഷ്യരാശിയുടെ ഏറ്റവും ഗഹനമായ ഒരു ശാസ്ത്രീയ അന്വേഷണത്തെ മുന്നോട്ടു നയിക്കുന്നത്. ഭൂമിയിലല്ലാതെ ഈ പ്രപഞ്ചത്തിൽ വേറെയെവിടെയെങ്കിലും ജീവനുണ്ടോ? ഭൗമേതര ജീവനെ (extraterrestrial life) സംബന്ധിച്ചു ദീർഘകാലമായി നിലനിൽക്കുന്ന പല ചോദ്യങ്ങളെയും നേരിട്ട് അഭിസംബോധന ചെയ്യാനും, ഉത്തരങ്ങൾ തേടാനുമുള്ള ഒരു അനുകൂല സ്ഥിതിവിശേഷമാണിന്നുള്ളത്. ഇതു വരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ള ആയിരക്കണക്കിന് ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ ജീവന്റെ സാന്നിധ്യം തേടിയുള്ള തിരച്ചിൽ ഇന്ന് സാധ്യമാണ്. ഇതിൽ ആദ്യത്തെ പടി, ഗ്രഹങ്ങൾ വാസയോഗ്യമാണോ (habitable) എന്ന് നിർണ്ണയിക്കലാണ്.

വാസയോഗ്യ ഗ്രഹങ്ങൾ (habitable planets) :

ബഹിർഗ്രഹ പഠനങ്ങളുടെ ഒരു സുപ്രധാന പ്രേരകം (motivation), വാസയോഗ്യ ഗ്രഹങ്ങൾ ഉണ്ടോ എന്ന അന്വേഷണമാണ്. വാസയോഗ്യത (habitability) എന്നത് ഒരു ഗ്രഹപരിസ്ഥിതിയ്ക്കു എത്രത്തോളം ജീവനെ (life) പിന്തുണയ്ക്കാൻ (support) സാധിയ്ക്കും എന്നതിന്റെ അളവാണ്. ഇപ്പോൾ നമുക്കറിയാവുന്ന ഒരേയൊരു വാസയോഗ്യ ഗ്രഹം ഭൂമി മാത്രമാണ്. ഭൂമിയിൽ ജീവൻ നിലനിൽക്കാൻ മൂന്ന് ഘടകങ്ങൾ തീർത്തും അനിവാര്യമാണ്: ഒരു ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സ്, ജൈവപ്രധാന മൂലകങ്ങളായ (bioessential elements) കാർബൺ, നൈട്രജൻ, ഓക്സിജൻ, പിന്നെ സൾഫർ; ദ്രാവകരൂപത്തിൽ വെള്ളത്തിന്റെ (liquid water) സാന്നിധ്യം. ഊർജ്ജവും, ജൈവ പ്രധാന മൂലകങ്ങളും, പ്രപഞ്ചത്തിൽ പൊതുവേ സുലഭമായതിനാൽ മിക്ക ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിലും അവയുണ്ടാകും. അതിനാൽ ദ്രാവക ജലത്തിന്റെ സാന്നിധ്യമാണ് ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിലെ വാസയോഗ്യതയുടെ ഒരു നിർണ്ണായക മാനദണ്ഡം. അത് മാത്രമല്ല, ജലം ഗ്രഹോപരിതലത്തിൽ (planet surface) ഉണ്ടാവുകയും വേണം. ഉപരിതല ജലം ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിൽ നീരാവിയായി കടന്നു കൂടും. വിദൂര ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ നിരീക്ഷിയ്ക്കുമ്പോൾ, അവയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ ജലാംശം ഉണ്ടെങ്കിൽ മാത്രമേ വലിയ ദൂരദർശിനികളും, ഉപകരണ സങ്കേതങ്ങളും ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് അതിന്റെ സാന്നിധ്യം കണ്ടെത്താൻ സാധിക്കുകയുള്ളൂ. ഉപരിതലത്തിൽ ജലം ദ്രാവക രൂപത്തിൽ ഉണ്ടായിരുന്നാൽ മാത്രമേ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെ വാസയോഗ്യമെന്നു വിശേഷിപ്പിക്കാനാവൂ.

വാസയോഗ്യമേഖല അല്ലെങ്കിൽ ***ജീവയോഗ്യ മേഖല (habitable zone)*** – . ഈ പ്ലോട്ടിൽ സൗരയൂഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങളും (ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ)ട്രാപ്പിസ്റ്റ്-1d, കെപ്ലർ-186f, നമ്മുടെ അടുത്തുള്ള അയൽവാസിയായ പ്രോക്സിമ സെന്റൗറി ബി എന്നിവയും ഉൾപ്പെടുന്നു.

“ഗ്രഹോപരിതല ദ്രവ ജലം” എന്ന മാനദണ്ഡം ഉപയോഗിച്ച്, ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും വാസയോഗ്യ മേഖല (habitable zone) നിർവചിക്കാൻ പറ്റും. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും, ഭൗമ സമാനമായ ഒരു ഗ്രഹത്തിന് അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ ദ്രവ ജലം നിലനിർത്താൻ സാധിക്കുന്ന തരത്തിലുള്ള താപനിലയുള്ള മേഖലയാണ് വാസയോഗ്യ മേഖല. ഊർജ്ജ സ്രോതസ് നക്ഷത്രമായതിനാൽ, ഒരു ഗ്രഹത്തിന്റെ താപനില നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം (പരിക്രമണ ദൂരം) അനുസരിച്ചിരിക്കും. നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം കൂടുന്തോറും ഗ്രഹത്തിന്റെ താപനില കുറഞ്ഞു വരും. പരിക്രമണ ദൂരത്തിനു പുറമെ, മാതൃനക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുണവിശേഷങ്ങളെയും, പിന്നെ ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിലെ സ്ഥിതിവിശേഷങ്ങളെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കും. ഒരു പുതിയ ഗ്രഹം കണ്ടെത്തി കഴിഞ്ഞാൽ, മേൽപ്പറഞ്ഞ ഘടകങ്ങളെല്ലാം പരിശോധിച്ച ശേഷമാണ് അതിന്റെ വാസയോഗ്യ സാധ്യത നിശ്ചയിക്കുക. ഇതുവരെ കണ്ടെത്തിയിട്ടുള്ള അയ്യായിരത്തിൽപരം ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏതാണ്ട് അറുപതോളം വാസയോഗ്യ മേഖലയിൽ ആണുള്ളത്. ഇവയുടെ വാസയോഗ്യതയെ പറ്റി കൂടുതൽ ആഴത്തിലുള്ള പഠനങ്ങൾ നടന്നു കൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്.

ബഹിർ ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിലെ ജൈവ അടയാളങ്ങൾ (bio-signatures) :

ഒരു ഗ്രഹം വാസയോഗ്യ മേഖലയിൽ ആണെന്നത് കൊണ്ട് മാത്രം അതിൽ ജീവൻ നിലനിൽക്കണമെന്നില്ല. ഉദാഹരണത്തിന്, സൗരയൂഥത്തിൽ, ചൊവ്വ സൂര്യന്റെ വാസയോഗ്യ മേഖലയിലാണുള്ളത്. എന്നാൽ, ജൈവ സാന്നിധ്യത്തിനു തെളിവില്ല. ഇതിനു ഒരു കാരണം, ദ്രവ്യമാനം വളരെ കുറവായതിനാൽ (ഭൂമിയുടെ പത്തിലൊന്നു), ചൊവ്വയ്ക്ക് അതിനു ചുറ്റും അന്തരീക്ഷം പിടിച്ചു നിർത്താൻ ആവുന്നില്ല. അത് മാത്രമല്ല, സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള വികിരണങ്ങളും, ചുടുകാറ്റും അന്തരീക്ഷത്തെ ഇല്ലാതാക്കുന്നു. അത് പോലെ തന്നെ, ഭൂമിയുടെ ഇരട്ട എന്ന് പറയാവുന്ന ശുക്രനും, ഏതാണ്ട് വാസയോഗ്യ മേഖലയിലാണ്. പക്ഷെ, ശുക്രാന്തരീക്ഷത്തിലെ കഠിന പരിസ്ഥിതികളിൽ ജീവൻ നിലനിൽക്കാൻ സാധ്യതയില്ല. ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തെക്കാൾ സാന്ദ്രത കൂടിയതും, ചൂടേറിയതുമായ ശുക്രന്റെ അന്തരീക്ഷം ഏതാണ്ട് മുഴുവനും (97%) കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ് (CO) വാതകത്താൽ ഉണ്ടാക്കപ്പെട്ടതാണ്. ഇതിനു പുറമെ സൾഫ്യൂരിക് ആസിഡ് മേഘങ്ങളും ധൂമപടലങ്ങളും (haze), ശക്തമായ കാറ്റും, ശുക്രാന്തരീക്ഷത്തെ പ്രക്ഷുബ്ധവും, വാസയോഗ്യമല്ലാത്തതുമാക്കുന്നു (inhospitable). ഗ്രഹോപരിതലത്തിലാകട്ടെ, താപനില, ഈയം പോലും ഉരുകുന്ന 470 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസും, അന്തരീക്ഷ മർദ്ദം ഭൗമോപരിതലത്തെക്കാൾ 92 മടങ്ങു കൂടുതലുമാണ്. ഇത്രയധികം തീവ്രവും, പ്രതികൂലവും ആയ സാഹചര്യങ്ങളെ (conditions), അതിജീവിക്കാൻ ജൈവാണുക്കൾക്ക് മാത്രമല്ല, മറ്റു വസ്തുക്കൾക്കും ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. അതുകൊണ്ടു. ബഹിർഗ്രഹാന്തരീക്ഷങ്ങളിൽ മറ്റു ജൈവ സൂചകങ്ങൾ (bio-markers) തിരയേണ്ടതുണ്ട്.

വിദൂരമായ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ ജീവന്റെ തെളിവ് തേടാനായി ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിൽ ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യമാണുപയോഗിക്കാറ്. ജീവൻ നിലനിൽക്കുന്ന ഗ്രഹങ്ങളിൽ, ജൈവചയാപചയങ്ങൾക്കായി നടക്കുന്ന രാസപ്രക്രിയകളുടെ ഉത്പന്നമോ, ഉപോത്പന്നമോ ആയി ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന വാതകങ്ങളാണ് ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങൾ. കാലക്രമേണ ഈ വാതകങ്ങൾ ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിൽ കുമിഞ്ഞു കൂടി ഒരളവിൽ കൂടുതലായാൽ വിദൂരമായ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളിൽ അവയുടെ സാന്നിധ്യം ദൂരദർശിനിയും ഉപകരണങ്ങളും ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് കണ്ടെത്താം. എന്നാൽ എല്ലാ ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങളെയും അകലെ നിന്ന് കണ്ടെത്തിക്കൊള്ളണമെന്നില്ല. ഗ്രഹാന്തരീക്ഷത്തിൽ ആഗോളമായി നന്നായി കലർന്നു ചേർന്ന ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യമേ കണ്ടെത്താനാവൂ. ബഹിർ ഗ്രഹങ്ങളിലെ ജൈവ പ്രക്രിയകൾ ഭൂമിയിലേതിനു സമാനമാണെങ്കിൽ, ഏറ്റവും പ്രമുഖമായ ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങൾ ഓക്സിജൻ (O₂), ഓസോൺ (O₃) എന്നിവ ആയിരിക്കും. ഇവ രണ്ടും പ്രകാശ സംശ്ലേഷണ പ്രക്രിയയുടെ ഭാഗമായി ഉണ്ടാക്കപ്പെടുന്നവയാണ്. ബാക്ടീരിയങ്ങളുടെ ജൈവപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ ഉണ്ടാക്കപ്പെടുന്ന ഗ്രീൻഹൗസ് (greenhouse) വാതകങ്ങളായ നൈട്രസ് ഓക്സൈഡ് (N₂O), മീഥേൻ (CH₄) എന്നിവയാണ് പിന്നെയുള്ള പ്രധാന ജൈവ സൂചക വാതകങ്ങൾ, കാർബൺ ഡൈ ഓക്സെഡിനെയും (CO₂) ചിലപ്പോൾ പരിഗണിക്കാറുണ്ടെങ്കിലും, അത് പൂർണമായും ജൈവ സൂചകമല്ല; അജൈവ പ്രക്രിയകളിലും അതുണ്ടാക്കപ്പെടാം. മേൽ വിവരിച്ച ജൈവ സൂചകങ്ങളിൽ ചിലത് ഭീമ ഗ്രഹങ്ങളിൽ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ടെങ്കിലും, ഭൗമസമാന ഗ്രഹാന്തരീക്ഷങ്ങളിൽ ഇതുവരെ അസന്ദിഗ്ധമായി കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.

ഇനിയുള്ള വർഷങ്ങളിൽ ബഹിർഗ്രഹങ്ങളെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങളിൽ ഏറ്റവും പ്രാമുഖ്യം ലഭിക്കാൻ പോകുന്നത് വാസയോഗ്യ മേഖലകളിലുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷങ്ങളിൽ ജൈവ സൂചകങ്ങളെ കണ്ടെത്തുന്നതിനായിരിക്കും. ഭാവിയിലെ ശക്തിയേറിയ ദൂരദർശിനികളും, സംവേദന ശക്തിയുള്ള ഉപകരണങ്ങളും ഇതിനു വേണ്ടിയായിരിക്കും നിർമ്മിക്കപ്പെടുക. ഭൗമേതര ജീവൻ (extraterrestrial life) ഉണ്ടോ, പ്രപഞ്ചത്തിൽ നമ്മൾ തനിച്ചാണോ എന്ന ചോദ്യങ്ങൾക്ക് വളരെ വൈകാതെ തന്നെ ഉത്തരം ലഭിക്കും എന്നു തന്നെ നമുക്ക് പ്രതീക്ഷിക്കാം.