Tisíce exoplanet
Astronomové do dnešních dní objevili přes 3 700 exoplanet. Drtivou většinu z nich nevidíme. Pozorujeme jen jejich vliv – obvykle na vlastní mateřskou hvězdu. Jak přesně se exoplanety hledají a co vše umožňují jednotlivé metody zjistit o vzdálených světech? Podívejte se!
Názvy exoplanet: exoplanety se označují malým tiskacím písmenem, které se píše za označení mateřské hvězdy. Začíná se malým písmenem „b“. Pořadí (b, c, d,...) planet nemusí odpovídat jejich pořadí od hvězdy. Vychází z pořadí, v jakém byly planety objeveny.
Foto: NASA/JPL-Caltech
Měření radiálních rychlostí
Jednou ze dvou klíčových metod detekce exoplanet je měření radiálních rychlostí. Metoda využívá gravitačního vlivu planety na mateřskou hvězdu.
Planeta neobíhá okolo hvězdy, ale okolo společného těžiště s hvězdou. Těžiště je vlivem nenulové hmotnosti planety trochu posunuté vůči středu hvězdy, takže planeta s hvězdou jakoby cloumá. Tento pohyb lze pozorovat ve spektru hvězdy.
Pokud se k nám planeta přibližuje, hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry se vlivem Dopplerova jevu posouvají k rudému konci spektra. Když se od nás planeta vzdaluje, hvězda se přibližuje a spektrální čáry se posouvají k modrému konci.
Metoda umožňuje určit hmotnost planety, ale jen její dolní hodnotu. Přesná hodnota závisí na sklonu roviny oběžné dráhy planety vůči nám – a ten obvykle neznáme.
Měření radiálních rychlostí: Spektrografy
K hledání exoplanet měřením radiálních rychlostí potřebujete podrobné spektra hvězd.
Klíčové spektrografy pro hledání exoplanet jsou umístěny na největších observatořích na světě.
Na 3,6 m dalekohledu v Chile pracuje spektrograf HARPS, který má na Kanárských ostrovech mladšího kolegu HARPS-N. Chilský HARPS objevil například exoplanetu Proxima b, která je nejbližší exoplanetou od nás.
Na 10 m Keckově dalekohledu na havajské Mauna Kea najdeme spektrograf HIRES.
Teprve nedávno byl v Chile spuštěn spektrograf ESPRESSO. Přístroj byl instalován na dalekohled VLT. Pracovat může ve dvou základních režimech. Při práci s jedním dalekohledem VLT dosáhne velmi vysoké přesnosti. Kromě toho ale může pracovat současně se světlem ze všech čtyř dalekohledů VLT. Přesnost měření sice klesne, ale bude možné měřit radiální rychlosti i u slabších hvězd.
Spektrograf ESPRESSO pracuje na dalekohledech VLT v Chile. Foto: Giorgio Calderone, INAF Trieste, ESO
Měření radiálních rychlostí: Objevy
První exoplaneta u normální hvězdy byla objevena v roce 1995 právě metodou měření radiálních rychlostí. Exoplaneta 51 Peg b má hmotnost 0,4 Jupiteru a okolo hvězdy obíhá s periodou jen 4 dní. Jedná se o tzv. horkého jupitera. Tyto planety vznikly dál od hvězdy a poté migrovaly směrem k hvězdě – vlivem působení další planety či hvězdy nebo vlivem interakce s diskem z prachu a plynu, za kterého planety vznikají.
První objevené exoplanety v 90. letech byly převážně horcí jupiteři, ale dnes víme, že až tak běžní nejsou.
Měřením radiálních rychlostí se už podařilo objevit i potenciálně obyvatelné planety. Jednou z nich je Gliese 667 Cc. Její hmotnost bude kolem 4 Zemí a okolo červeného trpaslíka obíhá s periodou 28 dní.
Exoplaneta 51 Peg b (kresba). Foto: ESO/M. Kornmesser/Nick Risinger (skysurvey.org)
Tranzitní metoda
Zrodila se až v roce 1999 a první krůčky byly hodně pomalé. Vše změnil start dalekohledu Kepler o deset let později.
Planetu sice nevidíme, ale pokud přechází před svou hvězdu, dojde k nepatrnému poklesu jasnosti hvězdy, což lze měřit.
Pravděpodobnost, že bude planeta z našeho pohledu před hvězdou přecházet, je poměrně malá, takže je nutné pozorovat desítky tisíc hvězd současně.
Metoda umožňuje určit velikost planety. Nejsou přitom potřeba velké dalekohledy. Tranzit exoplanety lze pozorovat i malým dalekohledem za pár tisíc korun. Musíte ho dovybavit CCD kamerou a kvalitní montáží.
Tranzitní metoda: měsíce, prstence i atmosféra
U všech tranzitujících exoplanet lze také určit hmotnost měřením radiálních rychlostí a dostat tak údaj o hustotě planety. Je to možné teoreticky, ale na některé menší planety současné spektrografy ještě nestačí.
Kromě určení velikosti planety nabízí tranzitní metoda další možnosti:
- objevit prstence exoplanety (také ony během tranzitu částečně zakryjí hvězdu).
- objevit měsíce exoplanet
- objevit menší tělesa: například komety
- zjistit hmotnost planety: tranzitní metoda je sice primárně závislá na velikosti planety, ale pokud je planet v systému více, vzájemně se gravitačně ovlivňují, což se projevuje nepravidelnostmi v časech tranzitů (tzv. metoda TTV). Z těchto změn lze odhadnout hmotnost jednotlivých exoplanet. Funguje to zejména v kompaktních systémech, kde je více planet nedalo od sebe. Dobrým příkladem je TRAPPIST-1.
Planetární systém TRAPPIST-1, foto: NASA/R. Hurt/T. Pyle
- prostudovat atmosféru planety: v době, kdy planeta přechází před svou hvězdou, projde záření hvězdy atmosférou planety a ta ve spektru hvězdy zanechá svůj otisk.
- určit teplotní profil planety: jak planeta obíhá okolo hvězdy, přichází k nám nejen záření od hvězdy, ale také záření, které odráží planeta. Vědci umí studovat fáze exoplanet (analogie s fázemi Měsíce). V době tranzitu nám planeta ukazuje noční stranu. Než se schová za hvězdou, ukazuje nám denní stranu. Takto lze studovat i teplotní profil planety.
Teplotní mapa exoplanety HD 189733 b. Foto: NASA/JPL-Caltech/H. Knutson (Harvard-Smithsonian CfA)
Tranzitní metoda: Kepler
Existuje několik projektů, které se věnují hledání exoplanet tranzitní metodou. Většinou jsou umístěny na místech, kde je hodně jasných nocí. Nejde o velké dalekohledy ale soustavy kamer, které zabírají co největší část oblohy.
Nejvíce exoplanet tranzitní metodou však objevil kosmický dalekohled Kepler.
Kepler obíhá okolo Slunce a ve vesmíru je od roku 2009. Čtyři roky pozoroval jednu část oblohy.
Po selhání dvou setrvačníků, které udržují orientaci teleskopu v prostoru, hlavní mise skončila. Od roku 2014 funguje mise K2. O stabilizaci dalekohledu se stará tlak slunečního záření a motory. Kepler ale už nemůže pozorovat jednu část oblohy. Po necelých třech měsících se musí pootočit. Mise se pomalu chýlí ke svému konci.
Kosmický dalekohled Kepler a jeho objevy. Foto: NASA/Ames Research Center/Jessie Dotson and Wendy Stenzel
Tranzitní metoda: TESS
V dubnu odstartuje do vesmíru družice TESS. Na rozdíl od Keplera nebude obíhat okolo Slunce ale okolo Země po velmi protáhlé dráze (108 až 376 tisíc km). Malá družice je vybavena čtveřicí kamer, které budou sledovat velkou část oblohy. Během dvou let prozkoumá TESS téměř celou severní a jižní oblohu.
TESS bude měřit každou minutu jasnost 200 tisíc vybraných hvězd. Každých 30 minut pořídí snímek celého zorného pole, což povede objevům exoplanet u dalších (nevybraných) hvězd.
Kepler provedl „statistický průzkum“ a odpověděl na otázky, jak moc jsou exoplanety časté, jaké typy jsou nejběžnější apod. Většina jeho objevů je ale daleko od nás (stovky a tisíce světelných let). Tyto exoplanety nejsou příliš vhodné pro další výzkum. TESS bude hledat exoplanety u blízkých a jasných hvězd, které mohou být dále zkoumány – například jejich atmosféra dalekohledem JWST, který odstartuje v roce 2020.
Gravitační mikročočky
Metoda vychází z teorie relativity. Do jedné přímky se nám dostanou dvě hvězdy, které jsou jinak tisíce světelných let od sebe. Bližší hvězda svou gravitací zesílí a ohne světlo vzdálenější hvězdy – zafunguje jako čočka.
Pokud okolo bližší hvězdy obíhá planeta, pak také ona zesílí světlo vzdálené hvězdy. Čočkovat nemusí nutně jen hvězda. Metodu lze využít i pro hledání bludných planet bez hvězd apod.
Objevené planety se nehodí pro další výzkum. Smyslem je spíše statistický výzkum.
Existuje několik projektů, které se gravitačními mikročočkami zabývají: úspěšný je polský OGLE s Varšavským dalekohledem v Chile nebo MOA (Nový Zéland, Japonsko). V budoucnu budou gravitační mikročočky hledat i kosmické dalekohledy – například americký WFIRST. Cílem nejsou jen objevy exoplanet, ale především výzkum tzv. skryté hmoty a energie.
Přímé zobrazení
Některé exoplanety dokážeme po odstínění světla hvězdy pozorovat přímo. Jde však zatím jen o obří planety, které jsou dál od hvězd (reálně a především úhlově) a jsou ještě mladé a tedy horké – takové planety vyzařují v infračervené části spektra.
V budoucnosti bude možné pozorovat i planety podobné Zemi a přímo zkoumat jejich atmosféry.
Přímé zobrazení: objevy
Mezi slavné exoplanety, které vidíme přímo, patří Fomalhaut b. Trochu kontroverzní svět se pohybuje ještě v disku z prachu a plynu a jeho existence byla v minulosti zpochybněna. To, co se jeví jako planeta, může být i vzdálená a náhodně se promítající hvězda nebo shluk prachu.
Okolo hvězdy HR 8799 obíhají hned čtyři přímo pozorované planety. První tři byly objeveny v roce 2008, později přibyla ještě jedna.
Všechny planety jsou obřími světy o hmotnosti okolo 7 Jupiterů. Okolo hvězdy obíhají velmi daleko – oběžné doby se odhadují na 50 až 450 let.
Hvězda HR 8799 se nachází ve vzdálenosti 130 světelných let od nás v souhvězdí Pegase.
Astrometrie
Hvězdné nebe vypadá jako kdyby se jednalo o vytištěnou sféru, kterou někdo otáčí. Opak je ale pravdou. Hvězdy mají svůj vlastní pohyb, který není za lidského života pouhým okem postřehnutelný.
Pokud okolo hvězdy obíhá exoplaneta, tak s hvězdou cloumá, jak jsem si už řekli u měření radiálních rychlostí. Tento pohyb se promítne do vlastního pohybu hvězdy po obloze. Výhod astrometrie je hned několik:
- Možnost přesného změření hmotnosti planety (nepotřebujeme znát sklon dráhy vůči nám jako u měření radiálních rychlostí)
- Zjištění (dopočítání) sklonu oběžné dráhy a dokonce i dalších parametrů oběžné dráhy.
- Možnost nalezení planet na vzdálenějších drahách.
Astrometrie zatím k objevům nevedla. Od roku 2013 ale pracuje ve vesmíru evropská družice GAIA, která měří přesné pozice hvězd a měla by objevit exoplanety astrometrickou metodou.
Pulsary
První exoplanety byly objeveny v roce 1992 na hodně neobvyklém místě – u pulsaru! Jedná se o rychle rotující neutronové hvězdy – pozůstatky po výbuchu supernovy.
Mohly planety výbuch supernovy přežít? Některé možná ano, ale spíše jde o „planety druhé generace", které vznikly třeba u milisekundového pulsaru. To je případ, kdy je pulsar v páru s jinou hvězdou, které krade materiál. Okolo pulsaru se utváří disk ne nepodobný tomu, který obklopuje mladé hvězdy.
Exoplaneta u pulsaru (kresba). Foto: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
Pulsary vyzařují záření v úzkých svazcích. Pokud se tomuto svazku dostaneme do cesty, můžeme pozorovat záblesky zejména v rádiové části spektra. V případě, že okolo pulsaru obíhá planeta, mění jeho pozici v prostoru, což se projeví v nepravidelnostech pulsů.
Katalog exoplanet
Nejslavnějším a nejstarším katalogem exoplanet je ten na webu Exoplanet.eu, který provozuje Pařížská observatoř.
V katalogu je možné filtrovat exoplanety podle metody objevu:
- Radial Velocity: radiální rychlosti
- Pulsar: planety u pulsarů
- Microlensing: gravitační mikročočky
- Imaging: přímé zobrazení
- Primary Transit: tranzitní metoda
- Astrometry: astrometrie
- TTV: změny v časech tranzitů
Velmi dobrá je také aplikace Exoplanet pro iOs.
Pokračování článku patří k prémiovému obsahu pro předplatitele
Chci Premium a Živě.cz bez reklam
Od 41 Kč měsíčně
