PHSP Exoplanety

Nejisté začátky

V astronomii je vždy něco, co nevíme. Nyní nás trápí například „temná hmota“ a kdysi to byla třeba představa o tvaru samotné Země. Poté, co si lidé přiznali, že Země není placka a obíhá kolem úplně obyčejné hvězdy, jakých je ve vesmíru spousta, začali pátrat po jedinečnosti Sluneční soustavy. Otázkou bylo, zda-li je Slunce se svojí rodinou planet výjimečné nebo i kolem jiných hvězd obíhají planety? Příkladem může být poměrně známá Drakeova rovnice, popisující pravděpodobnost navázání kontaktu s cizí civilizací: N = N_s f_p n_e f_I f_i f_c f_l. V této rovnici f_p značí pravděpodobnost výskytu planet okolo cizích hvězd, tedy exoplanet (exo = mimo, venkovní). Tento údaj však v době vzniku této rovnice nebyl znám (stejně jako i ostatní složky této rovnice s výjimkou N_s ). Odpověď na otázku existence planet u cizích hvězd přišla až v roce 1995, kdy byla objevena první exoplaneta, obíhající kolem hvězdy 51 Peg (v souhvězdí Pegasa).
Dalším milníkem v objevování exoplanet byl pravděpodobně rok 1999, kdy byla objevena první celá exoplanetární soustava u hvězdy U And. Tuto soustavu tvoří tři planety, z niž dvě jsou mohutnější než Jupiter a třetí má hmotnost asi jako ¾ Jupitera.
V současné době známe více než dvě stovky exoplanet. Tento počet ale neustále roste.

Obtížnost detekce exoplanet

Určitě všichni známe a alespoň jednou jsme viděli planetu Venuši. Je to jedna z planet Sluneční soustavy a je poměrně blízko, takže její nalezení na obloze není vůbec problém. Obíhá ale tak blízko Slunce, že ji můžeme spatřit pouze před nebo po jeho východu.
Ještě o trochu horší je to s planetou Merkur. Ten už mnozí, kteří se intenzivně nevěnují astronomii, neviděli. Je to dáno tím, že Merkur obíhá ještě blíže Slunci než Venuše, navíc je ještě menší a je od nás vzdálenější.
U exoplanet ale hovoříme o objektech, které jsou v nemálo případech ještě blíže své hvězdě než Merkur a navíc jsou od nás mnohem dál, takže jejich hvězda je ve většině případů naprosto přezáří. Proto se k detekci exoplanet převážně používají metody nepřímé, o nichž bude řeč níže.
Za zmínku stojí ještě jeden milník v objevování exoplanet. Jedná se o přímé vyfotografování exoplanety vedle svojí hvězdy. Toto se podařilo v roce 2004, kdy byla vyfotografována exoplaneta, obíhající kolem hnědého trpaslíka 2M 1207. Podle své hvězdy byla exoplaneta pojmenována 2M 1207 b. Nic ale není tak jednoduché jak se zdá. Z pozdějších měření bylo zjištěno, že hnědý trpaslík je 25krát hmotnější než Jupiter a exoplaneta 5krát hmotnější. Poměr jejich hmotností je 5 : 1, což je typické pro binární hvězdné systémy. Nabízí se tedy otázka: Jedná se o dva hnědé trpaslíky nebo o hnědého trpaslíka, kolem kterého obíhá exoplaneta? V současné době je za hnědého trpaslíka považováno těleso o hmotnosti větší nebo rovné 13 MJ (hmotnosti Jupitera). Za zmínku ještě stojí, že úhlová vzdálenost mezi exoplanetou a hnědým trpaslíkem činí 0,78" a skutečná vzdálenost činí 55 AU.

Metody detekce

Jak už bylo řečeno, vyfotografovat exoplanetu přímo je velmi obtížné, a proto se používají nepřímé metody: měření odchylek frekvencí pulsů pulsarů, měření posunu spektrálních čar ve spektru hvězdy vlivem Dopplerova jevu, astrometrická měření skutečného pohybu hvězdy a fotometrická měření transitu exoplanety přes její hvězdu.
Základem prvních tří metod je fakt, že exoplaneta i její hvězda vždy obíhají kolem společného těžiště, tzv. barycentra. Většinou je barycentrum (díky poměrům hmotností v soustavě) blízko středu hvězdy, ale nikdy není přesně uprostřed. Občas se dokonce stává, že se barycentrum „vynoří“ nad povrch hvězdy. Tento fakt vede k tomu, že se hvězda pohybuje a pohyb samotný nebo jen jeho projevy můžeme pozorovat.
Pro správné pochopení prvních dvou metod se ještě zmiňme o tzv. Dopplerově jevu. V důsledku tohoto jevu dochází ke změnám přijímané vlnové délky vln, vysílaných pohybujícím se tělesem. Když se k nám vysílající těleso přibližuje, vlnová délka vln se nám jeví kratší a naopak, když se těleso vzdaluje, vlnová délka se zdánlivě prodlužuje. Změny vlnové délky v důsledku Dopplerova jevu si můžeme všimnout například při sledování závodů vozů F1.

Měření hustoty pulsů pulsarů

Pulsary jsou velmi rychle rotující neutronové hvězdy. Podobně jako je tomu u Země, má pulsar odchýlenou osu rotace od magnetické osy. V důsledku této výchylky unikají kolem magnetické osy proudy částic (viz obrázek). Pokud tato osa míří na Zemi, jsme vlivem otáčení pulsaru střídavě zasahováni proudy částic a můžeme pozorovat, jak hvězda pulsuje. Když pulsar navíc vlivem exoplanety obíhá kolem barycentra, trochu se k Zemi přibližuje a zase se vzdaluje. Působením Dopplerova jevu se nám tak jeho pulsy jeví řidší a zase hustší.
Nevýhodou této metody je, že s její pomocí můžeme nalézt exoplanety jen kolem pulsarů, což je velmi omezující. Navíc je konec života hvězdy, po kterém se hvězda zformuje do podoby neutronové hvězdy, doprovázen tak energetickými reakcemi, že doslova „spálí“ jakýkoliv potenciální život na blízkých planetách. Exoplanety obíhající kolem pulsarů jsou tedy s nejvyšší pravděpodobností mrtvé.
Měření posunu spektrálních čar ve spektru hvězdy vlivem Dopplerova jevu
Pomocí této metody bylo zatím objeveno nejvíce exoplanet. Touto metodou byla také objevena první exoplaneta u hvězdy 51 Peg.
Princip této metody je obdobný jako u předcházejícího příkladu. Opět hvězda krouží kolem barycentra. Rozdíl je, že neměříme hustotu pulsů u pulsaru, ale přímo posuny čar ve spektru světla, vysílaného hvězdou. Když se hvězda vzdaluje, spektrální čáry se posunují směrem k červené části spektra, a naopak když se přibližuje, spektrální čáry se posunují směrem k modrému konci spektra.
Z pozemských dalekohledů zatím dokážeme měřit Dopplerův posun větší než 3 m.s-1. Pro představu to odpovídá exoplanetě 33krát těžší než Země a obíhající ve vzdálenosti 1 AU od své hvězdy, která je stejně hmotná jako naše Slunce. Pokud Země neleží v oběžné rovině planety, limitní hmotnost se zvětšuje. V současné době je uváděn do provozu automatický dalekohled The Rocky Planet Finder Kalifornského výzkumného ústavu, který bude schopen měřit Dopplerův posun větší než 1 m.s-1.

Astrometrická měření skutečného pohybu hvězdy

Tato metoda se zatím dá považovat za hypotetickou. Pokud míří osa oběhu hvězdy kolem barycentra směrem ke Slunci, můžeme teoreticky pozorovat skutečný pohyb hvězdy.
Metoda je však velmi náročná na přesnost. Současnými přístroji dokážeme rozlišit pohyb větší než 2 mas. NASA v rámci svého programu Planet Quest připravuje program SIM (Space Interferometry Mission). SIM bude družice na oběžné dráze, schopná pozorovat s přesností 1 mas.
Bohužel je tato metoda tak náročná, že s její pomocí zatím nebyla objevena žádná exoplaneta. To se ale pravděpodobně změní s příchodem dalekohledu SIM.

Fotometrická měření transitu exoplanety

Abychom mohli použít tuto metodu, musí se Slunce se Zemí nacházet v rovině oběhu exoplanety.
Když exoplaneta přejde před svojí hvězdou, jasnost hvězdy mírně poklesne. Jedná se vlastně o zákrytovou proměnou, jen druhou složku netvoří hvězda, ale exoplaneta.
Obdobné je i pozorování tohoto úkazu, jen pokles jasnosti je výrazně menší, typicky v řádu setin magnitudy. Vizuální pozorování je tak zcela neproveditelné a v úvahu připadá pouze pozorování s použitím CCD techniky.
Tato technika je jediná, kterou si mohou vyzkoušet a používat i astronomové amatéři. V první metodě je třeba přesně měřit hustotu pulsů, pro druhou je třeba velmi kvalitní spektrometr a na třetí jsou nároky na kvalitu ještě mnohem větší, takže amatéři mohou použít opravdu jen tuto poslední metodu.

Možnosti pozorování exoplanety amatéry

Od září 2003 prohledává oblohu automatický dalekohled XO. Tento dalekohled byl sestrojen astronomy profesionály a amatéry jako relativně levný, ale kvalitní přístroj na hledání exoplanet.
Skládá se ze dvou CCD kamer s teleobjektivy s ohniskovou vzdáleností 200 mm, takže vypadá trochu jako binar.
V červnu 2005 zaznamenal dalekohled XO první objev. Po projektu byla tato hvězda pojmenována XO-1.
Na hvězdě XO-1 je zajímavé, že její hmotnost, průměr i svítivost jsou prakticky stejné jako u Slunce. Planeta XO-1b je naproti tomu svými rozměry velmi podobná Jupiteru. XO-1b je desátá exoplaneta objevená pomocí metody měření transitu (přechodu) exoplanety přes hvězdu.
Tuto metodu jsme se rozhodli vyzkoušet na zlínské hvězdárně. K měření jsme použili hlavní dalekohled s průměrem zrcadla 27 cm a světelností 1:8 a CCD kameru G2-1600. Přestože se nám měření nepovedlo úplně nejkvalitněji, pokles jasnosti hvězdy je na světelné křivce poměrně dobře viditelný.

Pár rad pro pozorování exoplanet nakonec

• Pořízené CCD snímky musí být precizně zkalibrovány. Je nutné odečíst dark frame a aplikovat flat field.
• Přesnost měření se zvýší, pokud se obraz hvězdy během měření nepohybuje po ploše CCD čipu. Je proto vhodná autopointace dalekohledu.
• Je nutné použít nejlépe červený filtr k potlačení vlivu rozptylu světla v atmosféře.

Doporučené URL k dalšímu studiu:
http://planetquest.jpl.nasa.gov a
http://exoplanets.org
Kontakt na autora: petr@zas.cz