Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA, IČO: 26551772, ISSN: 1214-1674, Číslo 11 (vyšlo 17. března), ročník 1 (2003) (c) Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. Email: bulletin@aldebaran.cz   11/2003

Jakub Rozehnal: Exoplanety

Ke konci ledna 2003 bylo objeveno 105 extrasolárních planet (těles lehčích než 13 M_J). Nově objevené planetární soustavy potvrzují mnohé domněnky, které jsme si doposud o planetárních soustavách a jejich vývoji učinili. Na druhé straně nás překvapilo množství velmi hmotných planet, spíše hnědých trpaslíků, které obíhají ve velmi malých vzdálenostech s periodami někdy jen několik dnů. Dosavadní (velmi nepřesné) odhady, odvozené z pozorování, nám říkají, že nejméně u 5 % hvězd se vyskytují planety velkých hmotností, počet hvězd s planetami s hmotností srovnatelnou se Zemí bude zřejmě daleko vyšší, což posouvá počet oběžnic v naší Galaxii do řádu miliard. Vzhledem k prudkému rozmachu odvětví astronomie, které se věnuje hledání planet u cizích sluncí, jsme se dočkali snímku hnědého trpaslíka obíhajícího ve vzdálenosti pouhé 3 AU od centrální hvězdy. Tento článek je proto věnován přehledu metod, které v nedávné minulosti vedly k úspěšnému odhalení exoplanet.
 

Snímek pořízený roku 2002 ukazuje hnědého trpaslíka o hmotnosti 65 MJ, který obíhá okolo hvězdy 15 Sge (58 ly od Země) ve vzdálenosti 14 AU. Matematické zpracování původního snímku (vlevo) dovolilo odečtení jasu hvězdy, který mnohotisíckrát převyšuje jas hnědého trpaslíka (vpravo).

Odkud se berou?

Planety vznikají postupnou akrecí z plochého disku, který je vedlejším, nicméně přirozeným, produktem vzniku (osamocené) hvězdy. Počátkem je gravitační kolaps rozsáhlého prachoplynného oblaku. Ten se skládá převážně z vodíku (ve formě molekul i atomů) a hélia. V mnohem menší míře jsou zastoupeny molekuly CO, CO2, N2, CH4 a H2O. Prachová zrna obsahují zejména C, Si a O. Jejich typické rozměry jsou 10−5 m. Po počátečním impulsu se materiál rychle hromadí směrem k centrální protohvězdě, ale velký rotační moment brání jeho úplnému zhroucení. Postupně vzniká plochý disk. Doba, kterou disk potřebuje ke svému vzniku, je velmi krátká - v řádu 105 let. Poslední fází ve vývoji disku před započetím vlastní tvorby planet je jeho "vyčištění" od přebytečného plynu - ten je částečně přitažen centrální hvězdou a zčásti vyfoukán intenzivním hvězdným větrem. I tak zůstane v disku stále určité množství plynů - ty budou v budoucnu "použity" na tvorbu obřích planet.

Planety u pulsarů

První tělesa planetárních hmotností byla objevena metodou měření zpožďování záblesků pulsarů roku 1992. Tak, jak oběžnice hýbe pulsarem, sledujeme zpožďování nebo zrychlování časových period mezi jednotlivými záblesky. Touto metodou byla odhalena existence třetího tělesa v pulsaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M 4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás 1,8 kpc. Pulsar má za průvodce bílého trpaslíka a hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 M_J.

Dopplerův posuv

Roku 1995 byla objevena planeta u hvězdy 51 Peg měřením Dopplerova posuvu. Hvězda a planeta obíhají kolem společného těžiště. Jestliže se k nám planeta přibližuje, hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry vykazují červený posuv. Naopak, pokud se od nás planeta vzdaluje, hvězda se přibližuje a absorpční čáry ve spektru jsou posunuty k jeho modrému konci.

Pokud vyneseme velikost posunu těchto čar na časovou osu, získáme periodickou křivku, ze které můžeme odhadnout velikost planety, její oběžnou dobu a velkou poloosu dráhy. Přestože je tato metoda již dlouhou dobu používána k měření radiálních rychlostí blízkých hvězd i vzdálených galaxií, k detekci extrasolárních planet mohla být využita teprve nedávno. Abychom zaregistrovali i relativně malé planety, musí být změna radiální rychlosti změřena s přesností asi 1 m/s nebo lepší - změna radiální rychlosti Slunce způsobená oběhem Jupitera je 12,5 ms⁻¹ s periodou 11,9 roku, vliv Země se projeví změnou o velikosti 0,1 ms⁻¹.

Metoda měření radiálních posuvů je v současné době k detekci exoplanet nejužívanější, ale i ona má svá úskalí, protože spočítanou hmotnost planety je nutno brát pouze jako dolní mez její skutečné hodnoty, neboť neznáme sklon oběžné dráhy planety vůči nám.

Mikročočky

Roku 1998 se v rámci projektu MACHO poprvé podařilo zaznamenat existenci planety metodou mikročoček. Je dobře známo, že v okolí velmi hmotných těles je dráha světelných paprsků znatelně zakřivená. Pokud před nějakou velmi vzdálenou hvězdou prochází slabě zářící, ale velmi hmotné těleso, můžeme zaznamenat postupný nárůst a pokles její jasnosti. Pokud okolo procházejícího tělesa obíhá ještě planeta, může se i ona na křivce jasnosti projevit jako krátkodobé zjasnění. Na obrázku je křivka, jejíž první maximum náleží maximálnímu úhlovému přiblížení zdroje k čočce. Jestliže čočku tvoří dva objekty, v našem případě hvězda a planeta, závisí tvar křivky na poměru jejich hmotností a na úhlové vzdálenosti hvězda - planeta. Po většinu času bude křivka stejná jako v případě jednoduché čočky. Pouze na několik hodin (primární zdroj má za následek zjasnění trvající typicky několik desítek dnů) se zde projeví další zjasnění. Doba, po kterou lze sekundární (z hlediska doby trvání, nikoli jasnosti) maximum pozorovat, závisí na hmotnosti čočkující planety.

Zákryt hvězdy planetou

Metoda pozorování přechodů planety před kotoučkem hvězdy (tzv. tranzitní fotometrie) slavila svůj úspěch roku 1999.

Pokud při vhodném natočení cizí planetární soustavy vůči Zemi dojde k přechodu vzdálené planety přes kotouček hvězdy, mohla by její jasnost poklesnout v rozmezí několika tisícin až setin magnitudy. Například zákryt Slunce Jupiterem, pozorovaný ze vzdálenosti 10 pc způsobí pokles jasnosti o cca 0,02 mag. Takto se podařilo detekovat roku 1999 planetu u hvězdy HD 209458.

Další možné způsoby detekce

Vznikající planetární soustava se může prozradit během poslední fáze svého vzniku, kdy dochází ke srážkám těles s hmotností (10²² ÷ 10²³) kg. Při srážkách těchto těles dojde k jejich roztavení, které se prozradí zvýšenou emisí v infračerveném oboru spektra. K tomuto jevu ovšem dojde pouze v případě malé rychlosti srážky - kolem 10 kms⁻¹. Předpokládá se, že teplota povrchu tělesa po srážce setrvá při teplotě 2 000 K po dobu několika tisíc let (impakty na větší tělesa budou svítivější, ale krátkodobější).

V minulosti jsme několikrát u hvězd spektrálních typů F až G pozorovali supererupce o energiích 10² ÷ 10⁷ krát větších, než největší erupce pozorované na Slunci. Jednou z možných příčin těchto erupcí, trvajících hodiny až dny, je rekonekce magnetických polí centrální hvězdy a velmi blízko obíhající planety typu Jupiter. Nicméně souvislost mezi supererupcemi a přítomností krátkoperiodických Joviálních planet nebyla dosud prokázána.

Odkazy