Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 14 – vyšlo 30. dubna, ročník 8 (2010) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

14/2010

Nový způsob hledání extrasolárních planet

David Břeň

Letos v létě bude pokračovat skupina astronomů z NASA JPLNASA JPL – Jet Propulsion Laboratory, oddělení NASA zabývající se konstrukcí raketových pohonů. NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. ve svém loni započatém výzkumu a hledání exoplanetExoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první exoplaneta u pulzaru byla detekována v roce 1992, první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena až v roce 1995 u hvězdy 51 Pegasi. Její objevitelé – Michel Mayor a Didier Queloz – získali v roce 2019 Nobelovu cenu. Do roku 2019 bylo nalezeno přibližně 4 000 exoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci. pomocí mnohem menších dalekohledů, než bylo dosud obvyklé. Většina z více než 450 zatím nalezených exoplanet byla pozorována nepřímo z vedlejších jevů, jako jsou změny jasnosti obíhané hvězdy nebo nepatrné změny polohy hvězdy. Dosud bylo možné pozorovat planety obíhající kolem vzdálených hvězd (tj. rozlišit jejich spektrum od spektra obíhané hvězdy) pouze pomocí HSTHST (Hubble Space Telescope) – Hubblův vesmírný dalekohled. Největší dalekohled na oběžné dráze kolem Země, kde byl v roce 1990 umístěn do výšky 614 km. Průměr primárního zrcadla je 2,4 m. Z hlediska kosmologie je zajímavý HST Key Project (klíčový projekt HST), který v roce 1999 posloužil k prvnímu přesnému určení Hubbleovy konstanty. V lednu 2004 NASA zrušila servisní mise k tomuto unikátnímu přístroji, nicméně v roce 2006 bylo rozhodnuto o poslední servisní misi, která měla proběhnout v roce 2008. Mise byla kvůli závadě na dalekohledu odložena a uskutečnila se v květnu 2009. nebo velmi velkých dalekohledů z povrchu Země. V roce 2007 byl pro hledání extrasolárních planet zkonstruován první specializovaný dalekohled COROT (viz AB 4/2007). Největším problémem všech přístrojů samozřejmě je, jak odlišit světlo z jasné hvězdy od světla pocházející z mnohem slabší planety, která je hvězdou většinou zcela přezářena.

Planeta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. Exoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první exoplaneta u pulzaru byla detekována v roce 1992, první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena až v roce 1995 u hvězdy 51 Pegasi. Její objevitelé – Michel Mayor a Didier Queloz – získali v roce 2019 Nobelovu cenu. Do roku 2019 bylo nalezeno přibližně 4 000 exoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci. Hnědý trpaslík – hvězda s tak malou hmotností (13÷80 MJ), že teplota v nitru nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×106 K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace a tím i nárůstu teploty zabrání elektronová degenerace. Od planet se liší tím, že emituje po dobu několika miliard let viditelné světlo (planeta září v IR).

Vírový koronograf

Skupina Gene Serabyna z NASA JPLNASA JPL – Jet Propulsion Laboratory, oddělení NASA zabývající se konstrukcí raketových pohonů. NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších. přišla na způsob, jakým by mohly být přímo pozorovány extrasolární planety pomocí přístrojů s průměrem zrcadla již od 1,5 m! (Největší český dalekohled na observatoři v Ondřejově má průměr 2 m.) Tento obrovský posun od zrcadel s průměrem okolo 10 m k malým dalekohledům je umožněn použitím optického vírového koronografuKoronograf vírový – koronograf, v němž se fázový posun vytvořený maskou mění v azimutálním směru.. Základní součástkou koronografuKoronograf – původně přístroj k pozorování koróny Slunce, ve kterém je vlastní povrch Slunce zakryt, aby nerušil pozorování. Koronograf se používá i k pozorování okolí hvězd. Samotná hvězda je zakryta a koronograf zobrazuje její okolí, například protoplanetární disky nebo planety. je malá destička, která po spirále fázově posune světlo, jež skrze ni prochází. Elektrické pole procházející filtrem je možno popsat vztahem

E(r, θ, z) ~ A(r)·exp[imθ+ikz],     m = 0, 1, 2, ...

kde A(r) je válcově symetrická amplituda, k je osová složka vlnového vektoru (2π/λ) a číslo m popisuje, jak rychle se fáze mění v azimutálním směru. To, že m musí být celé číslo (někdy se mu říká topologický náboj) plyne z podmínky periodicity E(r,0,z) = E(r,2π,z). Význam souřadnic θ a z je patrný z obrázku. Pokud je obraz jasné hvězdy přímo v ose destičky, je její světlo v ideálním případě zcela potlačeno. Světlo od exoplanety, která je mimo osu přístroje, koronografem projde. Proto je ve výsledném obraze mnohem zřetelnější.

Schéma optického vírového koronografu. Na čočku I₁ dopadá světlo z hvězdného systému a je soustředěno do filtru f. Zatímco světlo z pozorované hvězdy je přímo v ose, světlo z obíhající planety je mimo osu. Zde se fázovým posunem potlačí světlo ze zdroje v ose pozorování, ale světlo mimo osu projde (vlna před čočkou I₃). Obrázek p znázorňuje vírovou fázovou clonu filtru f. Na výsledném obraze O je pak světlo centrální hvězdy značně potlačeno oproti světlu pocházejícímu z extrasolárních planet, které byly při pozorování mimo osu.

Testy přístroje

Tým testoval přístroj na Haleově dalekohledu s průměrem zrcadla 5,1 m na Palomarské observatoři v Kalifornii. K experimentu využili redukovaný svazekRedukovaný svazek – svazek (zpravidla světelný), jehož průřez je záměrně omezen vstupní clonou (tzv. aperturou). Ze svazku jsou odstraněny paprsky s velkou vzdáleností od optické osy, jejichž chod optickou soustavou je nejméně přesný. Tyto paprsky zhoršují kvalitu vlnoplochy v ohnisku. dopadajícího světla o průměru pouze 1,5 m, čímž se jim podařilo snížit směrodatnou odchylkuSměrodatná odchylka – kvadratický průměr odchylek od jejich střední hodnoty. Vypočítá se jako odmocnina z průměru kvadrátů odchylek. vlnoplochyVlnoplocha – plocha, na které má vlna stejnou fázi. od ideálního tvaru na pouhých 85÷100 nm. Pokud by využili standardní systém adaptivní optikyAdaptivní optika – slouží ke korekci vysokofrekvenčních změn obrazu způsobených zejména turbulencí atmosféry (až 500 korekcí za sekundu). Korekce se provádí počítačem řízenými posuny a deformacemi pomocných zrcátek. K vyhodnocení aktuálního tvaru vlnoplochy slouží referenční hvězda, která se musí nacházet v blízkosti pozorovaného objektu. Asi v 1% případů lze využít přirozenou hvězdu (NGS – Natural Guide Star). Většinou se používá umělá hvězda (LGS – Laser Guide Star), která se vytváří laserovým paprskem fokusovaným do výšky přibližně 90 km, kde zpětným rozptylem vzniká skvrna zářících sodíkových atomů. Druhou možností je využití Rayleighovy difúze ve výškách 10 až 20 km. Umělou hvězdu můžeme vytvořit jakkoli blízko sledovanému objektu, vyvstávají ale problémy spojené s její konečnou výškou a velikostí. pro paprsky z celého zrcadla, dosáhla by směrodatná odchylka vlnoplochy 200÷250 nm. Aparaturu vyzkoušeli na hvězdném systému HR 8799, kde byly objeveny exoplanety v roce 2008 skupinou Christiana Maroise s použitím desetimetrového dalekohledu na Keckově observatoři na Havaji. Tehdy tímto dalekohledem pozorovali exoplanety 0,44 úhlových vteřin od centrální hvězdy. Užitím vírového koronografuKoronograf vírový – koronograf, v němž se fázový posun vytvořený maskou mění v azimutálním směru. měla Serabynova skupina jasný obraz v téže hvězdné soustavě pouhých 0,3 úhlových vteřin od hvězdy! Navíc na svazku o průměru pouhých 1,5 m! S touto aparaturou použitou na dalekohledech o průměru 8 m a více tedy bude možné učinit řadu významných objevů v oblasti hledání a výzkumu extrasolárních planet. Jinou výhodou je, že lze tyto koronografy využít u mnoha desítek až stovek stávajících malých dalekohledů, jejichž cena je relativně nízká a použití mnohem pružnější než u velkých kolosů.

Objevitelský snímek systému HR 8799 ze souhvězdí Pegase pořízený desetimetrovým dalekohledem z Keckovy observatoře. Extrasolární planety tohoto systému jsou označeny písmeny b, c, d. Zdroj [1]

Snímek téže oblasti vytvořený pomocí optického vírového koronografuKoronograf vírový – koronograf, v němž se fázový posun vytvořený maskou mění v azimutálním směru.. Zdroj [1]

Skupina se vrátí na Palomarskou observatoř letos v létě a zamýšlí provést systematický výzkum planetárních systémů blízkých hvězd. Pokud vše půjde podle předběžných výsledků, budeme již brzy mít snímky planetárních systémů okolo blízkých hvězd a snad i jejich spektra, jak sní Gene Serabyn.

Literatura