Zdá se však jisté, že jsou na správné cestě (tedy že už našli vhodné metody výzkumu) a velmi pravděpodobné, že takové objekty kdesi v naší Galaxii existují. Dřív či později, ale snad již během této generace k cíli dojdou. Teprve pak máme naději najít odpověď na dávnou otázku: „jsou-li tam žáby taky...“
Situaci v objevování planet jiných hvězd - extrasolárních planet neboli exoplanet se mění doslova každý týden – na konci dubna byla hitem tzv. Superzemě, v tomto měsíci zase první objev z francouzské družice COROT.
Tak tedy do minulého bylo objeveno 231 exoplanet u hvězd hlavní posloupnosti (dodejme, že čtyři další již roku 1992 u pulsarů, ale ty tvoří samostatnou skupinu a přiznejme, že si s nimi nevíme moc rady). U 22 hvězd jsme planet objevili víc, od dvou do čtyř. Až na výjimky je označujeme číslem hvězdy s malým písmenem b,c,d v pořadí objevu. Prozatím za planetární těleso označujeme objekt o hmotnosti do 13 Jupiterů – tedy tělesa 5x (zatím výjimečně) až 4000x hmotnější než naše Země. Nenechme se mýlit výběrovým efektem: na skladě jsou jistě i menší exoplanety, ale na ty naše přístroje dosud nestačily...
První otázky
Představy o jiných planetárních světech než je náš doprovázejí poznávání vesmíru již několik tisíciletí. V rovině ryze filozofické o této problematice uvažoval už Epikuros ve 4. století př.n.l., když tvrdil, že „existuje nekonečně mnoho světů, podobných tomu našemu, i naprosto odlišných". Jenže na dlouhá staletí zmrazil podobné úvahy jeho současník Aristoteles, přesvědčený o tom, že „nemůže být více světů než jeden" – s jasnou představou, že jde o Zemi.
Nový vítr zavál na přelomu 16. a 17. století, kdy nejprve Koperník přisoudil výsadní místo v uspořádání vesmíru Slunci a jeho planetám, aby vzápětí další astronomové začali prokazovat, že jiné planety sluneční soustavy jsou svébytné světy a ten pozemský je jen jedním z nich. Až poté, co jsme poznali skutečnou podobu vesmíru kolem nás mohli jsme se začít ptát, jak se vyvíjela. První fyzikální modely vývoje Sluneční soustavy se proto objevily teprve ve druhé polovině 18. století (správnost našich současných rámcových představ byla potvrzena na jiných místech Galaxie).
Do té doby jsme znali pouze pět planet, patřících do sluneční rodiny. V dalších staletích se tento počet rozšířil o množství dalších těles, velkých i malých. K planetám jsme defitivně přidali Uran a Neptun. Mezi trpasličí planety nyní řadíme Ceres (1801) a největší objekty z „periferie“ – tzv. transneptunická tělesa – zatím jmenovitě Pluta (1930) a Eris (2003).
Po dlouhou dobu se ve Sluneční soustavě hledaly ještě další planety. Jedna měla obíhat velmi blízko Slunce, takže se neustále jakoby skrývala v jeho záři. Dokonce už dostala své jméno – Vulkán. Dnes však víme, že žádná intramerkuriální planeta neexistuje. Podobně se po objevu Pluta někteří odborníci domnívali, že existuje další planeta X. Není, ale místo ní jsme našli soustavu mnoha transneptunických těles. Novým poznatkům zdaleka není konec a každý je pro nás cenný, ale můžeme si být jisti, že soupis nejhmotnějších těles už je konečný.
Ve své rodině panuje silnou rukou gravitace Slunce, v němž je soustředěno 99,866% celkové hmotnosti. Je to koule žhavých plynů o hmotnosti 330 000 krát větší než Země. Z fyzikálního hlediska docela průměrná nebo nejvýše mírně nadprůměrná hvězda.
Zbytek hmotnosti sluneční soustavy představují planety a další drobná tělesa. Z nich dominantní postavení má Jupiter, který má sám hmotnost 0,001 hmotnosti Slunce. Být jen 70 krát hmotnější, mluvili bychom o hvězdném hnědém trpaslíku. Je dvaapůlkrát hmotnější než všechny ostatní planety dohromady, takže se hmotný střed soustavy Jupiter-Slunce nachází nad slunečním povrchem (ve vzdálenosti 1,068 slunečního poloměru od středu Slunce). Jupiter má hmotnost 318x větší než Země; z dalších planet stojí za zmínku už jen Saturn (95 Zemí) a Neptun (17 Zemí).
Hledáme neviditelné
Za jeden z největších úspěchů astronomie konce minulého století lze považovat prokázání existence planet jiných hvězd. Současné znalosti nás opravňují k tvrzení, že vznik planetárních soustav v okolí mnoha hvězd je docela obvyklou záležitostí – a vznikl mladý obor astrofyziky, zabývající se tělesy „podhvězdných“ hmotností, kam patří i hnědí trpaslíci vývojově na půl cesty mezi planetou a hvězdou.
O tom, že nejsme jedinou planetární soustavou ve vesmíru jsme se přesvědčili překvapivě ještě dřív, než jsme nějakou exoplanetu našli.Rozvoj pozorovací techniky nám totiž umožnil nahlédnout do jiných mlhovin, které v sobě skrývají porodnice hvězd a poznat tak hvězdy ve velmi ranných stadiích vývoje i zárodky samotných planet.
Hledání exoplanet patří mezi nejnáročnější úkoly současné pozorovací techniky. Mají malou jasnost (vždyť přece svítí jen odraženým světlem své hvězdy) a choulí se ke své mateřské hvězdě – mají jen nepatrnou úhlovou vzdálenost od centrální hvězdy, jejímž světlem jsou přezářeny. Nicméně našli jsme prostředky, jak je odhalit, aniž bychom je zatím přímo spatřili: dovedeme registrovat jejich různé fyzikální projevy.
Astrometrická metoda
Největší vlastní pohyb má Barnardova hvězda v souhvězdí Hadonoše, jeho objev náleží r. 1916 E. E. Barnardovi; říká se jí též Barnardova šipka. Mění polohu o 10,35" za rok – na obloze se tak za dvě století posune o měsíční průměr. Se vzdáleností 5,84 světelných roků je v pořadí pátou nejbližší známou hvězdou od Země (jen Slunce a tři hvězdy systému Alfa Centauri jsou blíž). Směrem k Zemi se blíží rychlostí asi 140km/s, v roce 11 800 se přiblíží Slunci na 3,8 světelných let a bude tou dobou nejbližší hvězdou.
|
Marný první pokus Historie by neměla zapomenout na heroický, leč marný pokus holandsko-amerického astronoma Petera (Pieta) van de Kampa, který se pokusil přesnou astrometrií odhalit výskyt případného planetárního průvodce Barnardovy hvězdy.
Od roku 1938 plných 30 let pořizoval a proměřoval astrometrické snímky hvězdy týmž refraktorem o průměru 0,6 m. Obtížná, titěrná práce: měřily se odchylky v poloze hvězdy na fotografických deskách v rozmezí ±1 µm, tedy stejného řádu, jako je nestálost materiálu. 10 lidí nezávisle proměřovalo stejnou desku a pak se měření průměrovalo, aby se vyloučily individuální chyby. Po přeměření 2400 fotografických desek nalezli výchylky polohy hvězdy, které odpovídaly změnám, způsobovaným planetou o hmotnosti 1.6krát větší než Jupiter, pohybující se ve vzdálenosti 4,4 AU od hvězdy. Van de Kamp se roku 1963 odhodlal k publikování a řada odborníků uvěřila. Kamp v úsilí pokračoval a z dynamické analýzy nakonec celkem 3156 fotografií v roce 1968 usoudil, že kolem hvězdy obíhají dvě planety ve vzdálenostech 2,8 a 4,7krát větších než je vzdálenost Země od Slunce v periodách 16 a 26 let o hmotnostech 0,7 a 1,0 hmotnosti Jupitera.
Když však jeho měření zopakovali další astronomové, žádnou „vlnovku“ nenašli. Roku 1973 se mladý G. Gatewood pokusil o vlastní měření. K dispozici měl jen 240 fotografických desek, ale pořízených zcela odlišnými aparaturami. Místo ručního vyhodnocování použil moderní poloautomatické proměřovací zařízení a pro redukci dat použil nové metody svého školitele H. Eichhorna, pokládaného za otce analytické astrometrie. Výsledek: některé z bodů, které se zdály nejvěrohodnější, vůbec nezapadaly do van de Kampovy křivky. Souběžně bylo publikováno sdělení jednoho z Kampových spolupracovníků, který sice studoval jiného červeného trpaslíka, Gliese 793, ale stejným přístrojem. Srovnáním poloh Barnardovy hvězdy a hvězdy Gliese 793 zjistil, že v roce 1949 a znovu v roce 1957 se u nich objevil naprosto stejný posun. Tak byly objeveny systematické chyby: r. 1949 se prováděla velká rekonstrukce teleskopu, r. 1957 se provádělo seřizování optiky. Van de Kamp začínal znovu od začátku... ale nová měření už žádného průvodce Barnardovy hvězdy neobjevila. Půl roku po jeho smrti byla první exoplaneta (u jiné hvězdy) objevena. |
Pokud je hvězda osamocená, je její pohyb po obloze přímočarý. Z Newtonova gravitačního zákona vyplývá, že planeta nemůže obíhat přesně kolem hvězdy, ale obě tělesa obíhají kolem sebe navzájem, přesněji kolem společného těžiště. Např. těžiště Sluneční soustavy občas leží i mimo Slunce samé... I když druhé těleso nevidíme, jeho gravitační vliv je dobře patrný, protože vlastní pohyb hvězdy po obloze je vlnitý – má tvar sinusoidy.
Z periody a amplitudy lze vypočítat hmotnost obíhajícího tělesa a z třetího Keplerova zákona případně i oběžnou periodu a oběžnou vzdálenost. Pro více těles je samozřejmě úloha komplikovanější. „Dobře patrný“ je pravda jen pro blízké okolí a dostatečně hmotná tělesa. Například dráha Slunce, ovlivňovaná planetami v čele s Jupiterem by ze vzdálenosti 30 světelných let by měla amplitudu sinusoidy řádově v miliontinách stupně.
Tato metoda byla rozvinuta už v 19. století: roku 1844 zjistil F. W. Bessel nepatrný pohyb hvězd Sírius a Prokyon. U Síria činila odchylka od vlastního pohybu asi 3″ a její perioda 49 let, u Prokyonu 1″ s periodou 40 let. Bessel z pozorování usoudil, že hvězdy obíhají spolu s neviditelnými průvodci po eliptických drahách kolem společného těžiště. Oba tito tehdy ještě neznámí průvodci byli posléze nalezeni - Sirius B roku 1862 a Prokyon B roku 1896.
Spolu s „vypočítáním“ Neptunu z naměřených odchylek pozic Uranu byly tyto objevy klíčové pro nalezení cesty k hledání oběžnic vzdálených hvězd.
Jenže historie se neopakovala a vlivem ohromného rozdílu mezi hmotnostmi hvězdy a planety se poziční astrometrie dosud příliš neosvědčila; několik takto objevených exoplanet patří velkou hmostností spíše mezi hnědé trpaslíky. Brzy však můžeme být svědky jejího návratu – přesnost měření polohy hvězd dosahuje díky rádiovým interferometrům úctyhodných miliontin úhlové vteřiny!
Tento způsob hledání je nejstarší a nejznámější. Vychází ze skutečnosti, že hvězdy nejsou doopravdy stálicemi a každá se prostorem pohybuje. Vzhledem k velkým vzdálenostem se jejich vlastní pohyb jeví nepatrný; měřitelnou změnu polohy hvězdy na obloze lze často určit až za několik desítek let a změna tvaru souhvězdí je patrná až po stovkách tisíciletí.
Hvězdní trpaslíci jsou všude
Ve vesmíru si občas můžeme připadat jako v pohádkovém lese: hemží se to v něm trpaslíky. Nejblíž, pouhých osm a půl minuty letu světla, máme žlutého trpaslíka –tak někteří astronomové označují hvězdy o hmotnosti 0,9 – 1,4 hmotnosti Slunce s povrchovou tepltou 5200 až 6100 Kelvinů. V jejich nitru se většinu života hvězdy „spaluje“ vodík na helium za vzniku energie: každou sekundu se přemění 500 milionů tun vodíku na héliový popel a 5 milionů tun materiálu se přeměňuje na energii.
O něco menší (0,5 – 0,9 hmotnosti Slunce) a chladnější (na povrchu 4000 –5200 stupňů) hvězdy s podobnými podmínkami v okolí občas označujerme jako oranžové trpaslíci. Příkladem může být hvězdný průvodce „B“ alfy Centauri z našeho těsného sousedství.
-
Bílí trpaslíci jsou hvězdy průměrné hmotnosti (např. naše Slunce) na konci svého vývoje zhroucené poté, co odvrhly své vnější vrstvy. Na místě původní hvězdy zůstává jen mimořádně husté jádro (po Slunci zůstane nakonec jen objekt o velikosti Země a hmotnosti asi poloviny Slunce), které má vysokou teplotu (až 25 tidíc stupňů), bude velmi pozvolna chladnout a za stovky miliard let se stane černým trpaslíkem – takové hvězdy ve vesmíru ovšem ještě neměly čas vzniknout.
-
Červený trpaslík je malá a relativně chladná hvězda (pod 3500 Kelvinů). Mají hmotnost od 0,3 do 0,08 hmotnosti Slunce, v jejich nitru dochází k pomalému spalování vodíku, zvolna se smršťují, ale dosud žádný červený trpaslík neměl dost času, aby ho veškerý spotřeboval. Vyzařují jen málo světla, typický výkon je pouze 0,0001 zářivého výkonu Slunce. Mezi mateřskými hvězdami exoplanet jich mnoho patří právě mezi červené trpaslíky. Ve srovnání se Sluncem má např. Barnardova hvězda pouze 17% jeho hmotnosti a maximálně 20 % jeho průměru.
Na místě Slunce by byla pouze 100x jasnější než Měsíc v úplňku. Červenými trpaslíky jsou i nejbližší sousedka Slunce - Proxima Centauri a Barnardova hvězda; přes svoji blízkost září tak slabě, že je prostým okem neuvidíme. Nemít dalekohledy, o červených trpaslících bychom nevěděli.... I ten nejjasnější (Lacaile 8760 v jižním souhvězdí Mikroskop) je těsně za hranicí viditelnosti pouhým okem (6,7 magnitudy), ačkoliv leží jen 13 světelných roků od nás. Na rozdíl od Barnardovy šipky má blízký červený trpaslík Gliese 710, vzdálený 6,3 světelného roku naopak velmi malý vlastní pohyb po obloze – jen 0,003" za rok. Je to tím, že se pohybuje téměř přímo k nám rychlostí 18,6 km/s. Díky tomu nás za milion let bude míjet ve vzdálenosti pouhý 1 světelný rok.
-
Hnědý trpaslík je objekt, který nevyzařuje energii díky termonukleárním reakcím jako klasické hvězdy, v jádře sice probíhá syntéza deuteria, ale teplota a tlak nestačí na to, aby mohlo dojít k syntéze běžného vodíku. Vzniká z hvězdného zárodku, tzv. protohvězdy, která nemá dostatečnou hmotnost, aby v ní mohly začaly probíhat termonukleární reakce a vyzařuje zejména infračervené a rádiové záření. Už před časem byla jejich existence teoreticky předpovězena, avšak první byl pozorován až v polovině 90. let. Vývojově se nacházejí mezi planetami a hvězdami, jejich hmotnost je menší než 0,08 hmotnosti Slunce – ale asi 70x .větší než hmotnost Jupiteru. V tomto jediném případě název neodpovídá barvě; pokud vůbec svítí, tak tmavě červeně. Na zelené a modré trpaslíky možná teprve dojde...
Měření změn radiálních rychlostí
Další dynamickou metodou je spektroskopické měření radiálních rychlostí hvězd – tím rozumíme složku rychlosti hvězdy ve směru přicházejícího paprsku. Jestliže se vzdálenost zdroje světla od pozorovatele mění, projevuje se pohyb změnou ve spektru záření. Tento jev známe už od poloviny 19. století jako Dopplerův jev (Christian Doppler o něm poprvé hovořil v Praze). A právě tohoto efektu je využíváno k detekci extrasolárních planet nejčastěji.
Hvězda a planeta obíhají kolem společného těžiště. Jestliže se k nám planeta přibližuje, pozorovaná hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry vykazují červený posuv – vlnová délka se zvětšuje. Naopak, pokud se od nás planeta vzdaluje, pozorovaná hvězda se přibližuje a absorpční čáry v jejím spektru jsou posunuty k jeho modrému konci. Posouvání čar ve spektrech se opakuje s periodou, která vzniká složením period obíhajících těles. Z velikosti posunu těchto čar v závislosti na čase získáme periodickou křivku, z níž lze odhadnout hmotnost planety, její oběžnou dobu a velkou poloosu dráhy.
Přestože je tato metoda již dlouho používána k měření radiálních rychlostí blízkých hvězd i vzdálených galaxií, k detekci extrasolárních planet mohla být využita teprve nedávno. Ve hvězdné astronomii stačí totiž přesnost měření kolem 1 km/s. Jenže abychom zaregistrovali planety o hmotnosti srovnatelné s hmotností našeho Jupiteru, musíme změnu radiální rychlosti měřit s přesností asi 10 m/s – a to umíme teprve krátkou dobu. A pokud bychom chtěli spolehlivě pozorovat planety zemského typu, museli bychom umět měřit ještě stokrát přesněji, což je zatím za hranicí snů (0,1 m/s). Nedávný objev se podařil přístrojem HARPS (High Accuracy Radial velocity Planetary Search), který měří radiální rychlosti s přesností lepší než 1 m/s.
Tato metoda je nyní nejplodnější; pokud je hvězda dostatečně jasná, abychom mohli získat její spektrum je použitelná i na poměrně velké vzdálenosti. Musí být ovšem splněna základní podmínka: aby tento jev byl vůbec pozorovatelný, tedy aby rovina oběžné dráhy hvězdného průvodce protínala dráhu Země nebo se od ní příliš nelišila. Nicméně zkušenost ukazuje, že i když podmínka podstatně zužuje počet kandidátů, přesto je jich spousta – což je do budoucnosti velmi optimistické. Ovšem čím víc se sklony oběžných drah exoplanety a Země v prostoru liší, tím víc se spočítaná hmotnost planety odlišuje od skutečné. Je tedy pravděpodobné, že až v budoucnosti sklon oběžné dráhy planety vůči nám zjistíme, ukáže se, že některá tělesa, která nyní pokládáme za planety, mají ve skutečnosti mnohem větší hmotnost a bude nutné je přeřadit k hnědým trpaslíkům.
Tranzitní fotometrie
Slibnou metodou se jeví rovněž přesná fotometrie hvězd. Principiálně ji známe z pozorování tzv. zákrytových proměnných hvězd – jsou to dvojhvězdy tak těsné, že je úhlově nerozlišíme, avšak jedna složka zakrývá druhou při vzájemném oběhu a my pozorujeme výsledné změny jasnosti. Světelná křivka je charakteristická hlavním (hlubším) a vedlejším (mělčím) minimem. Pokud je efektivní teplota menší složky nižší než teplota složky větší, pak při transitu (přechodu) nastává hlubší minimum než při zákrytu za větší složkou, k němuž dochází přesně půl periody poté.
Podobně jako u zákrytových dvojhvězd i některé planetární systémy mohou být orientovány tak „šikovně“ vůči Zemi, že se obě nebo více složek navzájem zakrývají. Jestliže spojnice Země - hvězda neleží v oběžné rovině exoplanety, neuvidíme samozřejmě nic.
U exoplanet je ovšem kolísání jasnosti centrální hvězdy zcela nepatrné. V okamžiku, kdy se vzdálená planeta dostane mezi Zemi a hvězdu, dochází k poklesu jasnosti hvězdy v rozmezí několika tisícin až setin magnitudy, což však je dnešními prostředky měřitelné. Z amplitudy poklesu pak můžeme určit alespoň přibližně průměr planety a odhadnout tak i její hmotnost. Například tranzit Jupitera přes Slunce, pozorovaný ze vzdálenosti asi 30 světelných roků způsobí pokles jasnosti o zhruba 0,02 mag.
Mezi úskalí této metody patří malá pravděpodobnost, že určitou hvězdu budeme pozorovat právě ve chvíli, kdy přes její disk přejde planeta. Tady se uplatní automaticky pracující dalekohledy. Ovšem zdaleka ne všechny hvězdy svítí se stálou intenzitou. U některých se intenzita periodicky mění a proto je zapotřebí stálost jasnosti každé pozorované hvězdy důkladně prověřit.
Gravitační mikročočky
Další fotometrický způsob je založen na principu gravitačních mikročoček – ještě nedávno tuto metodu většina astronomů vnímala pouze jako kuriozitu a s jejím využitím při lovu exoplanet se vůbec nepočítalo; do dnešních dnů však máme takto objeveny nejméně čtyři exoplanety...
Jev gravitační čočky nastává tehdy, kdy se mezi nás pozemšťany a vzdálený objekt dostává další hmotné těleso. Jeho gravitační pole zakřivuje elektromagnetické záření vzdáleného objektu (jako optická čočka) a vytváří nový obraz (nebo obrazy) vzdáleného zdroje. Často se uvádí následující hezký příklad: podíváme-li se „skrz“ vinnou skleničku na nějaký jasný zdroj světla, spatříme několik jeho obrazů. Sklenice přitom funguje podobně jako gravitační čočka, která pozemšťanům přiblíží vzdálenou galaxii.
S myšlenkou, že by ve vesmíru měly existovat takové "gravitační lupy" přišel v roce 1936 Albert Einstein. Výpočty však ukázaly, že půjde o úhlově velmi malé a především slabé objekty. Proto sám autor tehdy poznamenal, že "šance spatřit tento úkaz není příliš veliká". Od konce 70. let se podařilo takových přírodních čoček objevit několik desítek.Těmito gravitačními čočkami však byly vzdálené galaxie či jejich kupy a slouží především kosmologům.
Použít tohoto jevu k objevování exoplanet bylo navrženo až roku 1991. Pokud jedna hvězda (třeba velmi slabá, ale dostatečně hmotná) zakrývá jinou hvězdu, dochází k tomu, že gravitace hvězdy v popředí zakřivuje světlo hvězdy v pozadí a soustřeďuje je přibližně do ohniska. Jako by tu fungovala obrovská čočka, která zesiluje světlo od hvězdy v pozadí. Tento efekt se nazývá gravitační mikročočka. Výsledný obraz má průměr nejvýše několik miliontin vteřiny, tedy hluboce pod rozlišovací schopností pozemských přístrojů, nicméně efekt se projeví fotometricky. Pokud před nějakou vzdálenou hvězdou prochází hvězda s (neviditelnou) planetou, můžeme zaznamenat postupný nárůst a pokles její jasnosti a na křivce jasnosti se projeví jako dodatečné krátkodobé zjasnění i planeta.
Čím vyšší je hmotnost "fokusujících" objektů, tím delší dobu trvá úkaz gravitační mikročočky. Proto tento jev pozorujeme u běžných hvězd mnoho dnů, ale dodatečné zjasnění vlivem existence exoplanety trvá jen několik hodin až desítek hodin.
Pomocí techniky mikročočky jsou astronomové schopni určit také hmotnost a vzdálenost exoplanety.
Je to ovšem komplikovanější: před konkrétní hvězdou přejde „fokusující“ objekt v průměru jednou za milion let! Astronomové si pomáhají tím, že sledují velké množství hvězd najednou – jestliže každou noc měříme jasnost až několika desítek milionů hvězd, je naděje na zachycení gravitační čočky zcela reálná. Tým OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) během deseti let objevil přes 1000 případů mikročoček, z toho však jen několik z nich bylo spojeno s planetárním systémem. Vadou na kráse je, že měření již nebudeme nikdy moci zopakovat a objekt dále studovat. Proto nám tato metoda poskytuje spíše orientační přehled vhodný do statistik.
Známe ještě několik dalších metod, jak nepřímo odhalit neviditelné průvodce hvězd v různých fázích vývoje, ale buď se na nich teprve pracuje, nebo je lze využít jen statisticky.
Na vlastní oči
Nejzajímavější je jistě to, co můžeme spatřit na vlastní oči. Taková pozorování zatím narážejí principiálně na dva problémy. Exoplanety jsou natolik blízko své centrální hvězdy, že je nejsme zatím schopni od sebe rozlišit a běžné hvězdy typu Slunce jsou nesrovnatelně jasnější než jejich planety.
Kdybychom studovali naši vlastní Sluneční soustavu z dálky, zjistili bychom, že planeta jako Jupiter bude mít zářivý výkon miliardkrát menší než Slunce. Jako bychom chtěli pozorovat světlušku v záři reflektoru... A ze vzdálenosti pouhých 15 světelných roků by úhlová vzdálenost Jupiteru od Slunce odpovídala jedné vteřině. Vzhledem k tomu, že rušivý vliv zemské atmosféry se projevuje ve stejném řádu, je přímé pozorování exoplanety klasickým dalekohledem nemyslitelné.
Cílem zdokonalení přímých zobrazovacích metod je proto v první řadě snaha o potlačení vlivu atmosférické turbulence (využitím tzv. adaptivní optiky) či pozorováním z kosmického prostoru a dále snížení rozptýleného světla hvězdy (pomocí koronální masky).
V neposlední řadě usilujeme o zvýšení kontrastu hvězda/planeta, např. pozorováním ve větších vlnových délkách. Je známo, že planety pohlcují záření své hvězdy, ohřívají se a tepelnou energii vyzařují v infračervené oblasti, kde hvězda podobná Slunci příliš nezáří. Při takovém pohledu na naši soustavu by Jupiter byl výraznějším zdrojem tepelného záření než Slunce. Avšak i infračervené záření je obtížně detekovatelné a překážkou zůstává nedostatečná rozlišovací schopnost našich dosavadních přístrojů.
Přímé zobrazení terrestrických exoplanet je tedy ještě zatím hudbou budoucnosti – ale nemusí to být budoucnost příliš vzdálená. Odborníci nyní doufají, že do deseti let budou první podobné snímky mít k dispozici. Největší nadějí je výstavba velkých interferometrických dalekohledů mimo Zemi, které budou moci alespoň některé exoplanety pozorovat přímo. V konečné fázi budeme schopni zkoumat jednotlivé exoplanety o velikosti Země spektroskopicky a usilovat o pozorování detailů na jejich povrchu – ale to opravdu nebude dřív než za několik desítek let.
První snímky
Zatím musíme považovat za vrchol pořízení několika snímků obřích extrasolárních planet, o nichž dokonce nemáme jistotu, zda nejde o malé hnědé trpasličí hvězdy. První snímek se podařilo pořídit počátkem roku 2005 mezinárodnímu týmu na Evropské jižní observatoři (ESO) v Chile (neuniklo vám, že už jsme se opravdu stali plnoprávným členem?) Exoplaneta zhruba 5x hmotnější než Jupiter je gravitačně vázána s mladým hnědým trpaslíkem asi 200 světelných roků od nás směrem k jižní části souhvězí Hydry.
Souběžně s interferometry dochází k pokroku i při vývoji stelárních koronografů. Zhruba před měsícem byla v kalifornské Jet Propulsion Laboratory laboratorně vyzkoušena aparatura, která by byla použitelná pro budoucí snímkování exoplanet typu Země z kosmické observatoře. „High Contrast and Imaging Testbed“ umožňuje zobrazit exoplanety až 10 miliardkrát slabší než centrální hvězda.
Překonává dvě významné překážky – difrakci a rozptýlené světlo. Když světlo hvězdy dopadne na primární zrcadlo dalekohledu, dochází k ohybu (difrakci) a následnému vytvoření obrazce prstenců nebo špiček, překrývající obraz exoplanety. Nový koronograf je vybaven dvojicí nastavitelných zrcátek, na nichž jsou vytvářeny „masky“ – první je jako rozostřený čárový kód a přímo potlačí většinu světla hvězdy, druhá čistí vzdálené difrakční obrazce. Kombinací vzniká dostatečně tmavé okolí hvězd, umožňující detekovat světlo exoplanety tisíckrát slabší, než dosud.
Další překážkou je rozptýlené světlo. Malým vlněním na zrcadle dalekohledu vznikají „skvrny“ - slabé kopie hvězdy, posunuté ke straně, které případnou exoplanetu mohou zastínit. Pro kompenzaci tohoto nežádoucího efektu bylo vyvinuto nastavitelné zrcátko o průměru 32 mm ze skla o síle 0,15 mm s reflexivním nátěrem, ovládané počítačem. Další vývoj by měl vylepšit potlačení skvrnek ještě nejméně o řád a rozšířit metodu tak, aby vyhovovala pro široký rozsah vlnových délek.
Při laboratorním testu byla hvězda vytvořena pomocí laseru a její tři slabší kopie představovaly planety – první byla jasná jako Jupiter, druhá 1,5krát jasnější než Jupiter a třetí jako Země.
Exoplanety po 12 letech
5. října 1995 jsme se dočkali. Na konferenci ve Florencii oznámili dva švýcarští astronomové (Mayor, Queloz), že objevili planetu u hvězdy podobné Slunci - 51 Pegasi ve vzdálenosti 48,3 světelného roku. Zkoumal ji i americký „konkurenční tým“ (Marcy, Butler), jenže ten spektrum pořizoval v delších intervalech a protože planeta má krátkou oběžnou dobu, prestižní objev jim unikl.
Exoplaneta zpočátku vyvolávala rozpaky. Má sice hmotnost podobnou Jupiteru (nyní víme přesně: přesně 0,47), jenže se pohybuje extrémně blízko své hvězdy – 7,8 milionů km, takže rok jí trvá jen 4,2 pozemských dní.
Nelze z periodické změny radiální rychlosti objasnit pulsacemi samotné hvězdy? Z pozorované neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety však vyplynulo, že interpretace je správná; kromě toho má hvězda stálou jasnost s přesností ± 0,0007 magnitudy. V roce 1999 se dokonce podařilo ověřit její existenci metodou tranzitní fotometrie. Metodou radiálních rychlostí nyní sledujeme 221 exoplanet ve 190 planetárních systémech, z toho ve 22 případech jde o multiplanetární systémy.
Pozorování přechodů planety před kotoučkem hvězdy slavilo svůj úspěch roku 1999. Nejprve se pomoci ní podařilo potvrdit exoplanetu hvězdy HD 209458 v souhvězdí Pegase, objevené z předchozích spektroskopických pozorování.
Odborníci se dokonce pokusili předpovědět dobu přechodu, v danou chvíli zaměřili teleskop na hvězdu a skutečně se jim podařilo pozorovat pokles světla. Byl ovšem neskutečně malý, jen 0,02 mag. Trval tři hodiny a jeho průběh byl měřen s fantastickou přesností 0,0001 mag. Datum 7. listopadu 1999 vešlo tedy do dějin jako první přímé pozorování planety u cizí hvězdy – kuriózně aniž bychom planetu samu viděli...
V současnosti touto tranzitní metodou pozorujeme 19 exoplanet u 19 hvězd.
Po nejistém pozorování roku 1998 slavily gravitační mikročočky úspěch v letech 2004 a 2005, kdy byly pozorovány 4 exoplanety. Poslední, OGLE-2005-BLG-390Lb je nejmenší z nich. Má hmotnost jen 5,5x větší než Země a s oběžnou dobou téměř 10 roků se nachází u červeného trpaslíka o hmotnosti asi 0,2 Slunce ve vzdálenosti 21 000 světelných let ve směru souhvězdí Štíra. Vzdálenost mezi planetou a její mateřskou hvězdou je rovna nejméně dvojnásobku vzdálenosti Země - Slunce. Ze svítivosti centrální hvězdy vyplývá, že povrchová teplota bude pod –200 °C. Těžko tuto exoplanetu ještě někdy budeme zkoumat, ale je povzbuzením do blízké budoucnosti: to, co hledáme, ve vesmíru skutečně existuje.
Porovnáním oběžných drah exoplanet snadno zjistíme, že většina obíhá ve vzdálenostech velmi blízkých u mateřských hvězd. Důvod je jednoduchý – efekt, kterým se planeta projevuje při pozorování hvězdy závisí nejen na hmotnostech obou těles, ale především na vzdálenosti obou těles, protože gravitační účinek klesá s druhou mocninou vzdálenosti. Není tedy v možnostech dnešní techniky zaregistrovat planetu zemského typu, obíhající ve vzdálenosti desetkrát větší než obíhá Země kolem Slunce. Hvězdné rodiny, v nichž se těsně u místrních sluncí nacházejí obří žhavé plynné planety nám připadají exotické, ale pravdou je zřejmě pravý opak.
Mnohé z hmotných exoplanet jsou možná kdesi napůl cesty mezi planetou a hvězdou – jsou to tzv. hnědí trpaslíci, v jejichž nitru neprobíhají termonukleární reakce.
Ověření našich teorií, že „u jiných hvězd jsou také planety“ bylo tak to jediné, co jsme předpokládali.
Vidíme „Superzemi“?
Na současné jarní obloze lze kolem půlnoci najít nízko nad jihem, mezi známými souhvězdími Panny a Štíra nepříliš nápadné souhvězdí Vah. Pouhým okem je dobře patrná hvězda Beta a dalekohledem, zhruba půldruhého stupně nad ní lze najít slabou hvězdičku 10,5 magnitudy, o níž se v současnosti nejvíc hovoří.
Je to červený trpaslík Gliese 581, ve vzdálenosti 20,4 světelného roku od Země 87. nejbližší hvězda. Tmavě červená barva odpovídá povrchové teplotě nižší než 3200°C (spektrální třída M3). Září stokrát slaběji než Slunce (a možná ještě méně), hmotnost má zhruba třetinovou a průměr asi 0,3 průměru Slunce. Její stáří odhadujeme na 4,3 miliard let (naší sluneční soustavě je 4,56 miliard let).
Kdybychom ji vyměnili za naše Slunce, získali bychom slabou, rudě zářící hvězdu, která by byla byla jen tisíckrát jasnější než Měsíc v úplňku. Tzv. ekosféra, v níž by mohla být voda v kapalném stavu (a principiálně tedy i život) by sahala nejdál do vzdálenosti kolem 25 milionů km, takže nedostatkem záření by se naše planeta změnila v permanentně zmrzlý svět...
Astronomové se na ni zaměřili již před dvěma roky a v listopadu 2005 oznámili, že u ní objevili planetu (Gliese 581 b) o hmotnosti našeho Neptunu (asi jako 17 Zemí, 0,056 hmotnosti Jupiteru) ve vzdálenosti 6 milionů km s oběžnou dobou 5,4 dne. Průměr odhadujeme na čtyřnásobek Země. Je zřejmě poměrně málo hustá (1506 kg/m3) a na povrchu má teplotu kolem 150 °C. Pro srovnání: náš Merkur oběhne kolem Slunce ve vzdálenosti 58 millionů km jednou za 88 dní.
Nyní se k této hvězdě vrátili znovu s teleskopem o průměru 3,6 m na observatoři ESO v Chile, vybaveným citlivým spektrometrem, schopným měřit i tak pomalé pohyby, jako je pěší chůze. A přišli na to, že hvězda má ještě další dvě planety. Gliese 581 d má hmotnost téměř 8x větší než Země s dobou oběhu 84,5 dní po eliptické dráze s excentricitou 0,2 s velkou poloosou asi 38 milionů km. Proti Zemi má dvojnásobný průměr, zato hustotu menší než voda 730 kg/m3.
Překvapením je Gliese 581 c: má hmotnost jen 5x větší než Země – tak malou planetu jsme dosud našli jen jednu (ale jinou metodou). Pokud je kamenná s velkým železným jádrem, jak soudí objevitelský tým, lze její průměr odhadnout (ale jen odhadnout) na 1,5 průměru Země při hustotě kolem 8200 kg/m3; přitažlivost na povrchu by pak byla 2,2x větší než na Zemi. Vědci stačili spočítat i jiný model: s rozsáhlou hydrosférou, která by měla průměr téměř dvojnásobný než Země a přitažlivost na povrchu 1,25x větší než na Zemi.
Jeden rok neboli doba oběhu kolem centrální hvězdy trvá 13 dní ve vzdálenosti 11 milionů km po mírně eliptické dráze. To je sice jen 7% vzdálenosti Země od Slunce, ale nezapomeňme, že tamní slunce je menší a chladnější než naše Slunce, takže podle objevitelského týmu planeta leží na vnitřním okraji jeho ekosféry, kde je teplota 0 až 40 °C a pokud je tu voda, mohla by být v kapalném stavu. Svítivost hvězdy je však dosud známá jen přibližně – možná, že planeta má teplotu asi jako Venuše...
Letošní dubnový objev je skvělý, ale berme ho raději jen jako další krok výzkumu, který vlastně teprve začíná. Máme zatím příliš málo informací, než aby veškeré úvahy nebyly pouhými spekulacemi ve stylu „kdyby“; poněkud mi přípomínají můj oblíbený – trochu zemitý, pardon – citát klasika (E. Claese): „kdyby naše teta měla kulky, byl by to strejc...“
Revoluční objevy jsou teprve před námi a skutečné „superzemě“ dosud za obzorem.
 O autorovi:
Ing. Marcel GrünNarodil se 20. listopadu 1946 v Chebu. Vystudoval fakultu strojní ČVUT a pokračoval pedagogikou. Věnuje se zejm. výuce a popularizaci astronomie, kosmonautiky a kosmického výzkumu. Na svém kontě má několik knih a byl oceněn i jako popularizátor vědy; od r. 1999 nese jeho jméno planetka č. 10443. Desítky let působil v různých funkcích v České astronomické společnosti, nyní je mj. členem Rady pro kosmické aktivity při MŠMT, předsedou Sdružení hvězdáren a planetárií a předsedou dozorčí rady České kosmické kanceláře, u jejíhož zrodu stál. |
