První exoplaneta

Pokusy najít planety cizích sluncí (exoplanety) narážejí na specifické problémy. Planety totiž, jak plyne z definice, víceméně jen rozptylují světlo mateřské hvězdy. Z toho plynoucí nepoměr jasností řádu jedné ku miliardě je vskutku velkou překážkou pro jejich přímé zobrazení, neboť zcela přezářený obraz exoplanety se bude v nejlepším případě nalézat méně než 2" od obrazu mateřské hvězdy.

Nedávno zesnulý holandsko-americký astronom Peter van de Kamp (1901–1995) zasvětil větší část svého života nepřímému odhalení exoplanet u čtvrté nejbližší cizí hvězdy, zvané Barnardova šipka a vzdálené od nás pouhých 6 světelných let. Důkaz založil na údajném sinusovém pohybu hvězdy při jejím prostorovém letu – tyto výchylky by mohla způsobit gravitace jedné či více exoplanet. Astronomové však van de Kampův názor nepřijali – šlo patrně o periodické změny optických vlastností teleskopu.

Cestu k nepřímé úspěšné detekci exoplanet nakonec našli radioastronomové. Roku 1992 sdělil americký astronom polského původu A. Wolszczan, že společně s Američanem D. Frailem objevili nepatrné odchylky v základní periodě milisekundového pulzaru 1257+12 v souhvězdí Panny. Odchylky vysvětlili gravitačním působením dvou planet o hmotnostech asi třikrát vyšších než hmotnost Země, které obíhají kolem pulzaru (tj. neutronové hvězdy o hmotnosti asi o 40 % vyšší než hmotnost Slunce) v oběžných dobách 67 a 98 dnů. O dva roky později ruští astronomové R. Dagkesemanskij aj. nalezli podobné odchylky pro jasný pulzar 0329+54 v souhvězdí Žirafy a odhalili tak nepřímo existenci dvou planet s hmotnostmi srovnatelnými s hmotností Země, jež kolem mateřské neutronové hvězdy obíhají ve velmi dlouhých periodách 3 a 16,8 let.

Úspěch těchto pozorování spočívá v tom, že pulzary představují mimořádně přesné časové normály a měření času (resp. frekvence) je zdaleka nejpřesnější fyzikální metodou vůbec (běžně se dosahuje relativních přesností 10^–13 i lepších). To znamená, že i nepatrný pohyb neutronové hvězdy vůči těžišti soustavy pulzar–exoplaneta se projeví měřitelnými frekvenčními posuvy. Na druhé straně existence exoplanet v okolí extrémně malých a hustých neutronových hvězd není přesně to, co by vlastně astronomové rádi našli. Z ryze lidských důvodů nás totiž především zajímá, zda existují planety kolem hvězd podobných našemu Slunci. Tajně se totiž domýšlíme, že právě na takových tělesech by mohl být život, nebo dokonce zelení pidimužíci.

Proto byl loni s takovým zájmem přijat objev švýcarských astronomů M. Mayora a D. Queloze, kteří jej ohlásili na konferenci Italské astronomické společnosti ve Florencii 6. října 1995. Oba pracovali od dubna 1994 na observatoři Haute Provence v jižní Francii s dalekohledem o nevelkém průměru 1,2 m, avšak vybaveným vrcholně přesným spektrografem ELODIE. Přístroj dokáže měřit naráz přesné polohy několika tisíc spektrálních čar pro hvězdy hlavní posloupnosti a určit tak i nepatrné změny, vyvolané Dopplerovým jevem. Odtud lze určit složku rychlosti hvězdy ve směru zorného paprsku (tzv. radiální rychlost) s nevídanou přesností 13 m s^–1.

K tomu poznamenejme, že právě tuto rychlost uděluje Jupiter Slunci při pohybu naší mateřské hvězdy kolem těžiště sluneční soustavy. ELODIE, umístěná na exoplanetě u některé sousední hvězdy, by tedy nedokázala ještě odhalit Jupiter na základě měření radiálních rychlostí Slunce, ale zato by objevila planetu ve stejné dráze s hmotností asi 4krát větší než Jupiter, anebo „Jupiter“ ve vzdálenosti 2krát menší od mateřské hvězdy, než je Jupiter od Slunce.

Mayor a Queloz studovali celkem 142 hvězd spektrálních tříd G a K (Slunce má spektrum G2) a po půldruhém roce odhalili několik málo hvězd s periodickými změnami radiálních rychlostí. Nejnadějnějším uchazečem na výskyt exoplanety se ukázala poměrně jasná (5,6 mag) hvězda 51 Pegasi spektrální třídy G2-3, vzdálená od nás 52 světelných let. Její radiální rychlost totiž pravidelně a sinusově kolísá s rozkmitem 59 m s^–1 v periodě 4,2 dne. To lze téměř jednoznačně vysvětlit přítomností obíhajícího průvodce ve vzdálenosti 7,5 milionu km a o minimální hmotnosti 0,5 hmotnosti Jupiteru. Pravděpodobná hmotnost obíhajícího tělesa bude nejspíš vyšší, neboť neznáme sklon oběžné dráhy k zornému paprsku a registrujeme tedy jen průmět pohybu do směru zorného paprsku.

Nezávisle na Mayorovi a Quelozovi objev vzápětí potvrdili pozorovatelé na Lickově observatoři v Kalifornii a na horské stanici v Coloradu. Máme tedy první exoplanetu u hvězdy slunečního typu a mohli bychom se bez zábran radovat, kdyby ovšem objev nepřinesl více otázek než odpovědí.

Na první pohled totiž překvapí velmi nepatrná vzdálenost poměrně hmotné planety od mateřské hvězdy. To totiž nutně znamená, že povrch exoplanety je rozžhavený asi na 1000 °C, a že tedy na rozdíl od planet ve sluneční soustavě tato exoplaneta zřetelně sama září v blízké infračervené oblasti spektra. Vznikly dokonce obavy, zda tak silné ozařování mateřskou hvězdou může planeta dlouhodobě přežít. A. Burrows a J. Lunine ukázali, že kupodivu ano, tj. za 10 miliard let by se odpařilo nanejvýš 1 % takové exoplanety a to lze zanedbat. Problémem však zůstává, jak taková hmotná planeta v tak malé vzdálenosti od hvězdy mohla vůbec vzniknout, ba dokonce zda je to vůbec pravá planeta, vzniklá akumulací drobných prachových částic zárodečného disku kolem hvězdy, anebo spíše „nepovedená druhá hvězda“ v soustavě těsné dvojhvězdy.

V každém případě je zřejmé, že přesná měření radiálních rychlostí jsou v současnosti nejnadějnější cestou k objevování exoplanet. Vskutku, na 187. zasedání Americké astronomické společnosti v San Antoniu v polovině ledna 1995 oznámili G. Marcy a R. Butler, užívající téže spektroskopické techniky, objevy planetárních průvodců u dalších jasných hvězd 47 UMa (5,1 mag, spektrum G0, vzdálenost 45 světelných let) a 70 Vir (5,2 mag, spektrum G0, vzdálenost 70 světelných let). Exoplaneta u hvězdy 47 UMa o minimální hmotnosti 2,3násobku hmotnosti Jupiteru obíhá v periodě 3 let ve vzdálenosti 2,1 astr. jednotky (tj. o něco dále než Mars od Slunce), zatímco průvodce hvězdy 70 Vir má minimální hmotnost 8,3krát větší než Jupiter a obíhá v periodě 117 dnů po výstředné dráze s minimální hodnotou hlavní poloosy 0,43 astr. jednotky (65 milionů km).

Zatímco je téměř jisté, že hvězda 47 UMa je doprovázena víceméně klasickou planetou, průvodce hvězdy 70 Vir lze považovat spíše za tzv. hnědého trpaslíka – přechodný typ mezi obří planetou a klasickou hvězdou. Hnědý trpaslík na rozdíl od planet nevzniká akumulací prachových zrnek v zárodečné mlhovině, nýbrž spíše utržením většího chuchvalce hmoty od materiálu prahvězdy. Hmotnost chuchvalce je však přitom tak nízká, že v jeho nitru nikdy nestoupne teplota natolik, aby tam proběhly termonukleární reakce – proto se nestane ani rybou ani rakem, nýbrž právě jen hnědým trpaslíkem.

Není třeba být zvláštním prorokem k předpovědi, že příští měsíce a roky přinesou o exoplanetách i hnědých trpaslících mnohem víc údajů. Metoda radiálních rychlostí bude zajisté doplněna i dalšími technikami, zejména po dokončení velkých optických interferometrů a obřích pozemních dalekohledů s efektivním průměrem optiky v rozmezí 8 až 16 metrů. Nejspíš se pak ukáže, že sortiment průvodců okolních hvězd bude bohatší, než jsme si ve své omezené fantazii dokázali vysnít.