Kepler na stopě

Pozorovací metody

Jako první se lidé pokusili detekovat planety astrometricky. Pokud kolem hvězdy obíhá „neviditelná“ planeta, působí svou gravitační silou na hvězdu a obě tělesa obíhají kolem společného těžiště dle třetího Keplerova zákona. Pohyb hvězdy na obloze nebude tedy přímočarý, ale bude se periodicky měnit s oběžnou dobou planety. Měřením poloh hvězd a hledáním takových periodických změn se zabývali Kai A. Strand a Piet van de Kamp již v první polovině 20. století. Jejich domnělé objevy byly způsobeny nepřesnostmi měření, jak se ukázalo později. A tak nebyla první exoplaneta objevena astrometricky, ale metodou měření radiálních rychlostí, tedy měřením Dopplerova posuvu hvězdných čar ve spektru.

Již v roce 1989 David W. Latham a jeho tým oznámili objev tělesa u hvězdy HD 114762, která je podobná Slunci, dodnes ale není jisté, zda jde spíše o hnědého trpaslíka, tedy těleso o hmotnosti mezi planetou a hvězdou, či skutečně o planetu. V roce 1992 byl oznámen objev planetárního systému u pulsaru PSR 1257+12, což je neutronová hvězda vysílající rádiové záření, a planety byly objeveny z periodických změn příchodu rádiového signálu. Je ovšem málo pravděpodobné, že by na planetách nacházejících se u pulsarů mohl existovat život, a to, co lidé hledali, bylo nalezeno až v roce 1995. Právě tehdy M. Mayor a D. Queloz oznámili objev planety nalezené z analýzy spekter hvězdy 51 Pegasi podobné Slunci. Ta by teoreticky mohla hostit planety se známkami života. Bez nadsázky lze tento objev považovat za milník objevů extrasolárních planet, a to hned ze dvou důvodů. Zaprvé šlo o skutečně první těleso s planetární hmotou nalezené u hvězdy podobné Slunci, u které by mohl existovat život, zadruhé planeta překvapila svými vlastnostmi. Obíhá totiž velmi blízko hvězdy, s periodou pouhých čtyř dnů. Pro takovou planetu tehdy neexistovala teorie, která by její existenci vysvětlovala!

Od tohoto objevu uplynulo téměř 14 let a dnes známe více než 350 exoplanet. Zhruba polovina z nich je typu „horký Jupiter“, což jsou planety hmotnosti Jupiteru obíhající kolem hvězdy ve vzdálenosti menší, než je osmina vzdálenosti Merkuru od Slunce (tedy tak blízko, že se povrch planety vypařuje kvůli silnému toku záření od mateřské hvězdy). První takový „horký Jupiter“ byla právě planeta nalezená u 51 Pegasi, pojmenovaná 51 Pegasi b.

Zmínili jsme se již o třech metodách, jak lze planety detekovat – astrometricky, měřením Dopplerova posuvu čar ve spektru a detekcí periodických změn signálu přicházejícího od pulsarů. Další metoda využívá gravitační mikročočku, která zesiluje jas pozorovaného objektu.¹⁾ Detekce planety touto metodou je bohužel náhodná a téměř není šance ji zopakovat, tudíž není možné určit některé důležité vlastnosti daného systému. Přesto byly touto metodou detekovány planety jen o málo hmotnější než Země a ve větší vzdálenosti než Země od Slunce, na což současná přesnost a citlivost ostatních metod zatím nestačí.

Díky pokroku pozorovacích technik se na podzim roku 2008 konečně podařilo přímo pozorovat několik planet, jejichž existence byla potvrzena hned u dvou systémů, HR 8799 (vzdáleného přibližně 129 světelných let) a Fomalhautu (vzdáleného 25 světelných let). V tomto případě je třeba vhodně eliminovat záření přicházející od hvězdy, abychom lépe viděli záření přicházející od planety. Planeta odráží záření hvězdy a také vyzařuje malé množství vlastního záření, převážně v infračervené oblasti.

Metoda tranzitujících exoplanet

Podle hesla „to nejlepší na závěr“ probereme nyní metodu tranzitujících exoplanet. Pokud planeta obíhá kolem hvězdy v rovině našeho pohledu, jednou během jejího oběhu hvězdu zakryje a blokuje část světla přicházejícího k nám. Pokud se nám podaří tento pokles záření detekovat, je čas na oslavu. Právě jsme totiž učinili vše potřebné pro určení poloměrů obou těles, hvězdy a planety. Teď už zbývá pouze změřit hmotnost planety, k čemuž nám dobře poslouží hvězdná spektra, a máme vyhráno! Ze znalosti poloměru a hmotnosti planety můžeme odhadnout její hustotu, takže se dovíme, zda jde o planetu typu Země (terestrickou planetu), či o planetu typu Jupitera (plynnou obří planetu). A těžko bychom si představovali život na planetě, kde se místo pevného povrchu nachází horký plyn.

Je tedy jisté, že pokud je planeta tranzitující, dovíme se mnohem více o jejích vlastnostech. A nejen to. Dovíme se více i o vlastnostech hvězdy a celého systému. Pokud například měříme radiální rychlosti hvězdy během tranzitu, v různých fázích zakrývá planeta jinou část disku hvězdy, který zároveň rotuje. Tato rotační rychlost se také promítá do radiální rychlosti, proto naměříme jiné radiální rychlosti v průběhu tranzitu než mimo tranzit. Tomu jevu se říká Rossiterův- McLaughlinův²⁾ efekt (viz obr. níže). Jeho modelováním lze získat např. natočení rotační osy hvězdy vůči oběžné rovině planety. To je velmi cenná informace pro zpřesnění modelů vzniku a možného vývoje takových soustav.

Systematické sledování tranzitujících exoplanet také může přinést informaci o existenci dalších těles v systému, například měsíců nebo i planet. Pro tento účel se měří co nejpřesněji čas středu každého zákrytu. Pokud je v systému další těleso působící gravitační silou na tranzitující exoplanetu, časy středu každého zákrytu jím budou ovlivněny a nastanou dříve či později, než se očekává. Pozorováním takových zákrytů a hledáním změn, které by mohly znamenat přítomnost dalších těles, se momentálně zabývá mnoho astronomů. Objev dalších těles by totiž mohl být klíčem k porozumění dosud stále nejasnému vzniku a vývoji extrasolárních planetárních systémů.

Díky tranzitujícím exoplanetám máme také možnost nahlédnout do planetárních atmosfér. Pokud totiž změříme spektrum hvězdy v momentě, kdy hvězda zakrývá planetu, a porovnáme je se spektrem získaným před tímto zákrytem (či po něm), které tedy obsahuje záření hvězdy i planety, dostaneme záření přicházející od planety! Tak byla prokázána například existence oxidu uhličitého, vodních par, sodíku, metanu či teplotní inverze v planetárních atmosférách.

Co hledá družice Kepler

Díky tranzitujícím exoplanetám můžeme získat velmi důležité a zajímavé informace o extrasolárních systémech. Právě pro studium systémů tranzitující metodou je určena nedávno úspěšně vypuštěná družice Kepler. Jejím cílem je hledat planety o hmotnosti Země nacházející se v obyvatelné zóně hvězdy, tedy v oblasti, kde je voda v tekutém stavu. To je klíčový, i když ne definitivní požadavek pro možnou existenci života. Zda se život někde vyvine a udrží, závisí na spoustě dalších vlivů. Například nestačí, aby se tekutá voda nacházela pouze v podpovrchových vrstvách planety, musí být i na povrchu. Planeta musí být dostatečně hmotná, aby neztratila atmosféru, její dráha kolem mateřské hvězdy musí být co nejkruhovější, aby během roku nedocházelo k velkým teplotním změnám. Družice Kepler bude měřit jasnosti asi 100 000 hvězd po plánovanou dobu alespoň 3,5 roku a hledat exoplanety zakrývající hvězdný disk. Protože bude Kepler monitorovat tak velké množství hvězd, očekává se detekce stovek planet podobných Zemi nacházejících se v obyvatelné zóně, pokud jsou ovšem takové planety ve vesmíru četné.

Můžeme jen doufat, že před sebou máme dobu plnou nových objevů, jež budou umožněny rychlým vývojem techniky i pozorovacích metod a pradávnou touhou zjistit, že nejsme ve vesmíru sami.