| |
Lukáš Turek: Vyfotografovali jsme exoplanetu?
Vědci z Evropské jižní observatoře (ESO) zřejmě pořídili 8,2 metrovým
dalekohledem VLT první fotografický záznam planetárního systému vně naší sluneční soustavy. Tyto
výsledky nám snad pomohou více porozumět vývoji planetárních systémů. Jedná se
o planetu, obíhající kolem hnědého trpaslíka. Její svit je tak slabý, že bychom ji
bez téměř dokonalé adaptivní optiky dalekohledů VLT ze Země pozorovat vůbec
nemohli. Systém je od nás vzdálen asi 230 světelných let a jeho stáří se
odhaduje na 8 milionů let.
|
VLT (Very Large Telescope) –
soustava čtyř dalekohledů ESO umístěná na Cerro Paranal v Chile ve výšce 2635 m.
Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 m (Antú – 1998;
Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Další pomocné dalekohledy
zvýší základnu budoucího interferometru na 200 m. Dokončení stavby se
předpokládá v roce 2005.
NACO (NAOS-CONICA) – systém adaptivní optiky na dalekohledu VLT, který umožňuje kompenzovat
turbulence v atmosféře rychlými změnami malého zrcátka a zvyšuje tak
rozlišovací schopnost z 0,18″ na 0,005″.
ESO (European Southern Observatory) – Evropská jižní observatoř,
organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile.
Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal
(2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na
Llano de Chajnantor (5 080 m)
Hnědý trpaslík – málo svítící chladný objekt, který je přechodovým
stádiem mezi planetou a hvězdou. Hlavním energetickým zdrojem v těchto
objektech není termojaderná syntéza jako u ostatních hvězd, ale energie
uvolňovaná gravitačním smršťováním objektu.
Spektrální třída – klasifikace hvězd podle typu jejich spektra
navržená na Harvardově universitě (Harvardská spektrální klasifikace) před
více jak sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny do osmi skupin (W, O, B, A,
F, G, K, M). Ve skutečnosti typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy
a tak spektrální třída vypovídá spíše o teplotě hvězdy než o jejím složení
(100 000 K až 3 000 K). Spektrální třída L byla navržena v roce 1998.
Způsobil to objev značného množství chladných podhvězd zářících v IR oboru.
Většinou jde o hnědé trpaslíky s hmotností 30÷80 MJ, kteří
jsou sotva schopni udržet TJ syntézu v jádře.
Hmotnost Jupiteru – standardní hmotnostní jednotka, ve které se
vyjadřují hmotnosti planet: 1 MJ = 1,9×1027 kg = 322 MZ.
|
Podle infračerveného spektra objektu se podařilo zjistit, že jeho hmotnost se
rovná pětinásobku hmotnosti Jupitera a vzdálenost od mateřské hvězdy činí 55 AU.
Samotný hnědý trpaslík s označením 2M1207 ze souhvězdí Hydry je 42 krát méně
hmotný než naše Slunce.
Hnědí trpaslíci nejsou typickými hvězdami. Jejich teplota totiž nikdy nedosáhne
takových hodnot, aby se uvnitř termojaderná reakce stala hlavním zdrojem
energetického výkonu hvězdy. Jak již označení „trpaslík“ napovídá, jedná se
o málo hmotné hvězdy, u kterých je výskyt planet pravděpodobnější, neboť jejich
vývoj není tak dramatický jako u hmotnějších hvězd a mají proto stabilnější
i své okolí. Za zmínku jistě stojí i to, že název „hnědý trpaslík“ nemá nic
společného se skutečnou barvou hvězdy. Toto označení, jenž mělo naznačit
příbuznost s červenými trpaslíky, poprvé zavedla v roce 1975 Jill Tarterová.
První hnědý trpaslík pak byl objeven o 10 let později.
Hnědý trpaslík 2M1207 (v centru snímku) spolu s pravděpodobnou
planetou (nalevo dole).
VLT/NACO, 10. 9. 2004, ESO.
Astronomové ještě musí provést podrobnější pozorování, která definitivně
potvrdí, zda se opravdu jedná o planetu na oběžné dráze kolem 2M1207. Pokud se
to opravdu prokáže, pak je to velký pokrok v astrofyzice – můžeme
spektroskopicky zkoumat planetární systémy.
Jaké způsoby k objevu exoplanety jsou vlastně využívány? Jedním z nich je měření
tzv. Dopplerova posuvu spektra hvězdy. Spolu s planetou tato hvězda obíhá kolem
společného těžiště. Ve chvíli, kdy se k nám hvězda přibližuje, spektrální čáry
se posunují do modré části spektra, pokud se vzdaluje, tak do červené barvy.
Tato metoda samozřejmě není účinná v případě, že je oběžná rovina takové
exoplanety kolmá na směr našeho pohledu. Pokud planeta obíhá tak, že
přechází přes disk hvězdy, může být účinná fotometrie, kdy měříme pokles jasnosti hvězdy v pravidelných intervalech. Další
možnou metodou je tzv. gravitační mikročočka. 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. Průvodce se dá
odhalit i u pulsarů – zpožďováním či zrychlováním periody záblesků.
Tabulka parametrů soustavy
| vzdálenost objektu |
70 pc |
| vzdálenost planety od trpaslíka |
0,788″ ≈ 55 AU |
| spektrální třída trpaslíka |
L5–L9,5 |
| stáří trpaslíka |
≈ 8×106 let |
| hmotnost trpaslíka |
≈ 25 MJ |
| hmotnost planety |
5 ± 2 MJ |
| teplota planety |
1 250 ± 200 K |
Odkazy
|
|
