OBSAH Hnědí trpaslíci Hvězdy Závěrečná stádia hvězd

EXOPLANETY

Na této stránce naleznete kapitoly:
Historie
Vývoj planetárních soustav
První pokusy o detekci
Měření radiálních rychlostí
Přímé zobrazení
Zpožďování záblesků pulsarů
Fotometrie
Mikročočky
Další způsoby detekce
 
 

Historie

Koncem 16. století, poté, co Koperník vzal výsadní postavení Zemi, Giordano Bruno o něj připravil i Slunce, které považoval jen za jednu z mnoha hvězd ve vesmíru. Byl přesvědčen, že okolo nich obíhají planety, některé snad podobné té naší. Všechny jeho domněnky byly ovšem zejména filozofickými myšlenkami bez jakéhokoli reálného matematického či fyzikálního podkladu. Zdaleka však nebyl prvním, kdo se snažil o této problematice uvažovat. Již Epikuros tvrdil: "Existuje nekonečně mnoho světů, podobných tomu našemu, i naprosto odlišných", naproti tomu jeho současník Aristoteles, jehož kontroverzní role ve vývoji fyziky by byla námětem na celou knihu, byl skálopevně přesvědčen, že "Nemůže být více světů než jeden". Bohužel díky Aristotelově autoritě nebyly názory na existenci jiných planet brány příliš vážně. Snad toho nemusíme příliš litovat. Uvědomme si, že chceme-li objevovat planety v cizích soustavách, měli bychom nejdříve znát aspoň trochu tu naši.

První fyzikální modely vývoje Sluneční soustavy začaly vznikat až ve druhé polovině 18. století. Základní kameny nebulární teorie, popisující vznik planetární soustavy, položili Immanuel Kant a později Pierre S. Laplace. Ačkoli původní teorie trpěla řadou nedostatků, i po více než dvou stoletích zůstal její základní předpoklad beze změny.


Vývoj planetárních soustav

  • Planety vznikají postupnou akrecí z plochého systému, který je vedlejším, nicméně přirozeným, produktem vzniku (osamocené) hvězdy. Počátkem je gravitační kolaps rozsáhlého prachoplynného oblaku. Ten se skládá převážně z vodíku (ve formě molekul i atomů) a hélia. V mnohem menší míře jsou zastoupeny molekuly CO, CO2, N2, CH4 a H2O. Prachová zrna obsahují zejména C, Si a O. Jejich typické rozměry jsou 10-5 m.

  • Po počátečním impulsu se materiál rychle hromadí směrem k centrální protohvězdě, ale velký rotační moment brání jeho úplnému zhroucení. Postupně vzniká plochý disk, jehož osa je shodná s osou celého systému. Doba, kterou disk potřebuje ke svému vzniku, je velmi krátká - řádově 105 let.

    Tento notoricky známý obrázek ukazuje prachový disk u hvězdy Beta Pictoris. Horní dva snímky byly pořízeny HST a centrální hvězda je na nich zakryta. Poloměr zákrytu na horním snímku činí 26 AU. Prostřední snímek je pořízen v lepším rozlišení a ukazuje, že disk má šířku okolo 4 AU. Dolní snímek byl pořízen ze Země (ESO) ve vlnové délce 1,25 µm. Snímky pocházejí z let 1995 až 1996.

  • Poslední fází ve vývoji disku před započetím vlastní tvorby planet je jeho "vyčištění" od přebytečného plynu a prachu - větší částice jsou přitaženy centrální hvězdou a menší vyfoukány intenzivním hvězdným větrem. I tak zůstane v disku stále určité množství plynů - ty budou v budoucnu "použity" na tvorbu obřích planet. Vývoj planetární soustavy v časovém měřítku popisuje následující tabulka:

     
    Doba trvání
    [roky]
    Vývojová fáze
    105
    Postupné vytvoření plochého disku, obsahujícího prachová zrna rozměru 10−5 m. Částečky, které se nacházejí ve stejné vzdálenosti od centrální hvězdy, mají podobné momenty.
    105
    Zrnka prachu se pomalu začínají slepovat. S ohledem na jejich mizivou hmotnost je jasné, že pohromadě je drží elektromagnetická síla.
    104 ÷ 105
    Vznik tzv. planetezimál, zárodků budoucích planet s průměrem stovek metrů až několika kilometrů.
    105
    Gravitační působení mezi planetezimálami má za následek jejich časté vybočení z keplerovskách drah a jejich následné srážky. Ty mohou vyústit jak v jejich "rozdrobení" tak naopak v jejich spojení.
    105
    Výsledkem jsou tělesa o hmotnostech ~ 1023 kg. Doba 105 let se vztahuje k tělesům obíhajícím ve vzdálenostech cca 1 AU. Ve dvojnásobné vzdálenosti je doba, potřebná k vytvoření těles této hmotnosti, v řádu 106 let.
    107 ÷ 108
    Vytvoření těles o hmotnostech 1024 až 1025 kg. Skutečná doba v poměrně velkém intervalu závisí na tom, za jak dlouho se systému podaří zachytit či vypudit hmotná tělesa na drahách s vysokou excentricitou, která způsobují jeho nestabilitu. Případný vznik rezonancí v oběžných dobách planet naopak stabilitu soustavy zvyšuje.
     

První pokusy o detekci

  • Roku 1844 zaznamenal F. W. Bessel nepatrný pohyb hvězd Sírius a Prokyon. U Síria činila odchylka od vlastního pohybu asi 3″ a její perioda 49 let, u Prokyona 1″ s periodou 40 let. Bessel ze svých pozorování usoudil, že hvězdy obíhají spolu s neviditelnými průvodci po eliptických drahách kolem společného těžiště. Oba tito tehdy ještě neznámí průvodci byly nalezeni o několik let později - Sirius B roku 1862 a Prokyon B roku 1896. Spolu s nalezením planety Neptun (1846) na základě naměřených odchylek pozic Urana byly tyto objevy klíčovými okamžiky, které ukázaly cestu hledání oběžnic vzdálených hvězd. Narodila se nová metoda - poziční astrometrie.

  • Pozorovací technika se stále zlepšovala a tak byla v letech 1927 až 1937 vystopována další hvězda s neviditelným průvodcem - jednalo se o hvězdu Ross 614. Průvodce, označený jako Ross 614 B, patří se svojí hmotností 0,08 MS k těm nejmenším hvězdám. Je jen asi 80 krát hmotnější než Jupiter a velká poloosa jeho dráhy je asi 4 krát větší než střední vzdálenost Země od Slunce. Nemohlo se tedy jednat o planetu? Nikoli. Měla-li by tato domnělá planeta pouze odrážet světlo hvězdy, bylo by její pozorování tehdy zdaleka nedosažitelné. Ross 614 B svítí vlastním světlem, takže se zcela jistě jedná o hvězdu, i když velmi malou. Poziční astrometrie se jako metoda odhalování extrasolárních planet díky ohromnému rozdílu mezi hmotnostmi hvězdy a planety tehdy neosvědčila. Teprve nyní jsme svědky jejího postupného návratu - přesnost, s jakou jsme dnes schopni měřit polohu hvězd, dosahuje díky rádiovým interferometrům úctyhodných miliontin úhlové vteřiny!
    Obrázek shrnuje možnosti současných i budoucích způsobů detekce.
  • První tělesa planetárních hmotností u hvězd byla objevena metodou měření zpožďování záblesků pulsarů roku 1992. Roku 1995 byla objevena planeta měřením Dopplerova posuvu a roku 1998 metodou mikročoček. Metoda pozorování přechodů planety před kotoučkem hvězdy slavila svůj úspěch roku 1999.


Měření radiálních rychlostí

  • Skutečnost, že vlnová délka světla vysílaného objektem, který se od nás vzdaluje, se vůči nám zvětšuje, je všeobecně známá jako rudý posuv. A právě tohoto efektu je využíváno k detekci extrasolárních planet. Hvězda a planeta obíhají kolem společného těžiště. Jestliže se k nám planeta přibližuje, hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry vykazují červený posuv. Naopak, pokud se od nás planeta vzdaluje, hvězda se přibližuje a absorpční čáry ve spektru jsou posunuty k jeho modrému konci.

    Pokud vyneseme velikost posunu těchto čar na časovou osu, získáme periodickou křivku, ze které můžeme odhadnout velikost planety, její oběžnou dobu a velkou poloosu dráhy. Přestože je tato metoda již dlouhou dobu používána k měření radiálních rychlostí blízkých hvězd i vzdálených galaxií, k detekci extrasolárních planet mohla být využita teprve nedávno. Abychom zaregistrovali i relativně malé planety, musí být změna radiální rychlosti změřena s přesností asi 1 m/s.

  • Amplituda K změny rychlosti  hvězdy o hmotnosti M* způsobená planetou o hmotnosti Mp se sklonem oběžné roviny vůči pozorovateli sin i (pozorujeme-li soustavu "zboku", je i = 90°), s oběžnou dobou P a excentricitou e je dán vztahem:
  • Za předpokladu kruhové dráhy a Mp << M* lze tento vztah zjednodušit.

  • Změna radiální rychlosti Slunce způsobená oběhem Jupitera je 12,5 m s−1 s periodou 11,9 roku, vliv Země se projeví změnou o velikosti 0,1 m s−1.

  • Nevýhodou této metody je, že nám dovoluje určit pouze dolní mez hmotnosti planety, tedy Mp sin i. K určení hmotnosti proto potřebujeme znát skutečný sklon oběžné dráhy.

  • Vlastní měření může probíhat dvěma způsoby:
    • buď se celý svazek světla shromážděného dalekohledem nechá projít ještě před rozložením na spektrum skleněnou nádobkou s velmi zředěným plynem (používá se například jód),
    • nebo se světlo z dalekohledu mísí s referenčním svazkem vhodného světelného zdroje, třeba thorio-argonové lampy.

  • Referenční zdroj měřené spektrum ocejchuje a posuv absorpčních čar vzniklých v atmosféře hvězdy je měřen vůči absorpčním čarám referenčního zdroje.

    Touto metodou byla na konci roku 1995 odhalena první extrasolární planeta - u hvězdy 51 Peg. Objev extrasolární planety u hvězdy 51 Pegasi s hmotností podobnou Jupiteru, ale s extrémně malou vzdáleností 0,05 AU od hvězdy vyvolal řadu pochybností o správnosti interpretace naměřených dat a vyvolal dohady, zdali nelze periodické změny radiální rychlosti objasnit neradiálními pulsacemi samotné hvězdy. Z pozorované neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety však plyne, že možnost neradiálních pulsací hvězdy je nepatrná mimo jiné i proto, že hvězda má stálou jasnost s přesností ± 0,0007 magnitudy. Další přesná měření z let 1995 až 1996 potvrdila všechny parametry exoplanety tak, jak je odvodili ve své průkopnické práci M. Mayor a D. Queloz. Vzdálenost hvězdy byla určena na 15,4 pc. Hvězda o hmotnosti 1,12 MS je stará asi 4 miliardy let a do vzdálenosti 2 AU od ní neobíhá žádná další exoplaneta s hmotností Jupiteru či větší.

  • Metoda měření radiálních posuvů je v současné době k detekci exoplanet nejužívanější, ale i ona má svá úskalí. Především spočítanou hmotnost planety je nutno brát pouze jako dolní mez její skutečné hodnoty, neboť neznáme sklon oběžné dráhy planety vůči nám. Naměřená hodnota bude skutečné hodnotě odpovídat pouze v případě, že Země leží přímo v rovině oběžné dráhy planety. Sklon oběžné dráhy ovšem můžeme částečně odhadnout z tvaru prstence zodiakálního prachu, pokud se nám jej podaří vhodnou metodou zobrazit. Přesto je možné, že některá tělesa, která nyní pokládáme za planety, jsou ve skutečnosti mnohem těžší a je nutné je řadit spíše k hnědým trpaslíkům.

    Přes všechny těžkosti detekce je možná překvapivé zjištění, že hledání extrasolárních planet metodou měření radiálních rychlostí není vyhrazena pouze známým světovým observatořím a jejich obřím dalekohledům. Jako jedna z prvních malých, ba dokonce "amatérských" hvězdáren, která se začala problematikou detekce extrasoárních planet zabývat, je Winner Obsevatory v jihovýchodní Arizoně. Pomocí 40 cm dalekohledu na obrázku se zde podařilo "najít" oběžnici Tau Boo. Tato již objevená planeta byla vybrána k testu aparatury proto, že změna radiální rychosti zde probíhá s amplitudou cca 420 m/s, což byl přibližně čtyřnásobek odhadované rozlišovací schopnosti detekční aparatury. Výsledkem několikadenního měření byla perfektní sinusoida s periodou 3,41 dne. Vzhledem k dobrým výsledkům lze očekávat, že hledání extrasolárních planet se v krátké době stane pozorovacím programem mnoha amatérských skupin po celém světě.


Přímé zobrazení

HST - první (donedávna jediný) snímek hnědého trpaslíka, obíhajícího okolo hvězdy Gl 229A. Jedná se o červeného trpaslíka spektrálního typu M1V, který je od nás vzdálen na 7 pc. Malý objekt Gl 229B se nachází 7 úhlových vteřin od hvězdy (40 AU). Je to hnědý trpaslík o hmotnosti 20÷50 Jupiterů. Slunce by na tomto snímku bylo 100× jasněší než centrální hvězda, Země by zářila 1000× méně než hnědý trpaslík a nacházela by se 40× blíže ke hvězdě - problém přímé detekce extrasolárních planet je tedy zřejmý.
 

Poměr jasnosti hvězdy a planety je dán závislostí

kde L je svítivost, R poloměr, a hlavní poloosa dráhy. Indexy p a * označují planetu a hvězdu. p(λ, α) je funkce, která vyjadřuje odrazivost povrchu planety v závislosti na vlnové délce a fázi.

Poměr svítivostí je velmi malý, pro Slunce a Jupiter (v maximální elongaci) cca 10−9. Ze vzdálenosti 5 pc by úhlová vzdálenost Jupitera od Slunce byla 1″. Vzhledem k tomu, že pozemský seeing se projevuje ve stejném řádu, je přímé pozorování planety pozemským dalekohledem bez využití systému adaptivní optiky nemyslitelné. Cílem zdokonalení přímých zobrazovacích metod je proto v první řadě pokus o potlačení vlivu atmosférické turbulence (adaptivní optika, pozorování z vesmíru), dále snížení rozptýleného světla hvězdy (koronální masky) a v neposlední řadě zvýšení kontrastu hvězda - planeta pozorováním na větších vlnových délkách.

Na jaře roku 1998 způsobil tento snímek velký rozruch. Snímek z HST/NICMOS ukazuje velice mladou (několik set tisíc let) dvojhvězdu v souhvězdí Býka, nesoucí označení TMR-1A+B. Od ní se táhne asi 1 200 AU dlouhý světlý výběžek, na jehož konci se nachází slabý objekt TMR-1C. Při vzdálenosti binární soustavy cca 450 světelných let se podle jasnosti objektu C (18 mag) odhadovala jeho hmotnost asi na trojnásobek hmotnosti Jupiteru. Předpokládalo se, že tento vážný kandidát na první přímo detekovanou extrasolární planetu byl dvojicí okolo sebe obíhajících hvězd doslova "vykopnut" z dosahu jejich gravitačního působení a při průletu prachoplynným oblakem vytvořil jakýsi tunel, jehož stěny pozorujeme díky větší hustotě látky. Následná pozorování však ve spektru objektu TMR-1C neodhalila žádné stopy po absorpčních pásech vody, metanu ani po čáře neutrálního lithia, které jsou typické zejména pro hnědé trpaslíky. Proto je pravděpodobné, že zmíněný objekt má povrchovou teplotu asi 2600 K a jedná se o extrémně malou a chladnou hvězdu.

Prachoplynné prstence, jak je zaznamenal v roce 1999 HST. Na levém snímku si můžeme všimnout tmavé mezery ve vzdálenosti asi 70 AU od hvězdy. Tak, jako měsíce Saturna tvoří mezery v jeho prstenci, může být i tento pás výsledkem oběhu nějaké větší planety nebo hnědého trpaslíka.

Toto je simulace 60-ti hodinové expozice naší sluneční soustavy ze vzdálenosti 10 pc pomocí aparatury ESA Darwin space interferometer (plánovaná zařízení by se mělo skládat ze šesti 1,5 metrových dalekohledů s 50 metrovou základnou, obíhajících ve vzdálenosti 1 AU od Země). Tato aparatura by měla být funkční kolem roku 2015.
Tři skvrnky na obrázku jsou Merkur, Venuše a Země. Centrální hvězdu se podařilo "vynulovat" pootočením ramen interferometru o 90° kolem osy, která jí prochází.


Zpožďování záblesků pulsarů

  • Další metoda, kterou lze odhalit existenci neviditelných průvodců, je použitelná pouze u pulsarů. Tak, jak oběžnice hýbe pulsarem, sledujeme zpožďování nebo zrychlování jednotlivých záblesků. Tento objev byl velkým překvapením zejména proto, že hvězda, která se stane pulsarem, žije velmi krátkou dobu. Z toho vyplynulo, že vznik planet je z astronomického hlediska poměrně rychlou událostí. Samotný výbuch, který stadiu pulsaru předchází, planetám nijak zvlášť neublíží (z hlediska mechaniky). Dlužno ovšem podotknout, že na původ planet u pulsarů neexistuje jednotný názor. Mnozí astronomové se domnívají, že oběžnice mohou vzniknout v okolí hvězdy během posledních fází jejího bouřlivého života. Touto metodou byla odhalena existence třetího tělesa v binárním pulsaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás 1,8 kpc. Pulsar má za průvodce bílého trpaslíka a hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 MJ.


Fotometrie

  • Pokud při vhodném natočení cizí planetární soustavy vůči Zemi dojde k přechodu vzdálené planety přes kotouček hvězdy, mohla by její jasnost poklesnout v rozmezí několika tisícin až setin magnitudy, což je dnešními prostředky dobře měřitelné. Například zákryt Slunce Jupiterem, pozorovaný ze vzdálenosti 10 pc způsobí pokles jasnosti o cca 0,02 mag.

  • Změna jasu je přibližně dána vztahem:

    za předpokladu homogenní jasnosti kotoučku hvězdy.

  • Pro Zemi je poměr ΔL/L* roven 8,4×10−5, pro Jupitera 1,1×10−2. Pokud se nám podaří určit polohu hvězdy v HR diagramu, můžeme lehce odvodit její poloměr a po naměření ΔL/L* můžeme snadno vypočítat i Rp. Ze znalosti oběžné doby a předpokládané hmotnosti hvězdy (získané opět rozborem spektra) můžeme z Keplerova zákona vypočítat velkou poloosu dráhy, z doby trvání zákrytu pak i sklon oběžné roviny.

  • Velkým úskalím této metody jsou však dvě fakta:
    • Zaprvé - pravděpodobnost, že určitou hvězdu budeme pozorovat právě ve chvíli, kdy přes její disk přejde planeta, je velmi malá.

    • Zadruhé - zdaleka ne všechny hvězdy svítí se stálou intenzitou. U některých se intenzita periodicky mění, ale každopádně je zapotřebí stálost jasnosti každé pozorované hvězdy důkladně prověřit. Mezi děje, které neperiodicky ovlivňují jasnost můžeme zařadit různé koronální jevy, výtrysky hmoty apod.

  • Metodou tranzitní fotometrie se podařilo detekovat roku 1999 planetu u hvězdy HD 209458.

    Toto je světelná křivka hvězdy HD 187123, u které pozorujeme změny radiální rychlosti díky přítomnosti planety s periodou oběhu 3,097dne a amplitudou 72 m/s. Během 47 nocí bylo 42-sekundovými expozicemi pořízeno celkem 8323 snímků. Velká shoda jednotlivých křivek naznačuje, že na povrchu hvězdu se nenachází žádné větší skvrny ani příliš nepulzuje. Důkladným proměřením snímků byla zjištěna mírná proměnlivost jasnosti hvězdy, ale do hranice 0,002 mag nebyl zaznamenán žádný přechod planety přes kotouček hvězdy. Z toho plyne, že sklon její oběžné dráhy vůči rovině pohledu je větší než 6°. Silnou čarou je na grafu vyznačena ideální křivka přechodu planety před hvězdou.


Mikročočky

  • Další fotometrický způsob je založen na principu mikročoček. 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.

  • Pro poloměr pozorovaného Einsteinova prstence platí:
    ,
    kde ML je hmotnost čočky a DL a DS jsou vzdálenosti k čočce a ke zdroji. O poměru R/DL mluvíme jako o Einsteinově úhlu θE.

  • Zvětšení (zjasnění) čočky je funkcí času:

    kde u(t) je projekce úhlové vzdálenosti mezi čočkou a zdrojem v jednotkách Einsteinova poloměru. V případě, že by čočka byla bodová a body objekt - čočka - pozorovatel by se nacházely na jedné přímce, bylo by u(t) → 0 a zvětšení by teoreticky bylo nekonečné.

    Na obrázku je křivka, jejíž první maximum náleží maximálnímu úhlovému přiblížení zdroje k čočce. Jestliže čočku tvoří dva objekty, v našem případě hvězda a planeta, závisí tvar křivky na poměru jejich hmotností a na úhlové vzdálenosti hvězda - planeta. Po většinu času bude křivka stejná jako v případě jednoduché čočky. Pouze na několik hodin (primární zdroj má za následek zjasnění trvající typicky několik desítek dnů) se zde projeví další zjasnění.

    Doba, po kterou lze sekundární (z hlediska doby trvání, nikoli jasnosti) maximum pozorovat, závisí na hmotnosti čočkující planety. Z toho vyplývá první úskalí této metody - čočkující hvězdu je třeba neustále sledovat i několik měsíců, abychom tuto relativně krátkodobou událost zachytili. Navíc sama pravděpodobnost pozorování primárního jevu je velmi malá.

    Tento nepříjemný fakt je navíc umocněn skutečností, že průběh zjasnění u jedné hvězdy lze naměřit pouze jednou a měření je tedy neopakovatelné.

    Přesto zaznamenala metoda mikročoček první úspěch - roku 1998 byla tímto způsobem v rámci projektu MACHO objevena planeta s hmotností v rozmezí 1÷20 hmotností Země u hvězdy o hmotnosti cca 0,3 MS.


Další způsoby detekce

  • Vznikající planetární soustava se může prozradit během poslední fáze svého vzniku, kdy dochází ke srážkám těles s hmotností 1022 ÷ 1023 kg (Stern, 1994). Při srážkách těchto těles dojde k jejich roztavení, které se prozradí zvýšenou emisí v infračerveném oboru spektra. K tomuto jevu ovšem dojde pouze v případě malé rychlosti srážky - kolem 10 km s−1. Předpokládá se, že teplota povrchu tělesa po srážce setrvá při teplotě 2000 K po dobu několika tisíc let (impakty na větší tělesa budou svítivější, ale krátkodobější).

  • V minulosti jsme několikrát u hvězd spektrálních typů F až G pozorovali supererupce o energiích 102 × 107 krát větších, než největší erupce pozorované na Slunci. Jednou z možných příčin těchto erupcí, trvajících hodiny až dny, je rekonekce magnetických polí centrální hvězdy a velmi blízko obíhající planety typu Jupiter. Nicméně souvislost mezi supererupcemi a přítomností krátkoperiodických Joviálních planet nebyla dosud prokázána.


 
 
OBSAH Hnědí trpaslíci Hvězdy Závěrečná stádia hvězd