Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 11 (vyšlo 15. března, ročník 17 (2019)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Cheops a vzdálené světy

Rudolf Mentzl

Začátek éry objevování planetExoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první exoplaneta u pulzaru byla detekována v roce 1992, první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena až v roce 1995. Do srpna 2018 bylo nalezeno přibližně 3 800 exoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci. mimo naši Sluneční soustavu spadá do konce minulého tisíciletí. Od těch dob vykazuje graf počtu objevených extrasolárních planet křivku, která nezapře svůj vzor v exponenciále. K dnešnímu dni čítají seznamy exoplanet zhruba čtyři tisíce položek. Jakkoli byla po prvních objevech média zaplněna zprávami o nových světech, dnes pátrání přešlo v rutinní záležitost. Čtvrt století po prvních objevech se pomalu dostáváme do éry, kdy nás více než počet začíná zajímat kvalita. Rádi bychom věděli, jaké jsou planetyPlaneta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. z geologického hlediska. Potřebujeme zjistit více o hustotě, složení, o atmosféře. Pátrání to nebude jednoduché, nicméně první vlaštovka vylétne z hnízda co nevidět. Jmenuje se CHEOPS.

Sonda

Rozmístění komponent na sondě. Tepelný štít se solárními články
a vlastní dalekohled. Zdroj: ESA.

Tranzit – přechod nebeského tělesa přes jiné těleso. Příkladem může být situace, kdy z místa pozorovatele přechází (většinou opakovaně) exoplaneta přes mateřskou hvězdu. Klíčovými parametry tranzitu jsou: počátek tranzitu (vstup), střed tranzitu, konec tranzitu (výstup) a hloubka tranzitu neboli pokles magnitudy pozorovaného tělesa způsobený přechodem.

Sekundární zákryt – období, kdy je těleso, například exoplaneta, ukryto za hvězdou. Je charakteristické poklesem jasnosti soustavy.

Horké jupitery – exoplanety s hmotností srovnatelnou nebo větší, než má planeta Jupiter, ale podstatně menší vzdáleností od mateřské hvězdy (přibližně 0,015 až 0,5 au).

Horké neptuny – exoplanety s hmotností srovnatelnou nebo větší, než má planeta Neptun, ale podstatně menší vzdáleností od mateřské hvězdy (přibližně 0,015 až 0,5 au).

Superzemě – exoplaneta s hmotností menší než desetinásobek hmotnosti Země. Některé prameny tuto hranici posouvají na pouhý dvojnásobek hmotnosti Země.

Heliosynchronní dráha – geocentrická dráha, která kombinuje výšku a sklon takovým způsobem, že satelit prochází nad určeným místem povrchu Země vždy ve stejném slunečním čase. Na této oběžné dráze může být satelit neustále osvícen Sluncem.

Jak se hledají exoplanety

Do dnešního dne bylo vyvinuto a úspěšně odzkoušeno několik metod detekce exoplanetExoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první exoplaneta u pulzaru byla detekována v roce 1992, první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti byla objevena až v roce 1995. Do srpna 2018 bylo nalezeno přibližně 3 800 exoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci.. Některé vycházejí z prostého faktu, že obíhající planeta vychyluje centrální hvězdu. Při vhodném geometrickém uspořádání se pak hvězda polovinu oběhu k ZemiZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru. přibližuje a polovinu vzdaluje. Mluvíme o změně radiální rychlosti. Nevýhoda metody je zjevná. Měření je závislé na sklonu oběžné dráhy ke směru k pozorovateli. Bez znalosti tohoto úhlu můžeme určit pouze minimální hmotnost planety.

Radiální rychlost lze změřit pomocí Dopplerova efektuDopplerův jev – změna frekvence vlnění při vzájemném pohybu zdroje a pozorovatele. Přibližuje-li se pozorovatel ke zdroji, naměří vyšší frekvenci, než když se vzdaluje. Může jít o zvukové, elektromagnetické i jakékoli jiné vlnění. Jev poprvé popsal rakouský matematik a fyzik Christiaan Doppler (1803–1853), který část svého krátkého života strávil jako profesor pražské Polytechniky, předchůdkyni dnešního ČVUT v Praze., typicky pomocí posunu spektrálních čarSpektrální čáry – ostře ohraničené linie ve spektru, které vznikly emisí fotonu v daném prostředí (světlé, tzv. emisní čáry) nebo absorpcí fotonu (tmavé, tzv. Fraunhoferovy čáry).. Spektrální čáry hvězdy mění periodicky svou vzdálenost od čáry referenčního paprsku, čímž prozradí obíhajícího souputníka. Tato metoda patří v současné době k nejoblíbenějším. Metodu proslavil objev exoplanety 51 Pegasi v roce 1995. Dopplerův efekt se však může projevit i jinak, než jen změnou vlnové délky světla. Obíhá-li planeta kolem zdroje měnícího pravidelně svou jasnost, má radiální rychlost vliv na délku periody záblesků. Dostatečně pravidelný signál poskytují pulzaryPulzar – neutronová hvězda, jejíž magnetická a rotační osa nemají shodný směr. Zářící oblasti v magnetických pólech hvězdy díky rotaci vytvářejí pro pozorovatele majákovým efektem pulzy, zpravidla radiové, výjimečně až rentgenové či gama. První pulzar byl objeven v roce 1967 Jocelyn Bellovou (dnes Jocelyn Bell Burnell) pod vedením Anthony Hewishe.. Již v roce 1992 padlo podezření na podvojný pulzar PSR B1620-26 (kulová hvězdokupaKulová hvězdokupa – systém obsahující statisíce až miliony hvězd, držený pohromadě gravitací. Hvězdy v kulových hvězdokupách neobsahují prakticky žádné těžší prvky, a jsou proto velmi staré, nezřídka 12 až 13 miliard roků. Vznikly z prvotního plynu – vodíku a hélia v zárodcích budoucích galaxií. Většina kulových hvězdokup, které pozorujeme, je součástí naší Galaxie. Nejsou vázány na plochý podsystém, ale na celé galaktické haló. M4 ve Štíru, 1,8 kpc). Zdálo se, že je kromě bílého trpaslíkaBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. doprovázen ještě hnědým trpaslíkemHnědý trpaslík – hvězda s tak malou hmotností (13÷80 MJ), že teplota v nitru nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×106 K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace a tím i nárůstu teploty zabrání elektronová degenerace. Od planet se liší tím, že vzniká kontrakcí zárodečné mlhoviny (planeta vzniká akrecí v periferní oblasti) a emituje po dobu několika miliard let viditelné světlo (planeta září v IR). nebo obří exoplanetou.

Současné detektory jsou již schopny v některých případech zachytit i odražené světlo exoplanet a zprostředkovat tak přímé pozorování. Problematický je velký rozdíl mezi jasností hvězdy a její oběžnice. Světlo hvězdy obyčejně přístroj zahltí a svit planety se ztratí v šumu. Kromě klasické metody zastínění hvězdy koronární clonkou se velice úspěšně prosazuje interferenčníInterference – skládání vln z několika zdrojů. V daném místě se sčítají amplitudy vln. Jsou-li v protifázi, dojde k zeslabení výsledné vlny (destruktivní interferenci). Jsou-li ve fázi, dojde k zesílení výsledné vlny (konstruktivní interferenci). V detekčním přístroji se detekuje intenzita vlny, která je kvadrátem amplitudy. metoda. Obraz hvězdy je skládán ze dvou dalekohledů tak, aby díky destruktivní interferenci světlo hvězdy zmizelo. Díky krátké vlnové délce dochází k destruktivní pouze v místě hvězdy. Světlo planet v jejím okolí může být dokonce zesíleno. Touto metodou byly vyfotografovány nejen některé exoplanety (například u hvězdy β Pictoris), ale i zárodečný protoplanetární disk (u téže hvězdy).

V roce 1998 se podařilo objevit exoplanetu metodou gravitačních mikročoček. Za výjimečných okolností může hvězda, exoplaneta a pozorovatel na krátko zaujmout takové postavení, že díky ohybu světla v gravitačním poli exoplanety dojde k efektu gravitační čočkyGravitační čočka – efekt gravitační čočky předpověděl v roce 1924 ruský fyzik Orest Chvolson a v roce 1936 Albert Einstein. Hmotný objekt (zpravidla velká galaxie) ležící mezi zdrojem záření a pozorovatelem zakřivuje světelné paprsky podobně jako skleněná čočka v laboratoři. Jsou-li objekty dokonale na přímce, vznikne jako obraz vzdálené galaxie tzv. Einsteinův prstenec. Jsou-li objekty mimo osu, vznikne buď oblouk, několikanásobný obraz nebo zdeformovaný obraz vzdálené galaxie či kvazaru. První gravitační čočka byla objevena v roce 1979.. Pozorovatel v tu chvíli zaregistruje náhlé zjasnění hvězdy. Nevýhodou této metody je především vzácnost a neopakovatelnost úkazu.

Okrajovou metodou hledání exoplanet je jejich objevování v období vzniku planetárního systému. Je to éra bohatá na vzájemné srážky, které na sebe upozorní zvýšeným vyzařováním v infračervené oblasti spektraInfračervené záření – elektromagnetické záření s delší vlnovou délkou, než má viditelné světlo, v rozsahu od 0,75 μm do 400 μm. Infračervené záření objevil v roce 1800 William Herschel při rozkladu slunečního světla hranolem. Zjistil, že za červenou barvou existuje další záření, které zahřeje teploměr. IR záření využíváme v infrazářičích, v infralampách, při infraterapii, v dálkových ovladačích, v termovizi, v čidlech na zloděje, v dálkových teploměrech a při dálkovém průzkumu Země. V astronomii se využívá IR záření k výzkumu meziplanetární hmoty, planetárních atmosfér, plynu a prachu v galaxiích, hnědých trpaslíků, červených veleobrů, exoplanet, protoplanetárních disků a mlhovin. IR záření prochází zemskou atmosférou jen částečně, v tzv.oknech.. Není to metoda, která by přinesla mnoho poznatků o oběžných drahách planet, ale je ceněna jako zdroj informací o tom, jak vzniká planetární systém.

Poslední (nicméně velice úspěšnou) odladěnou (rok 1999) metodou je metoda fotometrickáFotometrie – část astronomie zabývající se zkoumáním a porovnáváním světla z různých zdrojů z hlediska jeho působení na lidský zrakový orgán. Sledované fotometrické veličiny, například jasnost, světelný tok nebo osvětlení zohledňují vedle vlastností dopadajících fotonů fyziologii našeho zraku.. Její použití je omezeno jen na exoplanety obíhající v rovině procházející pozorovatelem. Pouze pak se planeta při oběhu dostává mezi pozorovatele a hvězdu. V tu chvíli dochází k poklesu jasnosti hvězdy, protože je částečně zastiňována planetou. Sonda KeplerKepler – sonda NASA z roku 2009 určená především pro vyhledávání exoplanet. Na palubě má Schmidtův dalekohled o průměru 1,5 metru a fotometr složený z 42 CCD čipů. Pozoruje fixní výsek oblohy v souhvězdí Labutě o průměru 12°. V roce 2012 byla mise prodloužena do roku 2016. V roce 2013 nastala porucha na mechanické části, kvůli které byla činnost dalekohledu dočasně pozastavena. Oprava se ukázala nemožná, proto došlo k výrazné modifikaci pozorovacích programů a mise s jinými než původně plánovanými objekty pokračuje dál. touto metodou objevila více než 2000 exoplanet. Metodu sledování přechodu exoplanet přes hvězdný disk bude využívat také družice CHEOPS.

Tranzit

Pokles jasnosti hvězdy při tranzitu planety Zdroj: Aldebaran.

Poslání sondy

Pokud měl název mise CHEOPS asociovat účel sondy, pak jeho autoři patrně útočí na ukryté vrstvy podvědomí spojené s kulturním dopadem díla pana DänikenaErich von Däniken – dědek ufologickej.. Skutečné poslání je skryto v rozepsaném akronymu CHaracterizing ExOPlanet Satellite. Sonda se zaměří na planety již objevené a proměřené. Výstižněji, proměřené pokud možno jinou metodou. Nebude tedy pouze zpřesňovat naměřené údaje, ale bude je vhodně doplňovat. Autoři projektu si slibují, že sloučením těchto údajů zjistíme skutečnou hmotnost planet, jejich poloměr a následně i hustotu. Z těchto údajů se pak dá i usuzovat na percentuální zastoupení vody, což je informace nejenom významná vědecky, ale zároveň velice blahodárně působící na sluchový aparát penězodárců.

Fotometrická čidla při přechodu planety přes hvězdný disk (tzv. tranzit) nezaznamenají pouhý pokles jasnosti ve smyslu jednorázové události. Naměřená křivka má charakteristický profil a nese mnoho důležitých informací. Předně je tu délka impulsu (v nějakém poměru k oběžné době planety), pak strmost náběžné a závěrné hrany, hloubka impulsu a velikost dolního plata. Všechny tyto hodnoty nás informují o způsobu, jakým planeta přechází přes okraj hvězdného disku. Odtud lze již určit například sklon oběžné dráhy vůči pozorovateli. To je hodnota, která astronomům schází při zjišťování hmotnosti pomocí změn radiální rychlosti hvězdy.

Tvar náběhové a závěrné hrany může být také ovlivněn případnou atmosférou planety. Deformace fotometrické křivky způsobené tímto fenoménem jsou samozřejmě téměř na úrovni šumu, proto se bude CHEOPS zaměřovat hlavně na jasnější hvězdy. Astronomové nevylučují, že za příznivých okolností by bylo možné zjistit i nepravidelnosti povrchu, jako jsou obří hory.

Fotometrická křivka je zajímavá nejen v době tranzituTranzit – přechod nebeského tělesa přes jiné těleso. Příkladem může být situace, kdy z místa pozorovatele přechází (většinou opakovaně) exoplaneta přes mateřskou hvězdu. Klíčovými parametry tranzitu jsou: počátek tranzitu (vstup), střed tranzitu, konec tranzitu (výstup) a hloubka tranzitu neboli pokles magnitudy pozorovaného tělesa způsobený přechodem.. Planeta, jako každé těleso, které svítí pouze odraženým světlem, vykazuje fázi, a tím se podílí na celkovém jasu soustavy. V době mimo tranzit vlastně měříme její albedoAlbedo – míra odrazivosti povrchu tělesa. Jde o poměr dopadajícího a odraženého elektromagnetického záření vyjádřený zpravidla v procentech nebo desetinných číslech. Pokud není specifikováno jinak, jde o viditelné světlo a kolmý dopad. Například albedo sněhu je 90 % (0,9), Země 31 % (0,31) a Měsíce 12 % (0,12). a odtud už je velice blízko k úvahám o složení povrchu. Při dostatečně citlivých senzorech bychom mohli objevit i netranzitující planetu. Stačí, když bude její dráha skloněna natolik, aby planeta vykazovala dostatečný rozdíl mezi nejmenší a největší fází.

Úkoly sondy se dají rozdělit do tří kategorií.

Jsou-li tam žáby taky

Ambice sondy CHEOPS jsou opravdu široké. Její měření ovlivní planetární geologii zrovna tak jako teorii o migraci planet nebo třeba i úvahy o genezi naší Sluneční soustavy. V ohnisku zájmu odborné i laické veřejnost se bezesporu ocitnou planety podobné ZemiSuperzemě – exoplaneta s hmotností menší než desetinásobek hmotnosti Země. Některé prameny tuto hranici posouvají na pouhý dvojnásobek hmotnosti Země.. Z dosavadních měření máme jen velice chabou představu o vztahu mezi průměrem a hmotností planet v hmotnostním rozmezí 1 až 20 MS. Neočekává se nějaká jednoduchá závislost, ale spíš velký rozptyl hustot reflektující různé podmínky při vzniku a vývoji planetárního systému. Předpokládá se, že při vzniku planety musí jádro nejprve dosáhnout jisté kritické hmotnosti, než bude schopno udržet plynný obal. Právě proto je tak důležité stanovit střední hustotu planet. Z této hodnoty budeme schopni stanovit dolní mez pro hmotnost plynného obalu. Z grafu závislosti poměru hmotnosti plynné a pevné složky na velikosti a hmotnosti planety je vidět, že už při malém nárůstu hmotnosti atmosféry musí být na povrchu planety tlaky neslučitelné se životem, tak jak ho známe ze Země.

Poměr hmotnosti plynné a pevné složky

Poměr hmotnosti plynné a pevné složky v závislosti na poloměru planety.
Zdroj: Daniel Marín.

Kdy poletíme a co s sebou

Sonda CHEOPS je poměrně malá, vešla by se do krychle o hraně 1,5 metru. Sluneční štít zastiňující polovinu sondy je pokrytý slunečními bateriemi, což je více než dostačující zdroj pro požadovaných 60 W kontinuální spotřeby. Z druhé strany sondy hledí do otevřeného vesmíru dalekohled o průměru 30 cm. O stabilitu se stará systém AOCS (Attitude and Orbit Control System), který za deset hodin pozorování nedovolí větší výchylku, než 4″.

Nosná raketa Sojuz usadí sondu na heliosynchronní dráhuHeliosynchronní dráha – geocentrická dráha, která kombinuje výšku a sklon takovým způsobem, že satelit prochází nad určeným místem povrchu Země vždy ve stejném slunečním čase. Na této oběžné dráze může být satelit neustále osvícen Sluncem.perigeemPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro Jupiter perijovum, pro Saturn perikronum, pro Mars periareion a pro hvězdu periastrum. ve výšce 700 km. Rovina oběžné dráhy je zvolena tak, aby byla sonda neustále osvětlena Sluncem. Tím se zajistí nejen neustálý přísun energie, ale omezí se i tepelné šoky spojené s přechody do a ze stínu Země.

Start z kosmodromu v Kourou je naplánován již na 15. říjen až 14. listopad letošního roku. Společnost v prostorách nosné rakety bude sondě dělat družice z italské satelitní sítě Cosmo-SkyMed. Všemi kontrolami vědeckých zařízení i pointační základny zatím družice prošla na výbornou, na cestu svítí zelená. Nezbývá než popřát, aby při tom zůstalo.

Animace tranzitu planety. Zdroj: YT/Miguel Angel Queiruga Dios.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage