Venus Transit 2004

• Zde se nacházíte: Přechod Venuše 2004 > Teorie > E1 - Pátrání po extrasolárních planetách
Přeskočit navigaci

E1 - Pátrání po extrasolárních planetách

Zde si můžete stáhnout tento dokument v PDF [129kB].

Přechod Venuše ukazuje způsob, jak objevovat extrasolární planety kolem jiných hvězd.

Proč je dobré se zajímat o jiné planety?

Je samozřejmě přirozené se zajímat o to, zda existuje život jinde než na Zemi. Takovou otázku položil již Epikuros 300 let př. n. l. Hérodotovi, ten však takovouto myšlenku odmítl. Život se může vyvíjet do odlišných forem, než jaké známe na Zemi. Důležité je rozhodnutí, kde začít hledat. Aby byl výzkum efektivní, začneme hledat charakteristické rysy známé z našeho prostředí, tj. dostatek vody a stálý zdroj světla. Pro takové prostředí je vhodná planeta s pevným povrchem (nebo kapalným) a ve správné vzdálenosti od hvězdy. Takovéto planety nazýváme obyvatelnými.

Jako první krok je nutné objevit nový planetární systém. Vznikají se další otázky, například:

Jak objevit další planetární systém

Nejlepší metodou by bylo vyfotografovat přímo planetární systém u hvězdy. To by také umožňovalo zjistit, jaké barvy planety mají, to znamená možnost odvodit charakteristiky jejich atmosfér a povrchu a objevit známky možného života. Bohužel to není v současné době možné realizovat, neboť hvězdy září miliardkrát více a planety zanikají v jejich záři. Takovéto snímky by měly být dostupné kolem roku 2007, kdy by měly být k dispozici nové přístroje.

Nepřímé metody

  1. Poruchy pohybu hvězdy vlivem planety (měření radiálních rychlostí)

    Pokud obíhá planeta kolem hvězdy, vevskutečnosti pozorujeme pohyb těžiště soustavy planeta-hvězda. Pohyb hvězdy, který chceme objevit, je periodický a je možné ho popsat zákonem těžiště

    a = A * m / M

    kde A je vzdálenost mezi hvězdou a planetou, m je hmotnost planety a M je hmotnost hvězdy.

    To má za následek možnost měření tří periodických variací:

    1. Radiální rychlost hvězdy V (složka rychlosti hvězdy v zorném paprsku hvězda – pozorovatel). Amplituda takovýchto změn je 13 m/s pro planetu podobnou Jupiteru nacházející se ve vzdálenosti 5 astronomických jednotek od hvězdy.
    2. Vzdálenost hvězda – pozorovatel (měření variací času příchodu periodických signálů od hvězdy, jako například u pulzujících hvězd).
    3. Pozice hvězdy na obloze (tzv. astrometrická metoda), tj. doba oběhu páru hvězda – planeta kolem společného těžiště.

  2. Změny svítivosti hvězdy (přechod – zákryt)

    Planeta během oběhu kolem hvězdy ji může dočasně zakrýt. Tím poklesne jasnost hvězdy. To je vlastně případ přechodu planety Venuše přes sluneční kotouč. I když je to trochu jiná situace: v tomto případě uvidíme přímo kotouček planety Venuše na slunečním disku, zatímco v případě extrasolární planety by bylo možné pozorovat malý pokles svítivosti mateřské hvězdy.

    Pokles svítivosti je úměrný velikosti plochy zakrývající planety. Pokles svítivosti hvězdy v případě zákrytu planetou velikosti Jupiteru je 1 %, v případě planety velikosti Země 0,01 %. Nevýhodou této metody je malá geometrická pravděpodobnost (p = R/A, kde R je poloměr hvězdy), že dráha planety bude orientována přes disk hvězdy směrem k pozorovateli.

    Tato pravděpodobnost je kolem 0,5 % pro planetu ve vzdálenosti 1 AU od hvězdy, jinými slovy, kdyby všechny hvězdy měly planetu ve vzdálenosti 1 AU, pak bychom mohli pozorovat asi 200 přechodů. Kdyby 10 % hvězd mělo jednu planetu ve vzdálenosti 1 AU, pak kdybychom chtěli objevit 10 planet, museli bychom sledovat fotometricky 20 000 hvězd.

Odhad objevů

Metodou měření radiálních rychlostí byly objeveny 103 planetární systémy (stav k listopadu 2003), ze kterých je 13 vícenásobných, tudíž bylo objeveno 118 planet. Pozorování ukazují, že přinejmenším 7 % hvězd je doprovázeno alespoň jednou planetou. Pokud tento předpoklad extrapolujeme na celou Galaxii, mělo by se v ní nacházet asi 7 miliard planet. Mnoho objevených planet má hmotnosti od 36 hmotností Země do 13 hmotností Jupiteru. Dolní limit je ohraničen přesností použitých přístrojů. Horní limit je dán definicí, kdy je objekt ještě považován za planetu. Pokud má objekt hmotnost větší než 13 Jupiterů, probíhají v centru termonukleární reakce, tudíž je to hvězda. Vzdálenosti objevených planet od hvězd se pohybují od 0,02 AU. Je zajímavé, že polovina zjištěných drah planet jsou spíše eliptické (s velkou výstředností), zatímco v naší sluneční soustavě skoro všechny planety (kromě Merkuru a Pluta) obíhají po kvazi-kruhových drahách. Tento jev nebyl doposud vysvětlen.

Mezi 118 planetami objevenými metodou radiálních rychlostí je jedna (HD 209458 b), která zakrývá hvězdu každé 4 dny. Tyto zákryty byly pozorovány pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu. Spektroskopická pozorování těchto zákrytů hvězdy planetou poskytla údaje o chemickém složení její atmosféry. Je také nutné připomenout planetu OGLA-TR-56 b, která byla objevena metodou přechodu (a později byl objev potvrzen i měřením radiálních rychlostí). V tomto případě se přechody opakují každých 30 hodin a je otázkou, zda je interpretace pozorování správná, neboť poloměr dráhy vychází na pět poloměrů Slunce.

Ve všech případech nově objevených planet se jedná o obří planety a nezdá se pravděpodobné, že by na nich mohly existovat formy života známé ze Země.

Další vývoj pátrání po planetách

V nadcházejících letech se budou observatoře věnovat vývoji programů na výzkum vzdálených planet metodou měření radiálních rychlostí (spektroskopie), na přechody planet (zákrytu) a na astrometrii. Souběžně s tím je možné očekávat velké žně objevů pomocí dalekohledů na oběžné dráze, ať už fungujících, nebo těch, které se plánují:

Odpověď na starou antickou otázku můžeme tedy očekávat kolem roku 2020.

Pokud se chcete dozvědět více informací, můžete navštívit stránky http://www.obspm.fr/encycl/books.html nebo stránky pařížské observatoře – Extrasolar Planets Encyclopaedia.