Michal Švanda: Exoplanety
Trocha historie
Dávno je tomu, co lidé znali jen pět "bloudivých" hvězd, nejjasnějších planet naší Sluneční soustavy - Merkur, Venuši, Mars, Jupiter a Saturn. S vynálezem dalekohledu se jejich počet nepatrně zvětšil. V roce 1781 přibyl do tehdejších ročenek Uran, v roce 1846 pak Neptun. Teprve v roce 1930, až 300 let po vynálezu dalekohledu, byla objevena planeta ve Sluneční soustavě poslední - a to Pluto, o kterém se dodnes vedou dohady, zda jde vůbec o planetu (některé jeho vlastnosti tomu nenaznačují).Není tomu však tak dávno, co se vážně uvažovalo o existenci desáté planety X. Argumentem pro její dosavadní nespatření měla být její obrovská vzdálenost a nízká povrchová teplota, pro její existenci naopak hovořily odchylky ve vypočtené a pozorované dráze Pluta. Dnes již víme, že žádná taková planeta neexistuje a na 99% ani existovat nebude a výchylky Pluta z "jízdního řádu" lze vysvětlit i jinak, například mocným gravitačním vlivem všech velkých planet.
Nutno ovšem dodat, že planet jsme mohli mít jedenáct. Pakliže v případě planety X měla být příliš daleko, jedenáctá planeta, která dokonce dostala - ač nespatřena - své jméno - Vulkan (ale i planeta X měla svá označení - například Transpluto; známý sci-fi spisovatel A. C. Clarke ve svém Návratu Rámy ji dokonce s jistotou pojmenoval jako Persefonu), se měla pohybovat tak blízko Slunce, že by byla opět nespatřitelná. Ani pokusy hledačů Vulkanu neuspěly a tak se musíme spokojit sice s menším počtem planet, ale i tak dost rozmanitých.
Ve čtvrtém století před naším letopočtem žili dva řečtí filosofové: Aristoteles a Epikuros. Oba dva se zabývali možností existence planet u jiných hvězd. Zatímco Epikuros prohlašoval, že ve vesmíru musí být tisíce jiných planetárních světů, Aristoteles prohlásil Zemi za jedinečnou a za střed vesmíru. A protože měl Aristoteles tenkrát mnohem větší autoritu, téměř 2000 let nikoho ani nenapadlo, že by to mohlo být jinak. Během 15. a 16. století začali astronomové rozumět řádu ve Sluneční soustavě, rozhodující slovo na tom měly práce Mikuláše Koperníka a Jana Keplera.
V následujících stoletích vyvinuli vědci teorii vzniku planet kondenzací z prachoplynového disku. Poznali, že Slunce je jen jednou ze 150 miliard v naší Galaxii. A položili si otázku: Je Mléčná dráha hustě obydlena inteligentními bytostmi, nebo je to jen pustá poušť s několika málo planetami? Nicméně kdosi prohlásil, že "kdybychom byli ve vesmíru sami, bylo by to strašné plýtvání místem". Když se stala teorie vzniku planet a hvězd všeobecně uznávanou, nutně vyvstanula otázka, proč by v tomto ohledu mělo být Slunce jedinečné. Vždyť všude ve vesmíru se nacházely hvězdy, které vznikly z mračna prachu. To, že při tvorbě hvězd mohou vznikat planety bylo jasné - důkazem bylo devět planet kolem Slunce a k podobným závěrů dospěly i experimenty na počítačích. A tak bylo jen otázkou času, kdy bude objeveno těleso, které však nebude možno mezi hvězdy zařadit.
Již od začátku bylo jasné, že detekce takových těles bude velmi obtížná. Planety jsou tělesa velmi malá a chladná, tudíž je nelze přímo pozorovat na tak velké vzdálenosti, které mezi hvězdami ve vesmíru panují. A i kdyby to bylo teoreticky možné, byl by svit planety beznadějně přezářen blízkou mateřskou hvězdou.
Ale přece jsme se dočkali.
5. října 1995 oznámili na konferenci ve Florencii dva švýcarští astronomové (Michael Mayor a Didier Queloz) ze ženevské observatoře, že objevili planetu u hvězdy podobné Slunci - 51 Pegasi. Od té doby exoplanety přibývají velmi rychlým tempem.
Kde hledat planety?
Existence devíti planet u hvězdy zvané Slunce vedla astronomy k předpokladu, že kolem podobných hvězd by také mohly obíhat planety. Proto se zaměřili především na vyhledávání takových stálic. B. Fesenko prověřil v roce 1994 hvězdy jasnější 7,2 magnitud na severní obloze. Mezi 10 700 hvězdami našel 116 hvězd velmi podobných Slunci (podobných hmotností, povrchovou teplotou, chemickým složením, svítivostí a stářím). Pro zajímavost, Slunci nejpodobnější hvězda je 18 Scorpii viditelná pouhým okem (5,5 magnitud) vzdálená od Země 55 světelných let. Je jen o málo starší než Slunce a vyzařuje jen asi o 5% více energie.
Planety vznikají kondenzací z prachoplynových disků. Ten má tu vlastnost,
že částečně pohlcuje intenzívní záření mateřské hvězdy, ohřívá se a vyzařuje
záření infračervené. Hvězda samotná však příliš infračerveného záření nevydává.
V roce 1983 prováděla výzkum vesmíru v infračervené oblasti kosmická družice IRAS a na celé obloze našla asi 40 hvězd do vzdálenosti 80 světelných let s přebytkem infračerveného záření. V souboru se nachází například Vega ze souhvězdí Lyry, Beta Pictoris nebo Fomalhaut ze souhvězdí Jižní ryby. U těchto hvězd se předpokládá existence prachoplynového disku a kromě toho i oblaku komet nebo planetek podobnému Oortově oblaku.
Dnes se k pátrání po vznikajících planetárních soustavách využívá Hubbleův kosmický dalekohled. Díky němu bylo v roce 1996 známo jen v mlhovině M42 v Orionu, v níž v současnosti probíhá bouřlivá tvorba hvězd, již 153 jasných protoplanetárních disků.
Prachoplynové disky se v principu objevují především kolem hvězd s hmotností Slunce nebo menší. Velké hvězdy totiž svým intenzívním hvězdným větrem celý disk rozfoukají a zabrání tak vzniku planet. I to je dalším z důvodů, proč hledat planety právě u hvězd podobných Slunci.
Protoplanetární disky kolem mnoha hvězd nesahají až ke hvězdě a kromě toho jsou ve vnitřních částech často asymetrické. To může být způsobeno již zkondenzovanými planetami nebo jejich zárodky, které ve svém okolí vysbíraly prach.
Osamocená hvězda je ve vesmíru však spíše vyjímkou. Mohou existovat planety ve vícenásobných systémech? Teorie ukazuje, že tomu nic nebrání. Často diskutovanou soustavou je po Slunci nejbližší hvězdný systém Alfa Centauri. Výpočty ukázaly, že planety mohou mít své stabilní dráhy u každé z hvězd, jestliže jsou do 3 AU od mateřské hvězdy. Nebo může obíhat kolem hvězd obou, pokud bude mít trajektorie poloměr alespoň 70 AU. A skutečně byly planety ve vícenásobných systémech objeveny, například v dvojhvězdné soustavě Gliese 86.
Paradoxně lze hledat planety i u hvězd velmi málo příznivých pro život - u bílých trpaslíků nebo neutronových hvězd-pulsarů či dokonce i černých děr. Vědci se shodli v názoru, že kamenná jádra terestrických planet mohou přežít i rozepnutí hvězdy do fáze červeného obra a následně pak obíhat kolem chladnoucího bílého trpaslíka. Podobně se kolem hvězd neutronových nebo kolem černých děr mohou vytvořit z materiálu zbylého po výbuchu supernovy tzn. planety druhé generace, přičemž původní planety (pokud existovaly) byly výbuchem pravděpodobně úplně zničeny.
Faktem je, že již nejméně u dvou pulsarů planety objeveny byly. Pulsar je zhroucená hvězda, která vysílá ve dvou úzkých proudech intenzívní rádiové záření. A protože rychle rotuje, stává se zdaleka viditelným radiovým majákem, velmi přesnými radiovými hodinami. U nejméně dvou pulsarů však bylo zjištěno, že se někdy jaksi opožďují, jindy zase předbíhají. Po zdravé úvaze bylo rozhodnuto, že pulsary musí mít nějakou oběžnici, která s mateřským tělesem obíhá kolem společného těžiště a radiový signál tak pokaždé potřebuje jiný čas k překonání měnící se vzdálenosti.
Metody objevování planet
Metod detekce planet je několik.- Astrometrická metoda: Z Newtonova gravitačního zákona vyplývá, že planeta nikdy neobíhá kolem hvězdy, ale obě tělesa obíhají kolem sebe navzájem, přesněji kolem společného těžiště. I když druhé těleso nevidíme, jeho gravitační vliv je dobře patrný. Vlastní pohyb mateřského tělesa po obloze není přímočarý, ale vlnitý. Z periody a amplitudy lze vypočítat hmotnost obíhajícího tělesa (nebo těles) a z třetího Keplerova zákona i jeho (jejich) oběžnou periodu a oběžnou vzdálenost. Nevýhodou je, že tuto metodu lze použít pouze pro menší vzdálenosti a dostatečně hmotná tělesa. Například trajektorie našeho Slunce (způsobená především Jupiterem) pozorovatelná ze vzdálenosti 30 světelných let by měla amplitudu sinusoidy řádově v miliontinách stupně. Sotva bylo takto objeveno první těleso - bílý trpaslík Sirius B, stala se velmi populární. Holanďan Van den Kamp ji používal v letech 1938 až 1968 a proměřoval velmi blízkou Barnardovu hvězdu. Z analýzy 3156 fotografií pak usoudil, že kolem hvězdy obíhají dvě planety ve vzdálenostech 2,8 a 4,7 AU v periodách 16 a 26 let o hmotnostech 0,7a 1,0 hmotnosti Jupitera. Pozorování této hvězdy se však věnovali i další astronomové, ale ti již Van den Kampův objev nezopakovali. Van den Kamp tedy pravděpodobně přecenil přesnost svých měření. Astrometrickou metodou byly objeveny planety například u 61 Cygni nebo HD 114762 ve Vlasech Bereniky.
- Změna radiálních rychlostí: Existence dalšího tělesa obíhajího kolem hvězdy způsobuje při vhodném sklonu oběžné dráhy její střídavé přibližování a vzdalování od Země. Při pohybu vybrané hvězdy prostorem se v jejím spektru projeví Dopplerův efekt. Když se hvězda pohybuje směrem k nám, posouvají se čáry spektra k modré oblasti, pakliže se zrovna pohybuje od nás, čáry "červenají". Posouvání čar ve spektrech se pak opakuje s určitou periodou, která vzniká složením period obíhajících těles. Tvar křivky závislosti červeného posuvu na čase zase prozrazuje důležité informace o excentricitě planetárních drah. Amplituda červeného nebo modrého posuvu pak závisí na rychlosti pohybující se hvězdy a souvisí také s hmotností obíhajících členů, pokud známe sklon oběžné dráhy, můžeme hmotnost vypočítat poměrně přesně. Výhodou této metody je, že ji můžeme použít na velmi velké vzdálenosti. Nevýhodou je, že aby byl tento jev pozorovatelný a dostatečně přesně proměřitelný, musí rovina oběžné dráhy protínat Zemi, nebo k ní být jen málo skloněna. Právě touto metodou byla objevena 51 Pegasi b.
- Gravitační mikročočky: Tento jev nastane v okamžiku, kdy se mezi pozorovatele a vzdálenou hvězdu dostane další těleso, které ani nemusíme vidět. V důsledku relativistických efektů se vytvoří nový obraz vzdálené stálice, přesněji prstýnek obrazů kolem skutečné polohy. Protože se však tělesa ve vesmíru pohybují, trvá taková situace jen několik týdnů. Mikročočka způsobí též pozvolný nárůst jasnosti vzdálené stálice a posléze i její pokles. Z průběhu jasu pak můžeme vypočítat nejen hmotnost tělesa, které efekt mikročočky způsobilo, ale i jeho vzdálenost. Podstatné je, že pokud je mikročočka násobným systémem, na průběhu jasu se projeví všechny jeho složky (tedy včetně případných planet). Drobnou vadou na kráse je fakt, že měření již nebudeme nikdy moci zopakovat a pro existenci exoplanety je potřebné nezávislé ověření. Díky tomu již planetu také nemůžeme nadále studovat. A tak nám tato metoda dává spíše orientační přehled vhodný do statistik.
- Zákryt hvězdy planetou: Podobně jako u zákrytových dvojhvězd, i některé planetární systémy jsou orientovány tak šikovně, že se obě nebo více složek navzájem zakrývají. V okamžiku, kdy se planeta dostane mezi Zemi a mateřskou hvězdu, dojde k poklesu jasnosti hvězdy. Z amplitudy poklesu pak můžeme určit alespoň přibližně průměr planety (a odhadnout tak i její hmotnost). Takto byla možná objevena planeta u Bety Pictoris nebo u dvojhvězdy CM Draconis. V nedávné době byla však metoda vyzvednuta týmem Grega Henryho u hvězdy HD 209458, která se nachází v souhvězdí Pegase. U zmíněné hvězdy předpověděli na základě spektroskopických pozorování existenci exoplanety, která by mohla mít natolik šikovně skloněnou dráhu, že by mohla přejít přes disk hvězdy. Dokonce šel tým až tak daleko, že se odvážili předpovědět okamžik přechodu. V danou chvíli zaměřili na hvězdu automatický teleskop a skutečně se jim podařilo zpozorovat úbytek světla od hvězdy přicházejícího. Pokles byl natolik malý, že jej byl schopen zaznamenat pouze CCD čip. A tak byla poprvé skutečně přímo pozorována planeta u cizí hvězdy. Datum 7. listopadu 1999 vešlo tedy do dějin jako první pozorování planety u cizí hvězdy.
- Přebytek infračerveného záření: Podobně jako prachoplynové disky i planety pohlcují záření hvězdy, ohřívají se a tepelnou energii vyzařují v infračervené oblasti, kde hvězda podobná Slunci příliš nesvítí. Při pohledu na naši Sluneční soustavy by Jupiter byl výraznějším zdrojem tepelného záření než Slunce. Avšak i infračervené záření je podobně jako viditelné světlo obtížně detekovatelné.
- Z rychlosti rotace hvězdy: Ze spektra hvězdy lze určit mimojiné i její rotační periodu. Předpokládá se, že hvězdy, okolo nichž krouží planetární soustava, předaly část svého rotačního momentu právě svým planetám. U pomalu rotujících hvězd lze tedy usuzovat na planety, ale nejde o metodu příliš průkaznou a kromě toho nám vůbec nic neřekne o struktuře planetárního systému.
- Hudbou budoucnosti je přímé pozorování. Již dnes se plánuje stavba obrovských dalekohledů obíhajících daleko v prostoru Sluneční soustavy, které by měly být schopny některé planety přímo pozorovat a dokonce snad rozeznávat detaily na jejich povrchu (např. projekt Planet Imager).
- Všechno lze ale i obrátit. V současné době se provádí systematický výzkum, takže se postupuje i vylučovací metodou. V současné době je známo 21 hvězd, které s prakticky stoprocentní jistotou žádné planetární průvodce nemají.
Planeta nebo hnědý trpaslík?
Již z počátku objevované planety vědce šokovaly především svými zvláštními
drahami. Astronomové očekávali, že planetární drahy a dokonce planety samotné
budou podobné těm, co pozorujeme v naší Sluneční soustavě. Mnohokrát je
zarazila velká výstřednost dráhy planety. Ve Sluneční soustavě jsou planetární
dráhy téměř dokonalé kružnice. V několika případech planet (16 Cygni
Bb, HD 168443) se excentricita pohybuje kolem hodnoty 0,6, což
odpovídá spíše dráze kometární, u oběžnice hvězdy HD 89707 pak činí
dokonce 0,95 (!), což je velmi protáhlá elipsa.
Zřejmě ještě více šokovaly vědce planety samotné. Ve velké části případů byly příliš velké, jejich hmotnost dosahovala až osmdesát hmotností Jupitera. Takové těleso je přesně napůl cesty mezi hvězdou a planetou. Hvězda to není, protože v nitru takového tělesa neprobíhají termonukleární reakce, ale není to ani planeta, protože získává energii z jaderných reakcí (reakcí lithia s protony vzniká helium). Takový objekt řadíme mezi hnědé trpaslíky.
Hnědý trpaslík je vlastně nepovedená hvězda o hmotnosti mezi 10 a 80 hmotnostmi Jupitera a o svítivosti mezi 6x10-5 a 5x10-4 svítivosti sluneční. Pokud je jeho hmotnost větší než 13 hmotností Jupiteru, proběhne v jeho mládí omezená termojaderná reakce, která spotřebuje veškeré deuterium. Avšak i nadále hnědí trpaslíci září vlastním světlem, získávají energii z gravitačního smršťování. V atmosférách hnědých trpaslíků se kromě vodíku a helia objevují i pásy prachu a metanu a někdy dokonce voda či oxid uhelnatý. Povrchová teplota takových těles je pod 2000 K. Podstatné je, že zatímco hnědí trpaslíci vznikají podobně jako hvězdy gravitačním kolapsem oblaku plynu, planety se formují z materiálu, který obíhá mateřskou hvězdu.
Největším shromaždištěm dosud objevených hnědých trpaslíků je známá otevřená hvězdokupa M45 Plejády v Býku. Následující výčet známých hnědých trpaslíků rozhodně není úplný. Kromě zmíněných Plejád se jich několik známých nachází i v otevřené hvězdokupě M44 Jesličky v Raku nebo v mračnu kolem hvězdy Ro Ophiuchi - hlavně díky tomu, že se tam nejlépe hledají a v těchto oblastech se nachází nejvíce kandidátů.
| Hvězda | Spektrální typ | Vzdálenost (pc) | Hmotnost oběžnice (Jupiter=1) | Velká poloosa (AU) | Oběžná doba | e |
|---|---|---|---|---|---|---|
| HD 110833 | K3V | 17 | 17 | 0,8 | 240,04 d | 0,69 |
| BD-04 782 | K5V | ? | 21 | 0,7 | 240,92 d | 0,28 |
| HD 112758 | K0V | 16,5 | 35 | 0,35 | 103,22 d | 0,16 |
| HD 98230 | F8,5V | ? | 37 | 0,06 | 3,98 d | 0 |
| HD 18445 | K2V | ? | 39 | 0,9 | 554,67 d | 0,54 |
| HD 29587 | G2V | 45 | 40 | 2,5 | 3,17 let | 0 |
| HD 140913 | G0V | ? | 46 | 0,54 | 147,94 d | 0,61 |
| HD 283750 | K2 | 16,5 | 50 | 0,04 | 1,79 d | 0,02 |
| HD 89707 | G1V | 25 | 54 | ? | 198,25 d | 0,95 |
| HD 217580 | K4V | 18 | 60 | 1 | 454,66 d | 0,52 |
| Gliese 229 | M1/M2V | 6,7 | 40 | 40 | 200 let | ? |
Vyhledávací projekty
Ve světě v současné době pracuje přibližně dvacet vyhledávacích programů pozemských a jeden ve vesmíru (HST). Každý projekt se specializuje na jednu z metod vyhledávání planet, nejvíce pak na metodu radiálních rychlostí. Využívány jsou nejmodernější astronomické přístroje (např. Keck I a II, HST), po prvních úspěšných nálezech pátrání pokračuje ve zvýšené míře.Ještě mnohem více jich je v plánu, především pak ty vesmírné, které počítají s vypouštěním velkých dalekohledů až na dráhy mezi Marsem a Jupiterem. Takové dalekohledy by už byly teoreticky schopny vybrané planety zobrazit a zachytit snad i větší podrobnosti na jejich povrchu nebo v jejich atmosféře. S těmito projekty se ale počítá až do doby kolem roku 2010 (např. Planet Imager, Terrestrial Planet Finder nebo NGST).
Přehled exoplanet
| Hvězda | Označení oběžnice | Spektrální typ
Teplota |
Vzdálenost (sv. roky) | Svítivost
Hmotnost (Slunce=1) |
Hmotnost planety (Jupiter=1) | Perioda | Velká poloosa (AU) | e | Rok objevu |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| HD 114762 | b | F9V
5950 K |
132 | 1,68
0,75 |
11,02 | 84,0 d | 0,35 | 0,33 | 1989 |
| 51 Pegasi | b | G5V
5750 K |
50 | 1,32
1,05 |
0,44 | 4,223 d | 0,05 | 0,01 | 1995 |
| PSR B1257+12 | A
B C D |
Pulsar | ~1000 | ? | 3,5 Země
2,8 Země 0,015 Země 0,3 Země |
66,54 d
98,21 d 25,34 d 170 let |
0,36
0,47 0,19 40 |
0,02
0,024 0 ? |
1994
1991 1991 1996 |
| Tau Bootis | b | F9V
6550 K |
51 | 3,01
1,37 |
3,66 | 3,313 d | 0,04 | 0 | 1996 |
| Ro Cancri | b | G8V
5250 K |
41 | 0,61
0,95 |
0,85 | 14,66 d | 0,11 | 0,04 | 1996 |
| 47 Ursae Majoris | b | G1V
5800 K |
46 | 1,82
1,03 |
2,45 | 1086 d | 2,09 | 0,11 | 1996 |
| 16 Cygni B | b | G3V
5700 K |
70 | 1,33
1,00 |
1,67 | 803 d | 1,61 | 0,69 | 1996 |
| 70 Virginis | b | G4V
5500 K |
59 | 2,86
1,10 |
7,42 | 116,7 d | 0,48 | 0,4 | 1996 |
| Ro Coronae Borealis | b | G1,5Vb
5750 K |
57 | 1,8
0,89 |
1,1 | 39,6 d | 0,23 | 0,11 | 1997 |
| HD 187123 | b | G3V
5830 K |
156 | 1,35
1,0 |
0,57 | 3,097 d | 0,04 | 0,03 | 1998 |
| HD 217107 | b | G7V
5360 K |
64 | 1,32
0,96 |
1,3 | 7,1 d | 0,07 | 0,14 | 1998 |
| HD 195019 | b | G3IV-V
5600 K |
121 | 2,35
0,98 |
3,43 | 18,3 d | 0,14 | 0,05 | 1998 |
| Ross 780 | b | M4V
3200 K |
15 | 0,016
0,32 |
2,1 | 60,9 d | 0,21 | 0,27 | 1998 |
| HD210277 | b | G7V
5570 K |
69 | 0,93
0,92 |
1,28 | 437 d | 1,15 | 0,45 | 1998 |
| HD 168443 | b | G8IV
5430 K |
123 | 2,1
0,95 |
5,04 | 57,9 d | 0,28 | 0,55 | 1998 |
| 14 Herculis | b | K0V
5100 K |
59 | 0,75
0,79 |
3,35 | 1654 d | 2,5 | 0,32 | 1998 |
| HD 75289 | b | G0V
5970 K |
94 | 1,99
1,05 |
0,42 | 3,510 d | 0,05 | 0,05 | 1999 |
| HD 130322 | b | K0V
5350 K |
97 | 0,5
0,79 |
1,08 | 10,7 d | 0,08 | 0,06 | 1999 |
| Gliese 86 | b | K0V
5250 K |
36 | 0,45
0,79 |
4,9 | 15,84 d | 0,11 | 0,04 | 1999 |
| Iota Horologii | b | G0V
6000 K |
56 | ?
1,03 |
2,26 | 320 d | 0,93 | 0,38 | 1999 |
| 50 Andromedae | b
c d |
F6IV
6250 K |
44 | 3,33
1,34 |
0,71
2,11 4,61 |
4,617 d
241,2 d 1269 d |
0,059
0,83 2,50 |
0,03
0,18 0,41 |
1996
1999 1999 |
| PSR B1620-26 | B | Pulsar | 12388 | ?
? |
1,2-6,7 | 61,8-389 let | 10-64 | 0-0,5 | 1999 |
| PSR 0329+54 | B
C |
Pulsar | 4700 | ? | 0,3 Země
2,0 Země |
1100 d
6140 d |
2,3
7,3 |
?
? |
? |
| HD 209458 | b | G0V | 170 | ? | 0,63 | 3,5238 d | 0,045 | 0,0 | 1999 |
| HD 192263 | b | K2V | 72 | ? | 0,76 | 23,87 d | 0,15 | 0,03 | 1999 |
| HD 37124 | b | G4IV-V | 119 | ? | 1,04 | 155 d | 0,585 | 0,19 | 1999 |
| HD 177830 | b | K0 | 213 | ? | 1,28 | 391 d | 1 | 0,43 | 1999 |
| HR 810 | b | G0V | 56 | ? | 2,26 | 320,1 d | 0,925 | 0,161 | 1999 |
| HD 222582 | b | G5 | 152 | ? | 5,4 | 576 d | 1,35 | 0 | 1999 |
| HD 10697 | b | G5IV | 108 | ? | 6,59 | 1083 d | 2,0 | 0,12 | 1999 |
| Hvězda | Spektrální typ | Vzdálenost (pc) | Hmotnost planety (Jupiter=1) | Velká poloosa (AU) | Perioda | e |
|---|---|---|---|---|---|---|
| HR 7875 | F8V | 25 | 0,69 | ? | 42,5 d | 0,43 |
| PSR 1828-11 | Pulsar | 3600 | 3 Země
12 Země 8 Země |
0,93
1,32 2,1 |
0,68 let
1,35 let 2,71 let |
?
? ? |
| Q0957+561 | Pulsar | 2,4 Gpc | několik | ? | ? | ? |
| Lalande 21185 | 0,9
1,6 |
?
? |
5,8 let
30 let |
?
? |
?
? |
?
? |
| CM Draconis | ? | ? | ? | ? | ? | ? |
| Aldebaran | K5III | 20 | 11 | 1,3 | 653,8 d | 0,18 |
| 98-BLG-35 | Pulsar | ~5000 | ~1 Země | ? | ? | ? |
| 95-BLG-3 | Pulsar | ~5000 | ~2 | >5-10 | ? | ? |
| 94-BLG-4 | Pulsar | ~5000 | ~5 | ~1 | ? | ? |
| Beta Pictoris | A5V | 18 | ? | >6 | 2000 d | ? |
| W 3 (OH) | O8 | 3000 | 10-4 Země * | 2000? | ? | ? |
Pohledem na oběžné vzdálenosti si můžeme všimnout, že většina planet obíhá ve vzdálenostech velmi blízkých své mateřské hvězdy (pod 1 astronomickou jednotku). Důvod je jednoduchý - cloumavý pohyb, kterým se planeta projevuje na hvězdě a který potřebujeme dokázat ať už při použití astrometrické metody nebo metody radiálních rychlostí, závisí nejen na hmotnostech obou těles, ale ještě více na vzdálenosti obou těles; gravitační vliv klesá s druhou mocninou vzdálenosti. Není tedy v možnostech dnešní techniky zaregistrovat planetu terestrického typu obíhající ve vzdálenosti například 40 AU, byť by se tato planeta sebevíce snažila.
Něco bližšího o vybraných zástupcích
51 Pegasi b
První objevená planeta Jupiterova typu, která byla objevena a potvrzena
u hvězdy podobné Slunci. Byla objevena dvěma švýcarskými astronomy (Mayor
a Queloz) a stala se první planetou objevenou metodou radiálních
rychlostí. Tento objev potvrdil myšlenku, že se ve vesmíru mohou nacházet
planety Jupiterova typu. Rychlé výpočty ukázaly, že planeta může mít atmosféru,
její povrchová teplota musí však vzhledem k parametrům oběžné dráhy (vzdálenost
0,05 AU, oběžná doba 4,2293±0,0011 dne - je svému slunci osmkrát krát blíže,
než Merkur) být kolem 1200 K.
S objevem této planety byl zpočátku trochu problémy. Dr. Gray v roce 1997 publikoval práci, v níž vysvětloval změny radiálních rychlostí u 51 Pegasi pomocí oscilací povrchu hvězdy. Ale další pozorování a nové výpočty ukázaly (a nakonec i Gray svoji práci sám popřel), že jde skutečně o oběžnici.
PSR B1257+12 A,B,C,D
Alexander Wolszczan a Dale Frail objevili první planetární systém, který obíhá kolem milisekundového pulsaru. Pulsar byl objeven v roce 1990 Wolszczanem pomocí radioteleskopu Arecibo na Portoriku. První dvě planety terestrického typu tohoto systému byly objeveny v roce 1991, třetí velikosti Měsíce pak v roce 1994 a nakonec planeta čtyřikrát hmotnější než Saturn v roce 1996. Všechny planety byly objeveny díky zpožďování nebo zrychlování signálů pulsaru. Ale jak mohou přežít planety v tak nehostinném prostředí?
Existence planety měsíčního typu je tak trochu sporná. Její vypočítaná oběžná doba totiž téměř souhlasí s rotační dobou našeho vlastního Slunce, takže je zde malá možnost, že poruchy signálu mohou být způsobeny právě naším Sluncem.
50 Andromedae b,c,d
Tato hvězda má přinejmenším tři planety Jupiterova typu. Vlastní hvězda
je bohatá na kovy, vzdálená 16,5 pc od Slunce a povrchovou teplotou kolem
6100 K a hmotností asi 1,3 hmotnosti Slunce. Nejvnitřnější planeta vážící
0,6 hmotností Jupitera je svou drahou velmi podobná 51 Pegasi b, obíhá
s periodou 4,61 dne ve vzdálenosti 0,059 AU od své hvězdy. Druhá planeta
je dvakrát hmotnější než Jupiter a oběhne Ypsilon Andromedae za 242 dní
ve vzdálenosti 0,83 AU, což zhruba odpovídá dráze Venuše v naší soustavě.
Třetí těleso je 4,1krát hmotnější než největší planeta naší Sluneční soustavy
a oběhne svou hvězdu za 1269 dní (3,47 roku) ve vzdálenosti 2,5 AU.
Ro Coronae Borealis b
Ro Coronae Borealis je asi 10 miliard let starý protějšek našeho Slunce (hmotností a spektrálním typem) vzdálený 55 světelných let. Jeho planetární průvodce váží 1,13krát více než Jupiter a obkrouží svou mateřskou hvězdu jednou za 40 dní ve vzdálenosti 0,25 astronomické jednotky; v naší Sluneční soustavě by obíhal uzavřen v dráze Merkura.
Ross 780 b
Ross 780 (Gliese 876) je 15 světelných let vzdálená proměnná hvězda v souhvězdí Vodnáře (IL Aqr), řadící se do skupiny červených trpaslíků. Tato planeta byla objevena nezávisle švýcarsko-francouzskou skupinou a skupino SFSU, která používá teleskopy Keck I a II na Havajských ostrovech. Planeta je větší než Jupiter (2,1 hmotnosti Jupitera), obíhá kolem své mateřské hvězdy po velmi eliptické dráze (excentricita 0,27) jednou za 61 dní ve vzdálenosti 0,21 AU.
70 Virginis b
70 Virginis b je "prototypem" hnědého trpaslíka vážícího 6,6krát více než Jupiter obíhajícího hvězdu slunečního typu po velmi excentrické dráze (e=0,40) jednou za 116,6 dní ve vzdálenosti 0,43 AU.
Gliese 86 c
Gliese 86 je poněkud chladnější hvězda o hmotnosti 0,79 našeho Slunce ležící 35 světelných let od Země. Gliese 86 je dvojhvězdou, Gliese 86 b se nachází přibližně 15 AU od Gliese 86 a. Objevená planeta pak obíhá kolem větší z hvězd téměř po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,11 AU s periodou 15,84 dne. Těleso planety je 4,9krát hmotnější než Jupiter a teplota na povrchu planety se musí podle výpočtů pohybovat ve stejných hodnotách jako na našem Merkuru - kolem 400°C.
Nová naděje pro mimozemšťany?
Po letech tedy radioastronomové pátrající po mimozemských depeších dostali
nový impuls pro zesílení svého úsilí. Přestože na planetách, které byly
dosud objeveny, nelze život očekávat, alespoň ne takový, jak si jej představujeme.
Pro ten nejsou na planetách příhodné podmínky - vzhledem ke svým drahovým
elementům a velikosti jsou příliš horké a jejich gravitace také není zrovna
ideální. Život můžeme prakticky vyloučit u planet obíhajících pulsary.
Pulsary jsou tělesa velmi chladná, která navíc vysílají do svého okolí
intenzívní nepřátelské rentgenové paprsky. Podle Davida W. Lathana
je klíčem k nalezení druhé Země nalezení druhého Jupiteru. "Jestliže najdeme
velké těleso, pak předpokládáme, že tam budou i tělesa menší." Druhé Jupitery
se nám nalézt podařilo. Cizí pozorovatelé by také první viděli z naší Sluneční
soustavy Jupiter a ten, jak víme, nositelem inteligentního života také
není. Planetologové a biologové si totiž dokáží představit život jen na
planetě, která obsahuje tekoucí vodu. Tedy na planetě podobné Zemi.
Budoucnost?
Hledání exoplanet patří mezi jedno z nejperspektivnějších odvětví současné astronomie. Proto se počítá ve zvýšené míře s vypouštěním nových družic do vesmíru, jejichž jedinou náplní bude právě pátrání po exoplanetách. A třeba se nám v brzké době podaří objevil planetu podobnou Zemi, na níž se podaří zjistit existenci tekuté vody a dýchatelné atmosféry. A to už je jen krůček od objevení civilizace tak, jak si ji dovedeme představit.Poznámky
Vzhledem ke zvýšené aktivitě při pátrání po exoplanetách jejich počet neustále přibývá a údaje o známých se zpřesňují. Proto berte uvedené údaje tak trochu s rezervou a vězte, že publikovaná data byla aktuální 20. listopadu 1999.Zdroje a poděkování
Všechny zdroje této práce pocházejí z Internetu. Odkud jinud. Bohužel všechny jsou v angličtině. Nejvíce informací bylo převzato z oficiální The Extrasolar Planets Encyclopeadia Jeana Schneidera (http://www.obspm.fr/encycl/encycl.html), malířské představy pocházejí z http://www.spaceart.org/lcook/extrasol.html.Poděkování patří především Jiřímu Duškovi, který provedl revizi celého díla, pak Janě Čápové, která měla tu trpělivost, že to musela číst a donekonečna opravovala pravopisné i jiné chyby a jakožto astronom-laik dospěla k názoru, že je to dostatečně srozumitelné i pro někoho jiného než mě.