Úvod

Definícia

Ako exoplanéty (takisto extrasolárne planéty) nazývame planéty, ktoré obiehajú okolo iných hviezd ako je naše Slnko. Pre planéty, ktoré sa nachádzajú mimo slnečnej sústavy, ale neobiehajú okolo žiadnej hviezdy, zavádzame termín túlavé (tiež medzihviezdne či nomádske) planéty – týmto objektom nebudeme v ďalšom texte venovať pozornosť. Od prvej detekcie exoplanéty v roku 1988 bolo za 30 rokov výskumu k 1. augustu 2018 objavených 3 815 potvrdených exoplanét, ktoré sa nachádzajú celkom v 2 853 hviezdnych systémoch. Väčšina z týchto exoplanét (cez 2 000) bola objavená vesmírnym ďalekohľadom Kepler, ktorého vypustenie v roku 2009 predstavovalo zásadný prelom v honbe za detekciou nových exoplanét. V súčasnej dobe predpokladáme, že prítomnosť planét pri cudzích hviezdach je veľmi obvyklým javom. Odhaduje sa dokonca, že štatisticky okolo jednej z piatich Slnku podobných hviezd obieha exoplanéta podobná Zemi v obývateľnej zóne (t. j. v rozmedzí vzdialeností od materskej hviezdy, pre ktoré za dostatočného atmosférického tlaku môže na povrchu exoplanéty existovať voda v kvapalnom stave). Charakteristiky detekovaných planét sa však pohybujú vo veľmi širokých rozmedziach: od málo hmotných kamenných planét s hmotnosťami podobnými hmotnosti Mesiaca, cez tzv. superzeme (hmotnosť od 2 do 10 hmotností Zeme), po veľmi hmotné plynné obry s hmotnosťami rádu desiatok hmotnosti Jupitera. Od obežných periód v ráde hodín po obežné doby dlhé tisíce rokov. Od planét s povrchovými teplotami dosahujúcimi tisíc kelvinov cez planéty ležiace v obývateľnej zóne až po ľadové svety. Výnimkou nie sú ani vskutku exotické prípady ako exoplanéty obiehajúce pulzar, či viacnásobné hviezdne systémy. Vysvetlenie rozmanitosti vlastností detegovaných exoplanét predstavuje výzvu pre astrofyzikov zaoberajúcich sa dynamikou (vznikom a vývojom) planetárnych systémov. Obzvlášť veľká pozornosť je prirodzene venovaná exoplanétam, ktoré ležia v obývateľných zónach svojich materských hviezd. Pri týchto planétach je šanca, že sa na ich povrchu vytvoria podmienky vhodné na vznik života. Štúdium atmosférických spektier týchto exoplanét môže odhaliť stopy či atypické zastúpenia zlúčenín, ktoré sú charakteristické pre prítomnosť života (ako napríklad molekulárny kyslík či metán). Všeobecnými otázkami vzniku a detekcie známok života na exoplanétach sa zaoberá rýchlo sa rozvíjajúca veda astrobiológia.

Obsah témy

Po krátkom historickom exkurze popíšeme niektoré v súčasnosti využívané metódy detekcie exoplanét. Pre každú z metód spomenieme fyzikálne veličiny, ktoré sme schopní s jej pomocou merať, a zhrnieme jej doterajšie výsledky. V praktickej časti ponúkneme niekoľko úloh na precvičenie a  prehĺbenie diskutovaných tém: od veľmi jednoduchých otázok a demonštrácií po zložitejšie úlohy a miniprojekty

Teoretická časť pre učiteľov

Označovanie exoplanét

Astronómovia zaviedli nasledujúce systematické označovanie exoplanét: za označenie hviezdy pripojíme malé písmeno latinskej abecedy, počnúc písmenom „b“, ktoré indikuje poradie, v akom bola exoplanéta pri danej hviezde objavená. Napríklad, HIP 75458b označuje prvú planétu objavenú pri hviezde s označením HIP 75458, alebo 55 Cancri e označuje štvrtú planétu detegovanú pri hviezde 55 Cancri.

História

Existencia planét mimo našu slnečnú sústavu bola predmetom špekulácií astronómov, filozofov aj niektorých spisovateľov po stáročia. A to už od doby heliocentrického poňatia vesmíru, kedy Giordano Bruno prišiel s myšlienkou, že hviezdy sú v skutočnosti objekty podobné nášmu Slnku a ako také môžu hostiť planetárne systémy. S podobnými tézami prichádzali vedci a myslitelia aj v nasledujúcich obdobiach, vrátane slovotvorných mien ako napr. Isaac Newton, ktorý vo svojom diele Principia stavia cudzie planetárne systémy na roveň slnečnej sústavy. V priebehu rokov sa o detekciu exoplanét rôznymi metódami pokúšalo mnoho astronómov. Všetky oznámené objavy sa však neskôr ukázali ako mylné. Najbližšie k prelomovému pozorovaniu prvej exoplanéty sa astronómovia dostali v roku 1983, kedy bol spozorovaný protoplanetárny disk (zárodok planetárneho systému) okolo hviezdy Beta Pictoris. Zlom nastal až v roku 1988, kedy sa datuje prvá detekcia exoplanéty, ktorá bola neskôr skutočne potvrdená, hoci až v roku 2003. Išlo o tzv. horúci Jupiter obiehajúci hviezdu Gamma Cephei, ktorý bol objavený metódou radiálnych rýchlostí (pre vysvetlenie oboch pojmov pozri nižšie) kanadskými astronómami B. Campbellom, G. Walkerom a S. Yangem. Medzitým však nasledovali objavy exoplanetárneho systému okolo pulzaru PSR 1257 + 12 v roku 1992 a tiež planéty obiehajúcej okolo hviezdy hlavnej postupnosti (51 Pegasi) v roku 1995, ktoré boli potvrdené veľmi skoro. Nie je teda zrejmé, ktorý z týchto počinov možno spravodlivo označiť ako prvú detekciu exoplanéty. V rokoch okolo prelomu tisícročia a neskorších, počet významných objavov rapídne rástol.

Pre prehľadnosť tu uvádzame súhrn najdôležitejších míľnikov:

1988: prvá neskôr potvrdená detekcia exoplanéty (Gamma Cephei b)
1992: prvá detekcia exoplanéty obiehajúcej okolo pulzaru (PSR 1257 + 12b)
1996: prvá detekcia exoplanéty obiehajúcej okolo hviezdy hlavnej postupnosti (51 Pegasi b)
1999: prvá tranzitujúca exoplanéta (HD 209458b), prvý multiplanetárny systém (Upsilon Andromedae)
2001: prvá exoplanéta obiehajúca v obývateľnej zóne (HD 28185b), prvé meranie vlastností exoplanetárneh atmosféry (HD 209458b)
2005: prvé priame pozorovanie exoplanéty (HD 209458b Spitzerovým ďalekohľadom v infračervenom odbore)
2006: vypustená družica CoRoT, prvá družica špecializovaná na detekciu exoplanét (metódou tranzitov)
2009: vypustená družica Kepler, ktorá má za úlohu nepretržite merať jasnosť približne 15000 hviezd a hľadať známky prítomnosti exoplanét; družica CoRoT objavuje prvú terestriálnu planétu (CoRoT-7b)
2014: objavená prvá kamenná exoplanéta veľkosti Zeme obiehajúca v obývateľnej zóne (Kepler-186f)

Metódy detekcie

Základnou prekážkou, ktorá robí detekciu exoplanét veľmi zložitou, je fakt, že ide o relatívne malé a zároveň vzdialené objekty, ktoré svietia iba odrazeným svetlom hviezd, okolo ktorých obiehajú. Toto je ďalej umocnené skutočnosťou, že pri pohľade zo Zeme sa exoplanéty nachádzajú v bezprostrednej uhlovej vzdialenosti od ich materskej hviezdy a sú teda jej priamym svetlom kompletne „presvietené“. Aj keď pozorovacia technika už pokročila do štádia, ktoré umožňuje priame zobrazovanie niektorých exoplanét (ktoré sa nachádzajú v dostatočnej uhlovej vzdialenosti od centrálnej hviezdy), musia sa astronómovia v úplnej väčšine prípadov spoliehať na nepriame metódy pozorovania. Toto podčiarkuje tiež diagram na Obrázku 2, ktorý ukazuje počty exoplanét objavených jednotlivými metódami v jednotlivých rokoch. V nasledujúcich odsekoch podrobne popíšeme dve najbežnejšie nepriame metódy detekcie exoplanét: tzv. metódu radiálnych rýchlostí a metódu tranzitnej fotometrie.

Metóda radiálnych rýchlostí

Táto metóda využíva jeden zo základných princípov dynamiky binárnych systémov: v inerciálnej sústave menšie teleso neobieha okolo väčšieho, ale obe telesá obiehajú okolo spoločného hmotného stredu. Prítomnosť obiehajúcej exoplanéty teda spôsobuje, že samotná centrálna hviezda sa pohybuje po (všeobecne eliptickej) dráhe okolo hmotného stredu systému hviezda – exoplanéta. Z pohľadu pozorovateľa na Zemi to znamená, že radiálna zložka rýchlosti hviezdy voči Zemi sa periodicky zväčšuje a zmenšuje (pozri Obrázok 3). Toto sa prejaví v spektre hviezdy ako periodický (Dopplerov) posuv spektrálnych čiar okolo ich stredných polôh, ktorý je v princípe detekovateľný pomocou spektrometra. Veľkosť tohto posuvu závisí od viacerých faktorov. Po prvé, pomer obežných rýchlostí hviezdy a exoplanéty okolo ich spoločného hmotného stredu sa rovná pomeru hmotnosti exoplanéty k hmotnosti hviezdy. Po druhé, obežná rýchlosť planéty je nepriamo úmerná odmocnine vzdialenosti od hmotného stredu systému.

Platí teda, že čím väčšia hmotnosť exoplanéty a čím menšia jej vzdialenosť od materskej hviezdy, tým väčšia bude obežná rýchlosť hviezdy okolo hmotného stredu. Typické hodnoty obežných rýchlostí exoplanét sa pohybujú rádovo v desiatkach až stovkách km/s. Pre hviezdy podobné Slnku a exoplanéty s hmotnosťami v ráde hmotnosti Jupitera, dostávame veľkosť obežnej rýchlosti hviezdy okolo spoločného hmotného stredu v ráde desiatok m/s. Veľkosť zmeny radiálnej rýchlosti, a teda aj samotná amplitúda zmien polohy spektrálnych čiar, ďalej závisí od sklonu obežnej roviny systému voči zornému lúču pozorovateľa: pokiaľ systém hviezda – exoplanéta obieha v rovine kolmej na zorný lúč, bude priemet obežnej rýchlosti hviezdy do radiálneho smeru nulový a metóda teda nepoužiteľná. Naopak, ideálny je prípad, keď zorný lúč prechádza obežnou rovinou systému a amplitúda zmien radiálnej rýchlosti je teda priamo rovná obežnej rýchlosti exoplanéty. Pre vyššie uvažovaný prípad dostávame amplitúdu posuvu spektrálnych čiar viditeľného spektra v ráde 10 – 5 nm.

Detekcia exoplanét touto metódou je tiež ovplyvnená veľkosťou obežnej periódy: pre príliš dlhé periódy môže byť ťažké si tieto malé zmeny v spektre všimnúť. Fyzikálne charakteristiky systému, ktoré môžeme priamo merať metódou radiálnych rýchlostí zahŕňajú periódu obehu a amplitúdu radiálnej rýchlosti. Za predpokladu znalosti odhadu hmotnosti centrálnej hviezdy môžeme z týchto veličín použitím tretieho Keplerovho zákona vypočítať veľkosť obežnej dráhy exoplanéty a jej efektívnu hmotnosť M_p sin i, kde i je (neznámy) sklon roviny obežnej dráhy exoplanéty voči rovine kolmej na zorný lúč.