Analýza: slasti a strasti při hledání druhé Země

Petr Kubala  |  Vesmír
Galaxie - ilustrační foto (Foto: Shutterstock)

Letos tomu bude šestnáct let, co se astronomům podařilo objevit první planetu mimo Sluneční soustavu u hvězdy hlavní posloupnosti. Hnacím motorem tohoto moderního oboru je hledání exoplanet, na jejichž povrchu se mohou nacházet podmínky k životu.

Pozorovat planety u cizích hvězd přímo je velmi obtížné, neboť jsou ve srovnání se svými matkami podstatně menší a především jsou nelítostně přezářeny světlem samotné hvězdy. Několik objevených exoplanet přímou metodou sice v katalozích najdeme, jedná se však o velmi hmotné planety, u kterých se navíc jen obtížně odhadují základní parametry.

Hledání exoplanet dnes táhnou především dvě hlavní nepřímé metody, které se navzájem doplňují a stojí za objevem drtivé většiny planet mimo naší Sluneční soustavu.

Měření radiálních rychlostí

Metoda měření radiálních rychlostí stojí za objevem prvních exoplanet a vychází z poměrně jednoduchého principu, že také planeta svou gravitací ovlivňuje mateřskou hvězdu. Tradičním zjednodušením nebeské mechaniky je tvrzení, že planeta obíhá okolo hvězdy. Ve skutečnosti tomu tak není, neboť hvězda i planeta obíhají okolo společného těžiště, které je, vzhledem k nenulové hmotnosti planety, mírně posunuté od středu hvězdy. Pokud bychom pozorovali soustavu hvězda-planeta detailně, povšimli bychom si, že planeta se svou hvězdou v kosmickém prostoru jakoby cloumá. Toto cloumání dokážou astronomové změřit pomocí spektra hvězdy. Využívají při tom Dopplerova jevu. Jak se od nás exoplaneta vzdaluje a hvězda přibližuje (a naopak), posouvají se spektrální čáry střídavě k modrému a rudému konci spektra.

Ve skutečnosti se měří změna rychlosti ve směru zorného paprsku (radiální rychlost). Tato změna je ovšem velice malá. Například gravitační působení Jupiteru způsobuje změnu radiální rychlosti Slunce o hodnotě asi 12,5 m/s s periodou 12 let.

Tranzitní metoda

Druhá metoda na to jde zcela jinak. Pokud máme velké štěstí a rovina oběžné dráhy exoplanety směřuje k nám, pak můžeme pozorovat přechody (tranzity) planety před diskem hvězdy.

Tranzit exoplanety v představách malíře
Tranzit exoplanety v představách malíře

Planeta je mnohem chladnější než její slunce, takže zastíní část hvězdného kotouče. Pokles jasnosti hvězdy během tranzitu je sice nepatrný (řádově desetiny procenta), avšak dnešními prostředky již dobře měřitelný.

Hledání druhé Země – měření radiálních rychlostí zatím bez šance

Jak už to tak v životě bývá, nic není dokonalé. Obě výše zmíněné metody se vzájemně doplňují, neboť metodou měření radiálních rychlostí lze určit hmotnost exoplanety, tranzitní metodou pak její poloměr. Na základě obou údajů jsou pak astronomové schopni dopočítat hustotu planety a povědět nám něco bližšího o jejím možném složení.

Problémem metody měření radiálních rychlostí je ovšem značná nepřesnost. Hmotnost exoplanety je totiž závislá na znalosti sklonu roviny oběžné dráhy planety vůči pozorovateli. Tento údaj je jen velmi obtížné zjistitelný, takže u většiny exoplanet známe spíše dolní odhad hmotnosti. Problémy může způsobit také přílišná aktivita mateřské hvězdy, použitý algoritmus apod.

Asi nikoho nepřekvapí, že nejlépe se hledají nejhmotnější exoplanety, které mateřskou hvězdu ovlivňují svou gravitací nejvíce. Velikost změny radiální rychlosti však také závisí mimo jiné na hmotnosti hvězdy a na oběžné době planety. Obecně proto lze říci, že nejlépe se hledají velmi hmotné exoplanety s krátkou oběžnou dobou, obíhající okolo menších hvězd. Při pohledu do jakéhokoliv katalogu snadno zjistíte, že podobné úlovky zatím převažují. Pro dokreslení uveďme, že kdyby Jupiter obíhal naše Slunce ve vzdálenosti 1 AU (tedy jako Země), nebyla by amplituda výchylky radiální rychlosti Slunce 12,5 m/s ale asi 28,5 m/s.

Kosmický dalekohled Kepler. Dole pak schéma tranzitu exoplanety a to včetně světelné křivky (grafu závislosti jasnosti hvězdy na čase), dobře je patrný pokles jasnosti v době přechodu planety před diskem hvězdy.
Kosmický dalekohled Kepler. Dole pak schéma tranzitu exoplanety a to včetně světelné křivky (grafu závislosti jasnosti hvězdy na čase), dobře je patrný pokles jasnosti v době přechodu planety před diskem hvězdy.

Hnacím motorem současného hledání a výzkumu exoplanet je nalezení planety o velikosti Země, která by obíhala v obyvatelné oblasti, což znamená, že se na jejím povrchu může nacházet voda v kapalném skupenství.

Zkusme se nyní podívat, jaké změny radiální rychlosti musí umět spektrograf změřit, aby takovou „druhou Zemi“ nalezl:

  • V případě hvězdy typu Slunce se nachází obyvatelná oblast zcela očekávaně ve vzdálenosti 1 AU (astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce). Exoplaneta bude mít oběžnou dobu okolo 360 dní. Vyvolaná změna radiální rychlosti bude 0,09 m/s – tedy jen 9 cm/s! Pokud bychom se spokojili s exoplanetou o hmotnosti 5 Zemí, pak takový objekt by způsobil změnu radiální rychlosti o 0,45 m/s.
  • Poněkud realističtější je situace u méně hmotných hvězd. Takový pěkný oranžový trpaslík o hmotnosti 0,65 Slunce má hned několik výhod. Díky nižší povrchové teplotě se obyvatelná oblast nachází blíže (naše exoplaneta bude mít oběžnou dobu přibližně 120 dní), hvězdy spektrální třídy K jsou v Galaxii o něco početnější a dožívají se vyššího věku ve srovnání se Sluncem. Exoplaneta o hmotnosti Země vyvolá v tomto případě změnu radiální rychlosti asi 0,18 m/s.
  • Mohli bychom však zabrouzdat také do říše červených trpaslíků – velmi malých, ale za to nejpočetnějších hvězd v Galaxii. V případě hvězdy o hmotnosti 0,21 Slunce nalezneme obyvatelnou oblasti ve vzdálenosti 0,09 AU, tedy 11× blíže než v naší Sluneční soustavě. Rok na obyvatelné exoplanetě potrvá jen asi 25 dní. Změna radiální rychlosti bude na úrovni 0,65 cm/s.

V popisu výše jsme si trochu zasnili a nyní zpět do reality. První generace spektrografů, které se zabývaly lovem exoplanet, měly přesnost asi 7 až 10 m/s. Mezi ty první patřil slavný spektrograf ELODIE, který byl do poloviny roku 2006 instalován na 1,93 m dalekohledu francouzské observatoře Haute-Provence. Právě s ním byla objevena první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti – 51 Peg b. Plynný obr o hmotnosti 0,47 Jupiteru obíhá svou hvězdu s periodou 4,2 dní. Mateřská hvězda má hmotnost zhruba jako Slunce a změna radiální rychlosti je v tomto případě asi 56 m/s.

Na zmíněném dalekohledu je dnes instalován spektrograf SOPHIE s přesností maximálně 1,3 m/s, standardně však okolo 3 m/s.

Exoplaneta Kepler-10 b v představách malíře
Exoplaneta Kepler-10 b v představách malíře

Mezi nejúspěšnější spektrografy současnosti patří HIRES (Keckův dalekohled, Havaj) a HARPS (3,6 m dalekohled Evropské jižní observatoře, Chile). Přesnost obou se pohybuje okolo 1 m/s, což jak může čtenář posoudit sám, ani zdaleka nestačí na objev druhé Země – u jakéhokoliv typu hvězdy.

Astronomové však připravují „třetí generaci“ spektrografů. Ve druhé polovině tohoto desetiletí by měl být na již existujícím interferometru VLT (Evropská jižní observatoř v Chile) instalován spektrograf ESPRESSO s přesností až 10 cm/s. V přípravách je stavba Evropského extrémně velkého dalekohledu (E-ELT) o průměru hlavního zrcadla 42 m. Ke konci desetiletí by na něm měl začít pracovat přístroj CODEX s přesností až 2 cm/s!

Tranzity a naděje jménem Kepler, ale…

Tranzitní metoda je na tom o poznání lépe, alespoň co se hledání exoplanet zemského typu týče. V kosmickém prostoru na heliocentrické oběžné dráze totiž od března 2009 operuje kosmický dalekohled Kepler. Ten pozoruje na 150 000 vybraných hvězd v souhvězdích Labutě, Lyry a Draka. Na rozdíl od pozemských pozorovatelů se nemusí příliš obtěžovat s vlivy atmosféry, vrtochy počasí ani střídáním dne a noci. Jasnost desítek tisíc hvězd je měřena téměř nepřetržitě s nebývalou přesností.

Kepler zatím objevil 10 exoplanet. Posledním úlovkem, který byl představen 10. ledna 2011 na kongresu Americké astronomické společnosti v Seattlu, je exoplaneta Kepler-10 b. Její hmotnost se odhaduje na 4,6 Země, poloměr pak na 1,4 Země. Na základě znalosti hmotnosti a poloměru můžeme vypočítat hustotu exoplanety, která je asi 8 800 kg/m3, což je asi o 60% více ve srovnání se Zemí. Případné myšlenky na možnosti výskytu života na povrchu vám jistě okamžitě zničí informace, že Kepler-10 b obíhá okolo hvězdy o hmotnosti Slunce ve vzdálenosti 20× menší než Merkur! Oběžná doba Kepler-10 b tak činí jen 20 hodin. Teplota na povrchu exoplanety se odhaduje na 1 500°C.

Spektrální měření byla v tomto případě provedena na zmíněném přístroji HIRES (Keckův dalekohled, Havaj). Změna radiální rychlosti je asi 3 m/s. Pro dokreslení uveďme, že tranzit exoplanety Kepler-10 b před kotoučem své hvězdy trvá asi 1,8 hodin a pokles jasnosti činí 0,015%.

Jak už bylo nastíněno výše, Kepler by měl dokázat nalézt i exoplanety zemského typu v obyvatelné oblasti. Problém ovšem bude s ověřením jejich existence metodou měření radiálních rychlostí i se zjištěním odhadu hmotnosti. Současné spektrografy na to totiž jednoduše nestačí.

Kepler nebo přesněji tranzitní metoda nám dokážou poskytnout pouze údaj o velikosti exoplanety. Také s jeho přesností to však není příliš valné. Pro výpočet potřebujete znát hloubku tranzitu (o kolik jasnost hvězdy poklesne) a velikost samotné hvězdy. Druhý údaj se přitom zjišťuje dosti obtížně a to především u menších planet, kde je maximální přesnost více než žádoucí.

Umělecká představa povrchu exoplanety Kepler-10 b s mateřskou hvězdou v pozadí
Umělecká představa povrchu exoplanety Kepler-10 b s mateřskou hvězdou v pozadí

Velikost hvězdy lze odhadnout, můžete ji teoreticky vypočítat na základě znalosti orbitální rychlosti planety apod. Tyto postupy jsou však u exoplanet zemského typu, které Kepler v nejbližší době objeví, nepřesné nebo nepoužitelné.

Astroseismologie přichází na pomoc

Astronomové proto nedávno přišli se zcela novou metodou, založenou na astroseismologii. Hvězdná seismologie či astroseismologie je mladým oborem, který je založen na principiálně podobných základech jako seismologie na Zemi. Geologové studují vnitřní strukturu Země nebo geologické podloží pomocí seizmických vln (ať už přirozených nebo uměle vytvořených). Šíření seizmických vln totiž závisí na vlastnostech prostředí, kterým se šíří.

Astroseismologie studuje velmi přesná fotometrická měření (jasnosti hvězd) a na jejich základě je schopna díky nepatrným hvězdným oscilacím prozkoumat nitra hvězd.

Tým okolo Keplera dokáže díky astroseismologii a znalosti povrchové teploty hvězdy vypočítat velmi přesně její velikost. S tímto údajem v kapse je pak možné vypočítat s velkou přesností také velikost objevené exoplanety.

Přece jen úspěch?

V loňském roce oznámil americký tým, že se jim podařilo nalézt další exoplanetu u červeného trpaslíka Gliese 581. Exoplaneta s označením Gliese 581 g má mít hmotnosti asi 3 až 4,3 Země a okolo své hvězdy obíhat v obyvatelné oblasti s periodou 36 dní. Změna radiální rychlosti mateřské hvězdy v tomto případě činí asi 1,29 m/s – tedy na samotné hraně dvou hlavních, výše zmíněných spektrografů. Objev byl založen na měřeních spektrografu HIRES, i dalších veřejně dostupných datech.

Krátce po ohlášení objevu však evropští kolegové objevitelského týmu oznámili, že ve svých nových datech žádnou planetu nenalezli a americká měření mohou být pouhým šumem. Nejednalo se sice o zavržení samotného objevu, ale o jeho významné zpochybnění. Nad existencí Gliese 581 g tak visí otazníky. Exoplaneta bohužel netranzituje, takže její existenci nelze ověřit nezávislou metodou a není možné ani změřit její velikost.

Určitou naději ještě drží její sousedka Gliese 581 d, která se nachází na okraji obyvatelné oblasti. Problémem však je, že samotný pojem „obyvatelná oblast“ je založen pouze na vlastnostech mateřské hvězdy a nic nevypovídá například o složení atmosféry planety, která může významně ovlivnit možnost či nemožnost existence vody na povrchu.


Doporučené odkazy

Nejčtenější