Před generací byla myšlenka planety obíhající vzdálenou hvězdu stále v oblasti sci-fi. Ale od objevení prvního exoplanetu v roce 1988 jsme je našli stovky, přičemž objevy přicházejí rychleji.
Související obsah
- Pravděpodobně existuje více exoplanet podobných Zemi, než jsme si představovali
- 5 nejchladnějších planet obíhajících vzdálené hvězdy
Minulý měsíc, v jediném oznámení, astronomové NASA odhalili objev 715 dříve neznámých planet v datech shromážděných Keplerovým vesmírným dalekohledem, čímž se celkový počet známých exoplanet zvýšil na 1771. V rámci toho jsou všechny druhy exoplanet: některé, které obíhají kolem dvou hvězd, některé, které jsou plné vody, jiné, které jsou zhruba Země a jiné, které jsou více než dvakrát větší než Jupiter.
Ale drtivá většina všech těchto vzdálených planet má jednu věc společnou - až na několik výjimek, jsou příliš daleko na to, abychom je viděli, dokonce iu našich nejsilnějších dalekohledů. Pokud tomu tak je, jak vědí astronomové, že tam jsou?
V posledních několika desetiletích vědci vyvinuli řadu technik, aby zjistili mnoho planet mimo naši sluneční soustavu, často používanou v kombinaci k potvrzení prvotního objevu a dozvědět se více o vlastnostech planety. Zde je vysvětlení hlavních dosud používaných metod.
Tranzit
Představte si, jak se díváte na malou planetu obíhající kolem hvězdy daleko, daleko. Někdy by planeta mohla projít mezi vámi a její hvězdou a krátce zablokovat část hvězdného světla. Pokud by se toto stmívání stalo s dostatečnou frekvencí, bylo by možné odvodit přítomnost planety, i když ji nevidíte.
(Obrázek přes Wikimedia Commons / Nikola Smolenski) Toto je v podstatě tranzitní metoda detekce exoplanet, která je zodpovědná za většinu našich dosud objevených exoplanet. Pro vzdálené hvězdy samozřejmě neexistuje způsob, jak by pouhé lidské oko bylo schopné spolehlivě detekovat stmívání množství světla, které vidíme, takže vědci se spoléhají na dalekohledy (zejména Keplerův kosmický dalekohled) a další nástroje, které shromažďují a analyzují tato data.
Pro astronoma tedy „vidět“ vzdálený exoplanet tranzitní metodou obvykle vypadá takto:
Množství světla ze vzdálené hvězdy, zakreslené v grafu, poklesne, jak se mezi námi a námi prolíná planeta. (Obrázek přes Wikimedia Commons / Сам посчитал) V některých případech může množství stmívání způsobené planetou, která prochází mezi její hvězdou a námi, také astronomům říct hrubý odhad velikosti planety. Pokud známe velikost hvězdy a vzdálenost planety od ní (ta je určena jinou detekční metodou, radiální rychlostí, nižší na tomto seznamu) a pozorujeme, že planeta blokuje určité procento světla hvězdy, můžeme vypočítat poloměr planety pouze na základě těchto hodnot.
Metoda tranzitu však má nevýhody. Planeta musí být uspořádána správně, aby prošla mezi námi a její hvězdou, a čím dále ven obíhá, tím menší je šance na toto zarovnání. Výpočty ukazují, že pro planetu Země obíhající její hvězdu ve stejné vzdálenosti, kterou obíháme (asi 93 milionů mil), existuje jen 0, 47 procentní šance, že bude správně zarovnána, aby způsobila jakékoli stmívání.
Tato metoda může také vést k vysokému počtu falešných pozitiv - epizod stmívání, které identifikujeme jako tranzitní planety, ale nakonec jsou způsobeny něčím jiným úplně. Jedna studie zjistila, že až 35 procent velkých, těsně obíhajících planet identifikovaných v Keplerových datech by ve skutečnosti nemohlo existovat a stmívání připisované prachu nebo jiným látkám umístěným mezi námi a hvězdou. Ve většině případů se astronomové pokoušejí potvrdit planety nalezené touto metodou jinými metodami na tomto seznamu.
Okružní jas
V některých případech způsobuje planeta obíhající svou hvězdu množství světla dopadajícího na Zemi, spíše než pokles. Obecně se jedná o případy, ve kterých planeta obíhá velmi těsně, takže je zahřívána do té míry, že emituje detekovatelná množství tepelného záření.
I když nejsme schopni rozlišit toto záření od záření samotné hvězdy, planeta, která obíhá ve správném zarovnání, bude nám vystavena v pravidelném sledu fází (podobných fázím měsíce), tedy pravidelným, periodickým stoupá v množství světla, které vesmírné dalekohledy přijímají od těchto hvězd, lze použít k odvození přítomnosti planety.
Podobně jako u tranzitní metody je pomocí této techniky snadnější detekovat velké planety obíhající poblíž jejich hvězd. Přestože dosud bylo pomocí této metody objeveno pouze několik planet, může to být dlouhodobě nejproduktivnější metoda, protože nevyžaduje exoplanet, aby mezi námi a hvězdou prošla přímo, abychom detekovali to otevírá mnohem širší škálu možných objevů.
Radiální rychlost
Na základní škole se učíme, že sluneční soustava je stacionární hvězda obklopená pomalu obíhajícími planetami, asteroidy a dalšími troskami. Pravda je však o něco komplikovanější: V důsledku gravitačního tahu planet se hvězda také kolísá od středu těžiště systému tak lehce:
(Obrázek přes Wikimedia Commons / Zhatt) Tento jev vypadá takto: velká planeta, pokud má dost hmoty, by mohla být schopna přitáhnout hvězdu směrem k ní, což způsobí, že se hvězda přesune od přesného středu vzdálené sluneční soustavy. Pravidelné, předvídatelné, ale ještě minutové posuny v poloze hvězdy lze použít k odvození přítomnosti velké planety poblíž této hvězdy.
Astronomové využili tohoto jevu k detekci stovek exoplanet. Až donedávna, když byla překonána tranzitem, byla tato metoda (nazývaná radiální rychlost) odpovědná za většinu objevených exoplanet.
Může se zdát obtížné měřit mírné pohyby ve hvězdách vzdálených stovky světelných let, ale ukázalo se, že astronomové dokáží detekovat, kdy hvězda zrychluje směrem k Zemi (nebo od ní) rychlostí až 1 metr za sekundu kvůli Dopplerovu efektu.
Účinek je jev vln (ať už zvuku, viditelného světla nebo jiných forem elektromagnetické energie), které se zdají být mírně vyšší ve frekvenci, když se předmět, který je emituje, pohybuje směrem k pozorovateli a mírně nižší, když se pohybuje pryč. Zažili jste na vlastní kůži, pokud jste někdy slyšeli vysoký kňučení blížící se sanitky sirény nahrazené mírně nižším tónem, když odjíždí.
Nahraďte sanitku vzdálenou hvězdou a zvukem sirény světlem, které vyzařuje, a vy jste docela dostali nápad. Pomocí spektrometrů, které měří konkrétní frekvence světla vyzařovaného hvězdou, mohou astronomové hledat zjevné posuny, což naznačuje, že se hvězda pohybuje trochu blíže k nám nebo se mírně pohybuje pryč.
Stupeň pohybu může dokonce odrážet hmotnost planety. V kombinaci s poloměrem planety (počítáno metodou tranzitu) to umožňuje vědcům určit hustotu planety, a tedy i její složení (například plynový gigant nebo skalní planeta).
Tato metoda podléhá také omezením: je mnohem snazší najít větší planetu obíhající kolem menší hvězdy, protože taková planeta má větší dopad na pohyb hvězdy. Relativně malé planety Země by pravděpodobně bylo obtížné detekovat, zejména na velké vzdálenosti.
Přímé zobrazování
V několika vzácných případech astronomové dokázali najít exoplanety nejjednodušším možným způsobem: tím, že je uvidí.
Tři masivní planety - pravděpodobně větší než Jupiter - byly přímo zobrazeny na oběžné dráze hvězdy HR8799 v roce 2010. (Hvězda sama je blokována koronografem. (Obrázek přes NASA / JPL-Caltech / Palomar Observatory) Tyto případy jsou tak vzácné z několika důvodů. Aby bylo možné rozlišit planetu od její hvězdy, musí být relativně daleko od ní (je snadné si představit, že například Merkur by byl nerozeznatelný od Slunce daleko). Ale pokud je planeta příliš daleko od své hvězdy, nebude dostatečně odrážet světlo hvězdy, aby bylo vůbec vidět.
Exoplanety, které jsou nejspolehlivěji vidět dalekohledy, jsou velké (jako Jupiter) a velmi horké, takže vydávají své vlastní infračervené záření, které lze dalekohledy detekovat a použít k odlišení od svých hvězd. Rovněž planety, které obíhají kolem hnědých trpaslíků (objekty, které nejsou technicky klasifikovány jako hvězdy, protože nejsou dostatečně horké nebo masivní na to, aby vyvolaly fúzní reakce, a tedy vydávají málo světla), lze také snadněji detekovat.
Přímé zobrazování bylo také použito k detekci několika obzvláště masivních nepoctivých planet - planet, které volně létají vesmírem, místo obíhání hvězdy.
Gravitační čočky
Všechny předchozí metody v tomto seznamu dávají vědcům nějaký smysl na intuitivní úrovni. Gravitační čočky, používané k objevování hrstky exoplanet, vyžadují trochu abstraktnější myšlenky.
Představte si jednu hvězdu velmi daleko a druhou hvězdu asi na půl cesty mezi ní a Zemí. Ve vzácných chvílích by se dvě hvězdy mohly téměř vyrovnat, téměř vzájemně se překrývají na noční obloze. Když se to stane, síla gravitace bližší hvězdy působí jako čočka, která zvětšuje přicházející světlo ze vzdálené hvězdy, když prochází kolem ní, aby se k nám dostala.
Simulace gravitačních čoček, zobrazující světlo přicházející ze vzdálené galaxie, které bylo krátce zvětšeno černou dírou ve středu země. (Obrázek přes Urbane Legend) Jestliže hvězda, která má planetu na blízké oběžné dráze, slouží jako gravitační čočka, může gravitační pole této planety přidat k události zvětšení mírný, ale zjistitelný příspěvek. V některých vzácných případech tak astronomové dokázali odvodit přítomnost vzdálených planet tak, že zvětšují světlo ještě vzdálenějších hvězd.
Graf objevů exoplanet podle roku, s detekční metodou reprezentovanou barvou. Zelená = tranzitní, modrá = radiální rychlost, červená = přímé zobrazení, oranžová = gravitační čočka. (Obrázek přes Wikimedia Commons / Aldaron)
