Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 51 – vyšlo 20. prosince, ročník 2 (2004) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

51/2004

Vyfotografovali jsme exoplanetu?

Lukáš Turek

Vědci z Evropské jižní observatoře (ESO) zřejmě pořídili 8,2 metrovým dalekohledem VLT první fotografický záznam planetárního systému vně naší sluneční soustavy. Tyto výsledky nám snad pomohou více porozumět vývoji planetárních systémů. Jedná se o planetu, obíhající kolem hnědého trpaslíka. Její svit je tak slabý, že bychom ji bez téměř dokonalé adaptivní optiky dalekohledů VLT ze Země pozorovat vůbec nemohli. Systém je od nás vzdálen asi 230 světelných let a jeho stáří se odhaduje na 8 milionů let.

VLT (Very Large Telescope) – soustava čtyř dalekohledů ESO umístěná na Cerro Paranal v Chile ve výšce 2635 m. Dalekohledy mají celistvá zrcadla o průměru 8,2 m (Antú – 1998; Kueyen – 1999; Melipal – 2000; Yepun – 2001). Další pomocné dalekohledy zvýší základnu budoucího interferometru na 200 m. Dokončení stavby se předpokládá v roce 2005. NACO (NAOS-CONICA) – systém adaptivní optiky na dalekohledu VLT, který umožňuje kompenzovat turbulence v atmosféře rychlými změnami malého zrcátka a zvyšuje tak rozlišovací schopnost z 0,18″ na 0,005″. ESO (European Southern Observatory) – Evropská jižní observatoř, organizace založená v roce 1962, která postavila řadu dalekohledů v Chile. Jde o lokality na La Silla (2 400 m), dalekohled VLT na Cerro Paranal (2 635 m) a v tuto chvíli se staví radioteleskopická síť ALMA na Llano de Chajnantor (5 080 m) Hnědý trpaslík – málo svítící chladný objekt, který je přechodovým stádiem mezi planetou a hvězdou. Hlavním energetickým zdrojem v těchto objektech není termojaderná syntéza jako u ostatních hvězd, ale energie uvolňovaná gravitačním smršťováním objektu. Spektrální třída – klasifikace hvězd podle typu jejich spektra navržená na Harvardově universitě (Harvardská spektrální klasifikace) před více jak sto lety. Původně byly hvězdy rozděleny do osmi skupin (W, O, B, A, F, G, K, M). Ve skutečnosti typ spektra závisí na povrchové teplotě hvězdy a tak spektrální třída vypovídá spíše o teplotě hvězdy než o jejím složení (100 000 K až 3 000 K). Spektrální třída L byla navržena v roce 1998. Způsobil to objev značného množství chladných podhvězd zářících v IR oboru. Většinou jde o hnědé trpaslíky s hmotností 30÷80 MJ, kteří jsou sotva schopni udržet TJ syntézu v jádře. Hmotnost Jupiteru – standardní hmotnostní jednotka, ve které se vyjadřují hmotnosti planet: 1 MJ = 1,9×1027 kg = 322 MZ.

Podle infračerveného spektra objektu se podařilo zjistit, že jeho hmotnost se rovná pětinásobku hmotnosti Jupitera a vzdálenost od mateřské hvězdy činí 55 AU. Samotný hnědý trpaslík s označením 2M1207 ze souhvězdí Hydry je 42 krát méně hmotný než naše Slunce.

Hnědí trpaslíci nejsou typickými hvězdami. Jejich teplota totiž nikdy nedosáhne takových hodnot, aby se uvnitř termojaderná reakce stala hlavním zdrojem energetického výkonu hvězdy. Jak již označení „trpaslík“ napovídá, jedná se o málo hmotné hvězdy, u kterých je výskyt planet pravděpodobnější, neboť jejich vývoj není tak dramatický jako u hmotnějších hvězd a mají proto stabilnější i své okolí. Za zmínku jistě stojí i to, že název „hnědý trpaslík“ nemá nic společného se skutečnou barvou hvězdy. Toto označení, jenž mělo naznačit příbuznost s červenými trpaslíky, poprvé zavedla v roce 1975 Jill Tarterová. První hnědý trpaslík pak byl objeven o 10 let později.

Hnědý trpaslík 2M1207 (v centru snímku) spolu s pravděpodobnou
planetou (nalevo dole). VLT/NACO, 10. 9. 2004, ESO.

Astronomové ještě musí provést podrobnější pozorování, která definitivně potvrdí, zda se opravdu jedná o planetu na oběžné dráze kolem 2M1207. Pokud se to opravdu prokáže, pak je to velký pokrok v astrofyzice – můžeme spektroskopicky zkoumat planetární systémy.

Jaké způsoby k objevu exoplanety jsou vlastně využívány? Jedním z nich je měření tzv. Dopplerova posuvu spektra hvězdy. Spolu s planetou tato hvězda obíhá kolem společného těžiště. Ve chvíli, kdy se k nám hvězda přibližuje, spektrální čáry se posunují do modré části spektra, pokud se vzdaluje, tak do červené barvy. Tato metoda samozřejmě není účinná v případě, že je oběžná rovina takové exoplanety kolmá na směr našeho pohledu. Pokud planeta obíhá tak, že přechází přes disk hvězdy, může být účinná fotometrie, kdy měříme pokles jasnosti hvězdy v pravidelných intervalech. Další možnou metodou je tzv. gravitační mikročočka. Je dobře známo, že v okolí velmi hmotných těles je dráha světelných paprsků znatelně zakřivená. Pokud před nějakou velmi vzdálenou hvězdou prochází slabě zářící, ale velmi hmotné těleso, můžeme zaznamenat postupný nárůst a pokles její jasnosti. Pokud okolo procházejícího tělesa obíhá ještě planeta, může se i ona na křivce jasnosti projevit jako krátkodobé zjasnění. Průvodce se dá odhalit i u pulsarů – zpožďováním či zrychlováním periody záblesků.

Tabulka parametrů soustavy

vzdálenost objektu	70 pc
vzdálenost planety od trpaslíka	0,788″ ≈ 55 AU
spektrální třída trpaslíka	L5–L9,5
stáří trpaslíka	≈ 8×106 let
hmotnost trpaslíka	≈ 25 MJ
hmotnost planety	5 ± 2 MJ
teplota planety	1 250 ± 200 K

Odkazy