Exoplanety: fascinující cizí světy jako další cíl pro AI

 

Z pohledu běžného člověka nejpřitažlivější metodou může být přímé sledování exoplanet, ovšem to se na jejich objevech podílí jen malým zlomkem. Však potvrzených exoplanet už máme přes 3500, k tomu 4500 kandidátů a z toho přímo sledovaných je pouze 44. Většina nalezených exoplanet však jde na vrub tranzitní metody, což je zase v drtivé většině výsledek pozorování teleskopu Kepler. 

 

 

Vesmírný teleskop Kepler byl vypuštěn do vesmíru v roce 2009, aby obíhal kolem barycentra Sluneční soustavy, čili hmotného středu nejen Slunce, ale i všech dalších objektů, a to v závěsu za Zemí. Jeho hlavním úkolem je sledovat část Mléčné dráhy, hledat exoplanety, a pomoci tak určit, kolik z jejích miliard hvězd může mít ve svém systému další tělesa. Právě Kepler pomohl ukázat, že hvězdné systémy obsahující planety opravdu nejsou nic výjimečného. 

 

Původně měla mise Kepleru trvat jen 3,5 let, ovšem projevily se problémy se zarušenými daty z instalovaného fotometru, a tak byla mise prodloužena a dosud trvá i přes vleklé problémy se silovými setrvačníky pro polohování teleskopu. Nyní se tak mise Kepleru blíží už 9. dokončenému roku a počet nalezených exoplanet utěšeně roste. Jak ale toto zařízení pomocí prostého fotometru hledá exoplanety? V podstatě velice jednoduchým způsobem, ovšem s jedním důležitým předpokladem.

 

 

Mluvíme o tranzitní metodě, která na rozdíl od přímého pozorování přímo vyžaduje, aby daná exoplaneta v pravý čas prošla mezi svým sluncem a námi, respektive Keplerem. Ten neustále pozoruje svit mnoha hvězd a pak už je na lidech, aby v těchto datech spatřili slibný vzor, jaký ukazuje obrázek nahoře. Přecházející planeta totiž o trošku sníží světelný tok své hvězdy. 

 

Je ale jasné, že jeden výkyv ještě nemusí nic znamenat a tak je třeba ten samý se stejným průběhem zachytit několikrát v pravidelných časových rozestupech, aby bylo zřejmé, že jde o nějaký objekt obíhající kolem dané hvězdy, případně pak více. Díky společnosti Google a její umělé inteligenci však nebude třeba, aby tuto úmornou mravenčí práci prováděli lidé. Jsou tu také již první výsledky, a sice nalezená exoplaneta Kepler-90i, díky níž můžeme říci, že jsme nalezli první cizí systém s osmi planetami, které navíc mají podobné rozmístění jako Sluneční soustava s menšími světy blíže slunci a s většími dále od něj. 

 

Když si tak uvědomíme, že tranzitní metoda vyžaduje opravdu přesné natočení cizí soustavy vzhledem k nám a že jsme i tak pomocí ní dokázali najít tolik exoplanet, dá se tvrdit, že planety ve vesmíru jsou něco opravdu běžného a náš systém v tomto ohledu nebude výjimečný, i když se možná zrodil v bublině uvnitř obrovské hvězdy. 

 

Vedle teleskopu Kepler ale sledují oblohu i další zařízení, jako je SuperWASP, KELT či UKIRT, ovšem vedle výše popsané ideální orientace pozorovaného systému je tu ještě další očividná věc, která omezuje potenciál tranzitní metody. Když si vezmeme na pomoc Fomalhaut b z předchozí kapitoly, pak je zřejmé, že ten bychom nalezli těžko, i kdyby byl jeho systém vhodně orientován. Fomalhaut b totiž oběhne svou hvězdu jen jednou za cca 1700 let, takže na potvrzení jeho přítomnosti tranzitní metodou bychom potřebovali několik tisíc let. A nemusíme ani hledat takovéto extrémy, však i náš Jupiter má dobu oběhu našich 12 let, takže pomyslný lovec planet v cizí soustavě by jej za dobu životnosti teleskopu Kepler nemusel detekovat ani jednou. 

 

takto by vypadal Jupiter se svými měsíci přecházející přes tvář Slunce

 

Pokud by vás snad zajímalo, jaká planeta zachycená touto metodou má nejdéle trvající oběh kolem své hvězdy, je to Kepler-421b přirovnávaná k Uranu, které to trvá 704 dní. To se velice blíží Marsu (687 dní). 

 

 

 

S Dopplerovým efektem se setkáváme denně, ovšem spíše ve formě zvuku. Často používaný příklad je ten s blížící se sanitkou, jejíž houkání zní při jejím přibližování jinak, než když nás míjí a pak se začne vzdalovat. Je to způsobeno tím, že zvukové vlny se pohybem smrsknou, nebo prodlouží a stejné je to se světlem. Takže pokud nějaká hvězda mění rychlost či směr svého pohybu vůči nám, můžeme to zachytit na posuvu v elektromagnetickém spektru a kdyby byl její pohyb opravdu rychlý, mohli bychom i pouhým okem uvidět měnící se barvu, stejně jako můžeme uchem zachytit měnící se zvuk. Problém je ten, že mluvíme o rychlosti zvuku v porovnání s rychlostí světla, takže je nutné mít velice citlivé optické přístroje. 

 

graf odhalující planetu 18 Delphini b

 

Pak je tu ale ještě jeden efekt, bez nějž bychom si mohli hvězdy bezvýsledně sledovat donekonečna. Už bylo zmíněno barycentrum Sluneční soustavy, jako její hmotný střed počítající nejen se Sluncem, ale i s jinými tělesy. Slunce můžeme sice brát jako střed naší soustavy, ale gravitační střed neleží přímo uprostřed něj, neboť i ostatní planety mají nezanedbatelnou hmotnost. To samozřejmě platí i pro soustavu Země - Měsíc, kde barycentrum je stále uvnitř Země, ale asi 4700 km od jejího středu. 

 

Planety tak způsobují vibrační pohyb své hvězdy, která se tak od nás v závislosti na jejich poloze vzdaluje, nebo se k nám přibližuje. Pokud je v systému třeba jen jedno těleso, které na hvězdu působí námi měřitelným způsobem, výsledkem měření posuvu ve světelném spektru hvězdy může být výše uvedená sinusoida, z jejichž parametrů se dá zjistit přibližná vzdálenost a hmotnost planety. Je také očividné, že tímto způsobem lze nejlépe zachytit planety v systémech, které vidíme zboku stejně jako v případě tranzitní metody, ale samozřejmě není nutné, aby planety přecházely přímo přes tvář hvězdy. 

 

Posuv je velice malý, však když se podíváme na náš systém, tak Slunce se vlivem gravitace Jupiteru pohybuje jen rychlostí 13 m/s a v případě Země to je jen 9 cm/s. Moderní spektrometry dokáží zaznamenat variace v rychlosti až k 1 m/s, což je třeba HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) nebo zařízení HIRES v teleskopech Keck. Ještě v roce 2012 tak byla tato metoda nejúspěšnější při hledání exoplanet, ale poté už nastoupil vesmírný Kepler a jeho výsledky. To proto, že je tato metoda spolehlivá při hledání menších planet do vzdálenosti cca 160 světelných let od Země a na rozdíl od tranzitní metody nelze najednou sledovat jedním teleskopem tak velké množství hvězd. 

 

Navíc, jak je jasné z výše uvedených údajů, planetu o velikosti Země bude možné zachytit jen velice blízko u dané hvězdy a navíc čím menší ta je, tím lépe. Proto se tak dá zachytit třeba známá nejbližší exoplaneta Proxima b, ale dvojče Země by takto najít nešlo a vedle toho se planety u menších a lehčích hvězd lépe hledají o proto, že takové hvězdy obvykle rotují pomalu a spektrální údaje jsou daleko čitelnější. To platí i pro větší hvězdy, které už vyšly z hlavní posloupnosti a jejich rotace se zpomalila. 

 

Pojďme ale už opustit teorii a podívat se na výsledky praxe, čili exoplanety, které jsou z různých důvodů považovány za nejzajímavější, ať už díky svým vlastnostem, nebo proto, že byly prostě první.