Dosud nejúspěšnější je spektroskopická metoda měření radiálních rychlostí hvězd – tím rozumíme složku rychlosti hvězdy ve směru přicházejícího paprsku. Jestliže se vzdálenost zdroje světla od pozorovatele mění, projevuje se pohyb změnou ve spektru záření. Tento jev známe už od poloviny 19. století jako Dopplerův jev. A právě tohoto efektu je využíváno k detekci extrasolárních planet.
Hvězda a planeta obíhají kolem společného těžiště. Jestliže se k nám planeta přibližuje, pozorovaná hvězda se vzdaluje a její spektrální čáry vykazují červený posuv – vlnová délka se zvětšuje. Naopak, pokud se od nás planeta vzdaluje, pozorovaná hvězda se přibližuje a absorpční čáry v jejím spektru jsou posunuty k jeho modrému konci. Posouvání čar ve spektrech se opakuje s určitou periodou, která vzniká složením period obíhajících těles.
Pokud vyneseme velikost posunu těchto čar na časovou osu, získáme periodickou křivku, ze které můžeme odhadnout velikost planety, její oběžnou dobu a velkou poloosu dráhy.
Potřebujeme přesnější měření
Přestože je tato metoda již dlouhou dobu používána k měření radiálních rychlostí blízkých hvězd i vzdálených galaxií, k detekci extrasolárních planet mohla být využita teprve nedávno.
Ve hvězdné astronomii stačí totiž přesnost měření kolem 1 km/s. Jenže abychom zaregistrovali planety o hmotnosti srovnatelné s hmotností našeho Jupiteru, musíme změnu radiální rychlosti měřit s přesností lepší než 10 m/s, což nyní dovedeme. Ovšem pokud bychom chtěli touto metodou pozorovat planety zemského typu, museli bychom umět měřit ještě stokrát přesněji, což je zatím za hranicí snů (0,1 m/s).
Planety, nebo hnědí trpaslíci?
Metoda měření radiálních posuvů je v současné době k detekci exoplanet nejužívanější, ale i ona má svá úskalí. Výhodou této metody je, že ji můžeme použít na velmi velké vzdálenosti. Nevýhodou je, že aby byl tento jev pozorovatelný a dostatečně přesně měřitelný, musí rovina oběžné dráhy protínat Zemi, nebo k ní být jen málo skloněna.
Ale hlavním nedostatkem je, že spočítaná hmotnost planety je pouze dolní mezí její skutečné hodnoty, neboť neznáme sklon oběžné dráhy planety vůči nám. Naměřená hodnota bude skutečné hodnotě odpovídat pouze v případě, že Země leží přímo v rovině oběžné dráhy planety. Je tedy možné, že některá tělesa, která nyní pokládáme za planety, mají ve skutečnosti mnohem větší hmotnost a bude nutné je řadit spíše k hnědým trpaslíkům.
Objev první extrasolární planety
Touto metodou byla na konci roku 1995 odhalena první extrasolární planeta. Nachází se u hvězdy 51 Pegasi a má hmotnost podobnou Jupiteru. Jenže má extrémně malou vzdálenost (7,5 milionů km!!) od hvězdy, což vyvolalo pochybnosti o správnosti interpretace naměřených dat.
Nelze periodické změny radiální rychlosti objasnit neradiálními pulsacemi samotné hvězdy? Z pozorované neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety však plyne, že interpretace je správná; kromě toho má hvězda stálou jasnost s přesností ± 0,0007 magnitudy.
Další měření všechny parametry exoplanety potvrdila. V roce 1999 se dokonce podařilo ověřit její existenci zcela jinou metodou (tranzitní fotometrie). Vzdálenost hvězdy byla určena na 48,3 světelných roků. Hvězda o hmotnosti 1,12 hmotnosti Slunce je stará asi 4 miliardy let a do vzdálenosti 300 milionů km od ní neobíhá žádná další exoplaneta s hmotností Jupiteru či větší.
Přes všechny těžkosti detekce je možná překvapivé zjištění, že hledání extrasolárních planet metodou měření radiálních rychlostí není vyhrazeno pouze známým světovým observatořím a jejich obřím dalekohledům.
Exoplanety po osmi letech
Objev hvězdy podobné Slunci – 51 Pegasi, z roku 1995, oznámený na konferenci ve Florencii dvěma švýcarskými astronomy (Michaelem Mayorem a Didiere Quelozem), otevřel dveře k objevování dalších exoplanet.
Stejnou hvězdu měl na svém seznamu i americký „konkurenční tým“ (Marcy, Butler), jenže ten spektrum pořizoval v delších intervalech, a protože planeta má (nečekaně) krátkou obìžnou dobu, prestižní objev jim unikl.
Od té doby exoplanety přibývají velmi rychlým tempem. K 24. únoru letošního roku jsme jich znali už 120, a to u 105 různých hvězd hlavní posloupnosti severní i jižní oblohy. Ve 13 systémech jsme našli více než jednu planetu. Zatím jim jména ještě nedáváme; zůstáváme u označení názvem hvězdy a malým písmenem podle abecedy, přičemž -a- je vyhrazeno centrální hvězdě.
Rodí se stále nové a přesnější metody
První tělesa planetárních hmotností u hvězd byla objevena metodou měření zpožďování záblesků pulsarů roku 1992 – ty však tvoří zcela samostatnou skupinu (přiznejme si, že si s nimi nevíme moc rady). Roku 1995 byla objevena planeta měřením Dopplerova posuvu u radiálních rychlostí mateřských hvězd. Rok 1998 skončil ve znamení metody gravitačních mikročoček. Pozorování přechodů planety před kotoučkem hvězdy slavilo svůj úspěch roku 1999.
Nejvíc exoplanet přináší zatím přesné měření radiálních rychlostí mateřských hvězd. Další slibnou metodou, zejména pro konfirmaci objevů, je přesné měření malých poklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu (transitu) exoplanety přes hvězdný kotouček.
Některé planety zůstávají skryté
Porovnáním oběžných vzdáleností exoplanet snadno zjistíme, že většina planet obíhá ve vzdálenostech velmi blízkých ke své mateřské hvězdě, tedy méně než je tzv. AU – astronomická jednotka (tj. vzdálenost Země od Slunce).
Důvod je jednoduchý – efekt, kterým se planeta projevuje při pozorování hvězdy, závisí nejen na hmotnostech obou těles, ale především na vzdálenosti obou těles, protože gravitační účinek klesá s druhou mocninou vzdálenosti. Není tedy v možnostech dnešní techniky zaregistrovat planetu zemského typu, obíhající ve vzdálenosti například 40 astronomických jednotek.
Napůl hvězdy, napůl planety
Ověření našich teorií, že u jiných hvězd planety být musí, bylo však to jediné, co jsme předpokládali. Již od začátku nás exoplanety překvapily svými zvláštními drahami, zcela odlišnými od všeho, co známe ve svém okolí.
Ani planety zatím nejsou takové, jaké jsme si představovali. Mnohé z nich jsou na pomezi mezi planetou a hvězdou. Většinou jsou ještě příliš hmotné. Některé z nich jsou přesně napůl cesty mezi hvězdou a planetou. Hvězda to není, protože v nitru takového tělesa neprobíhají termonukleární reakce, ale není to ani planeta. Je to nový typ dříve neznámých hvězd – hnědí trpaslíci.
Co objeví nový teleskop?
Exoplanety se zatím objevují v sousedství hvězd spektrálních tříd blízkých našemu Slunci a jejich minimální hmotnosti vesměs přesahují 0,25 hmotnosti Jupiteru. Méně hmotné exoplanety určitě existují, ale leží dosud pod prahem možností detekce metodou přesných radiálních rychlostí. Tato mez se ovšem neustále posouvá. U obřího teleskopu VLT v Chile byl uveden do chodu spektrograf, dosahující přesnosti měření radiálních rychlostí pouhý 1 m/s (to odpovídá pomalé pěší chůzi!), takže brzy lze očekávat objevy exoplanet s hmotností kolem 0,1 hmotnosti Jupiteru. Všechny exoplanety s hmotností větší než 0,75 hmotnosti Jupiteru se skládají výlučně z vodíku. Menší exoplanety mohou být ledové, anebo obsahují kamenná olivínová jádra. Nejhmotnější exoplanety mají zhruba 5 hmotností Jupiteru.
Nejzajímavější exoplanetární systémy
51 Pegasi b
První objevená planeta Jupiterova typu, která byla objevena a potvrzena u hvězdy podobné Slunci, se stala první planetou objevenou metodou radiálních rychlostí.
Již předběžné výpočty ukázaly, že planeta může mít atmosféru, její povrchová teplota musí však vzhledem k parametrům oběžné dráhy (vzdálenost 0,05 AU, oběžná doba 4,23 dne – je své hvězdě osmkrát blíž než Merkur) být kolem 1200 K.
50 Andromedae b,c,d
Tato planetární soustava ve vzdálenosti 52 sv. roků má přinejmenším tři planety Jupiterova typu. Vlastní hvězda je bohatá na kovy, s povrchovou teplotou kolem 6100 K a hmotností asi 1,3 hmotnosti Slunce.
Nejvnitřnější planeta (0,7 hmotností Jupiteru) je svou drahou velmi podobná 51 Pegasi b, obíhá s periodou 4,61 dne ve vzdálenosti 0,059 AU od své hvězdy. Druhá planeta je 1,2krát hmotnější než Jupiter a oběhne Ypsilon Andromedae za 242 dní ve vzdálenosti 0,83 AU, což zhruba odpovídá dráze Venuše v naší soustavě. Třetí těleso je téměř 4krát hmotnější než největší planeta naší Sluneční soustavy a oběhne svou hvězdu za 1284 dní (3,47 roku) ve vzdálenosti 2,5 AU.
47 Ursa Maioris b, c
Hvězda 47 UMa je od nás vzdálena asi 51 světelných let. Je nažloutlá, velice podobná Slunci, asi sedm miliard let stará. Z jejího zářivého výkonu můžeme odvodit, že tzv. obyvatelná zóna (tj. prostor kolem hvězdy, kde by na tělesech podobných zemi mohly dlouhodobě existovat příznivé podmínky pro život) leží uvnitř dráhy hmotnější exoplanety. Vnitřní exoplaneta je hmotnější (má nejméně 2,5 hmotnosti našeho Jupiteru) a je známa již od roku 1996. Vzdálenější je méně hmotná (má asi 3/4 hmotnosti Jupiteru). Poměr hmotností těchto těles činí 3,3; je to pozoruhodnou shodou okolností přesně tolik, co Jupiteru a Saturnu.
Obě exoplanety se pohybují po téměř kruhových drahách kruhových drahách prakticky v téže rovině. Kdyby byly u Slunce, nalézaly by se mezi Marsem a Jupiterem. Vyjádřeno v číslech: vnitřní hmotnější planeta je vzdálena od hvězdy 47 UMa 2,09 AU a obíhá s periodou 2,99 roku, vnější méně hmotná je 3,73 AU daleko a oběžná doba činí 7,1 roku (pro srovnání: Mars je od Slunce 1,5 AU daleko, Jupiter 5,2 AU). Tato soustava se liší zatím od všech exosystémů tím, že se ze všech nejvíc podobá naší sluneční soustavě.
55 Cancri b, c
Centrální hvězda je poměrně jasným objektem v souhvězdí Raka (5,95 mag) a lze ji pozorovat i malým triedrem ve vzdálenosti 42 sv. roků. Spektrálním typem i hmotností je velmi podobná Slunci. Kolem ní obíhají nejméně tři exoplanety. Ve vzdálenosti 0,11 AU oběhne po téměř kruhové dráze planeta o hmotnosti 0,85 hmotnosti Jupiteru každých 14,7 dní.
Ve vzdálenosti 0,24 AU se po dosti excentrické dráze pohybuje jednou za 44,3 dny planeta o hmotnosti pouze 0,21 hmotnosti Jupiteru. Konečně ve vzdálenosti asi 6 AU obíhá obří exoplaneta o hmotnosti 4 Jupiterů. Je téměř jisté, že o této soustavě ještě uslyšíme.
