Jinou metodou je fotometrická metoda přesného měření intenzity světla předem vybraných hvězd, u nichž může dojít k zákrytu hvězdy planetou – nebo lépe řečeno přechodu planety přes hvězdný kotouč.
Protože podobně jako u zákrytových dvojhvězd i některé planetární systémy jsou orientovány tak „šikovně“, že se obě nebo více složek navzájem zakrývají.
Když planeta přechází přes disk mateřské hvězdy, je to událost připomínající částečné zatmění Slunce Měsícem. Zde ale podobnost končí. Zatímco při tomto úkazu je – vzhledem k relativně malé vzdálenosti Měsíce od Země – zakryta větší část slunečního kotouče, v případě vzdálené hvězdy a její planety dojde jen k velmi nepatrnému poklesu jasnosti. Pouze extrémně přesná měření dokáží takové úkazy detekovat. Podmínkou je samozřejmě, aby spojnice Země-hvězda ležela v oběžné rovině dané planety; jinak neuvidíme nic.
Jasnost hvězd kolísá
V okamžiku, kdy se vzdálená planeta dostane mezi Zemi a mateřskou hvězdu, dochází k poklesu jasnosti hvězdy v rozmezí několika tisícin až setin magnitudy, což je dnešními prostředky dobře měřitelné. Z amplitudy poklesu pak můžeme určit alespoň přibližně průměr planety (a odhadnout tak i její hmotnost).
Například zákryt Slunce Jupiterem, pozorovaný ze vzdálenosti asi 30 světelných roků, způsobí pokles jasnosti o zhruba 0,02 mag.
Mezi úskalí této metody patří velmi malá pravděpodobnost, že určitou hvězdu budeme pozorovat právě ve chvíli, kdy přes její disk přejde planeta. Kromě toho zdaleka ne všechny hvězdy svítí se stálou intenzitou. U některých se intenzita periodicky mění, ale každopádně je zapotřebí stálost jasnosti každé pozorované hvězdy důkladně prověřit. Mezi děje, které neperiodicky ovlivňují jasnost, můžeme zařadit různé koronální jevy, výtrysky hmoty apod.
Pozorování neviditelné planety
Metodou tranzitní fotometrie se roku 1999 podařilo detekovat planetu u málo známé hvězdy HD 209458 v souhvězdí Pegase, která se podobá Slunci. Nachází se ve vzdálenosti asi 140 světelných roků od nás a můžeme ji na obloze vidět už malým dalekohledem. To, že by mohla být domovem planet se předpokládalo z předchozích spektroskopických pozorování, při nichž bylo v jejím pohybu objeveno mírné kolísání. Vše nasvědčovalo tomu, že planeta má tak vhodně skloněnou dráhu, že může přejít přes disk hvězdy. Odborníci se dokonce pokusili předpovědět dobu přechodu.
V danou chvíli zaměřili teleskop na hvězdu a skutečně se jim podařilo zpozorovat úbytek světla, přicházejícího od hvězdy. Pokles byl ovšem natolik malý, že jej byl schopen zaznamenat pouze CCD čip. Průběh byl měřen s fantastickou přesností 0,0001 mag při celkovém poklesu jasnosti o 0,02 mag. Kolísání jasnosti přesně odpovídá přechodům před diskem planety. Přechod trval 3 hodiny a podařilo se zjistit i sklon oběžné dráhy. Datum 7. listopadu 1999 vešlo tedy do dějin jako první přímé pozorování planety u cizí hvězdy.
Změřeno spektrum planety
O dva roky později využili kosmického teleskopu HST (Hubbleův dalekohled) a během zákrytu pořídili spektra hvězdy. Když je porovnali s běžnými spektry, zjistili, že planeta má atmosféru obsahující sodík. Opět další prvenství.
Odborníky však nepřestala zajímat. A opět u toho byl kosmický dalekohled HST, i když ani ten není schopen pozorovat planetu přímo. Astronomové proto využili častých přechodů planety přes disk hvězdy a za pomoci spektrografu STIS měřili změny, ke kterým při těchto úkazech dochází v záření hvězdy. Při pozorování v ultrafialovém oboru spektra zjistili překvapivý pokles záření vodíku. Existence rozsáhlého vodíkového oblaku, který se rozprostírá do vzdálenosti přes 200 000 kilometrů, je nejlepším vysvětlením pozorovaného jevu. V lednu 2004 byly publikovány další výsledky: atmosféra planety obsahuje jak kyslík, tak uhlík.
Žhavý rotující expres
O planetě HD 209458b dnes víme, že je podobná Jupiteru. Má poloměr 1,3násobku poloměru největší planety sluneční soustavy a 2/3 její hmotnosti. Ale obíhá velmi blízko mateřské hvězdy – pouhých 7 milionů kilometrů, což je zhruba 8krát méně než v případě Merkuru, Slunci nejbližší planety. Ke své hvězdě je tak blízko, že jeden rok na této planetě trvá pouhého 3,5 našeho dne. Ve světle takových čísel zřejmě nepřekvapí další informace. Atmosféra planety dosahuje teploty kolem tisíce stupňů.
Ve Sluneční soustavě nemá taková planeta obdoby. Není to ale úplně exotický případ, protože podobných planet je mezi dosud objevenými extrasolárními více. Astronomové jim říkají „horké Jupitery“ a lámou si hlavu nad jejich vznikem. Tak blízko hvězdy nemohly tyto plynné planety vzniknout. Spíše se předpokládá, že vznikly ve vzdálených, chladných oblastech planetárního systému a do blízkosti hvězdy se dostaly postupným pohybem po spirále. Horký Jupiter, který drží nyní rekord, obíhá kolem své hvězdy ve vzdálenosti 5,7 milionu kilometrů. Bližší nebyl dosud objeven.
Nejnovější objev možná vysvětluje proč. Blíže už prostě taková planeta nemůže existovat, protože se jednoduše vypaří. K tomuto zjištění pomohla právě zmíněná planeta HD 209458b.
Planeta s ohonem
Je to právě vysoká teplota atmosféry, která způsobuje, že atomy vodíku mají vysokou rychlost, a tudíž snáze uniknou gravitaci planety. Extrémně malá vzdálenost mateřské hvězdy a s ní spojené velké slapové síly se rovněž na tomto procesu výrazně podílejí. A v neposlední řadě přispívá také hvězdný vítr. Výsledkem těchto procesů je vznik vodíkového ohonu, který způsobuje, že planeta připomíná kometu. Tempo ztráty hmoty je ohromující. Každou sekundu se z atmosféry odpaří přes 10 000 tun plynu. Rovněž u naší Země je pozorován podobný proces, ale v nesrovnatelně menším měřítku.
Tak drastický úbytek atmosféry musí mít zákonitě vliv na budoucnost planety. Předpokládá se navíc, že tempo ztráty hmoty se pravděpodobně neustále zrychluje. V konečném důsledku může dojít k situaci, kdy bude „odfouknuta“ celá atmosféra planety. A na jejím místě zbude pouze pevné či pravděpodobněji tekuté jádro o hmotnosti asi deseti Zemí.
Budoucí vývoj planety je ovšem zatím nejistý. Astronomové mají v úmyslu pátrat po dalších prvcích – těžších, než je vodík. Zjištění přítomnosti uhlíku, kyslíku či dusíku by přispělo k definitivnímu rozhodnutí o osudu této zvláštní planety.
Několik minut pro nebeskou mechaniku
Trocha poezie nikoho nezabije, zpíval kdysi Jiří Suchý. Doufejme, že ani trocha fyziky.
Pohyby planet studoval Johannes Kepler – a díky šťastné shodě okolností dva ze tří základních zákonů objevil i publikoval během svého pobytu v Praze na Rudolfinském dvoře. Využil k tomu pozorování Tychona Brahe, především týkajících se Marsu – z jeho dráhy bylo známo několik bodů a empiricky, metodou zkoušek a omylů, jimi prokládal Kepler různé křivky. Nejlépe vyhověla elipsa.
1. Keplerův zákon
Planety obíhají kolem Slunce v elipsách a Slunce je v ohnisku těchto elips.
Elipsa patří mezi kuželosečky stejně jako parabola nebo hyperbola. Libovolný bod elipsy má tu vlastnost, že součet jeho vzdáleností od obou ohnisek je stálý a rovný dvojnásobku velkých poloos. Spojnicím bodů elipsy s jedním z ohnisek (resp. jejich délkám) říkáme průvodiče. Zajímavé vlastnosti elipsy znali důvěrně už stavitelé pyramid.
Elipsa, u níž obě ohniska splynou do jediného bodu (a má tedy nulovou výstřednost) se stává kružnicí. Čím víc se elipsa liší tvarem od kružnice, tím větší je její výstřednost (neboli excentricita). Dráhy planet jsou elipsy s malou výstředností a tvarem se tedy blíží kružnicím. Kopernik ještě předpokládal, že dráhy planet jsou kruhové, ale věděl už také, že středy těchto kružnic neleží ve Slunci. Proto po vzoru starověkých hvězdářů použil tzv. excentrické kružnice, kterým se dráhy planet značně podobají.
2. Keplerův zákon
Plochy opsané průvodičem planety za stejnou dobu jsou stejné.
Jestliže ploše opsané průvodičem za určitou dobu budeme říkat plošná rychlost, můžeme 2. Keplerův zákon formulovat slovy: Plošná rychlost planety je konstantní. Z tohoto zákona plyne, že postupná rychlost nebo úhlová rychlost planety se mění – největší je při největším přiblížení k ohnisku (v tzv. pericentru) a nejmenší v největší vzdálenosti od ohniska (v tzv. apocentru). Tyto rychlosti jsou tedy nepřímo úměrné vzdálenostem od ohniska.
V případě kruhové dráhy by rychlost plošná, postupná i úhlová byly konstantní.
3. Keplerův zákon:
Dvojmoci oběžných dob planet jsou k sobě v témž poměru jako trojmoci velkých poloos jejich drah.
Z tohoto zákona lze odvodit i Newtonův gravitační zákon, však tak daleko ve svých úvahách již slavný „zákonodárce planet“ nestačil během svého pohnutého a neklidného života dospět.
Keplerovy zákony popisují, jak se planety pohybují. Nevysvětlují však příčinu, proč se pohybují v určitých drahách. To objasnil až Isaac Newton. Planeta je se Sluncem vázána gravitační silou. Tu tušil už Kepler, ale přesněji to formuloval a zobecnil teprve Newton.
