Jak se hledají exoplanety: Šest hlavních metod objevování cizích světů
První exoplanetu objevili astronomové před třiceti lety, a k dnešku známe 5 500 cizích světů ve více než 4 000 planetárních systémech. K jejich odhalování využívají vědci hned několik postupů...
Přímé zobrazení: Obtížné, ale působivé
Méně běžnou metodu představuje přímé zobrazení planety kroužící kolem vzdálené hvězdy. Záře oběžnice však ve světle mateřské stálice zaniká, takže větší naději skýtá slabě zářící červený trpaslík nebo pozorování v oboru infračerveného záření. Obrázek představuje záběry z radioteleskopu ALMA a zachycuje systém PDS 70, který se nachází asi 400 světelných let od nás a je stále ve stádiu zrodu. Uprostřed systému leží mateřská hvězda a soustava obsahuje minimálně dvě planety PDS 70b (na záběru není zachycena) a PDS 70c (bodový zdroj vpravo od hvězdy). PDS 70c je obklopena cirkumplanetárním diskem. (foto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Benisty, CC BY-SA 4.0)
Poziční astrometrie: Nejstarší metoda
Pokud bychom určitou hvězdu pozorovali dostatečně dlouho, zjistili bychom, že její dráha na nebi připomíná vlnovku s periodou jednoho roku. Eliminujeme-li oběh Země kolem Slunce, pak by se měla stálice oblohou pohybovat po přímce. Jestliže však okolo ní krouží planeta, která ji gravitačně ovlivňuje, připomíná pohyb hvězdy opět vlnovku, a to s periodou oběžné doby zmíněné planetární souputnice. Astrometrická metoda se využívá při pátrání po průvodcích stálic a rozhodně není nová. Jedná se dokonce o nejstarší způsob hledání exoplanet, který astronomové vyzkoušeli. (grafika: redakce Tajemství vesmíru)
Tranzit: Výhody zákrytu
Některé planetární systémy jsou v prostoru orientovány tak, že se obě či více složek navzájem překrývají, podobně jako u zákrytových dvojhvězd. Jakmile se planeta dostane přesně mezi Zemi a mateřskou stálici, jasnost hvězdy nepatrně poklesne. Z amplitudy poklesu lze potom určit přibližný průměr oběžnice a odhadnout i její hmotnost; z opakování jevu se dá stanovit oběžná perioda tělesa. Tranzitní metoda se hodí k objevování planet na blízkých oběžných dráhách a využívala ji například družice Kepler. (grafika: redakce Tajemství vesmíru)
Změna radiální rychlosti: Na velké vzdálenosti
Krouží-li kolem hvězdy nějaká planeta, způsobuje to při vhodném sklonu oběžné dráhy střídavé přibližování a vzdalování stálice od Země. Daný pohyb se pak v jejím spektru projeví jako tzv. Dopplerův efekt: Když se hvězda pohybuje směrem k nám, posouvají se čáry spektra do modré oblasti, kdežto v opačném případě míří více k červené části. Střídání změn určuje periodu oběhu přítomné exoplanety a metodu lze použít i pro vzdálené stálice. Nevýhodou je, že rovina oběžné dráhy planety musí mířit k Zemi. (grafika: redakce Tajemství vesmíru)
Gravitační mikročočky: V souladu s teorií relativity
Ke gravitačnímu mikročočkování dochází, když se do jedné přímky mezi pozorovatele a vzdálenou hvězdu dostane hmotný objekt, který ani nemusí být vidět. Bližší cíl svou gravitací v souladu s teorií relativity světlo odlehlé stálice zesílí. A pokud představuje bližší objekt hvězda, kolem níž krouží planeta, pak i ona svou gravitací světlo vzdálené stálice znásobí. Jelikož se ovšem tělesa ve vesmíru pohybují, trvá zmíněný jev jen několik týdnů a je viditelný pouze jednou. (grafika: redakce Tajemství vesmíru)
Chronometrie pulzaru: U hvězdných majáků
Metodu lze použít pouze u pulzarů čili rychle rotujících neutronových hvězd, u nichž se směr magnetické a rotační osy neshoduje. Zářící oblasti v magnetických pólech stálice tak v důsledku rotace vytvářejí majákovým efektem pulzy. Planeta kroužící kolem pulzaru způsobuje svou gravitací změnu jeho polohy, takže můžeme sledovat zpožďování či urychlování jednotlivých záblesků. Prvním pulzarem s objevenými exoplanetami byl PSR B1257+12 a šlo o velké překvapení – zejména proto, že hvězda, která se stane pulzarem, žije velmi krátce. Vznik oběžnic tudíž musí z astronomického hlediska představovat poměrně rychlou událost. Druhá možnost zní, že se po explozi supernovy zformují tzv. planety druhé generace. (ilustrace: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt, CC BY-SA 4.0)
