Jak hledat exoplanety - se zvláštním zřetelem k exoplanetám terestrickým

Již před staletími si lidé kladli otázku, zda jsme ve vesmíru sami. Později s pokroky v astronomii a dalších přírodních vědách vyšlo najevo, že život (alespoň takový, jaký si umíme představit) je podmíněn existencí vhodných planet, na kterých se může vyskytovat. Logickým krokem tedy bylo takovéto planety hledat. To ovšem není jen tak. Podívejme se tedy stručně na historii objevování planet obíhajících cizí hvězdy a na ambiciózní projekty USA – Kepler, Space Interferometry Mission (SIM), Terrestrial Planet Finder (TPF) a evropský Darwin, které mají (mimo jiné) hledat planety zemského typu.

Obr. 1: „Earth trailing" dráha [6].

Obr. 2: Dráha observatoře je červeně, dráha Země modře [6].

Obr. 3: Observatoř Kepler [6].

Obr. 4: Observatoř SIM [7].

Obr. 5: Observatoř TPF-C [14].

Obr. 6: Observatoř TPF-I [14].

Obr. 7: Spektrum Země [9].

Obr. 8: Observatoř Darwin [9].

Exoplanety jsou příliš malými tělesy na to, aby mohly být přímo zobrazeny pozemskými teleskopy. Dalším problémem je to, že ve srovnání s mateřskou hvězdou jsou tak slabé, že jejich záře zanikne ve světle hvězdy. Proto musí být objevovány pomocí nepřímých metod – spektroskopicky nebo fotometricky.

Spektroskopická metoda, také zvaná metoda měření radiální rychlosti, je založena na tzv. Dopplerově jevu: jestliže se zdroj (v našem případě hvězda) pohybuje od nás, vlnové délky čar se prodlouží (tzv. rudý posuv), u zdroje, který se k pozorovateli přibližuje jsou čáry posunuty k modré části spektra. Toho se využívá při hledání exoplanet, protože exoplaneta a hvězda obíhají okolo společného těžiště, což má za následek periodické přibližování a vzdalování hvězdy vzhledem k Zemi. Tedy pozorováním změn vlnových délek záření hvězdy lze najít její planetu. Tato metoda je velmi rozšířená, lze pomocí ní však určit jen spodní hranici hmotnosti planety.

Další možností je metoda fotometrická. Pokud se exoplaneta dostane mezi svou mateřskou hvězdu a Zemi, dojde k poklesu jasnosti hvězdy, který je dnešními přístroji měřitelný. Zásadním problémem této metody je velmi nízká pravděpodobnost toho, že se hvězda, její planeta a Země dostanou do přímky, navíc musíme planetu „zachytit“ právě při přechodu, což je také málo pravděpodobně. Dalším nezanedbatelným problémem je fakt, že množství hvězd nemá konstantní jasnost a to může vést k falešným výsledkům.

Existují ještě i jiné metody, kterými se zde nebudeme zabývat. Pro úplnost jsou to metody založené na zpožďování záblesků pulsarů a pozorování pomocí gravitačních mikročoček.

Již v osmnáctém století byli nalezeni průvodci hvězd Sirius a Prokyon, a to tak, že byl pozorován jejich nepatrný pohyb (způsobený obíháním členů systému kolem společného těžiště). Tento pohyb byl dostatečně velký, aby byl přímo pozorovatelný, ale zároveň příliš velký na to, aby jej způsobovaly planety. Objekty, které jej způsobují, jsou zhroucené hvězdy, tzv. bílí trpaslíci.

Začátkem dvacátého století byl nalezen průvodce hvězdy Ross 614, ani zde však nejde o planetu, ale o malý objekt na hranici obřích planet a hvězd, hnědého trpaslíka.

První exoplanety tak byly nalezeny až v roce 1992, ty ale obíhají kolem pulsaru, zhrouceného jádra hvězdy, které není zdrojem tepla, zato může být zdrojem ionizujícího záření. U „normální“ hvězdy hlavní posloupnosti 51 Pegasi, byly extrasolární planety nalezeny roku 1995 Mayorem a Quelozem, a to metodou měření radiální rychlosti, fotometrickou metodou pak byla roku 1999 nalezena planeta u hvězdy HD 209458 [1].

Do půlky června tohoto roku bylo objeveno 155 exoplanet [2], přičemž jen tři z nich jsou terestrické, tj. podobné Zemi, tedy alespoň z toho hlediska, že mají pevný povrch. Všechny ostatní jsou plynní obři podobní Jupiteru, a tedy jejich vhodnost pro život je krajně sporná. Ani na oněch třech planetách se však nedá počítat s výskytem životních forem, protože obíhají kolem pulsarů. Nicméně 13. června oznámila skupina vědců objev terestrické exoplanety u normální hvězdy Gliese 876, a to metodou měření radiálního posunu. Kromě této planety kolem hvězdy obíhají ještě dva plynní obři objevení v letech 1998 a 2001 [3].

V rámci NASA Origins Program (jeho úkolem je výzkum planet, hvězd, galaxií a hledání života ve vesmíru) [4], jeho části PlanetQuest [5] a programu Discovery jsou naplánovány mise Kepler [6], Space Interferometry Mission (SIM) [7], Terrestrial Planet Finder (TPF) [8] a Darwin [9] Evropské kosmické agentury, jak bylo zmíněno již v úvodu.

Kepler

Cílem mise Kepler, která je naplánována na rok 2008, je sledování blízkých oblastí naší galaxie a hledání stovek Zemi podobných planet, které se můžou nacházet uvnitř obyvatelné zóny (což je rozmezí vzdáleností od hvězdy, kde lze očekávat výskyt kapalné vody na povrchu planet) nebo v její blízkosti.

Observatoř bude do vesmíru vynesena pomocí nosné rakety Delta II na heliocentrickou oběžnou dráhu (přesněji Earth-trailing viz. obr. 1 a obr. 2), přičemž se bude od Země pomalu vzdalovat až na 0,5 AU. Zde by měla setrvat po dobu 4 let, pakliže nebude mise prodloužena. Vědecké operace bude řídit NASA, letové University of Colorado LASP a zpracování dat Space Telescope Science Institute (STScI). Spojení bude zajišťovat jako obvykle Deep Space Network (DNS).

Kepler bude vyhledávat planety pomocí fotometrické metody, pro což je jako hlavním přístrojem vybaven fotometrem, jehož základem je Schmidtův teleskop s průměrem zrcadla 0,95 m a zorným polem 105 čtverečních stupňů. „Oko“ tohoto přístroje je sestaveno ze 42 CCD čipů. Každý z nich o rozměrech 50 x 25 mm má rozlišení 2200 x 1024 pixelů. Fotometr je citlivý na detekování přechodů planet velikosti Země u hvězd typu G2V o mV = 12 (vizuální magnituda) po 6,5 hodinové integraci dat. Výsledná data budou ukládána v paměti počítače sondy a posílána na Zemi jednou za týden.

Observatoř dále tvoří podpůrné jednotky jako zdroj energie, gyroskopy, telekomunikační systémy a pointační zařízení (ta jsou zamířena po celou dobu mise na skupinu hvězd a zvyšují tak stabilitu fotometru a zjednodušují celý design družice). Celková užitná hmotnost observatoře bude podle odhadů 995 kg (85% připadá na primární zrcadlo fotometru) a solární panely by měly dodávat 527 W elektrické energie.

Nyní se již podívejme na konkrétní vědecké cíle:

 - 1) stanovit kolik terestrických a větších planet se vyskytuje v obyvatelné zóně u hvězd různých spektrálních typů

 - 2) určit rozpětí a tvar oběžných drah těchto planet

 - 3) odhadnout kolik planet se vyskytuje u vícenásobných hvězdných systémů

 - 4) určit rozmezí velikostí oběžných drah, jas, velikost, hmotnost a hustotu krátkoperiodických obřích planet

 - 5) identifikovat další planety již objevených systémů

 - 6) stanovit vlastnosti hvězd, kolem kterých se vyskytují planety

Dalšími úkoly observatoře je testovat hypotézy jako např. kolik hvězd podobných našemu Slunci má terestrické planety v obyvatelné zóně (viz. výše) a akreční modely planetárních systémů (Wetherill [11]). V neposlední řadě má také pomáhat dalším misím NASA, a to výše zmíněným SIM a TPF, o kterých ještě bude řeč. Tato pomoc má spočívat ve zjištění charakteristik hvězd s planetárními systémy (bod 6. výše), upřesnění objemu vesmíru, ve kterém má cenu hledat exoplanety, a poskytnutí SIM soupis cílových planetárních systémů.

Není jistě bez zajímavosti, podívat se na to, co od projektu očekávají lidé, kteří se na něm podílejí. Od sledování poklesů jasností hvězd se čeká nalezení okolo 50 planet velikostí srovnatelných se Zemí, 185 planet o velikosti 1,3 poloměru Země (dále jen RZ), 640 planet o cca. 2,2 RZ. Asi 12% planetárních systémů má mít dva a více členů. Sledováním modulací odraženého světla hvězdných průvodců by mělo být nalezeno asi 870 obřích planet s oběžnou dobou kratší než jeden týden. Sledováním jejich přechodů přes disk hvězdy se čeká objev 135 planet na vnitřních oběžných drahách, u 35 z nich by měla být určena jejich hmotnost a konečně by mělo být objeveno 30 planet na vnějších drahách. Jak ovšem přiznávají sami autoři projektu, je zde mnoho neznámých, a proto je dost dobře možné, že tato očekávání nebudou zdaleka uspokojena.

SIM

SIM (The Space Interferometry Mission) je navržena jako optický kosmický Michelsonův interferometr se základnou 10 m. Díky tomu bude schopna objasnit mnoho záhad astrofyziky pomocí astrometrie s dosud nedostižitelnou přesností. Při zorném úhlu 1° bude mít astrometrickou přesnost 1 miliontinu úhlové vteřiny. Z uvedeného je zřejmé, že planety bude SIM hledat pomocí metody radiálního posunu. Do kosmu by měla být vynesena v roce 2009 pomocí EELV (Evolved Expendable Launch Vehicle) [12]. Stejně jako v případě Keplera se bude pomalu vzdalovat od Země rychlostí asi 0.1 AU za rok až na maximální vzdálenost 95 mil. kilometrů. Na takové dráze bude sonda neustále ozařována Sluncem a vyhne se tak průletům zemským stínem. Rychlost sondy bude průběžně určována s přesností 20 mm/s nebo lepší. Naměřená data budou na Zemi předávána několikrát za týden. Životnost této družice je plánována na 10 let.

SIM není určena jen pro hledání exoplanet, ale i pro další práce. Jen velmi stručně se podívejme, které to jsou. Podrobněji se budeme zabývat jen těmi, které mají vztah k planetám. Jedná se tyto klíčové projekty:

 - 1) pátrání po mladých planetárních soustavách a výzkum evoluce mladých hvězd

 - 2) objevování planetárních systémů pomocí SIM

 - 3) interferometrické pátrání po exoplanetách

 - 4) přesné určování stáří kulových hvězdokup

 - 5) proměřování základních strukturálních a dynamických parametrů Galaxie

 - 6) určování hmotností temných objektů (černé díry, pulsary atd.) pomocí efektu gravitační mikročočky

 - 7) výzkum aktivních galaxií a kvasarů

 - 8) dynamické sledování galaxií

 - 9) interferometrické snímkování ve viditelné oblasti spektra

 - 10) výzkum formování a původu planet u hvězd v závěrečných fázích svého života (např. bílí trpaslíci)

 - 11) výzkum binárních systémů, které jsou zdroji RTG záření

 - 12) testování nových přístupů v přesné astrometrii

 - 13) určování vzdáleností otevřených a kulových hvězdokup pro potřeby galaktické, extra-galaktické a stelární astronomie [13].

Jak je patrno z výčtu, vztah k exoplanetám mají první tři body, které se do značné míry překrývají. Ostatní projekty jsou však natolik zajímavé, že se s nimi setkáme v nějakém příštím článku. Zájemcům o hlubší studium vřele doporučuji zdroj [13].

Pokud jde o planety, hlavní body výzkumu budou tyto:

 - 1) detekce planet podobných Zemi o hmotnostech 1 až 3 hmotnosti Země u hvězd do vzdálenosti 25 světelných let

 - 2) detekce planet podobných Zemi o hmotnostech 3 až 20 hmotností Země u hvězd ve vzdálenostech 25 až 100 světelných let

 - 3) určení absolutních hmotností exoplanet, doposud objevených pozemními dalekohledy metodou měření změn radiálních rychlostí hvězd a objevování dalších exoplanet

 - 4) získávání informací, které budou využity v dalších projektech, například TPF (Terrestrial Planet Finder)

TPF

Terrestrial Planet Finder je projektem extrémně ambiciózním. Jeho historie sahá do roku 2000, kdy byly předloženy a vybírány první technologické koncepce a vytyčovány vědecké cíle. V této fázi bylo podáno a prozkoumáno na 60 variant. V roce 2001 pak příslušná komise do dalšího kola vybrala 4 návrhy, z nichž poslední 2 „odpadly“ v roce 2004 a zbylé dva nesou název TPF – C a TPF – I.

TPF – C bude dalekohled se zrcadlem eliptického tvaru o rozměrech 6 x 4 m, který bude fungovat jako koronograf, to znamená, že speciální disk odstíní záření hvězdy a umožní tak pozorovat planetu, která může být až miliardkrát (resp. milionkrát, viz níže) slabší než hvězda samotná. Pracovat bude na vlnových délkách 0,5 – 0,8 µm. Hlavními cíli této mise je prozkoumat cca 35 hvězd spektrálních typů F, G a K ve vzdálenosti do 50 ly (light years, světelných let) a hledat vodu a kyslík. Předpokládá se, že budou nalezeny tři exoplanety s minimální velikostí povrchu rovnající se povrchu Země a geometrickým albedem srovnatelným se zemským. Observatoř by měla startovat pomocí nosné rakety Delta IV – Heavy nejdříve v roce 2014.

TPF – I (někdy lze nalézt též jako FFI) bude tvořen soustavou 5 družic v libračním bodě Země L2, přičemž 4 družice budou samotné teleskopy a pátá bude obslužná pro sběr dat. Teleskopy o průměru 4 m pracující na vlnových délkách 6,5 – 13 µm (infračervená oblast spektra) budou muset udržovat s velmi vysokou přesností konstantní rozestupy (70 až 150 m). Tato soustava bude fungovat podobně jak u SIM na principu interferometru, což umožní studium atmosfér exoplanet.

Úkolem TPF – I bude prozkoumat okolí více než 150 hvězd spektrálních typů F, G, K i některých jiných, hledat vodu, oxid uhličitý a ozon.

Start je plánován opět pomocí Delta IV – Heavy před rokem 2020, pravděpodobně 2018. Před tím je však třeba ještě vyzkoušet některé nové technologie, především pak létání družic v přesných formacích, pro což je ve spolupráci s ESA naplánován demonstrátor SMART – 3 na rok 2010.

Stejně jako v případě SIM budou mít jak TPF – C tak TPF – I nejen „exoplanetární“ ambice, ale budou použity i pro jiné oblasti astrofyziky: studium supernov, galaxií atd. SIM by měl do značné míry nahradit HST po ukončení jeho provozu (pozorování vesmíru ve viditelné oblasti spektra) a spolupracovat s JWST při výzkumu vesmíru v IR oblasti.

Nakonec však s lítostí dodejme, že uvedená data startů systému TPF nebudou nejspíše dodržena kvůli nové koncepci amerického kosmického programu.

Darwin

Jedná se o velmi podobný systém, jako je Terrestrial Planet Finder. Je plánován na dřívější dobu než TPF, start by měl proběhnout v roce 2015 buďto najednou pomocí nosné rakety Ariane 5 nebo po částech dvěmi raketami Sojuz – Fregat. Celá soustava dalekohledů bude obíhat v Lagrangeově bodě 2 (L2), kde jsou výborné pozorovací podmínky. Jednak je zde zaručena možnost nepřerušovaného sledování kosmických objektů a jednak zde nepůsobí žádné rušivé vlivy spojené se Zemí.

Systém bude tvořen třemi dalekohledy o průměru 3,5 metru a jedním obslužným satelitem. Podobně jako předcházející mise nebude Dawin pracovat ve viditelné oblasti spektra, nýbrž v infračervené. Ve všech případech je to tak zvoleno, protože ve viditelném světle je planeta miliardkrát slabší než její mateřská hvězda, kdežto v infračerveném jen milionkrát, takže její nalezení a rozeznání je mnohem jednodušší. Stejně tak jako u SIM a TPF půjde o interferometr s tzv. „nulling interferometry“ [10].

Darwin bude určen pro hledání exoplanet zemského typu, ke studiu jejich atmosféry a hledání známek života. K tomu má sloužit především právě analýza složení atmosféry. Autoři projektu očekávají projevy života alespoň trochu podobné projevům života pozemského, tj. např. výskyt kyslíku, oxidu uhličitého, metanu nebo ozonu. Protože projekty Darwin a TPF se do značné míry překrývají, je proto možné, že NASA a ESA budou spolupracovat a nakonec tak bude jen jedna mise Darwin/TPF, kdy dalekohledy odstartují společně a budou pracovat souběžně. Dalšími případnými zájemci o spolupráci jsou Ruská federace a Japonsko.