V předloňském roce astronomové oznámili, že počet objevených planet mimo Sluneční soustavu přesáhl pět tisíc. Přitom není zase až tak dávno doba, kdy nebyly známy žádné exoplanety. O jiných světech u dalších hvězd, kde možná existuje život, sice přemýšleli filosofové, učenci a vědci dlouhá staletí, nicméně většinu historie byly podobné spekulace spíše okrajovou záležitostí a na jejich autory bylo nahlíženo s krajním podezřením. Teprve v letech 1992 a 1995 učinili odborníci první dva objevy extrasolárních planet. A nešlo o objevy ledajaké. Objevená tělesa v podstatě úplně převrátila naše smýšlení o vzniku a vývoji planetárních soustav. Než se však k těmto pozoruhodným výsledkům dostaneme, řekněme si nejprve něco o době, kdy přítomnost planet u jiných Sluncí nebyla ničím víc než bláznivou ideou několika snílků.

Planety

Když se dávní astronomové dívali na noční oblohu, povšimli si, že některé objekty se chovají poněkud jinak než by bylo obvyklé u hvězd, které byly obvykle považovány za stálé a neměnné. První výjimkou je pochopitelně Měsíc, nicméně spatřili i několik těles, která se sice podobají hvězdám, přitom však vykazují výrazné odlišnosti. Zjistili totiž, že zatímco hvězdy jsou vůči sobě v konstantních pozicích, tyto objekty se mezi nimi pohybují. Dostaly proto jméno planetes asteres, což znamená putující hvězdy, neboli zkráceně planetai, což by se dalo přeložit jako tuláci. Z toho pak vznikl dnešní termín planety.

Ve starověku bylo známo celkem pět planet, které dnes známe jako Merkur, Venuši, Mars, Jupiter a Saturn. Země do tohoto výčtu počítána nebyla. Poměrně dlouho se mělo za to, že je Země středem světa a tedy výjimečným tělesem. Některé heliocentrické modely se sice objevily už v antice, definitivní přijetí heliocentrismu však trvalo v podstatě až do počátku 17. století. Tehdy Johannes Kepler odvodil tři známé zákony o pohybu planet. Velmi mu v tom pomohla především pozorování Marsu, jejichž autorem byl Tycho Brahe.

Ranné představy o exoplanetách

Zhruba v době přelomu 16. a 17. století se objevily také první vážné úvahy o planetách u jiných hvězd. Propagátorem těchto myšlenek byl především známý italský filosof Giordano Bruno, velký zastánce Koperníkova heliocentrického modelu. Bruno se domníval, že je náš vesmír nekonečný a nachází se v něm bezpočet hvězd podobných našemu Slunci, které jsou rovněž doprovázeny planetami. Tvrdili tedy, že je ve vesmíru nekonečné množství světů podobných tomu našemu. Jak víme, Bruno dopadl dosti nešťastně, když byl obviněn z kacířství a v roce 1600 upálen.

Na jeho dílo však navázali další. Mimo jiné třeba britský vědec sir Isaac Newton, považovaný dodnes za jednoho z nejvýznamnějších fyziků i vědců v historii. Také on tvrdil, že jsou hvězdy ve skutečnosti podobné našemu Slunci a že je doprovází planety. A zatímco u Bruna byly podobné názory pro církev problémem, v Newtonově případě tomu tak již nebylo, ostatně Newton prohlašoval, že všechny tyto další světy u cizích hvězd pochopitelně také podléhají vůli Boha.

Odvolané objevy

Několik set let se však úvahy o planetách u jiných hvězd omezovaly pouze na spekulace a fantazie. Nebylo v žádném případě možné žádné takové těleso reálně objevit. Teprve v 19. století se astronomická technika zlepšila dost na to, aby odborníci začali snít o skutečném objevu cizích planet, jimž se odborně říká extrasolární planety, zkráceně exoplanety.

Již v roce 1855 hovořil anglický astronom William S. Jacob o velmi pravděpodobné existenci planetárního tělesa u dvojhvězdy 70 Ophiuchi. Americký vědec Thomas J. J. See se v 90. letech 19. století domníval, že nalezl jinou planetu u stejné hvězdy. Vzápětí však objev zpochybnil jiný americký astronom Forest R. Moulton, který dokázal, že podobný systém tří těles by byl vysoce nestabilní. To sice existenci uvedených planet nevyloučilo zcela, učinilo ji však velmi nepravděpodobnou.

Další možné pozorování exoplanety u blízkého bílého trpaslíka Van Maanen 2 z roku 1917 zpochybnil americký astronom Walter S. Adams, který sporné pozorování interpretoval jako hvězdu hlavní posloupnosti spektrální třídy F. Pozdější analýza ukázala, že snad mohlo jít i o rozdrcenou planetu, jejíž zbytky padaly na mateřskou hvězdu, jasný důkaz nicméně chybí.

Velký zájem o exoplanety měl i nizozemský astronom Peter van de Kamp, který se domníval, že objevil planetu u nedaleké Barnardovy hvězdy. Jde o červeného trpaslíka vzdáleného asi 6 světelných let s neobvykle velkým vlastním pohybem. Objev celého planetárního systému ohlásil van de Kamp v 60. letech 20. století. Brzy však další specialisté začali jeho data zpochybňovat. Ukázalo se, že van de Kampova pozorování vykazují systematickou chybu, která se projevuje po každém vyčištění a vyměnění čočky dalekohledu. Po přezkoumání byly zjištěny podobné odchylky i u dalších hvězd. Bohužel van de Kamp svou chybu nikdy nepřiznal, právě naopak dále publikoval o domnělých planetách u Barbardovy hvězdy, což dobrému jménu oboru zrovna neprospělo.

Kanadští astronomové Bruce Campbell, Gordon A. H. Walker a Stephenson Yang zaznamenali v roce 1988 podezřelý signál u hvězdy Gama Cephei A, který bylo možné interpretovat jako planetu. O tom, zda pozorovaná data skutečně představují planetu měli i samotní výzkumníci pochyby. Pozorování bylo navíc na samé hranici tehdejší techniky, panovala tedy vůči němu relativně výrazná skepse. O dva roky později se podařilo získat další data podporující hypotézu exoplanety, avšak data z roku 1992 na nejistotě spíše přidala. Až roku 2002 se ukázalo, že původní objev byl skutečný, v systému opravdu existuje exoplaneta nazvaná Gama Cephei Ab. Svým způsobem tak jde o první objevenou exoplanetu, která však nebyla první potvrzenou planetou mimo Sluneční soustavu.

V roce 1991 ohlásil britsko-australský tým ve složení Andrew Lyne, Matthew Bailes a S. L. Shemar objev planety u pulsaru PSR B1829-10. Bohužel však i tento objev nebyl skutečný a zmíněná výzkumná skupina jej v následujícím roce odvolala.

Množství odvolaných, zpochybněných či jinak diskreditovaných výsledků představovalo bohužel značnou část 20. století nezanedbatelnou část výsledků v oboru výzkumu extrasolárních planet. Navíc se podobným kauzám dostávalo značné mediální pozornosti. Není proto příliš divu, že pověst astronomů, kteří měli zájem o extrasolární planety nebyla zrovna nejlepší. Všechno se však mělo již velmi brzy změnit k lepšímu.

První detekované exoplanety

Už v roce 1992, kdy byl odvolán objev Lyneovy skupiny totiž přišel první jasný důkaz o existenci planety u jiné hvězdy. Ovšem nebyla to hvězda ledajaká. Pro mnohé velmi překvapivě totiž Dale Frail a Aleksander Wolszczan zachytili dvě planety u pulsaru PSR B1257+12 v souhvězdí Panny. Jejich vzdálenost od mateřské hvězdy činila 0,36 a 0,47 astronomické jednotky (AU) – střední vzdálenost Slunce-Země 149 597 871 km, hmotnost potom 3,4 a 2,8 hmotnosti Země (M_E).

Použili přitom postup při kterém sledovali pulsy pulsaru, které bývají nesmírně pravidelné. Což je výhoda, protože jakákoliv odchylka v pravidelnosti pulsů může posloužit k určení pohybu pulsaru. Tato metoda původně neměla sloužit k detekci exoplanet, ale je natolik citlivá, že umožnuje najít i planety o hmotnosti menší než 0,1 M_E. Navíc s ní lze zaznamenat i poměrně dost vzdálené planety a je použitelná i pro zjištění dalších informací o složkách systému pomocí sledování gravitačních poruch mezi jednotlivými tělesy. Její nevýhodou je pochopitelně to, že je možné ji využít pouze u pulsarů.

Proč bylo pozorování Fraila a Wolszczana tak překvapivé? Pulsary totiž vznikají při mohutných výbuších supernov, které mohou být jasnější než všechny další hvězdy v galaxii dohromady. Mají proto také nesmírně velkou energii, která je schopná zničit všechny objekty široko daleko. Část vědců se proto domnívá, že objevené planety vznikly až po explozi supernovy z jejích zbytků. Jiná hypotéza hovoří o tom, že jde o pozůstatky dřívějších plynných obrů, jejichž větší část výbuch zlikvidoval a zbyla jen obnažená jádra.

Ať tak či onak, nedá se očekávat, že se pomocí metody sledování pulsarů podaří objevit velké množství planet a už vůbec nelze očekávat objev života na planetách u pulsarů, neboť supernova by jakýkoliv takový život zničila a dotčené planety spolehlivě sterilizovala.

Pokud jde o PSR B1257+12, objev dvou planet byl zakrátko nezávisle potvrzen, první dvě planety mimo Sluneční soustavu tedy již byly známy. V roce 1994 navíc objevili astronomové u stejného objektu třetí planetu o hmotnosti pouze 0,02 M_E ve vzdálenosti 0,19 AU od pulsaru. Později se dokonce dvakrát objevily spekulace o čtvrté planetě systému, ale vždy se jednalo o planý poplach.

Hned v roce 1993 nalezla skupina astronomů pod vedením Donalda Backera třetí planetu mimo Sluneční soustavu, opět u pulsaru, tentokrát šlo o binární systém pulsaru a bílého trpaslíka PSR B1620-26 nalézající se v souhvězdí Štíra. Backerův tým systém několik let pozoroval a zaznamenal zvláštní odchylky od normálu, které mohlo vysvětlit pouze třetí těleso. Brzy se ukázalo, že tento objekt je příliš malý na to, aby mohlo jít o hvězdu. Jedná se tedy o planetu, která obíhá jak pulsar, tak bílého trpaslíka ve vzdálenosti asi 23 AU a má hmotnost asi 2,5 M_E. Objev byl znovu nezávisle ověřen, tentokrát týmem Stephena Thorsetta a později ještě skupinou Steinna Sigurdssona, která použila data z Hubbleova dalekohledu.

51 Pegasi b

Přestože byly objevy planet u pulsarů velmi významné, stále chyběla známá planeta u hvězdy hlavní posloupnosti. Planeta u pulsaru by totiž život pravděpodobně hostit nemohla, zatímco oběžnice hvězdy hlavní posloupnosti alespoň v principu ano. A to astronomy pochopitelně velmi přitahovalo. Současně však kvůli předchozím zpochybněným objevům panovala vůči exoplanetám značná nedůvěra a skepse.

Vše se ovšem začalo obracet k lepšímu koncem 80. a začátkem 90. let. Švýcarský astronom Michel Mayor tehdy zkoumal dvojhvězdné systémy a povšiml si poměrně zvláštního skutečnosti. Některé z pozorovaných objektů ve skutečnosti nemusely být tvořeny dvojicí hvězd, nýbrž hvězdou a neznámými tělesy s nižší hmotností než mají hvězdy. To jej pochopitelně zaujalo, proto se do bádání v tomto nadějném směru ještě více ponořil. U Mayora tehdy studoval další Švýcar Didier Queloz. Ten dostal v rámci své doktorské práce za úkol hvězdy hlavní posloupnosti, u nichž se nachází tyto podezřelé subhvězdné objekty, důkladně prozkoumat.

S pomocí nového přístroje ELODIE se Queloz pustil do práce. A výsledek se brzy dostavil. Dvojici astrofyziků zaujala především hvězda 51 Pegasi, proto se na ni zaměřili podrobněji. V červenci 1995 si byli oba muži jistí – kolem 51 Pegasi obíhá planeta. 6. října 1995 publikovali odborný článek s převratným výsledkem. Ten sice vyvolal jisté pochyby, ale Švýcaři je byli ve velmi krátkém čase schopni rozptýlit novými přesnějšími měřeními. A co více, objev nezávisle potvrdili američtí astronomové z Lickovy observatoře v Kalifornii.

O existenci nové, první známé planety u hvězdy podobné našemu Slunci se tak již nedalo pochybovat. Všechny odborníky však šokovaly fyzikální charakteristiky planety u 51 Pegasi. Ta má hmotnost 0,46 hmotnosti Jupiteru. Na tom by ještě nebylo nic tak zvláštního, i v naší Sluneční soustavě máme obří plynné planety. Jenomže planeta u 51 Pegasi obíhá kolem své hvězdy ve vzdálenosti pouze 0,05 astronomické jednotky, tedy dvacetkrát blíže než leží oběžná dráha Země kolem Slunce. Doba oběhu tedy nejsou roky, ale pouhé 4 dny. Teplota na straně přivrácené k mateřské hvězdě (planeta má vázanou rotaci, tedy je natočena ke hvězdě stále stejnou stranou) potom dosahuje asi 1 265 K.

Nová planeta získala název 51 Pegasi b. Běžná konvence v astronomii totiž nakazuje pojmenovat planetu podle mateřské hvězdy s přidáním malého písmene. Nicméně je třeba vědět, že se nepoužívá písmeno a, které je určeno pro samotnou hvězdu (a píše se velké). Planety v systému se pak značí dle data objevu b, c, d, e… Například pokud by u hvězdy Delta Cephei byly planety, pak první objevenou značíme Delta Cephei b, druhou Delta Cephei c a tak dále. Protože se zde jmenuje hvězda 51 Pegasi, přidáním písmene dostaneme název planety 51 Pegasi b.

Ale zpět k naší planetě. V té době astronomové věřili, že plynní obři nemohou existovat takto blízko svým hvězdám, jelikož by v této vzdálenosti vlivem hvězdného větru neměl existovat dostatek materiálu z nějž by se mohla podobná planeta zformovat. Hned první známá exoplaneta tedy výrazně narušila astronomické teorie. Spekulovalo se dokonce, zda není 51 Pegasi b buď mimořádně hmotná kamenná planeta nebo naopak jádro hnědého trpaslíka, nicméně nakonec se ukázalo, že jde skutečně o plynnou planetu. Ta se navíc vzhledem k vysoké hmotnosti a extrémní blízkosti ke své hvězdě projevovala v experimentálních datech dosti silně.

Proč tedy nebyla žádná podobná planeta objevena již dříve, ačkoliv by na to tehdejší technika stačila? Inu, právě kvůli v té době přijímané planetární teorii, jež takové objekty nepřipouštěla, nikdo po nich tudíž ani nepátral. Objev první exoplanety sice vědecká komunita oficiálně uznala, těleso podobných vlastností však stále odborníci považovali spíše za anomálii. Avšak od té doby se na obří planety obíhající velmi blízko mateřských hvězd astronomové více zaměřili a ukázalo se, že jich existuje celá řada. Brzy vznikla i nová třída exoplanet zvaná horcí Jupiteři nebo též horké Jupitery. Postupně se naopak začalo zdát, že naše planetární soustava je výjimečná a běžnější jsou soustavy podobné 51 Pegasi b. Jak ale ještě uvidíme, šlo do značné míry o výběrový efekt.

Dnes už je existence obřích planet tak blízko mateřským hvězdám vysvětlena. Podle nových modelů a numerických simulací může totiž v planetárních soustavách docházet k migracím planet. Plynní obři tak skutečně vzniknout ve větších vzdálenostech, vlivem interakcí s ostatními tělesy ale svou původní dráhu opustí a začnou soustavou migrovat. Tyto cesty pochopitelně mohou vést i pryč ze systému, takové planety však obvykle nezaznamenáme a nás teď navíc zajímají naopak ty, které se dostaly až do blízkosti centrální hvězdy, kde byly zachyceny na stabilních oběžných drahách.

A právě takovou planetou je i 51 Pegasi b. Ačkoliv má ani ne polovinu hmoty Jupitera, její průměr je větší, v důsledku vysoké teploty je atmosféra více nafouknutá. A oproti původním předpokladům se i zdá, že planeta neztrácí téměř žádnou hmotnost. Hvězdný vítr sice dosahuje v takové blízkosti nebývalé intenzity, ale hmota planety je dostatečná na udržení většiny atmosféry, takže 51 Pegasi b ztratila za celou dobu své existence jen asi 5 % hmotnosti.

Objev Mayora a Queloze byl nesmírně významný po vědecké, filosofické i symbolické stránce. Změnil naše chápání vzniku a vývoje planet a otevřel cestu k budoucímu velmi nadějnému směru výzkumu. Není proto divu, že právě tito Švýcarští astronomové získali v roce 2019 polovinu Nobelovy ceny za fyziku (druhou polovinu obdržel James Peebles za významné příspěvky kosmologii).

Metoda radiální rychlosti

Prozatím jsme si ale neřekli nic o způsobu, který Mayor a Queloz při objevu 51 Pegasi b použili. To v této podkapitole pochopitelně napravíme. Jedná se o tzv. metodu radiální rychlosti. V čem spočívá? Jak už název napoví, měří se radiální rychlost, což je rychlost objektu ve směru k nám, případně od nás. Světlo objektu, který vykazuje nenulovou radiální rychlost bude ovlivněno Dopplerovým jevem, což můžeme spektroskopicky naměřit.

Pokud se od nás bude objekt vzdalovat, vlnová délka vysílaného záření se zvětší a my uvidíme ve spektru rudý posuv, pokud se bude těleso přibližovat, vlnová délka záření se bude naopak zmenšovat a my zaznamenáme modrý posuv. Jestli máte pocit, že jste tyto pojmy již někde slyšeli, dovolím si připomenout mé nedávné články o testech obecné relativity a o historii kosmologie a reliktním záření, v obou hraje rudý, respektive modrý posuv důležitou roli.

Pro nás je v tuto chvíli podstatné, že umíme velmi přesně změřit radiální rychlosti nejen u vzdálených galaxií, ale také u objektů v naší galaxii, tedy kupříkladu u hvězd. Pak už jen stačí porovnat očekávané spektrum se spektrem reálně napozorovaným, z čehož lze zjistit, zda se k nám daný objekt přibližuje či se od nás naopak vzdaluje.

Měření radiální rychlosti se používá při pozorování vzdálených galaxií, nebo třeba u některých dvojhvězd. Vzhledem k tomu, že tyto dvojice hvězd obíhají kolem hmotného středu soustavy (barycentra), dochází u nich k poměrně významné změně radiální rychlosti v řádu jednotek kilometrů za sekundu. Odborně se těmto systémům říká spektroskopické dvojhvězdy, právě proto, že je dokážeme nejlépe odlišit pomocí spektroskopických měření. Důležité je i to, že pomocí zjištění radiální rychlosti lze přibližně určit některé parametry systému, zejména hmotnost složek soustavy, ale také excentricity nebo hlavní poloosy.

Stejný postup lze použít i u systému planet obíhajících kolem hvězd. Planety pochopitelně nebývají tak hmotné jako hvězdy, přesto ale není barycentrum systému ve středu mateřské hvězdy a dochází k ovlivňování planety hvězdou, ale i naopak hvězdy planetou. Jestliže se k nám planeta přibližuje, hvězda se vzdaluje, což platí i opačně. Planety tedy ovlivní hvězdu a my potom můžeme sledováním spektra stanovit změnu radiální rychlosti hvězdy a zjistit, zda se kolem ní pohybují nějaké planety.

Velkou výhodou je skutečnost, že můžeme určit hmotnost planety, přesněji spíše dolní mez hmotnosti, neboť záleží ještě na sklonu oběžné dráhy. V některých situacích se však podaří odlišit spektrální čáry planety od spektrálních čar mateřské hvězdy. Potom lze zjistit sklon oběžné dráhy a určit přesnou hmotnost sledované exoplanety. To se poprvé podařilo v roce 2012 u planety Tau Boötis b.

Nevýhodu popsané metody představuje to, že změny radiální rychlosti způsobené planetami bývají velmi malé. Například změna rychlosti způsobená Jupiterem za dobu jeho oběhu (12 let) je 12,5 metrů za sekundu. Těchto 12,5 m/s je tedy radiální rychlost hvězdy vzhledem k planetě, v tomto případě Slunce vzhledem k Jupiteru. U naší Země jde pouze o 0,1 metru za sekundu. Pro detekci planet jsou tudíž nutná dlouhodobá měření špičkovými přístroji s vysokou citlivostí. Další nevýhodou je nemožnost použití metody u fyzických proměnných hvězd, kde nelze jednoznačně odlišit signál případné planety od změn samotné hvězdy.

Metoda radiální rychlosti funguje nejlépe pro hmotné planety nacházející se blízko svých hvězd. Takové planety patří právě do kategorie horkých Jupiterů zmíněných výše u 51 Pegasi b. Astronomové se tedy na tuto techniku sice mohou spolehnout, velmi užitečným se však ukazuje také použití dalších metod, abychom se vyhnuli nechtěnému výběrovému efektu, jelikož málo hmotné planety obíhající kolem mateřské hvězdy ve velké vzdálenosti nelze touto metodou zachytit.

Zvláště v počátku výzkumu byla metoda měření radiální rychlosti zcela dominantní a s výjimkou sledování pulsarů se v podstatě nepoužíval žádný jiný postup. Dnes už se situace poněkud proměnila, stále však metodě radiální rychlosti náleží druhé místo mezi nejúspěšnějšími detekčními technikami. Navíc se výrazně zlepšily technické možnosti, což dovoluje nalezení stále menších planet (nejpřesnější měření zachytilo změnu 0,5 m/s) či použití menších dalekohledů. Radiální rychlosti dosud využili astronomové k nalezení 880 exoplanet, což je asi 21 % z celkového počtu.

Tranzitní metoda

Z prvního místa tedy radiální rychlosti vytlačila jiná metoda. Jaký postup je dnes nejběžnější a nejúčinnější při hledání planet u cizích hvězd? Jedná se o tzv. tranzitní metodu. Ta spočívá v tom, že pozorujeme planetu procházející před mateřskou hvězdou, respektive mnohem přesněji spíše pokles jasnosti hvězdy způsobený přechodem planety přes její disk. Jde tedy v podstatě o drobná zatmění. Nevidíme však přímo objekt procházející před hvězdou, jako je tomu třeba u zatmění Slunce či přechodů Merkuru a Venuše pře sluneční kotouč, ale pouhé drobné zeslabení vzdálené hvězdy.

Pokud uvidíte nějakou ukázku tranzitní metody, můžete se často setkat se světelnými křivkami, které ukazují pokles jasu pozorované hvězdy vlivem přítomnosti exoplanety. Světelná křivka obsahuje důležité parametry jako je hloubka tranzitu (zjednodušeně řečeno to, o kolik klesne jasnost hvězdy), dobu tranzitu (délka přechodu planety přes disk hvězdy), a trvání vstupu na disk, respektive výstupu z něj (jak dlouho planetě trvá dostat se celým objemem před disk hvězdy a z něj.

Základní teoretický model je ovšem idealizovaný a počítá třeba s tím, že planeta i hvězda mají kulový tvar. Dále operuje s kruhovou oběžnou dráhou planety a s tím, že je disk hvězdy uniformní a neobsahuje žádné velké odchylky jako třeba množství skvrn. Ideální svět má ale od reality daleko a proto se pozorované údaje mohou od idealizovaného modelu odlišovat. A to je dobře, neboť právě z těchto odchylek lze odečíst řadu užitečných dat. Ze světelných křivek lze určit poloměr planety, excentricitu, sklon a hlavní poloosu její oběžné dráhy, ale také hmotnost a poloměr mateřské hvězdy.

Podobně jako různé zákryty Slunce viděné ze Země nejsou stejně intenzivní, platí totéž pro tranzitující exoplanety. Když například zakryje sluneční disk Měsíc, pokles jasnosti naší hvězdy se pohybuje v úplně jiné úrovni než při přechodu Venuše. Obdobně při tranzitu obří plynné planety bude vypadat světelná křivka jinak než když bude přes hvězdu přecházet terestrická planeta. Zatímco u HD 209458 způsobí její planeta zeslabení jasu o 1,7 %, u planety velikosti Země přecházející před hvězdou podobnou Slunci půjde jen o 0,008 %.

Kromě již uvedeného přestavuje výhodu metody i to, že obvykle můžeme zjistit oběžnou dobu planety a to když vidíme její opakované tranzity (ty slouží i jako vyloučení detekce náhodné jednorázové události). Pak postačí jednoduše odečíst čas, který proběhl mezi dvěma přechody planety a z něj odvodit oběžnou dobu. Tímto způsobem rovněž často detekujeme zcela jiné planety než při použití radiálních rychlostí. A právě kombinace tranzitů a radiálních rychlostí se užívá pro stanovení hustoty a hmotnosti planety. Objekty studované oběma postupy patří k nejdůkladněji prozkoumaným planetám mimo Sluneční soustavu.

Ovšem tranzitní metoda má logicky i několik nevýhod. Jednou z nich je poměrně velké riziko falešně pozitivních výsledků. Což platí zejména pro systémy u nich detekujeme pouze jedinou planetu. Pak je vhodné data získaná tranzitní metodou ověřit dalšími dostupnými technikami. Zvláště vhodné je nezávislé ověření u velkých planet, neboť zde se může mezi pozorované planety vloudit hnědý trpaslík, tedy objekt na pomezí mezi hvězdou a planetou, popřípadě dokonce i malá hvězda. Naopak pro systémy s dvěma i více planetami je míra falešně pozitivních výsledků velmi nízká.

Druhá nevýhoda tranzitní metody nás zřejmě napadne prakticky ihned. Lze ji využít pouze na malý zlomek planet. Jde o ta tělesa, u nichž leží rovina oběhu z našeho pohledu přímo před mateřskou hvězdou. A to není příliš pravděpodobné. U planet s krátkými oběžnými dráhami se to stává asi v 10 % případů. S rostoucí délkou oběhu se snižuje i šance na vhodné seskupení. U planety velikosti Země obíhají hvězdu typu Slunce v podobné vzdálenosti jako je Země od Slunce je pravděpodobnost náhodného zarovnání vhodného pro pozorování tranzitu jen asi 0,5 %.

Průkopnické mise CoRoT a Kepler

Ve srovnání s využitím radiálních rychlostí však tranzitní metoda stále poskytuje průměrně mnohem větší množství objevů. Proto se ji také kosmické agentury rozhodly využít u prvních vesmírných teleskopů určených k objevům a zkoumání planet mimo Sluneční soustavu. Proto si v další části článku představíme některé důležité mise, které tento postup použily.

Průkopnickou misí byl Francouzský CoRoT. Teleskop, na němž se podílela i Evropská kosmická agentura, nesl 27 centimetrů velký dalekohled. Do vesmíru odstartoval v prosinci 2006 na palubě rakety Sojuz 2.1b Fregat a již počátkem roku 2007 objevil první exoplanetu. V průběhu téměř 7 a půl roku dlouhé mise jich nakonec objevil 32 a přidal i celou řadu dalších kandidátů. 17. června 2014 došlo k deaktivaci dalekohledu a následně k jeho navedení do atmosféry.

V té době už více než pět let fungoval nástupce CoRoTu, Keplerův vesmírný dalekohled. O něm jsme se už podrobně zmínili v našem letním seriálu TOP 5, proto nyní jen stručně. Dodnes jde o přístroj s největším počtem objevených exoplanet a to nejen mezi kosmickými teleskopy, ale celkově. Do té doby bylo známo méně než 1 000 planet, Kepler jich ale za dobu své práce objevil 2 662 a k tomu ještě 3 601 kandidátů. Mise bezprecedentním způsobem rozšířila naši statistiku, celkově lze tedy činnost dalekohledu považovat za velmi úspěšnou.

Kepler v primární misi mířil na hvězdy v souhvězdích Lyry, Labutě a Draka. Po obtížích s orientací došlo v rámci navazující mise ke sledování také několika jiných oblastí na obloze. Hlavní úkol představovalo nalezení terestrických planet, což se také velmi dobře dařilo. Teleskop zaznamenal řadu pozoruhodných objevů nejen na poli planet podobných Zemi. Objevil také spoustu těžších planet a výrazně pomohl upravit naše představy o skladbě planet v naší Galaxii. Do té doby jsme totiž znali převážně těžší plynné planety obíhající v blízkosti svých hvězd, nyní astronomové přidali celou řadu dalších druhů objektů.

Chaos nad chaos aneb třídy a kategorie exoplanet

V klasifikaci objevených planet je mnohdy velký zmatek, pojďme si to proto alespoň krátce objasnit. V zásadě lze planety dělit podle několika základních kritérií: 1) podle hmotnosti nebo 2) podle toho jak a kde obíhají či 3) podle složení.

První možnost známe i ze Sluneční soustavy, jelikož toto členění splňuje kategorie plynných obrů a ledových obrů. Další zástupci této kategorie můžou být Super Jupiteři, tedy planety těžší než Jupiter a také planetary, objekty ležící na rozhraní obřích planet a hnědých trpaslíků. Podíváme-li se naopak na planety lehčí než jsou Neptun, najdeme zde třeba kategorii mini-Neptunů a Superzemí, objektů s hmotností nižší než má Neptun, avšak vyšší než jsme zjistili u Země. Pokud ještě ubereme hmotnost dostaneme se až k Sub-Zemím, tělesům s hmotností nižší než vykazují Země a Venuše. A existují dokonce i mesoplanety, které jsou lehčí než merkur, avšak těžší než Ceres.

Výše zmíněné horké Jupitery můžeme zařadit do druhého typu členění. Náleží sem i horké Neptuny nebo excentrické Jupitery. Příslušnost k této skupině ovšem splňují i exoplanety jako celek a další velké skupiny objektů jako jsou toulavé planety neobíhající kolem žádné hvězdy, dvojplanety obíhající kolem společného barycentra, planety u pulsarů nebo extragalaktické planety kroužící kolem hvězd mimo Mléčnou dráhu.

A konečně zde máme třetí bod. Pokud se orientujete v planetách ze světa Star Wars, budete mít dobrou představu o jakých tělesech asi mluvíme. Patří sem totiž lávové, pouštní, plynné, ledové či vodní planety. Zahrnout do této kategorie můžeme též terestrické planety, jako je naše Země či protoplanety, tedy zárodky všech známých planet. A opomenout nesmíme ani různá exotická tělesa jako jsou třeba chtonijské planety, což jsou v podstatě jádra plynných obrů, kterým blízká hvězda odpařila a odfoukla plynný obal.

Pojďme si ještě trochu zaspekulovat o dvou zvláštních typech exoplanet nehodícím se do výše uvedených možností členění. Prvním je analog Země. Jde o hypotetickou planetu, která bude velmi vhodná k životu, bude splňovat všechny podmínky nutné pro přítomnost živých organismů stejně dobře jako Země či dokonce lépe. Druhou zvláštní variantou je toroidální planeta o tvaru toroidu či donutu. Fyzikální zákony existenci takových těles nezakazují, žádné takové jsme ale dosud nenašli.

TESS a CHEOPS

Vraťme se ale k vlastnímu výzkumu cizích planetárních soustav. Ještě v době činnosti observatoře Kepler vypustila NASA nástupnický teleskop nazvaný Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) vyvinutý v rámci programu Explorer. Z toho důvodu se občas lze setkat i s označením Explorer-95. Do kosmického prostoru vynesla sondu raketa Falcon 9.

TESS poté přeletěla na cílovou oběžnou dráhu, která je geocentická, nicméně poněkud neobvyklá. Její perigeum je totiž 108 000 km a apogeum 375 000 km a je v rezonanci 2:1 s Měsícem. Zatímco tedy Měsíc právě jednou oběhne Zemi, TESS za stejnou dobu provede dva oběhy. Zvolená varianta má výhodu v tom, že se očekává stabilita oběžné dráhy po dobu nejméně deseti let.

Na rozdíl od Keplerova dalekohledu, který pozoroval vždy jen jednu oblast na obloze snímkuje TESS mnohem větší plochu a s výjimkou oblasti v blízkosti ekliptiky může hledat planety na celé obloze. Hlavním úkolem je prozkoumat bližší galaktické okolí našeho Slunce. Vědce speciálně zajímají hvězdy spektrálních tříd G (to je i Slunce), K a M o magnitudě 12 nebo jasnější. Celkově se očekává probádání asi půl milionu hvězd.

Vědecká část mise začala 25. července 2018 a prvním pozorovaným objektem se stala kometa C/2018 N1. První exoplanetu uviděl TESS 18.září 2018, jednalo se o Superzemi u hvězdy Pi Mensae v souhvězdí Tabulové hory. Objevená planeta Pi Mensae c oběhne mateřskou hvězdu za 6 dní a jde o druhou známou planetu systému. V roce 2022 astronomové objevili metodou radiálních rychlostí v soustavě ještě třetí planetu.

Ke konci srpna 2022 objevila TESS 234 nových planet a zaznamenala také 5845 kandidátů. Někteří z nich byli sice vyloučeni jakožto falešně pozitivní výsledky, většina nicméně zatím čeká na potvrzení. Původně sice měla mise sondy TESS trvat jen dva roky, ale vzhledem k tomu, že po čtyřech letech a čtyřech měsících činnosti fungují všechny přístroje stále bezvadně, lze očekávat, že dalekohled ještě nějakou dobu ve službě vydrží a dočkáme se mnohých dalších pozoruhodných výsledků.

Evropská kosmická agentura má ve vesmíru také svůj dalekohled zaměřený na exoplanety. Jmenuje se Characterising Exoplanets Satellite (CHEOPS) a do kosmického prostoru jej v prosinci 2019 vynesla raketa Sojuz-ST-A. Po startu se podařilo CHEOPS úspěšně usadit na heliosynchronní dráhu s perigeem 712 km a apogeem 715 km. Dalekohled začal pracovat jako první malá mise programu Cosmic Vision.

Oproti předchozím misím vykazuje CHEOPS jedno specifikum. Není totiž určen k hledání nových planet, ale naopak ke zkoumání těles již dříve objevených. U nich se má pokusit odhalit velikost, složení, hustotu, hmotnost a odhadnout jejich formování. Pro splnění těchto cílů nese dalekohled Ritchey-Chrétienův teleskop o průměru 30 cm. Po několika měsících zkoušek a kalibrace se v dubnu 2020 konečně mohlo přejít k vědecké fázi mise, která pokračuje dodnes.

CHEOPS měří vlastnosti již známých exoplanet, dokáže třeba velmi přesně měřit detaily tranzitů Superzemí a mini-Neptunů a tím i rozhodnout, zda jde o plynné či kamenné objekty. Mezi hlavní úkoly patří také pokusit se pozorovat tranzity planet objevených jinými metodami a popřípadě ty, u kterých astronomové pozorovali jediný tranzit a následně jejich existenci potvrdili jiným postupem. A experty zajímají i systémy s více planetami, u nichž se má CHEOPS pokusit zjistit, zda jsou v dané soustavě ještě další, dosud neznámé, planety. Pro příklad si vezměme systém TOI-178. U něj se povedlo najít šest planet, z toho pět s orbitální rezonancí a stanovit jejich hustoty.

Výzkum zmíněný výše patří do 80 % pozorovacího času věnovaného vědeckému týmu CHEOPS. Jeho předsedou je mimochodem Didier Queloz, objevitel první planety u hvězdy hlavní posloupnosti. Pětina času je volně k dispozici odborné veřejnosti, která může předkládat návrhy na pozorování. V těchto 20 % se už podařilo prozkoumat několik horkých Jupiterů, planety u velmi rychle rotujících hvězd, planety u bílých trpaslíků, potenciální exokomety u hvězdy 5 Vulpeculae a také planetu 55 Cancri e přezdívanou „Peklo na Zemi“, která ze všeho nejvíc připomíná Mustafar ze světa Star Wars. V tuto chvíli pracuje CHEOPS dva roky a osm měsíců, očekává se ještě nejméně další rok činnosti.

Přímé zobrazení exoplanet

Svatým grálem specialistů na exoplanety je už dlouhé roky technika přímého zobrazení. Všechny výše popsané způsoby detekce jsou dosti účinné a spolehlivé, aby mohly s jistotou prozradit přítomnost planety, avšak pouze nepřímo. O těchto objektech tedy víme, žádný jejich snímek však nevlastníme. Právě proto astronomy velmi přitahuje možnost přímého zobrazení planet u cizích hvězd.

Bohužel je ale pozorování jakékoliv planety u jakékoliv hvězdy velmi obtížné. Což je celkem nasnadě, jelikož jsou planety malé a velmi slabé, zatímco jejich mateřské hvězdy naopak velké a velmi jasné, takže jakékoliv světlo z planet přezáří. Přesto není situace zcela beznadějná. Velmi pomůže když je dotyčný planetární systém blízko Slunce. Zcela ideální potom je, když se v dotyčné soustavě nachází velká a horká planeta, které obíhá velmi daleko od své hvězdy.

V tuto chvíli se dají přímo pozorované planety rozdělit do třech hlavních kategorií. V první najdeme objekty u hmotných hvězd v počátku svého života, u nich tedy dosud vidíme protoplanetární disky. Druhou skupinu tvoří planety u velmi slabých hvězd nebo hnědých trpaslíků. A konečně třetí typ jsou tělesa bez gravitačních vazeb na jakoukoliv hvězdu.

První přímá detekce exoplanety pochází již z roku 2004, kdy tým astronomů použil čtveřici dalekohledů Very Large Telescope (VLT) v Chile k pozorování hnědého trpaslíka 2M1207. Našli zde těleso o hmotnosti několikanásobku Jupiteru. O rok později byl navíc objev nezávisle potvrzen. Pokusy o přímé zobrazení tak slavily úspěch pouhých 12 let od objevu první exoplanety. Další úspěch slavili odborníci o čtyři roky později, kdy zachytili planetu obíhající svou hvězdu ve vzdálenosti 330 AU. Pro srovnání, Neptun je o Slunce 30 AU a Voyager 1 jakožto nevzdálenější lidský výtvor 157 AU.

V listopadu 2008 vědci našli tři planety u hvězdy HR 8799 a také planetu u velmi jasné hvězdy Fomalhaut. U obou pozorovali také disk podobný Kuiperovu pásu. Roku 2009 experti při zpětné analýze šest let starých snímků objevili planetu u hvězdy Beta Pictoris. A zajímavá je i velmi hmotná plynná planeta objevená v systému Kappa Andromedae v roce 2012.

Možností přímo zobrazit exoplanetu disponuje prozatím jen pár přístrojů na světě. Jsou to velké pozemské teleskopy Gemini North a South v Chile a na Havajských ostrovech, čtveřice dalekohledů VLT v Chile, teleskop Subaru na Havaji a Haleův dalekohled na observatoři Palomar v USA. Z vesmírných dalekohledů potom disponují potřebnou technikou JWST a dalekohled Nancy Romanové. Nejbližší roky by tak v této oblasti mohly znamenat přelom.

Další detekční metody

Prozatím jsme se zde zmínili o čtyřech metodách používaných při hledání exoplanet. Avšak postupů pro možnou detekci planet u cizích hvězd bylo navrženo mnohonásobně více. Některé z nich již nyní fungují a vědci s jejich pomocí objevili alespoň jednu exoplanetu, jiné se testují, zatímco další dosud nepokročily z fáze úvah a prezentací. Alespoň některé z dalších technik si v této podkapitole krátce představíme.

Gravitační čočky se hodí nejen k pozorování velmi vzdálených galaxií, ale v k objevům exoplanet. V tomto případě mluvíme o gravitačních mikročočkách, jelikož čočkujícím i čočkovaným objektem bývá hvězda. Když se dvě hvězdy dostanou do jedné přímky, bližší hvězda zafunguje v souladu s obecnou relativitou jako čočka a zesílí světlo vzdálenější hvězdy. Jestliže u čočkující hvězdy obíhá planeta, zesílí i ona světlo vzdálenější hvězdy, což můžeme detekovat.

Výhoda gravitačních mikročoček spočívá v tom, že jsou velmi citlivé na planety obíhající hvězdy podobné Slunci ve vzdálenosti 1 – 10 AU. Dokáže ovšem najít i tělesa obíhající dále od mateřských hvězd a navíc také objekty o nízké hmotnosti, snad až srovnatelná s Marsem. Nevýhodou je naopak skutečnost, že gravitační mikročočka je jednorázová událost, pravděpodobnost dalšího náhodného zarovnání je téměř nulová. Pokud tedy událost nezachytíme, máme už navždy smůlu. Kromě toho dokáže metoda odhalit i planety u hvězd vzdálených desítky tisíc světelných let. To je výhoda z hlediska rozšíření a zkvalitnění statistiky, ovšem další výzkum takových těles je mimořádně obtížný.

S relativistickou fyzikou souvisí i další technika tzv. měření tzv. relativistického vyzařování. Když planeta tahá hvězdu svojí gravitací, mění se z pohledu pozorovatele hustota fotonů a tím i jasnost hvězdy, což lze v principu detekovat. Nicméně bohužel najít něco takového je nesmírně obtížné a to i v optimálním případě velmi hmotné planety obíhající blízko své hvězdy. Relativistické vyzařování tak není vhodné pro hledání nových planet, ale hodí se k výzkumu již známých těles. S jeho pomocí lze totiž zjistit excentricitu oběžné dráhy planety a její minimální hmotnost a to snáze než u radiálních rychlostí. Poprvé bylo relativistické vyzařování úspěšně použito u planety Kepler-76b v roce 2013.

Hmotné planety mohou u svých hvězd vyvolat mírné slapové deformace. Pokud hvězda nemá kulový, ale elipsoidní tvar, mění se její jasnost s ohledem na tom, zda je zploštělá část obrácena směrem k nám, či nikoliv. Toho se využívá při hledání planet v technice elipsoidních variací. Podobně jako radiální rychlosti a relativistické vyzařování, také elipsoidní variace umí stanovit minimální hmotnost planety. Postup funguje nejlépe u hvězd s nízkou hustotou, jejichž planety mají krátkou dobu oběhu.

Časování pulsarů byla historicky velmi významná metoda používá k objevu první známé exoplanety. Kromě toho lze ovšem podobný postup použít i jinde, například v metodě časování proměnných hvězd. Jedná se o hvězdy, které z různých důvodů periodicky mění svoji jasnost. U některých typů proměnných hvězd lze díky pravidelnosti jejich pulsů určit radiální rychlosti přímo bez nutnosti užití spektroskopie. Schopnost zachytit planety závisí v tomto případě na periodě a pravidelnosti pulsace hvězdy, hmotnosti planety a její vzdálenosti od mateřské hvězdy. Celkově lze však říci, že je časování proměnných hvězd méně citlivé než časování pulsarů. První úspěch slavila metoda v roce 2007, kdy s ní astronomové objevili planetu V391 Pegasi b.

U systémů objevených tranzitní metodou lze sledovat, zda se tranzity odehrávají skutečně pravidelně nebo lze najít určité odchylky. To zkoumá metoda časování tranzitů. Postup funguje u soustav s více planetami, ideálně v případě kdy mají planety blízké oběžné dráhy nebo když je v systému alespoň jedna hmotnější planeta, která narušuje dráhy ostatních těles. Výhodu technicky přestavuje možnost nezávislého ověření objevů učiněných pomocí tranzitů, zvláště pak u vzdálenějších hvězd, kde nelze získat výsledky měřením radiálních rychlostí. Časování tranzitů nám naopak obvykle neprozradí o planetách příliš mnoho nového, přesto jej lze použít k určení maximální hmotnosti planet. Techniku astronomové poprvé použili u systému Kepler-19.

U tranzitujících planet lze taktéž hledat variace délky tranzitu. Pozorované změny v délce tranzitů u známých planet mohou být způsobeny exoměsícem, precesí apsid způsobenou jinou planetou téhož systému a to zejména u planet na excentrických drahách, či efekty obecné relativity. Variace v délce tranzitu mohou astronomové poměrně snadno použít zejména v případě cirkumbinárních planet obíhajících současně dvě hvězdy. Vlivem obou hvězd dochází k významným změnám pohybu planety, což se projeví na změnách délky tranzitů. První reálné pozorování proběhlo u planety Kepler-16b.

Asi všichni jste se už někdy setkali s polarizací, například u speciálních brýlí, které umí odstínit část elektromagnetického záření. Toto záření má totiž dvě na sebe navzájem kolmé roviny oscilace. A právě směr oscilace světelných vln popisuje polarizace. Polarizaci elektromagnetického záření lze využít při hledání planet tzv. polarimetrií.

Hvězdy emitují nepolarizované světlo v němž jsou oscilace světelných vln zcela náhodné. Pokud je však u hvězdy přítomna planeta s atmosférou, dojde k polarizaci. Poté už jen stačí provést analýzu polarizace kombinovaného světla hvězdy a planety. Výhodu polarimetrie představuje možnost určit složení atmosféry planety, nevýhodu právě nutnost přítomnosti atmosféry, technika nemůže z principu fungovat u planet bez plynného obalu. Lépe zjistitelné jsou pak větší planety a objekty s vyšším albedem, neboť odrážejí více světla. Polarimetrii odborníci poprvé použili při pozorování planety HD 189733 b v roce 2008. Žádnou novou planetu však metoda zatím nezjistila.

Staré dobré měření polohy hvězd na obloze a sledování změn jejich polohy v čase, to je astrometrie, metoda s tradicí dlouhou tisíce let. A jak se zlepšuje přesnost astronomických přístrojů, ukazuje se, že se i astrometrie dá použít k detekci exoplanet. Jestliže je u hvězdy přítomna planeta, způsobí tato vlivem své gravitace, že se hvězda bude pohybovat po malé kruhové či eliptické dráze. Ve skutečnosti hvězda a planeta/y obíhají kolem společného hmotného středu nazývaného barycentrum. Protože je však hvězda mnohem hmotnější, její oběžná dráha má mnohem menší poloměr. Z toho plyne, že nejsnazší úkol při užití astrometrie představuje nalezení planet u malých a lehkých hvězd.

Přestože vědci používali astrometrii při hledání planet již v 19. století, dlouho žádný úspěch nepřišel. Všechny objevy byly odvolány a dnes víme, že s tehdejší technikou žádné pozorování uskutečněno ani být nemohlo. První úspěch tak pochází až z roku 2002, kdy Hubbleův dalekohled astrometricky měřil již známé planety u hvězdy Gliese 876. V roce 2018 pozorovala Gaia planetu u hvězdy Beta Pictoris a upřesnila její hmotnost na zhruba 11 hmotností Jupiteru.

Velkou výhodou astrometrie představuje fakt, že je nejcitlivější na planety s dlouhými oběžnými dráhami. Vhodně tak doplňuje jiné metody, které jsou naopak citlivé na planety nacházející se blízko svých hvězd. S tím však souvisí i nevýhoda v podobě nutnosti dlouhých roků, ba i desetiletí pozorování, neboť vzdáleným planetám pochopitelně trvá oběh dosti dlouho. Obzvláště citlivá je metoda u planet obíhajících jednu ze složek dvojhvězdy, jelikož zde planeta způsobí velké změny v drahách obou hvězd.

U zdrojů rentgenového záření lze také pozorovat zastínění tohoto záření případnou planetou. Tomu říkáme rentgenové zatmění a jde o dosud jedinou metodou schopnou detekovat planetu i mimo Mléčnou dráhu. Astronomové ji využili při detekci kandidáta na planetu ve vírové galaxii M51.

Probrali jsme alespoň několik zajímavých způsobů vhodných pro zaznamenání exoplanet, existuje jich však mnohem více. U hvězd v počáteční fázi vývoje lze třeba nalézt planety podle mezer, které vytvářejí v protoplanetárním disku. Radioteleskopy potenciálně mohou vidět záření z magnetosfér planet nebo z jejich polárních září. A představitelné je i přímé zobrazení stínu planety na kotouči hvězdy při tranzitu. Tyto a některé další postupy na svou šanci ještě čekají.

Současný stav

K 17. květnu 2024 je známo 5 676 planet v 4 186 planetárních systémech, z čehož v 950 případech jde o soustavy se dvěma nebo více planetami. K tomu bylo nalezeno ještě více než 10 100 kandidátů. Rekord v počtu objevů drží bezpečně Keplerův dalekohled s 2 662 planetami. Naopak v počtu kandidátů čekajících na potvrzení vede TESS s 7 147 kandidáty. Nejúspěšnější metodu pak představuje pozorování tranzitů, jež zodpovídá za 4 176 (tedy více než tři čtvrtiny! ) detekovaných planet. Měření radiálních rychlostí drží druhé místo s 1 090 záchyty. Třetí gravitační čočkování zodpovídá už jen za 217 známých planet a čtvrté přímé zobrazení za 78. Žádná další metoda nemá na kontě více než 50 objevů.

Nejpočetnější skupinu planet tvoří tělesa podobná Neptunu, kterých jsme zaznamenali (aktuální k červenci 2022) 1 772, druhá je skupina Superzemí s 1 577 zástupci a jen těsně třetí se umístili plynní obři s 1 526 představiteli. Terestrických planet známe jen 188, což však není dáno tím, že by bylo v Galaxii tak málo menších planet nýbrž detekčními limity používaných přístrojů. Lze očekávat, že tato statistika dozná v příštích letech ještě mnohých změn.

V tuto chvíli pátrá po dalších exoplanetách celá řada pozemských i kosmických přístrojů. Z těch pozemských jmenujme za všechny alespoň dva nejznámější, kterými jsou polský projekt OGLE a mezinárodní WASP. Pokud jde o vesmírné observatoře, pak kromě již probíraných dalekohledů TESS a CHEOPS zkoumají exoplanety alespoň v části svého výzkumného programu také Gaia a Webbův teleskop. Webb je teprve na začátku své činnosti, TESS a Gaia již nějakou dobu fungují, u všech se však můžeme těšit na množství nově objevených planet.

Další kosmické mise

Ale to není zdaleka vše. V blízké budoucnosti nás čeká start několika dalších misí s potenciálem posunout exoplanetární vědu na vyšší úroveň. Na americké straně se jedná především o vesmírný dalekohled Nancy Romanové, který má kromě kosmologického výzkumu zaměřeného převážně na temnou hmotu a vývoj struktur v raném kosmu věnovat část pozorovacího času také exoplanetám.

Zvláštní pozornost bude věnována zejména přímému zobrazování exoplanet a detekci gravitačních mikročoček. Teleskop Romanové ponese speciální koronograf umožňující odstínění světla vzdálených hvězd a pořízení snímků jejich planet. Observatoř by rovněž měla pátrat po planetách u hvězd nacházejících se v dalekých koutech naší Galaxie metodou gravitačního mikročočkování. Cílem je výrazně rozšířit statistiku planet o méně hmotné planety, jelikož tato metoda dokáže detekovat i lehčí planety o ekvivalentu hmotnosti Marsu či snad ještě o něco menší. Astronomové navíc doufají i v nalezení významného počtu toulavých planet bez mateřské hvězdy.

Bádání na poli exoplanet prováděné vesmírným dalekohledem Nancy Romanové snad povede k lepšímu pochopení některých důležitých otázek spojených s planetami, životem ve vesmíru a v naší Galaxii. Astronomy zajímá četnost planetárních systémů podobných tomu našemu či to jaké je běžné rozložení planet v soustavě. Další velkou otázku představuje obyvatelnost terestrických planet. Kritéria rozhodující o tom, jak je daná planeta vhodná k životu máme do určité míry zmapovaná, rozhodně se však neobjedeme bez dalších podrobnějších informací.

Na druhé straně Atlantiku se připravují dva projekty související s výzkumem exoplanet – PLATO a ARIEL. O teleskopu PLATO již byla řeč v jednom z letních dílů seriálu TOP 5, proto jen stručně. Půjde o dalekohled určený k hledání velkého množství exoplanet tranzitní metodou. Ačkoliv jistě zjistíme o jednotlivých tělesech řadu zajímavého, hlavním úkolem bude zachytit co nejvíce planet. PLATO lze tedy označit za nástupce Keplerova dalekohledu a náhradu zrušené evropské observatoře Eddington.

ARIEL ke své práci také využije tranzitní metodu, ovšem na rozdíl od misí Kepler či PLATO nemá za úkol činit nové objevy. Zaměří se totiž na asi tisícovku již známých planet u nichž bude provádět podrobný výzkum zaměřený zejména na chemické složení atmosfér. Hlavním záměrem je pochopit vznik a vývoj planetárních systémů. ARIEL sice bude studovat nejrůznější typy planet, speciálně však horká tělesa obíhající blízko mateřských hvězd.

Observatoř ideově i konstrukčně vychází z dřívějšího velmi podobného projektu EChO a částečně také ze sondy Planck s níž bude mít podobné pasivní chlazení. Kromě evropských partnerů se na ní podílí rovněž americká NASA, která výměnou za účast svých vědců dodá dva senzory jemného navádění. ARIEL bude disponovat primárním zrcadlem o rozměru 1,1 x 0,7 metru. Celková hmotnost sondy při startu má činit 1300 kg, z čehož užitečné zatížení tvoří zhruba 300 kg.

Do kosmického prostoru vynese ARIEL raketa Ariane 6 (v konfiguraci 62), jež je zatím ještě ve vývoji. Po startu sonda přeletí do okolí libračního centra L2 soustavy Slunce – Země, nejvhodnějšího místa pro pozorování. Odtud provede první detailní průzkum chemických vlastností planetárních atmosfér. V některých případech dojde k překryvu úkolů mise ARIEL a Webbova dalekohledu. ARIEL sice ponese výrazně menší zrcadlo, na druhou stranu ale může věnovat exoplanetám veškerý pozorovací čas.

Závěr

Extrasolární planety a jejich výzkum jsou dnes už běžnou součástí astronomie. Věda se od doby, kdy se jejich výzkum považoval v lepší případě za zábavnou, avšak neužitečnou úchylku, dost posunula. Studium cizích světů je tak v současnosti už standardně na programu pozemních i kosmických observatoří. I my se k němu ještě mnohokrát v budoucnu určitě vrátíme, je totiž jisté, že už v nejbližších letech nás v tomto oboru čeká celá řada zajímavých zjištění.

Doporučená literatura

• Michel Mayor, Pierre Yves-Frei – „Les nouveaux mondes du cosmos“ – česky jako „Nové světy ve vesmíru“ (Paseka, 2007)
• Stuart Clark – „The Search For Earth’s Twin“ – česky jako „Hledání druhé Země“ (Vyšehrad, 2017)

Použité a doporučené zdroje

• Exoplanets NASA: https://science.nasa.gov/exoplanets/
• Encyclopaedia of exoplanetary systems: https://exoplanet.eu/home/
• Observatoire de Haute-Provence: http://www.obs-hp.fr/guide/index.shtml
• CoRoT ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/COROT
• Kepler NASA: https://science.nasa.gov/mission/kepler/
• PLATO ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Plato
• ARIEL ESA: https://arielmission.space/
• Nancy Grace Roman Space Telescope NASA: https://roman.gsfc.nasa.gov/
• Nancy Grace Roman Space Telescope JPL: https://www.jpl.nasa.gov/missions/the-nancy-grace-roman-space-telescope
• Gaia ESA: https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/
• James Webb Space Telescope: https://webbtelescope.org/home
• WASP: https://wasp-planets.net/

Zdroje obrázků

• https://news.mit.edu/sites/default/files/download/201908/MIT-No-Atmosphere-01-PRESS.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cf/Planet_collage_to_scale.jpg/800px-Planet_collage_to_scale.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/15/Giordano_Bruno.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/42/Portrait_of_Thomas_Jefferson_Jackson_See.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/c/c6/Peter_van_de_Kamp%2C_RIT_NandE_1973_Sep14_Complete.jpg
• https://64.media.tumblr.com/f5d28129a31d78faeac1fc6e11306da3/tumblr_inline_oxqggsP9RL1qzjdem_1280.jpg
• https://www.nrao.edu/pr/2010/frailgugg/dale2.small.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8f/Aleksander_Wolszczan_%282007%29.jpg/640px-Aleksander_Wolszczan_%282007%29.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7c/Artist%27s_concept_of_PSR_B1257%2B12_system.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Michel_Mayor%2C_2012_%28cropped%29.jpg/220px-Michel_Mayor%2C_2012_%28cropped%29.jpg
• https://copl.ethz.ch/the-centre/people/profile.person_image.jpeg?persid=MjgzOTU3
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f4/T193_in_observations.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f7/Artist_impression_of_the_exoplanet_51_Pegasi_b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f4/Pegasus_IAU.svg/800px-Pegasus_IAU.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/98/The_51_Pegasi_planetary_system_%28shown_to_scale%29.jpg
• https://www.eso.org/public/archives/images/screen/eso0722e.jpg
• http://www.obs-hp.fr/www/archive/elodie2.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/D-Fischer/publication/253789798/figure/fig7/AS:668690718683164@1536439699958/Original-radial-velocity-curve-of-the-star-51-Peg-phased-to-a-period-of-423-days.jpg
• https://www.open.edu/openlearn/84/17/84178a557233fd00a8c52ea3a8372ab26e569f0f?response-content-disposition=inline%3Bfilename%3D%22exo_1_exoplanets_wk3_f01.tif.jpg%22&response-content-type=image%2Fjpeg&Expires=1715988840&Signature=C47qjLL9p3Krb8pcNG3AdW0LV4nPHoa9uQ624QjLdNGqtA~q4A7y5Re5WP5zP6lCDjHIdM9af8FHd~SbydVaICs5cYLxvXC9NTKh4z2U7Kn0uA7QWJkERTNDE2erJJjjslHSftMXqdsVWhxyoMxG9XdNrl4YVSseJAvrg8JSvhpSw6HMJpM1u0rplO3-Ku8KIVgk9Mi6r0Aq4jaLkdv6OpU-L7mged~tATubaieiDuhT5UAtsIc0HCfWrgOyIVSN6a32Rj3ufsoyH6RhJAXiPdNUPVrMdENL2uUZnnbwV2O4sTabkGhQE7F2NkZLOVyBPv~rg~Ike7QhC2NpvwytbA__&Key-Pair-Id=K87HJKWMK329B
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b1/Exoplanet_Discovery_Method_Bar_RV.png/1280px-Exoplanet_Discovery_Method_Bar_RV.png
• https://www.researchgate.net/profile/Andrew-Mao-2/publication/312524607/figure/fig1/AS:452176024739840@1484818573073/A-light-curve-showing-the-transit-method-of-detecting-exoplanets.png
• https://wp-assets.futurism.com/2013/04/transit.jpg
• https://avanderburg.github.io/tutorial/transitdepth.png
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2020/10/transits-580×438.jpg
• https://www.universetoday.com/wp-content/uploads/2020/10/earthlike-2048×1140.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2006/11/artist_s_impression_of_corot/9569060-3-eng-GB/Artist_s_impression_of_COROT_pillars.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d7/Kepler_in_Astrotech%27s_Hazardous_Processing_Facility_%28KSC-2009-1645%29.jpg
• https://science.nasa.gov/wp-content/uploads/2023/09/Exoplanets-REV-2-labels_highres.jpg
• https://www.researchgate.net/profile/Eric-Wolf/publication/337184533/figure/fig1/AS:824257319821313@1573529667328/Classification-of-exoplanets-into-different-categories-Kopparapu-et-al-2018-The.ppm
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8e/Earthlike_toroidal_planet.png
• https://www.nasaspaceflight.com/wp-content/uploads/2018/03/2018-03-04-213238.jpg
• https://spaceflight101.com/tess/wp-content/uploads/sites/215/2018/03/tess_observingsectorschematic_Winnpresentation.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/tess_first_light-tb.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2018/08/artist_s_impression_of_cheops4/17657390-1-eng-GB/Artist_s_impression_of_Cheops.jpg
• https://sci.esa.int/sci-images/15/ESA_CHEOPS_Satellite_Mounted.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/7e/HIP_99770_b.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/05/2M1207b_-_First_image_of_an_exoplanet.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/14/The_unusual_exoplanet_HIP_65426b_%E2%80%94_SPHERE%27s_first.jpg
• https://ogle.astrouw.edu.pl/cont/4_main/epl/moa028/OGLE-2011-BLG-0203-light-curve-big.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2019/02/detecting_exoplanets_with_microlensing/19268863-1-eng-GB/Detecting_exoplanets_with_microlensing.jpg
• https://science.nasa.gov/wp-content/uploads/2023/09/hires_s.jpg
• https://www.science20.com/files/V%20391%20Pegasi%20b.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a0/Kepler19_David_Aguilar.jpg/800px-Kepler19_David_Aguilar.jpg
• https://exoplanets.nasa.gov/system/internal_resources/details/original/876_Kepler16b_social.jpg
• https://www.nasa.gov/wp-content/uploads/2023/03/heic1312a.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0c/Solar_system_barycenter.svg/800px-Solar_system_barycenter.svg.png
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2019/02/detecting_exoplanets_with_astrometry/19268741-1-eng-GB/Detecting_exoplanets_with_astrometry_pillars.jpg
• https://cdn.esawebb.org/archives/images/screen/potm2308c.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Confirmed_exoplanets_by_methods_EPE.svg/1024px-Confirmed_exoplanets_by_methods_EPE.svg.png
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/0/01/Gaia_spacecraft.jpg
• https://www.nasa.gov/sites/default/files/thumbnails/image/pm10.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/48/Wfirst_beauty1_prores_1920x1080.mov_.00_00_17_16.still003_crop.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/en/d/d5/PLATO_spacecraft.jpg
• https://www.esa.int/var/esa/storage/images/esa_multimedia/images/2022/01/plato_payload_module/23892982-1-eng-GB/Plato_payload_module.jpg
• https://www.explore-exoplanets.eu/wp-content/uploads/2019/11/Artist%E2%80%99s-rendering-of-the-ARIEL-Spacecraft-credits-ARIEL-Science-Office.png