Astronomické a geofyzikálne observatórium UK v Modre

Hlavné menu

Vyhľadávanie

Info o observatóriu

Adresa:

Astronomické observatórium
P.O.Box 4
900 01 Modra
Slovenská republika
tel.: +421 336475261

Zemepisná dĺžka:

17°,27402056 východne

Zemepisná šírka:

48°,37327278 severne

Nadmorská výška:

531.10 m

Kód MPC:

118

Exoplanéty

 

Metódy detekcie

Najviac a najmenej hmotná exoplanéta

Teplotné extrémy a netradičné dráhy

Kde všade sú exoplanéty

Zóna života

Typy planét

Metódy detekcie

 

Astronómovia aj širšia vedecká verejnosť sa oddávna pohrávali s myšlienkou, že okrem planét v slnečnej sústave existujú planéty, ktoré obiehajú aj okolo iných hviezd. Logika naozaj naznačovala, že zo stoviek miliárd hviezd v našej Galaxii zrejme nebude práve tá naša hviezda – Slnko – úplne jediná, okolo ktorej obiehajú planéty. Prvé neúspešné pokusy hľadania, hoci s dobrým nápadom, začali koncom 19. storočia. Keďže planéty nežiaria vlastným svetlom ako hviezdy, ale svetlo iba odrážajú (napríklad odrazené svetlo od Jupitera je miliardkrát slabšie ako svetlo Slnka), hľadanie začalo nepriamou cestou – astronómovia  sa pokúšali nájsť planéty pomocou ich gravitačného pôsobenia na hviezdy. Ako vieme z Newtonovskej fyziky, dve gravitačne viazané telesá obiehajú okolo svojho spoločného ťažiska. Aj keby sme nevideli planétu, vedeli by sme pozorovať kývanie hviezdy na statickom hviezdnom pozadí, keby okolo hviezdy obiehalo relatívne hmotné, no tmavé, nepozorovateľné teleso. Takto sa počas nasledujúcich desaťročí 20. storočia naozaj objavili neviditeľní sprievodcovia hviezd – nešlo však o planéty, ale o oveľa hmotnejších bielych trpaslíkov – pozostatky hviezd. Prakticky dodnes nie sú naše teleskopy schopné rozlíšiť drobné zmeny v polohe hviezdy spôsobenej planétou a metódy astrometrie (priameho merania zmeny polohy hviezdy) sú pri súčasnej technike pre účely objavovania nepoužiteľná.

 

Aj napriek neúspechom sa niektorí astronómovia nevzdali myšlienky hľadať ďalej a k objavu naozaj došlo. V roku 1992 oznámil tím rádioastronónomov (Wolszczan, Frail), že okolo pulzaru PSR 1257+12 objavili pomocou najväčšieho rádioteleskopu v Arecibo hneď dve planéty, o pár rokov pribudla tretia. Pre planéty mimo slnečnej sústavy sa zaviedol pojem extrasolárna planéta, alebo exoplanéta. Vedecká komunita napriek veľkému nadšeniu brala tento objav s rezervou, pretože bolo ťažko predstaviteľné, že planéty obiehajú okolo pulzaru – superhustej a rýchlo rotujúcej neutrónovej hviezdy s extrémne silným magnetickým poľom (2x1012 krát silnejším ako má Zem), ktorá je pozostatkom po výbuchu supernovy. V súčasnosti je monitorovanie pulzov pulzarov jednou z metód, akou sa dajú odhaliť neviditeľné planéty okolo pulzaru – aj relatívne málo hmotné objekty totiž posúvajú ťažisko hmotného pulzaru mimo jeho stred a na rádiových vlnách sme schopní sledovať veľmi malé odchýlky v frekvencii pulzov milisekundových pulzarov.

 

V roku 1995 bola konečne objavená planéta obiehajúca okolo hviezdy podobnej Slnku – 51 Pegasi b. Na scénu prišla nová metóda objavovania a detekcie, ktorá sa dovtedy bežne používala na iné astronomické pozorovania – spektroskopia. Keď nepozorovateľná planéta obieha okolo svojej hviezdy, aj hviezda obieha okolo ich spoločného ťažiska a vzhľadom na Zem sa približuje a vzďaľuje. Veľmi presné spektrografy dokážu zmerať zmeny vo vlnovej dĺžke spektrálnych čiar hviezdy – keď sa hviezda približuje, vlnové dĺžky sa skracujú, keď sa vzďaľuje, vlnové dĺžky sa predlžujú. Ide o analógiu ku kozmologickému červenému, resp. modrému posunu, alebo nám známejšieho Doppleroveho javu. Dopplerov jav poznáme bežne z ulíc, keď okolo nás prejde húkajúce auto, frekvencia húkania sa zvyšuje, keď sa auto približuje a zníži sa, keď nás auto minie. Táto metóda sa nazýva aj metódou radiálnych rýchlosti, pretože sa na základe Doppleroveho javu meria iba radiálna zložka pohybu hviezdy. Dodnes (september 2010) sa spektroskopicky podarilo nájsť viac ako 460 exoplanét a ich počet neustále rastie. Metóda je však veľmi náročná na prístrojové vybavenie – na svete existuje iba niekoľko veľmi presných spektrografov, ktoré sú schopné v kombinácii s veľkým teleskopom detegovať jemné zmeny v polohe hviezdy. Aj napriek tomu je veľmi účinná, dnes ňou dokážeme nájsť planéty hmotnostne porovnateľné s planétou Urán pri hviezdach vzdialených rádovo do tisíc svetelných rokov. Hmotnosť sa dá určiť iba približne, keďže sklon dráhy planéty nepoznáme. Okrem toho sa z dát dajú zistiť obežná doba, vzdialenosť exoplanéty od hviezdy, výstrednosť dráhy. Výnimkou je prípad, ak je rovina obehu planéty kolmá na smer zorného lúča, to znamená, že na sústavu sa pozeráme akoby zhora. V´ tom prípade hviezda prakticky nevykonáva žiadny radiálny pohyb v dôsledku gravitačného pôsobenia planéty.

 

Druhou najúspešnejšou metódou je metóda detekcie zákrytov (tranzitov). Oproti predchádzajúcej metóde však pozorujeme iba exoplanéty, ktorých rovina obehu okolo hviezdy leží takmer v rovine nášho zorného lúča, a tak pravidelne prechádzajú popred disk hviezdy. Aj v tomto prípade planéty nepozorujeme, zato však vieme zaznamenať pokles jasnosti hviezdy, keď popred ňu prechádza tmavý disk planéty. Hoci je úbytok jasnosti hviezdy väčšinou oveľa nižší ako 1%, dokážu ho za dobrých podmienok zaznamenať aj malé ďalekohľady. Metóda určuje spoľahlivo sklon dráhy exoplanéty, jej obežnú dobu, výstrednosť dráhy, vzdialenosť od hviezdy i polomer exoplanéty. Ak sa na objavenú tranzitujúcu planétu aplikuje aj metóda radiálnej rýchlosti, pomerne presne sa určí aj hmotnosť planéty.

Trvanie tranzitu závisí od veľkej polosi a, sklonu dráhy i a obežnej doby exoplanéty P a podielu polomerov materskej hviezdy R* a exoplanéty Rp:

 



Jasnosť materskej hviezdy poklesne maximálne o zlomok magnitúdy:

 


V súčasnosti vo svete existuje niekoľko malých automatických ďalekohľadov (TrES, WASP, HAT, XO), ktoré sú schopné v jednom zornom poli sledovať aj 100 000 hviezd a počas niekoľkých nocí súvislo zaznamenávať akékoľvek zmeny v ich jasnostiach. Do pozorovaní sa zapájajú aj menšie astronomické pracoviská (napríklad Astronomické a geofyzikálne observatórium Univerzity Komenského v Modre), dokonca i amatérski astronómovia. Niekoľko objavov priniesla aj francúzska družica CoRoT a ďalšie isto prinesie vesmírny ďalekohľad  Kepler, ktorý onedlho spustí svoju činnosť naplno.


Schéma priebehu zákrytu materskej hviezdy exoplanétou. Dolná krivka znázorňuje pokles jasnosti hviezdy.


Ďalšou jedinečnou metódou objavovania je metóda skôr známa z kozmologických vzdialeností – gravitačná šošovka. V tomto prípade ako gravitačná šošovka slúži materská hviezda spolu s exoplanétou, nepozorujeme ani jednu z nich, zato však sledujeme husté pole hviezd v pozadí. Ak sa neviditeľná hviezda s exoplanétou dostane zdanlivo na jednu priamku medzi pozorovateľa a hviezdu v pozadí, zvýši sa jej jasnosť – postupná zmena nastane, keď prejde materská hviezda (hmotnejšie teleso) a rýchla, keď popred ňu prejde planéta. Najnovším spôsobom, akým sa dajú sledovať exoplanéty, je priamy pohľad na ne. Súčasné optické prístroje a techniky dokážu odfiltrovať silné a rušivé svetlo materskej hviezdy a zobraziť tak objekty pomerne blízko hviezdy. Aj napriek tomu je táto metóda veľmi náročná a schopná zobraziť iba veľmi mladé exoplanéty, ktoré sú stále horúce a ďaleko od svojej hviezdy. Maximum žiarenia majú  v infračervenej oblasti spektra.

 

V súčasnosti poznáme takmer 500 exoplanét a v 50 sústavách sme našli viac ako jednu planétu. Keby sme však porovnali exoplanéty so slnečnou sústavou, zhodu by sme našli ťažko. Exoplanéty sú väčšinou príliš hmotné a veľké (plynné obrie planéty podobné Jupiteru, častokrát niekoľkonásobne hmotnejšie) a okolo hviezd obiehajú väčšinou veľmi blízko, aj 10 krát bližšie ako Merkúr okolo Slnka, takže teploty v ich atmosférach stúpajú nad 1500 °C. Vzdialenejšie exoplanéty často obiehajú po výrazne eliptických dráhach. Bolo objavených aj niekoľko menších planét o veľkosti Uránu až Saturna a nové technológie pomohli objaviť aj prvé tzv. superzeme – pevné planéty s hmotnosťou niekoľkonásobne väčšou od Zeme. U niektorých exoplanét sme dokázali identifikovať aj niektoré chemické prvky ich atmosfér: exoplanéta HD 209458b obsahuje atomárny Si, H, C a O; exoplanéta HD 189733b vodnú paru, metán, CO. V blízkej budúcnosti bude výskum sústredený na objavovanie stále menších exoplanét a na hľadanie Zemi podobných planét.

Od prvého objavu extrasolárnej planéty síce ubehlo 17 rokov, no až posledné roky priniesli prudký nárast nových objavov. Drvivá väčšina z nich bola objavená nepriamo, ich svetlo sme zatiaľ nedokázali detegovať. Okrem základných fyzikálnych parametrov ako polomer, hmotnosť, rotačná doba sa nám podarilo na niektorých z nich identifikovať stopy chemických prvkov, zistiť teplotu povrchových vrstiev, rotačnú periódu okolo vlastnej osi, sklon k rovine pohybu i strednú hustotu. Odhady hovoria, že v našej Galaxii sa zrejme nachádzajú desiatky miliárd planetárnych sústav. Keď však porovnáme známe extrasolárne planetárne sústavy so slnečnou sústavou, výsledok je prekvapujúci – slnečná sústava na prvý pohľad vyzerá úplne odlišne od sústav, aké sme doteraz našli okolo iných hviezd.

 

Najviac a najmenej hmotná

 

         V súčasnosti sú pozemské ďalekohľady a technológie schopné hľadať najmä najhmotnejšie exoplanéty aj to iba u hviezd väčšinou do vzdialenosti pár stoviek svetelných rokov. Problémom najväčšej, resp. najhmotnejšej exoplanéty je to, či naozaj ide o planétu. Najväčšie exoplanéty sú totiž plynnými obrami podobnými Jupiteru, zložené najmä z vodíka a hélia. Tvar a veľkosť takéhoto telesa je preto riadená rovnováhou tlaku plynu a vlastnej gravitácie. A keďže plyn je do istej miery stlačiteľný, s narastajúcou hmotnosťou sa polomer exoplanéty prakticky nemení. Ak hmotnosť exoplanéty prekročí približne hranicu trinásťnásobku hmotnosti planéty Jupiter, teplota a tlak v strede objektu budú stačiť na to, aby sa začala fúzia deutéria, ktoré sa v objekte nachádzalo od jeho vzniku a z objektu sa stáva nevydarená hviezda – hnedý trpaslík. Hnedý trpaslík nie je regulárnou hviezdou, pretože teplota v jeho strede nestačí na termonukleárnu fúzia vodíka na hélium. Pri hľadaní exoplanét bolo objavené množstvo hnedých trpaslíkov. Preto medzi najťažšie exoplanéty s približne trinásťnásobkom hmotnosti Jupitera môžeme zaradiť napríklad objekty HD 136118 b, XO-3b alebo HD 110014 b. Naopak, hľadanie najmenej hmotných exoplanét je stále výzvou, keďže tie sú stále väčšinou mimo dosahu pozorovacej techniky. Úspechom boli objavy planét s menšou hmotnosťou ako Saturn a Urán, no najmä objavy superzemí. „Superzem“ je totiž pevnou planétou, zloženou z hornín, pričom prevyšuje hmotnosť Zeme. Medzi najmenej hmotné patria Gliese 581 c (viac ako 5 hmotností Zeme), Gliese 581 e (približne 2,5 hmotnosti Zeme) alebo CoRoT-7b (5 hmotností Zeme). Od ich fyzikálneho zloženia budú závisieť ich polomery, pravdepodobne sú 1,4–2 krát väčšie ako Zem. Hmotnosťou Zemi podobné planéty sa našli aj okolo pulzaru PSR B1257+12, no v tomto prípade skôr pôjde o pozostatky jadier planét, ktoré prežili výbuch supernovy alebo sa sformovali z odhodenej vrchnej vrstvy hviezdy a zničenej planetárnej sústavy neskôr.

 

Umelecká predstava horúcej superzeme Corot-7b

Teplotné extrémy, netradičné dráhy

         V slnečnej sústave sa planéty pohybujú takmer po kružniciach. Exoplanéty nachádzame často na veľmi výstredných dráhach alebo veľmi blízko okolo svojich hviezd. Napríklad exoplanéta HD 80606 b (4 krát hmotnejšia ako Jupiter) je v najvzdialenejšom bode svojej dráhy (apocentrum) od materskej hviezdy 30 krát bližšie ako v najbližšom bode (pericentrum) a teplota sa počas jej roka trvajúceho 111 dní mení z 500°C na 1200°C . Väčšinu známych exoplanét tvoria tzv. horúci Jupiteri – obrie plynné planéty tak blízko pri hviezdach, že jeden rok na nich trvá len pár dní. Obiehajú doslova v dosahu hviezdy. Teploty v ich atmosférach stúpajú v závislosti od teploty centrálnej hviezdy a vzdialenosti od nej nad 1500°C. Napríklad Jupiteru podobná exoplanéta HD 189733 b obehne okolo svojho slnka za 2,2 dňa a Spitzerov teleskop na nej nameral teploty od 900 do 1000 °C. Najteplejšia oblasť planéty neležala priamo naproti hviezde, z čoho sa odhadlo, že v jej atmosfére prúdi vietor s rýchlosťou 9 600 km/h. Horúce obrie exoplanéty vznikli v oveľa väčších vzdialenostiach od svojich hviezd a do blízkosti materských hviezd sa dostali migráciou.  Migrácia planéty nastáva v rannom období jej života, keď je v okolí hviezdy dostatok plynu a prachu z protoplanetárneho disku a ten pre planétu v prípade veľkej hustoty tvorí odporové prostredie. Aj keď silný hviezdny vietor plyn a prach rýchlo vymetie, množstvo malých telies - planetesimál - môže svojimi zrážkami planéte brať moment hybnosti a planéta sa približuje k svojej hviezde. Tu zažívajú okrem iného silné slapové pôsobenie od hviezdy a mohutný hviezdny vietor, ktorý strháva ich atmosféry. Predpokladá sa, že svojou migráciou zrejme narušili planetárne sústavy a veľa z nich dokonca padlo na materské hviezdy. Naopak, najchladnejšie exoplanéty obiehajú oveľa ďalej. Napríklad na 55 Cancri d je približne – 170°C  a na Gliese 777 b -150 °C (obidve exoplanéty obiehajú svoje hviezdy o niečo bližšie ako Jupiter). Oproti tomu teplota na veľmi mladých planétach príliš nezávisí od vzdialenosti od hviezdy. Ak je ich vek rádovo milión až desať miliónov rokov, stále u nich dominuje kontrakcia a sú zohrievané vlastným teplom, ktorého zdrojom je okrem vlastnej gravitácie aj rozpad rádioaktívnych izotopov. Takto boli objavené prvé exoplanéty priamo v infračervenej oblasti spektra. Napríklad Fomalhaut b (až 4 krát ďalej ako Neptún, teplota nad 1000°C), či 3 vzdialené exoplanéty okolo HR 8799.

 

Teplotná mapa atmosféry exoplanéty.

Priama snímka mladej exoplanéty obiehajúca v prachovom disku okolo hviezdy Fomalhaut. Exoplanéta je slabý svetlý bod vo zväčšenom výreze vpravo dole. Snímka bola urobená s intervalom 2 roky.

Dráhy a hmotnosti exoplanét viacnásobnej sústavy 55 Cancri v porovnaní so slnečnou sústavou.


Kde všade sú exoplanéty

Doteraz použivané metódy sa snažili hľadať exoplanéty okolo hviezd podobných Slnku a menej hmotných blízkych hviezd, u ktorých sa ľahšie detegujú. Ukazuje sa, že približne 10% Slnku podobných hviezd má planetárne sústavy. Okrem toho sa našli exoplanéty aj okolo hviezdnych obrov (Iota Draconis b), bielych trpaslíkov (PSR B1620-26 b), hnedých trpaslíkov (2M1207 b), planéty voľne letiace priestorom (Cha 110913-773444), či okolo spomínaných pulzarov. Najstaršou exoplanétou je objekt PSR B1620-26 b obiehajúci okolo dvojhviezdy zloženej z bieleho trpaslíka a pulzaru v guľovej hviezdokope M4. Jej vek sa odhaduje na 12,7 miliardy rokov. Najmladšími exoplanétami sú objekty, ktoré nachádzame okolo hviezd so stále zreteľnými stopami po protoplanetárnom disku (z ktorého samé vznikli) alebo s prachovými diskami.


Jedna z prvých priamych snímok exoplanéty, mladá a horúca plynná exoplanéta pri hnedom trpaslíku 2M1207.

Budúcnosť výskumu a objavu extrasolárnych planét závisí najmä od plánovaných kozmických sond, ktoré budú schopné objavovať oveľa menšie exoplanéty a schopné ich zobrazovať v infračervenom alebo viditeľnom svetle. Závisí len od vesmírnych agentúr, či za existujúcimi sondami CoRoT a Kepler pošlú aj plánované sondy GAIA, SIM, Darwin a Terrestrial Planet  Finder. Prvými sústavami, kam zamieria svoj pohľad, budú už známe planetárne sústavy, ktoré určite obsahujú viac ako jednu či dve exoplanéty a ktoré v súčasnosti nie sme schopní pozorovať.

 


Graf znázorňujúci hmotnosti a vzdialenosti exoplanét od svojich materských hviezd v porovnaní s veľkými planétami slnečnej sústavy.


Mesiace extrasolárnych planét

V slnečnej sústave sa okrem hviezdy – Slnka, jeho ôsmich planét a malých telies (trpasličích planét, asteroidov, komét a kozmického prachu) nachádzajú aj prirodzené satelity planét – ich mesiace. V súčasnosti poznáme 168 mesiacov, ktoré obiehajú okolo všetkých planét slnečnej sústavy, okrem Merkúru a Venuše, ktoré mesiace nemajú. So zlepšujúcou sa pozorovacou technikou a metódami hľadania exoplanét, pri ktorých sa budú objavovať stále menej hmotné a menšie telesá, by sa mohli objaviť mesiace, či prstence okolo nich. S veľkou pravdepodobnosťou by sme tieto malé objekty objavovali najskôr nepriamo. V blízkej budúcnosti sa zdá byť nádejne použiteľná metóda tranzitov. Pravidelne by sa pozorovali zákryty známych materských hviezd exoplanét. Keby takáto exoplanéta mala pomerne hmotný mesiac, okolo hviezdy by obiehali okolo spoločného ťažiska. Pokles jasnosti materskej hviezdy by bol stále pozorovaný s rovnakou intenzitou (disk samotného mesiaca by spôsoboval nemerateľný pokles, o dva rády nižší ako samotná exoplanéta), ale samotný úkaz zárkytu by nastával v rôznych časoch. Rovnako, aj dĺžka zákrytu hviezdy exoplanétou by mala mierne rozdielne trvanie. Ako veľmi hmotné môžu byť mesiace okolo exoplanét a môžu sa vôbec vyskytovať pri extrémnych exoplanétach typu horúci Jupiter či pri exoplanétach na extrémne eliptických dráhach? Najhmotnejšie mesiace môžeme očakávať pri najhmotnejších, teda plynných a veľkých exoplanétach typu Jupiter. Mesiac je na dráhe okolo svojej planéty determinovaný viacerými faktormi. Musí obiehať ďalej ako je tzv. Rocheho polomer, aby nebol roztrhaný slapovými silami svojej planéty a zároveň bližšie ako Hillov polomer, aby neunikol z gravitačného pôsobenia planéty. Stabilita dráhy mesiaca v čase je tiež ovplyvnená elipticitou dráhy mesiaca, či planéty okolo hviezdy a tiež vzdialenosťou planéty od hviezdy. Dôležité je aj slapové pôsobenie medzi planétou a mesiacom. Ak by bolo významné, mohlo by to spôsobiť zrýchľovanie rotácie planéty a približovanie mesiaca k planéte, vďaka čomu by mohol na ňu dopadnúť. Toto hrozí najmä veľmi hmotným mesiacom. Slapové sily sú tiež schopné zohriať vnútro mesiaca, ako to pozorujeme na Jupiterovom mesiaci Io. V prípade, ak by okolo Jupitera obiehal mesiac s hmotnosťou Zeme s obežnou dobou niekoľko dní, slapové zohrievanie by mohlo roztaviť celý mesiac, zohriať ho na niekoľko tisíc stupňov, dokonca ho vypariť. Veľké, kamenné mesiace o veľkosti Zeme by mali obiehať hmotné plynné planéty po prográdnych a takmer kruhových dráhach. Vzhľadom na škálu možných vzdialeností mesiacov od exoplanét by sme ich mali hľadať u extrasolárnych planét, ktoré obiehajú čo najďalej od svojej materskej hviezdy.

 

Ak poznáme hmotnosť planéty, mesiaca, výstrednosti dráhy planéty okolo hviezdy a mesiaca okolo planéty, môžeme vypočítať vzdialenosti, v ktorých sa môže pohybovať mesiac exoplanéty.

Hillov polomer (Burns, 1986):

Rocheho polomer „kvapalného“ mesiaca (Binney & Tremaine, 1987):

maximálna vzdialenosť mesiaca okolo exoplanéty (Domingos et al., 2006):

prográdna dráha:

retrográdna dráha:

Maximálna hmotnosť mesiaca:

kde Qp je faktor disipácie slapových síl (=105), k je Love-ov slapový faktor (=0.51) (Barnes & O’Brien, 2002), rp je vzdialenosť exoplanéty od hviezdy, T je životnosť mesiaca (~ vek hviezdy), G gravitačna konštanta

 

Zoznam potvrdených objavov exoplanét so známymi fyzikálnymi parametrami nájdete na webstránke http://www.exoplanet.eu


Zóna  života

 

Hľadanie planét okolo iných hviezd má aj iný ako vedecký význam. Ide o čistú ľudskú zvedavosť a túžbu nájsť planétu, na ktorej by bol život. Aké by mali byť vlastnosti planéty, na ktorej by mohol vzniknúť, rozvíjať sa a pretrvať život v podobnej forme, ako na Zemi?

Najjednoduchším pravidlom pre zónu života okolo materskej hviezdy je teplota a prítomnosť kvapalnej vody na planéte, keďže vodu považujeme za nutný predpoklad vzniku života v takej forme, ako ho poznáme. Voda je výborné rozpúšťadlo a ideálne prostredie pre biochemické reakcie. V kvapalnom skupenstve existuje pri teplotách od 0 do 100°C, pri tlaku jednej atmosféry.  Samozrejme, stopy života na Zemi sa našli aj pri teplotách nižších (Antarktída), či dokonca vyšších (geotermálne vývery horúcej vody na oceánskom dne), nedá sa však predpokladať, že tieto extrémne podmienky by predstavovali ideálne prostredie pre vznik, či rozvoj života v takej forme, ako je to na Zemi. Teplota v planetárnej sústave závisí od teploty povrchu materskej hviezdy a vzdialenosti materskej hviezdy od dráhy planéty. V prvom priblížení teplotu v konkrétnej vzdialenosti od hviezdy získame podľa vzťahu pre svietivosť hviezdy:

 

 

kde s je Stefan-Boltzmannova konštanta (5.67 × 10-8 W m-2 K-1), r vzdialenosť hviezdy od planéty (m) a T teplota (K) vo vzdialenosti r od hviezdy.

Keďže často sa v literatúre udávajú parametre hviezd v porovnaní so Slnkom, vzdialenosti pri iných hviezdach ľahko nájdeme podľa vzťahu:

 

 

Pre slnečnú sústavu sa táto zóna nachádza približne medzi 0.7AU – 1.5 AU, Venuša leží na jej vnútornom okraji, Mars na vonkajšom. Pri Vege (53x vyššia svietivosť ako Slnko) by sa zóna života rozprestierala medzi 5.1 – 10.9 AU, pri blízkom červenom trpaslíkovi (Kapteynova hviezda) so svietivosťou 250x nižšou od Slnka veľmi blízko pri hviezde = 0.044 – 0.095 AU (bližšie, ako dráha Merkúru okolo Slnka). Vzdialenosť zóny života podľa spektrálneho typu by sa dala nájsť podľa vzťahu:


d = (1 AU) * [ (L = Lsun) / Seff ] 0.5

         

pre vnútorný okraj Seff=1.90 (F), 1.41 (G), 1.05 (K), 1.05 (M) a pre vonkajší okraj Seff=0.46 (F), 0.36 (G), 0.27 (K), 0.27 (M) zóny života, v zátvorkách je uvedený spektrálny typ materskej hviezdy.Vzdialenosti sú v AU.

Ďalšou podmienkou pre existenciu života je samotná hviezda. Od je typu závisí, ako dlho bude svoju energiu dodávať planéte a v akej intenzite. Hmotné mladé hviezdy prejdú veľmi rýchlo cyklom svojho života: za niekoľko miliónov rokov z hlavnej postupnosti prejdú do stavu obrov a nadobrov. Počas ich života sa pomerne rýchlo mení ich rozmer a teplota na povrchu, majú búrlivú mladosť (intenzívne UV žiarenie, magnetické pole, silný hviezdny vietor) a skončia katastrofickým zánikom – výbuchom supernovy. Naopak, veľmi malé hviezdy – červené trpaslíky, žijú veľmi pokojným životom. Na hlavnej postupnosti ostávajú miliardy rokov, ich polomer, či fyzikálne vlastnosti sa menia veľmi pomaly. Zóna života preto nie je stála – jej vzdialenosť závisí nielen od spektrálneho typu hviezdy, ale aj od veku hviezdy. Málo hmotná hviezda má dlhý a "nudný" život. Graficky je vývoj vzdialenosti zóny života od veku a spektrálneho typu hviezdy zobrazený na grafe. Teplota na povrchu planéty samozrejme závisí od hustoty a chemického zloženia jej atmosféry a od albeda jej povrchu a atmosféry (schopnosti odrážať a pohlcovať dopadajúce žiarenie).

 



Horný obrázok znázorňuje zelenou farbou zónu života okolo hviezd rôznych hmotností, dolný vývoj zóny života (modrým) ako funkciu veku materskej hviezdy, vzdialenosti zóny od hviezdy a hmotnosti hviezdy.


Ak vznik a vývoj života na Zemi potreboval aspoň niekoľko miliárd rokov, horný limit pre hmotnosť materskej hviezdy je asi 1.5 hmotnosti Slnka. U hviezd typu F0-4 by síce mohol život vzniknúť, no nemal by čas rozvinúť sa do vyšších foriem. Na druhej strane, príliš malé hviezdy budú mať zónu života tak blízko, že planéty v týchto zónach budú mať viazanú rotáciu – budú mať stále jednu pologuľu privrátenú ku hviezde a druhú vo večnej tme, čo bude viesť ku veľkým rozdielom teplôt na oboch stranách planéty. Trpaslíci typu M mávajú aktívne atmosféry a časté erupcie, ktoré by pravidelne ohrozovali privrátenú stranu planéty v obývateľnej zóne. Dá sa povedať, že ideálna teplota materskej hviezdy by mala byť medzi 4000-7000 K (Slnko ~5770 K), spektrálna trieda F-K. Tieto hviezdy produkujú napr. dostatok UV žiarenia na rozklad kyslíka v hornej vrstve atmosféry, aby mohol vzniknúť ozón ako ochranná vrstva. Na druhej strane, hmotnejšie hviezdy produkujú radiáciu dosť silnú na to, aby rozbila molekuly atmosféry a ohrozila priamo povrch planét. Galaxia obsahuje asi 5-10% hviezd, ktoré spĺňajú tieto základné predpoklady pre život.


Predpokladá sa, že slnečná sústava vznikla z protoplanetárneho disku, ktorý obsahoval tie správne chemické prvky a zlúčeniny, ktorých zmes v oblasti zóny života sformovala Zem so všetkým, čo bolo potrebné pre vznik a udržanie života. Pre život je napríklad dôležitá molekula kyanovodíka (HCN). 5 molekúl HCN je základom adenínu, základnej zložky DNA a RNA v bunkách každej živej formy na Zemi. Molekula kyanovodíka bola objavená v 30% plyno-prachových diskoch okolo mladých hviezd podobných Slnku, ale pri žiadnych menších hviezdach spektrálnej triedy M. Teplota a radiácia materských hviezd v období ich vzniku tak vážne vplývajú na pomer chemických prvkov a prítomnosť dôležitých molekúl, ktoré sa budú podieľať na vlastnostiach planét konkrétnych planetárnych sústav.

 

Dôležitá je výstrednosť dráhy planét. V slnečnej sústave majú planéty takmer kruhové dráhy, s minimálnou výstrednosťou, ktorá sa veľmi nemení dokonca na dlhodobých škálach miliárd rokov. Z toho vyplýva, že dráhy planét slnečnej sústavy sú veľmi stabilné. Naopak, pri doteraz objavených extrasolárnych planétach, sa často stretávame s dráhami s veľkou výstrednosťou. Pre život je stabilita a nízka výstrednosť dráhy zásadná – planéta na kruhovej dráhe totiž počas svojho obehu okolo hviezdy nezažíva veľké zmeny teploty počas roka. Keby bola výstrednosť dráhy Zeme rovná 0.3 (Zem by sa pohybovala medzi dráhami Venuše a Marsu), priemerná ročná teplota by stúpla z 14.4°C na 22.8°C. Nad existenciou života na eliptických dráhach sa však naďalej uvažuje. Hoci by sezónne výkyvy boli veľké, stále by boli znesiteľné pre primitívne formy života.

 

To, či sa život okolo určitej hviezdy môže vyskytovať, závisí aj od polohy hviezdy v Galaxii. Slnko okolo stredu Galaxie obieha takmer po kruhovej dráhe – vyhýba sa tak vnútornej oblasti Galaxie, kde dochádza k častým výbuchom supernov (blízky výbuch by sterilizoval planéty od života - vysokoenergetické žiarenie by zničilo všetky jeho formy). Zároveň obieha po dráhe s veľmi malým sklonom voči rovine rovníka Galaxie, čím neprechádza často jej ramenami. Rýchlosť obehu Slnka okolo stredu galaxie je takmer zhodná s rýchlosťou rotácie ramien. Keby slnečná sústava prechádzala rovinou ramien pod väčším sklonom, tieto náhle a časté prechody by spôsobovali silné deformácie Oortovho oblaku komét a viedlo by k častému prísunu komét do vnútra planetárnej sústavy. To by spôsobilo intenzívne bombardovanie povrchu planét, čo by zabraňovalo vzniku, či rozvoju života. Slnko obieha Galaxiu v strednej vzdialenosti, v oblasti mladších a stredne starých hviezd, kde je dostatok plynovo-prachových mračien. Nachádza sa medzi hviezdami s vyššou metalicitou, tj. vyšším obsahom ťažších prvkov, z ktorých sa mohli formovať planéty. Keď porovnáme počty exoplanét nájdených okolo iných hviezd, zistíme, že exoplanéty sa nachádzajú pri hviezdach s vyššou metalicitou a prakticky  sa nenachádzajú pri hviezdach s nízkou metalicitou. V Galaxii sa zóna s hviezdami s dostatočnou metalicitou a vhodným vekom (4-8 miliárd rokov) nachádza vo vzdialenosti 25 000 svetelných rokov od jadra Galaxie. Je široká cca 6000 svetelných rokov. Ide o hviezdy neskoršieho typu, ktoré vznikli zo zaniknutých hviezd, čím boli obohatené o ťažšie prvky.

 


Schéma Galaxie. Zelenou farbou je znázornená oblasť, ktorá obsahuje hviezdy vhodné pre vznik života.


Dôležitým predpokladom pre vznik života je okrem teploty, doby, ktorú život má na vznik a rozvoj, charakteristík materskej hviezdy, sú vhodné parametre samotnej planéty. Jej hmotnosť by nemala byť nízka. Málo hmotné pevné planéty (ako Merkúr, Mars) majú príliš nízku gravitáciu a nedokážu si udržať atmosféru. Planéta bez atmosféry nie je chránená pred hviezdnym alebo kozmickým žiarením a nie je možný prenos a udržovanie tepla počas denného a ročného cyklu. Bez atmosférického tlaku nie je možné udržať vodu v kvapalnom stave. Malé planéty majú väčší povrch voči objemu, preto rýchlejšie stratia svoju vnútornú energiu (získanú po svojom vzniku, rozpadom rádioaktívnych izotopov), ostanú geologicky mŕtve, bez ochranného magnetického poľa. Bez geologickej aktivity nie je možný ani uhlíkový cyklus. Práve veľké pevné planéty budú mať železo-niklové jadro, schopné generovať globálne magnetické pole. Zem môže byť planétou, ktorá je na dolnej hranici hmotnosti malej pevnej planéty, ktorá si vie udržať atmosféru a geologickú aktivitu dostatočne dlho. V slnečnej sústave sa nenachádzajú planéty hmotnejšie ako Zem, ktoré by boli pevné. Ide o tzv. super-Zeme, planéty niekoľkokrát hmotnejšie ako Zem, s pevným povrchom, nie plynné, ako sú Jupiter, či Saturn, alebo vodno-plynné, ako Urán a Neptún. Super-Zeme sú pevné planéty s veľkým železným jadrom, vyššou strednou hustotou ako má Zem. Ich priemer veľmi nezávisí od ich hmotnosti, ale najmä od ich zloženia. Na ich povrchu bude vyššie gravitačné zrýchlenie ako na Zemi, budú mať hustejšiu a aktívnejšiu atmosféru a viac vnútorného tepla, ktoré bude spôsobovať silnú tektonickú a sopečnú činnosť. Jedna z mála doteraz objavených super-Zemí 61 Virginis b (5x hmotnejšia ako Zem) sa nachádza tak blízko svojej materskej hviezdy, červeného trpaslíka, že jej (pravdepodobne) hustá atmosféra prúdi tak rýchlo, že svieti (vysoká kinetická energia častíc v atmosfére a ich zrážky). Husté atmosféry s vysokou pravdepodobnosťou spôsobujú skleníkový efekt. Tak zvyšujú teplotu na povrchu a zabraňujú teplotným výkyvom. Vyššia gravitácia nedovolí vzniknúť vyšším pohoriam, ako sú na Zemi. Okrem kruhovej dráhy je zaujímavé, aký je sklon rotačnej osi voči rovine dráhy planéty a ako veľmi sa v čase sklon mení. V prípade Zeme hrá dôležitú úlohu veľký Mesiac. Stabilizuje rotačnú os Zeme. Bez jeho prítomnosti by sa sklon menil dramaticky, čo by spôsobovalo veľké zmeny v počasí a rozdiely medzi zimou a letom. Pri malom sklone by boli teploty v rovníkových oblastiach omnoho vyššie, naopak, v okolí pólov by bolo stále zaľadnenie (na úrovni doby ľadovej). Na druhej strane, je zložité predstaviť si život na veľkých, plynných planétach. Tie nemajú pevný povrch. Teoreticky by v ich atmosférach mohol existovať pri vhodných podmienkach život v primitívnej forme. Veľké plynné planéty však majú silné magnetické polia, ktoré urýchľujú nabité častice, ktoré sú pre život nebezpečné. Existencia obrích planét je veľmi dôležitá pre existenciu celej planetárnej sústavy. Najhmotnejšia planéta totiž určuje dynamickú stabilitu celého systému. Keby Jupiter počas života výrazne menil polohu svojej dráhy (migrácia bližšie ku Slnku, bežne pozorovaná u iných exoplanét), alebo bol na výstrednej dráhe, gravitačne by vypudil ostatné planéty, prípadne  by spôsobil ich vzájomné kolízie, pády na Jupiter alebo Slnko. Keďže Jupiter  je na stabilnej dráhe, stabilizuje dráhy ostatných planét. Svojim dominantným gravitačným pôsobením mení dráhy malých telies – asteroidov a komét, čím môže znižovať frekvenciu ich prísunu do vnútra slnečnej sústavy a ochraňovať tak malé, pevné planéty pred častými katastrofickými impaktmi. Veľké plynné planéty, niekoľkonásobne hmotnejšie ako Jupiter, mávajú okolo seba množstvo mesiacov. Nie je vylúčené, že okolo obrej hmotnej planéty na stabilnej dráhe okolo hviezdy v zóne života obieha mesiac o veľkosti Zeme. Je však otázne, či by podmienky na takomto mesiaci umožnili existenciu života. Takýto veľký mesiac by obiehal relatívne blízko plynnej planéty, jeho rotácia by bola viazaná. Veľké slapové sily by ovplyvňovali vnútro a povrch mesiaca. Silná radiácia od planéty by zrejme zmenila atmosféru mesiaca.

 

Umelecká predstava horúcej super-Zeme 61 Virginis b. Jej atmosféra by mohla v dôsledku vysokej teploty a trenia svietiť.


Typy planét

 

Ako vyzerajú extrasolárne planéty? Na porovnanie a pochopenie extrasolárnych planét, o ktorých máme zatiaľ stále málo informácií, nám slúži pomerne malá vzorka ôsmich planét slnečnej sústavy. Naša planetárna sústava má 3 typy planét. Najhmotnejšie sú veľké plynné planéty – Jupiter a Saturn. Sú tvorené väčšinou vodíkom a héliom, ostatné prvky majú nízke zastúpenie. Ich zloženie je podobné Slnku. Na rozdiel od Slnka však majú pevné, kamenno-ľadové jadro a ich hmotnosť je výrazne nižšia na to, aby v ich strede prebiehali termonukleárne reakcie, alebo aby bola ich hmota v degenerovanom stave. Napriek tomu v ich vnútrach panujú vysoké tlaky a teploty, ktoré stačia zmeniť vodík a hélium do kvapalného alebo pevného skupenstva v plášti a pri jadre. Zostatkovou kontrakciou od svojho vzniku generujú viac tepla, koľko prijímajú od Slnka (vzhľadom na ich veľkú vzdialenosť). Ich stredné hustoty sú nízke (300-1300 kg/m3). Keďže ide o plynné planéty (jadro tvorí len zlomok hmotnosti), ich polomer sa prakticky nezväčšuje s hmotnosťou. Planéta 8 krát hmotnejšia ako Jupiter môže mať taký istý polomer. Typický rozmer plynnej planéty je na úrovni 120 000-160 000 km a hmotnosť medzi ~0.1 – 13 násobkom hmotnosti Jupitera (Jupiter je 318 krát hmotnejší ako Zem). Pozorovacia technika nám najskôr dovolila objaviť len tie najhmotnejšie exoplanéty – častokrát niekoľkokrát hmotnejšie ako Jupiter. Ide o plynné exoplanéty, ktoré mohli vzniknúť dvoma spôsobmi. V menej hmotných protoplanetárnych diskoch vzniknú najprv jadrá zlepením, alebo konštruktívnymi zrážkami protoplanét. Tento proces by mal byť rýchly a diať sa za tzv. „snežnou hranicou“, tj. v oblasti, v ktorej je voda v pevnom skupenstve. V tejto časti planetárnej sústavy sa tak rýchlo sformuje množstvo ľadových protoplanét. Tie najväčšie z nich sú schopné pohltiť z okolia menšie protoplanéty a zachytiť primordiálny plyn z disku do svojej rýchlo rastúcej a mohutnej atmosféry. Druhý spôsob vzniku nastáva v hmotných diskoch, kde z lokálnej nehomogenity rotujúceho disku môže rýchlym gravitačným kolapsom vzniknúť plynné teleso podobným spôsobom, ako vznikla jeho hviezda. Takéto plynné exoplanéty sú naozaj nevydarenými hviezdami – nemajú jadro. Môžu vznikať aj bližšie ako je snežná hranica. Podľa súčasného katalógu exoplanét je zrejmé, že väčšina z veľkých planét sa nenachádza na takých dráhach, kde vznikla. V ich prípade došlo k migrácii blízko ku materským hviezdam. Veľkú plynnú planétu v blízkosti hviezdy nazývame aj „horúci Jupiter“. Niektoré z nich sú tak blízko pri hviezde, že v dôsledku vysokej teploty a hviezdneho vetra strácajú svoju atmosféru (HD 209458b). Ak nedopadnú na hviezdu a ostanú na extrémne blízkej a stabilnej dráhe, prídu o svoju plynnú atmosféru a ostane z nich iba pevné jadro, čím môžu pripomínať super-Zeme. Niektoré z blízkych plynných exoplanét majú veľmi nízke hustoty, čo je spôsobené zväčšením objemu atmosféry v dôsledku vysokej teploty. V súčasnosti neexistuje dohodnutá klasifikácia veľkých plynných planét. Prvú klasifikáciu sa snažil zaviesť Sudarsky. Rozlišuje 5 tried obrích plynných planét podľa toho, v akých vzdialenostiach od materskej hviezdy sa nachádzajú a ako vplýva teplota na zmenu ich vzhľadu a albeda (schopnosti odrážat svetlo hviezdy). Triedy veľkých plynných planét sú uvedené v tabuľke.

 

 

teplota

albedo

oblaky v atmosfére

príklad

Typ I

-120°C

~0.5

čpavok

Jupiter

Typ II

-20°C

~0.8

vodná para

HD 28185 b

Typ III

80-530°C

~0.1

priehľadná, cirry

Gliese 876 b

Typ IV

>630°C

~0.03

CO, alkalické kovy

HD 209458 b

Typ V

1100°C

~0.5

kremičitany

51 Pegasi b

 

Ľadové planéty sú planéty podobné Uránu a Neptúnu. Tieto planéty vznikajú vo väčších vzdialenostiach od hviezdy (za snežnou hranicou), obsahujú relatívne veľké, kamenno-ľadové jadrá. Ich plášť je tvorený vodno-metánovo-čpavkovou zmesou (v kvapalnom stave) pod veľkým tlakom a teplotou. Tieto planéty obsahujú rozsiahle a hmotné atmosféry zložené prevažne z vodíka a hélia, preto sa istým spôsobom podobajú na plynné planéty. Prakticky nemajú povrch (prechod skupenstiev z plynného do kvapalného a pevného je pod špecifickým tlakom a teplotou postupný). Ich hmotnosti sú na úrovni 10-30 násobku hmotnosti Zeme, priemery na úrovni 30 000 – 60 000 km, stredná hustota medzi 1500-1700 kg/m3. Keďže aj tieto planéty môžu migrovať a bolo objavených niekoľko exoplanét s podobnými vlastnosťami, pravdepodobne existuje tzv. kategória vodných planét. Keby sme premiestnili Urán alebo Neptún na dráhu Venuše alebo Zeme, tieto planéty by stratili časť svojej atmosféry, ktorá by sa stala buď priehľadná, s vysokým obsahom vodných pár (menej vodíka a hélia). Pod hustou a priehľadnou atmosférou by sa nachádzal globálny oceán zložený z vody s prímesami čpavku a metánu s hĺbkou niekoľko sto kilometrov, pod ktorým by bol plášť z ľadov týchto zlúčenín.

 

Umelecká predstava super-Zeme alebo vodnej planéty Gliese 581d. Nie je zrejmé, do ktorej kategórie exoplanéta spadá. Dolný obrázok porovnáva vnútro planéty Jupiter a exoplanéty Gliese 581d.


Pevné, alebo Zemi podobné planéty, sú najmenšie planéty, ktoré zatiaľ nie sme schopní objavovať (hoci pár kandidátov je nájdených). Či už ide o menšie terestriálne planéty o hmotnosti Marsu, Venuše alebo Zeme, či veľké super-Zeme (1-10 násobok hmotnosti Zeme), ich rozmer bude závisieť predovšetkým od chemického a fyzikálneho zloženia. Dá sa predpokladať, že hmotné super-Zeme, ktoré vznikli blízko pri hviezde, budú mať vysoké stredné hustoty (5000-7000 kg/m3) a budú obsahovať veľa železa, najmä v jadre. Ich rozmery nebudú veľmi odlišné od zemského polomeru. Pevné planéty môžu vznikať aj vo väčších vzdialenostiach, na hranici alebo za snežnou hranicou. V tom prípade by mali nižšie hustoty (2000-3000 kg/m3) a obsahovali by väčší podiel ľadov (kôra, plášť). Veľkou neznámou sú atmosféry pevných planét. Veľké plynné planéty majú mohutné vodíkové atmosféry. Pevné planéty môžu mať rôzne atmosféry, ktoré sa môžu rapídne líšiť v závislosti od veku a zloženia planéty. Tieto planéty si neudržia prvotnú atmosféru (vodík), naopak, vytvoria si novú, sopečnou a vulkanickou činnosťou. V analógii so slnečnou sústavou sa očakávajú atmosféry zložené z CO2, N2, H20, CH4.

 

Modely vnútra exoplanét podobných Zemi v závislosti od ich hmotností a priemerov.


Uhlíkové planéty sú teoretickým modelom planét, ktoré by vznikli v diskoch s nízkym obsahom kyslíka a väčším zastúpením uhlíka. Taktiež by mali železné jadro, obalené roztaveným karbidom kremíka a karbidom titanu. Ďalšie môžu byť vrstvy uhlíka, buď vo forme grafitu alebo diamantov, v závislosti od tlaku. Povrch môže obsahovať zamrznuté alebo roztavené jazerá uhlíkatých zlúčenín (metán, decht, oxid uhoľnatý). Planéty tohto typu môžu byť okolo hviezd blízko centra galaxie alebo v guľových hviezdokopách, či okolo pulzarov – sformované po výbuchu uhlíkovej hviezdy. Pri pohľade zo Zeme však budú ťažko rozlíšiteľné od pevných alebo vodných planét, keďže budú mať podobné rozmery a hmotnosti (rádovo rozmery Zeme).

Umelecká predstava uhlíkovej planéty. 


Pulzarové planéty sú planéty objavené okolo pulzarov. Zo zmien periódy ináč veľmi presných pulzov materskej neutrónovej hviezdy sa u niektorých z nich našlo viacero planét nízkych hmotností. Nie je jasné, či ide o pozostatky pôvodných planét, ktoré prežili výbuch supernovy, alebo o planéty vytvorené z hmoty po výbuchu. Pozoruhodné je, že pri pulzaroch objavujeme málo hmotné planéty – o hmotnostiach Zeme, dokonca o hmotnosti trpasličej planéty (PSR B1257+12 D).


Barnes, J. W. & O’Brien, D. P. 2002, ApJ, 575, 1087

Burns, J. A. 1986, in IAU Colloq. 77: Some Background about Satellites, ed. Burns, J. A. & Matthews, M. S. (Tucson, AZ, University of Arizona Press), 117–158

Binney, J. & Tremaine, S. 1987, Galactic dynamics (Princeton, NJ, Princeton University Press, 1987, 747 p.)

Cassen, P., Guillot, T., Quirrenbach, A., QUeloz, D. 2006. Extrasolar Planets: Saas Fee Advanced Course 31f (Berlin, Springer, 2006, 451 .)

Domingos, R. C., Winter, O. C., & Yokoyama, T. 2006, MNRAS, 373, 1227

Mandel, K., Agol., E. 2002, APJ, 580, L171

 

Táto práca - Praktická astronómia populárne - je podporená Agentúrou na podporu výskumu a vývoja na základe zmluvy č. LPP-0378-09.

 

Powered by Etomite CMS.