Družice CHEOPS v umělecké představě (zdroj ESA).

Ve středu 18. prosince 2019 vynesla z kosmodromu Kourou ve Francouzské Guyaně raketa Sojuz pětici družic. Mezi nimi bylo i evropské zařízení CHEOPS (Characterising ExOPlanet Satellite), které je prvním satelitem ESA zaměřeným na detailní studium exoplanet. Konečná dráha družice je ve výšce 700 km nad povrchem Země. Družice má tvar šestihranu o velikosti 1,5×1,5×1,5 m a její hmotnost je 290 kg. Elektrickou energii ji dodává trojice solárních panelů o celkové ploše 2,5 m² s celkovým výkonem 200 W.

Dominantní částí satelitu je dalekohled o hmotnosti 60 kg, který je jeho jediným vědeckým přístrojem. Jedná se o specifickou variantu soustavy Cassegrain. Hlavní zrcadlo má průměr 32 cm, sekundární pak 6,8 cm. Dominantně bude pracovat na vlnových délkách od 350 do 1100 nm. Potřebuje tak nízké teploty 233 K dosažené pasivním stíněním pomocí kosmického prostoru, vhodnou dráhou a stíněním. Protože nebude hledat nové exoplanety a bude se zaměřovat na již známé cíle, má poměrně úzké zorné pole 19×19 úhlových minut.

Start Sojuzu-Fregat s družicí CHEOPS (zdroj ESA/CNES/ARIENESPACE).

Družice bude podrobně studovat již objevené planety, u kterých známe doby, kdy přecházejí z pohledu ze Země před svou mateřskou hvězdou. Soustředí se na planety od velikosti Země po velikost Neptunu. Z pozorování přesného tvaru změny světelné křivky při jejich průchodu před hvězdou určí jejich rozměr s přesností až 10 %. Mateřské hvězdy musí být jasnější než 12 magnituda. Extrémně přesná fotometrie by měla dosáhnout citlivosti ke změnám jasnosti až na úrovni 10 ppm. Razantně by se tak měly prohloubit naše znalosti o přesných rozměrech planet. Z využitím hodnoty hmotnosti planety určené z parametrů oběžné dráhy pak lze určit i střední hodnotu hustoty exoplanety. V současné době je známo již více než 4000 exoplanet, takže je z čeho vybírat.

Start Sojuzu s družicí CHEOPS (zdroj ESA – S. Corvaja).

Na CHEOPS by měly navázat další přístroje. Projekt PLATO (PLAnetary Transit and Oscillations) je kosmická observatoř, která by se měla na oběžnou dráhu vydat v roce 2026. Zaměří se na terestrické planety, tedy ty s velikostí blízkou rozměrům a hmotností Země. A hledat by je měla hlavně v takových podmínkách, tedy hlavně vzdálenosti od mateřské hvězdy, které umožňují přítomnost vody v tekutém stavu na jejich povrchu a tím i případnou existenci života. Mělo by to být zajištěno velmi přesnou fotometrií s vysokým časovým rozlišením.

Druhým projektem pro další desetiletí je teleskop ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey). Zařízení bude zaměřeno dominantně na zkoumání atmosféry exoplanet. Mělo by pomoci získat informace o vzniku a evoluci těchto vzdálených těles, o jejich složení a podmínkách na jejich povrchu.

Start mise by měl proběhnout v roce 2028. Laboratoř bude umístěna do libračního bodu L2 soustavy Země – Slunce. Během čtyř let primární mise by mělo být prozkoumána více než tisícovka už známých planetárních systémů. Pomocí spektrometru se budou detailně studovat dříve objevené exoplanety. Doplní se známé hodnoty jejich hmotnosti a průměru o chemická data o jejich atmosférách. Zároveň by měla družice umožnit i určení tepelných podmínek. Vynesena bude raketou Ariane 6. Teleskop bude mít zrcadlo o velikosti 1,1×0,7 m

Družice CHEOPS při přípravě ke startu (zdroj ESA).

Zmíněné mise navazují na práce astronomických observatoří COROT (COnvection, ROtation and planetary Transits), Kepler a TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Tyto sondy byly zaměřeny na sledování změn jasnosti velkého počtu hvězd a hledání exoplanet s krátkými periodami oběhu pomocí jejich tranzitů před mateřskými hvězdami. Evropská observatoř COROT byla vypuštěna v roce 2006 a pracovala až do roku 2013. Podařilo se ji objevit přes 37 později potvrzených exoplanet a velký počet kandidátů. Zároveň se stala vzorem pro pokročilejší observatoře. Tou byla družice Kepler, která dlouhodobě pozorovala velký počet hvězd ve vybrané oblasti souhvězdí Labutě. Jejím úkolem bylo získat statistiku různých typů exoplanetárních systémů. Vzhledem k svému zaměření na definovanou oblast oblohy, pozorovala většinou velmi vzdálené exoplanety u hvězd z nižší zdánlivou jasností. Observatoř TESS se tak zaměřila na blízké cíle, dominantně rudé trpaslíky, a umožnila identifikovat i exoplanety o velikosti srovnatelné s velikostí Země. Na zajímavé jimi objevené exoplanety by se měly detailně zaměřit CHEOPS a jeho následovníci.

Observatoř TESS se zaměřila na hledání planet u blízkých rudých trpaslíků (zdroj NASA).

Metody hledání exoplanet

Pro hledání exoplanet lze využít několik metod. Rozeberme si je nyní podrobněji. První možností je astrometrická metoda, kdy se pozoruje gravitačního vliv exoplanet na centrální hvězdu. Ta pak kromě svého pohybu hvězdným prostorem obíhá kolem hmotného středu soustavy. Projeví se to výchylkami a dráha hvězdy je tak vlnitá. Tyto výchylky jsou však extrémně malé. A je možné předpokládat jejich pozorování jen u těch nejbližších hvězd. Kvůli své náročnosti má tato metoda řadu falešných poplachů. Teprve v roce 2002 se podařilo první skutečné pozorování, ale jednalo se o planetární systém červeného trpaslíka Gliese 876, který byl objevený pomocí měření změny radiálních rychlostí pomocí dopplerovské spektrometrie už v červnu 1998. Červený trpaslík, který se promítá do souhvězdí Vodnáře, je ve vzdálenosti 15,3 světelných let od Slunce. Je to nejbližší soustava, ve které se podařilo objevit více planet. Radikální změnu v této oblasti přináší evropská sonda Gaia, která je zaměřena na velmi přesnou astrometrii. Katalog měření a novinky této mise lze nalézt zde.

Druhou možností je sledování změn radiálních rychlostí hvězdy. Ty se měří pomocí Dopplerova posuvu. Pokud se hvězda přibližuje, posouvá se její spektrum k nižším vlnovým délkám (k modré oblasti). Pokud se vzdaluje, posouvá se spektrum k vyšším vlnovým délkám (k červené oblasti). Měřením Dopplerova posuvu můžeme změřit radiální rychlost hvězdy a z jeho změny pak i změny radiální rychlosti v čase. Pokud je v systému nejen hvězda, ale další tělesa, mění se její rychlost, jak obíhá kolem společného těžiště vícenásobného systému. Lze pak u ní sledovat periodické změny radiální rychlosti. Tyto změny jsou v případě vlivu planety na hvězdu velmi malé. Ovšem dnešní spektrometry, jako je třeba HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) dokáží měřit změny radiální rychlosti menší než 1 m/s. Lépe se hledají hmotnější planety u méně hmotných hvězd. Tato metoda byla na počátku tou nejproduktivnější. Pak ji překonala metoda tranzitu, kdy se pozoruje pokles jasnosti mateřské hvězdy. Tranzit totiž potřebuje velice přesně nastavenou geometrii vůči Zemi. Je tak méně pravděpodobné, že bude u konkrétního systému exoplanet probíhat. Pro studium změn v radiální rychlosti mateřské hvězdy nemusí být geometrie vůči zemi tak přesně nastavená. Pro spektrometrii potřebnou pro měření rychlosti pomocí Dopplerova posuvu však musí být hvězda dostatečně jasná, tedy dostatečně blízko.

Přehled jasností hvězd, u kterých byly objeveny exoplanety různými metodami. Pro hledání metodou měření radiálních rychlostí není třeba tak speciální geometrie vůči Zemi a je větší šance je pozorovat. Potřebuje se však dostatečně jasná hvězda, aby bylo možné pozorovat přesně její spektra a jeho změny vlivem Dopplerova posuvu. Stav zhruba do konce roku 2016 (zdroj PLATO Definition Study Report, ESA-SCI (2017)1).

Třetí možností je tak zmíněné pozorování poklesu jasnosti hvězdy v době, kdy planeta přechází před ní. Planety mají malé rozměry oproti hvězdám. Zároveň jsou vzdálenosti od hvězdy mnohem menší, než je vzdálenost hvězdy a planet od Sluneční soustavy. Důsledkem je, že úhlový rozměr planety je mnohem menší než hvězdy. Planeta tak zakryje jen malou část hvězdy a pokles jasnosti je velmi malý. Typicky okolo 1 % a méně. Lze také pozorovat sekundární pokles, kdy se planeta dostane za hvězdu. Lépe se takto pozorují planety, které mají krátkou dobu oběhu a jsou tedy i v nepříliš velké vzdálenosti od mateřské hvězdy. Jde o to, abychom mohli pozorovat periodické opakování poklesu. Čím je perioda oběhu větší, tím déle musíme pozorovat. Nevýhodou také je, že lze pozorovat jen systémy, které mají správnou geometrii vůči Sluneční soustavě. Z přesného průběhu poklesu jasnosti hvězdy a jejího opětného nárůstu lze určit i velikost planety. Při průchodu planety před hvězdou prochází její světlo atmosférou planety a lze pomocí velmi přesné spektrometrie určit její vlastnosti.

Transit planety před hvězdou (zdroj ESA/ATG).

Čtvrtou možností je efekt gravitační mikročočky. Ten se projeví v případě, že se objekt (planeta s hvězdou) dostane mezi Sluneční soustavu a vzdálenou hvězdu. A zároveň jsou jejich vzdálenosti takové, že úhlový rozměr hvězdy je menší než úhlový rozměr objektu (planety s hvězdou). Einsteinova obecná teorie relativity gravitace popisuje vliv gravitačního pole na světelný paprsek. Lze pak pozorovat zjasnění svitu vzdálené hvězdy, když objekt (planeta s hvězdou) přecházejí mezi ní a Zemí. Zjasnění způsobí hvězda i planety. Z charakteru zjasnění lze získat informaci o gravitačním poli planety. I v tomto případě jsou efekty malé. Navíc je takové pozorování unikátní a neopakuje se. Na tuto metodu jsou zaměřeny projekty WFIRST-AFTA, polský OGLE a novozélandský MOA. Zatím se pomocí této metody podařilo objevit přes třicet exoplanet. Je to jediný způsob, jak lze objevit i osamělé planety, které neobíhají kolem hvězdy, ale volně putují vesmírným prostorem.

První exoplaneta pozorovaná pomocí transitu byla u hvězdy HD 209458. Její první tranzit byl pozorován 9. září 1999 a druhý pak týden později. V tomto případě šlo o exoplanetu objevenou už dříve pomocí změn radiálních rychlostí.

Pátou možností studium v časovém průběhu periodických změn, které v nějakém systému probíhají. Tato metoda byla první, která k reálnému objevu exoplanety vedla. V tomto případě šlo o exoplanety obíhající okolo pulsaru. U něj oběh kolem společného těžiště vedl k tomu, že se pří vzniklém periodickém vzdalování a přibližování pulsaru perioda mezi příchodem pulsů napřed o trouchu prodlužovala a pak naopak zkracovala. Změny jsou velmi malé. Ale u pulsaru, jehož frekvence pulsů je extrémně přesně definovaná, se dají i tak malé změny měřit. Další možností je zde zjistit změny v časových intervalech mezi minimy (ať už primárními nebo sekundárními), které jsou způsobeny gravitačním vlivem dalších planet v systému. Může jít o pozorování minim zákrytových proměnných hvězd nebo přechodů planet před a z mateřskou hvězdou u již objevených systémů a dobře sledovaných systémů. Velkou výhodou v tomto případě je, že pozorujeme i vliv planet, jejichž dráha má takový sklon, že u nich přechody před a za hvězdou pozorovatelné nejsou.

Šestou možností je pozorování přebytku infračerveného záření. Planety totiž vyzařují daleko větší podíl svého záření v infračervené oblasti. Pokud má tedy daná hvězda přebytek záření v infračervené oblasti oproti klasickému spektru hvězdy dané spektrální třídy, může to být způsobeno existencí planet okolo ní.

Indicií o existenci planetárního systému může být i její pomalá rotace. Část původního rotačního momentu oblaku materiálu, ze kterého vznikala hvězda, se předala planetárnímu systému. Hvězdy s planetárními systémy by tak měly mít pomalejší rotaci. Ovšem jde jen o nepřímý důkaz a pozorování této rotace nám nic neřekne o struktuře případného systému exoplanet.

Nejideálnější možností by pochopitelně bylo přímé pozorování planet. Jejich jasnost je však extrémně malá oproti jasnosti hvězdy a navíc je jejich úhlová vzdálenost extrémně malá i pro velmi blízké hvězdy. Nejlépe jsou tak zobrazitelné velké planety v dostatečné úhlové vzdálenosti od hvězdy. Pomoci může hlavně koronograf, který dokáže centrální hvězdu odstínit. Objekty, které se takto pozorují, jsou velmi hmotné a těžko se někdy rozhoduje, zda je to velká planeta nebo hnědý trpaslík. Pokud se zatím takto kandidáti na exoplanety objevily, šlo o „superjupitery“ s hmotností několikanásobku hmotnosti Jupitera. Pro takové pozorování jsou ideální infračervené dalekohledy. Jak už bylo zmíněno, poměr mezi svítivostí hvězdy a planety je mnohem menší v této oblasti spektra. Čeká se na daleko větší systémy vesmírných dalekohledů s extrémně vysokou rozlišovací schopností. Radikální pokrok v této oblasti by měl přinést projekt WFIRST-AFTA, který připravuje organizace NASA. Tento infračervený dalekohled s koronografem by měl být vypuštěn v polovině dvacátých let.

Přehled exoplanet objevených různými způsoby, jsou zobrazeny i planety Sluneční soustavy, stav zhruba do konce roku 2016 (zdroj PLATO Definition Study Report, ESA-SCI (2017)1).

Historie hledání světu mimo Sluneční soustavu

Prvním systematickým programem hledání exoplanet bylo pozorování Barnardovy šipky pomocí astrometrické metody. Jde o hvězdu v souhvězdí Hadonoše s největším vlastním pohybem, ročně se posune o 10,34″. Za dobu lidského života se posune zhruba o čtvrtinu úhlového průměru Měsíce. To naznačuje, že se musí jednat o velmi blízkou hvězdu. Její vzdálenost je necelých šest světelných let a je po třech hvězdách soustavy Alfa Centauri (Proxima) čtvrtou nejbližší hvězdou ke Slunci. Jde o málo hmotného červeného trpaslíka třídy M4. Barnardova šipka je velice starou hvězdou, její stáří se odhaduje mezi 7 až 12 miliardami let. Nicméně se u ní dají pozorovat erupce, je eruptivní proměnnou hvězdou typu UV Ceti. Její rotace je 130 dní, na rozdíl od Slunce, jehož doba rotace je 25 dní.

V šedesátých letech publikoval astronom Petera van de Kamp práce o periodických odchylkách v pohybu Barnardovy šipky, ze kterých mělo vyplývat, že hvězdu obíhá jedna nebo více planet o hmotnosti Jupitera. Hvězdu pozoroval s kolegy od roku 1938 na observatoři v Swarthmore College a snažil se na fotografických deskách identifikovat nepatrný pohyb o velikosti jednoho mikrometru.

V sedmdesátých letech byla získána nezávislá data, která žádné odchylky pohybu nepotvrdila. Ukázalo se, že v předchozích pozorováních se jednalo o systematické přístrojové chyby. Pozdější přesnější pozorování vyloučila možnost existence planet s hmotností Jupitera a větší u této hvězdy. Nicméně planety terestrického typu mohou kolem hvězdy obíhat. To se patrně potvrdilo v minulém roce, kdy astronomové projektu Red Dots objevili u Barnardovy hvězdy exoplanetu o hmotnosti něco přes 3 hmotnosti Země, která okolo hvězdy obíhá jednou za 233 dní. Jde o výsledek 18 let pozorování radiálních rychlostí řady spektrografických přístrojů.

První skutečné exoplanety tak byly spolehlivě prokázány až v devadesátých letech, i když náznaky později potvrzených objektů se objevily už koncem let osmdesátých. V roce 1988 publikovali kanadští astronomové Bruce Campbell, G. A. H. Walker a Stephenson Yang pozorování planety u hvězdy gama Cephei. Pochybnosti okolo tohoto objevu trvaly řadu let a konečné potvrzení přišlo v roce 2003. První objevený a potvrzený planetární systém tak byl poměrně velice exotický. Jednalo se o systém planet kolem pulsaru PSR 1257+12, který poprvé pozorovali radioastronomové Aleksandr Wolszczan a Dále Frail v lednu 1992. Jejich pozorování bylo rychle potvrzeno a je považováno za první pozorování exoplanety. Perioda pulsů pulsaru a tedy jeho rotační perioda je 6,22 ms. V tomto případě umožňuje velice přesné měření příchodu pulsů zaznamenat vliv oběhu pulsaru kolem společného těžiště. Je sice velmi malý, ale díky extrémně přesné samotné periodě pulsarů je dobře měřitelná i velmi malá změna. Nejdříve byly objeveny dvě planety, které byly nejprve označení písmeny A a B s hmotnostmi 0,020 a 4,3 hmotnostmi Země. Nyní už mají jména Draugr ve vzdálenosti 0,19 AU a Polergeist ve vzdálenosti 0,36 AU. V roce 1994 byla přesnými měřeními předchozí měření potvrzena a prokázána třetí planeta C s hmotností 3,9 hmotností Země a ve vzdálenosti 0,46 AU od pulsaru. Později dostala jméno Phobetor. Předpokládá se, že planetární systém vznikl až sekundárně ze zbytků po výbuchu supernovy.

Exoplaneta 51 Pegasi b v úměleckých představách (zdroj ESO).

První prokázanou exoplanetou u hvězdy hlavní posloupnosti je těleso u 51 Pegasa, která je spektrálního typu G. Hvězda, která je ve vzdálenosti 50,9 světelných let, má hmotnost 1,11 hmotnosti Slunce a je velmi podobná Slunci. Objev exoplanety byl ohlášen v říjnu 1995 ženevskými astronomy Michelem Mayorem a Didierem Quelozem a ještě v tomto roce potvrzen několika dalšími týmy. Exoplaneta označovaná jako 51 Pegasi b, dostala později název Dimidium. Její hmotnost je minimálně 0,47 hmotnosti Jupitera, vzdálenost od mateřské hvězdy zhruba 0,053 AU a oběžná perioda 4,2 dne. Pozorování bylo umožněno technologickým rozvojem v oblasti spektrometrie s vysokým rozlišením. Ta dovoluje měřit extrémně přesně změny radiální rychlosti hvězdy vůči zemi a periodické vlivy, které na ni má gravitační vliv planety. Používaná technologie vede k tomu, že se nejdříve objevovaly velmi těžké planety velmi blízko své hvězdy. Ty dnes označujeme jako horké Jupitery. Podle zkušenosti ze Sluneční soustavy se předpokládalo, že velké planety vznikají ve velké vzdálenosti od hvězd. Objev horkých Jupiterů byl tak značným překvapení. Když astronomové zjistili, že takové planety mohou existovat, tak zmíněný rozvoj technologií odstartoval rychlý růst počtu takto objevených planet. Později se však objevil velký počet i jiných typů planet a dnes víme, že horcí Jupiteři jsou spíše výjimkou. V roce 1999 se upsilon Andromedy stala prvním systémem, kde se potvrdila existence více než dvou planet.

V současnosti už počet objevených exoplanet značně překročil hodnotu 4000. Většina byla zjištěna pomocí změn radiálních rychlostí a pomocí transitů planety před a za mateřskou hvězdou. Pro případné úvahy o pravděpodobnosti života ve vesmíru nebo možné kolonizaci je důležité znát pravděpodobnost výskytu různých typů planet a hlavně těch, které by mohly umožnit život. Nejdůležitější je znalost o výskytu planet u těch nejbližších hvězd.

Průběh změny rychlosti u systému 51 Pegasi (zdroj M. Mayor a D. Queloz, A Jupiter-mass companion to a solar-type star, Nature 378(1995)355).

Nobelova cena za výzkum exoplanet

Michel Mayor a Didier Queloz za objev první exoplanety u hvězdy slunečního typu. Využili k tomu speciálně připravené zařízení na observatoři Haute-Provence v jižní Francii. Právě speciální spektrograf ELODIE umístěný na dalekohledu o průměru 1,93 m jim umožnil připravit program sledování až 142 hvězd, při kterém hledali hnědé trpaslíky v malé vzdálenosti od partnerské hvězdy. Ke konci roku 1994 pozorovali u hvězdy 51 Pegasi pravidelné změny v poloze spektrálních čar s periodou okolo čtyř dnů. Změny byly velmi neobvyklé. Jejich velikost naznačovala, že případná exoplaneta má zhruba hmotnost Jupitera. Taková se v blízkosti zhruba 0,05 astronomické jednotky, která vyplývala z krátké periody, absolutně nečekala. Velkou výhodou krátké periody změn bylo, že velmi rychle mohly nezávisle jejich výsledky potvrdit další skupiny. Už v první publikaci tak autoři děkují kolegům hned ze tří dalších pracovišť za potvrzení objevu.

Šlo také o velmi radikální změnu stávajícího paradigmatu. Do této doby astronomy nenapadlo, že by se planetární systémy u jiných hvězd tak dramaticky lišily od Sluneční soustavy. Nepředpokládali tak, že budou planety s hmotností Jupitera tak blízko, že jejich oběžné doby budou v řádu dní. O planetách s hmotností blízkou malým planetám, jako je Země či Merkur, které se v dané malé vzdálenosti očekávaly, se vědělo, že jejich vliv na radiální rychlosti mateřské hvězdy je současnou technikou nepozorovatelný. Četnost pozorování tak při hledání planet přizpůsobovali delším periodám. Michel Mayor a Didier Queloz hledali dvojhvězdy, ve kterých by se vyskytovaly hnědí trpaslíci. U nich se i takto krátké oběžné doby očekávaly. Po jejich objevu první takto blízké exoplanety se pak změnou průběhu pozorování při jejich hledání podařilo rychle objevit další a otevřel se úplně nový astronomický obor. Tato exoplaneta se po dvaceti letech po objevu stala i první, která byla pozorována pomocí spektrometrie ve viditelném oboru i přímo.

Planeta Makropulos u hvězdy Absolutno (zdroj AV ČR).

Závěr

Dva z letošních nositelů Nobelovy ceny za fyziku přispěli ke splnění jednoho z mých klukovských snů. Když jsem se začínal zajímat o astronomii, bylo jedním z aktuálních témat pozorování planetárního systému u Barnardovy šipky. Bylo pro mě velkým zklamáním, když se ukázalo, že tento objev je falešný. Současný stále rostoucí počet objevených exoplanet je tak pro mě něco fantastického. Že si to nemyslím jen já, ukazuje i úspěch a popularita soutěže Mezinárodní astronomické unie o pojmenování některých exoplanet a jejich hvězd. Výsledky byly vyhlášeny 17. prosince 2019. Česko mělo možnost pojmenovat exoplanetu u hvězdy XO Rysa. Jde o planetu typu horkého Jupitera obíhající jednou za čtyři dny hvězdu hlavní posloupnosti. Její jméno je tak nyní Makropulos a její hvězda se jmenuje Absolutno. Vítězný návrh názvu byl inspirován díly Karla Čapka. I díky zmíněným novým družicím bude počet exoplanet růst. Mezi nimi bude stále více těch, které budou svou velikostí a hmotností podobné Zemi a budou se vyskytovat v obyvatelné zóně. Postupně by také měla přibývat i spektrometrická měření jejich atmosfér, alespoň u těch nejbližších. Ta by případně mohla pomoci identifikovat i přítomnost rostlinstva či života obecně. Jak by se pak dala realizovat kolonizace vesmíru právě s využitím nalezených vhodných exoplanet u blízkých rudých trpaslíků je popsán v dřívějším článku.