Exoplanety 2

Průvodce exoplanetární džunglí – 2. díl: Metody hledání exoplanet

 

Igor Duszek, 2005

 

2. Jak hledat extrasolární planety?

Hledání planet mimo sluneční soustavu – to není jednoduchá práce. Pokud se o hledání pokusíme ve viditelném světle, máme problém, protože případná planeta se doslova „utopí“ v záři mateřské hvězdy. Takže zkusíme infračervené spektrum, protože každá planeta vyzařuje určité teplo a v infračerveném oboru září více než hvězda typu Slunce. Mateřská hvězda se tak projeví přebytkem infračerveného záření. Ale tento přebytek je relativně malý a tudíž velmi obtížně detekovatelný. Takže si na pomoc vezmeme gravitaci. Každá planeta má svoji hmotnost a gravitačně ovlivňuje své okolí včetně mateřské hvězdy. To je nepopiratelný fakt, ale planeta velikosti Jupitera „cloumá“ s hvězdou asi tak, jako by např.  jezevec (cca. 10 kg) zacloumal se slonem (cca. 6 tun) - tedy poměrně nepatrně (ne že bych podceňoval jezevce - jsou to velcí bojovníci).

Po takovémto depresivním začátku je možná překvapivé, že účinných metod hledání exoplanet je hned několik. Tento fakt souvisí především s prudkým technologickým vzestupem pozorovací techniky v posledních 20 letech (CCD kamery, adaptivní optika, počítačové spojování zrcadel, dalekohledy na oběžné dráze, citlivé spektrometry ad.). Dále také astronomové dokáží obratně využít i některých jevů, kterými se exoplanety prozrazují. Ale vezměme to hezky po pořádku:

 

Hledání protolanetárních disků kolem mladých hvězd

Z předchozího vyprávění je zcela jasné, že pokud objevíme kolem hvězd zárodečné protoplanetární disky, je to velmi silný důkaz toho, že ve vesmíru existují i extrasolární planety.

Protoplanetrání disk je, ve srovnání s exoplantou, značně rozsáhlý a pohlcuje část záření mateřské hvězdy a díky tomu sám značně září v infračerveném oboru. Z toho důvodu je možné v infračerveném spektru případný protoplanetární disk odhalit nesrovnatelně snadněji než extrasolární planetu.

K historicky prvnímu objevu došlo v roce 1983 s pomocí družice IRAS, která mapovala vesmír v infračerveném oboru. Již při kalibraci detektorů tým vědců JPL oznámil, že vše nasvědčuje přítomnosti chladného oblaku pevných částic, kroužících kolem jasné hvězdy Vega v souhvězdí Lyry. Během jednoho roku podobných protoplanetráních disků IRAS objevila více než 40. Jeden z disků nalezený IRAS u hvězdy b Pictoris byl poté v roce 1984 snímkován za Země CCD kamerou připojenou na dalekohled ESO hvězdárny Las Campanas v Chile. Tak byl pořízen jeden z nejslavnějších astronomických snímků 80. let minulého století (viz. obr. 1). A první zásadní důkaz existence extrasolárních planet tak byl „položen na stůl“. V současné době již známe více než dvě stovky hvězd s protoplanetárními disky.

Obr. 1: Na základě dat z družice IRAS byl dalekohledem ESO hvězdárny Las Campanas v Chile v dubnu 1984 pořízen tento historický snímek prvního protoplanetárního disku kolem hvězdy b Pictoris.

(Snímek ESA)

 

 

 

V současné době vyhledává takto vznikající planetární soustavy celá řada přístrojů, včetně HST. A k dnešnímu dni je již známo přes dvě stovky hvězd s protoplanetárními disky. Současné přístroje umožňují i poměrně detailní pohled na disky a u některých z nich je možno pozorovat dokonce již i hustotní mezery a asymetrie napovídající o tom, že se zde mohou vyskytovat již zformované exoplanety! Např. u již zmíněné b Pictoris je vnitřní část disku asymetrická a tuto skutečnost lze vysvětlit jedině přítomností alespoň dvou planet (viz. obr. 2 – zakroužkovaný ). Tuto skutečnost potvrdily i pozorování této hvězdy s pomocí HST. A protože spektroskopickou metodou (viz. níže) se nepodařilo změřit žádné změny radiální rychlosti hvězdy, má se za to, že hmotnosti planet mohou být poměrně malé!

 

Obr. 2: Pohled na protoplanetární disk kolem hvězdy b Pictoris dalekohledem HST. Šipky ukazují na asymetrickou, vnitřní část disku, což signalizuje existencí planety!

(Snímek NASA/HST)

 

 

Astrometrická metoda

Jak jsem již naznačil výše, gravitační zákon nám říká, že planeta a hvězda na sebe vzájemně působí a obě tělesa vlastně obíhají kolem společného těžiště. Tedy pohyb hvězdy po obloze pak není přímočarý, ale vlnitý. Pokud změříme periodu a amplitudu této hvězdné „vlnovky“, můžeme pak vypočítat hmotnost obíhajících planet a z třetího Keplerova zákona také jejich vzdálenosti od mateřské hvězdy. Tato metoda je využitelná pouze pro blízké hvězdy a dostatečně hmotné planety.

Holandský astronom Peter Van den Kamp tuto metodu aplikoval jako vůbec první pokus o detekci planety mimo sluneční soustavu. V letech 1938 až 1968 se zaměřil na blízkou Barnardovu hvězdu. Z analýzy tisíců fotografií pak usoudil, že kolem hvězdy obíhají dvě planety ve vzdálenostech 2,8 a 4,7 AU v periodách 16 a 26 let o hmotnostech 0,7 a 1 Jupitera. Tento objev způsobil senzaci, ovšem kontrolní pozorování této hvězdy Van de Kampův objev bohužel nepotvrdila. Holanďan pracoval na hranici možností tehdejší přístrojové techniky a falešné „echo“ zřejmě vzniklo rozptylem jeho měření. O jak malé odchylky se jednalo si můžeme přiblížit na sluneční soustavě. Trajektorie našeho Slunce, způsobená Jupiterem a ostatními planetami pozorovatelná ze vzdálenosti 30 světelných let by měla amplitudu sinusoidy řádově v miliontinách stupně!

Astrometrická metoda začala být účinná až v 90. letech minulého století s nástupem výše zmíněné nové generace dalekohledů (např. MAP – Multichannel Astrometric Photometer, který potvrdil a rozšířil objev planet u hvězdy Lalande 21185) a v současné době je tato metoda považována za perspektivní, ovšem především pro detekci velkých planet a hmotnějších souputníků hvězd (např. hnědých trpaslíků). Nicméně touto metodou byla objevena planeta například u hvězdy HD 114762 nebo planetární soustava u již zmíněné hvězdy Lalande 21185 či planetární soustava u dvojhvězdy 61 Cyg.

 

Změna radiálních rychlostí hvězdy (spektroskopická metoda)

Planeta obíhající kolem hvězdy způsobuje při vhodném sklonu oběžné dráhy její střídavé přibližování a vzdalování od Země. Při pohybu vybrané hvězdy prostorem se v jejím spektru projeví tzv. Dopplerův efekt. Když se hvězda pohybuje směrem k nám, posouvají se čáry spektra k modré oblasti, pakliže se zrovna pohybuje od nás, čáry "červenají". Posouvání čar ve spektrech se pak opakuje s určitou periodou, která vzniká složením period obíhajících planet. Tvar křivky závislosti červeného posuvu na čase zase prozrazuje důležité informace o výstřednosti planetárních drah. Amplituda červeného nebo modrého posuvu pak závisí na rychlosti pohybující se hvězdy a souvisí také s hmotností obíhajících členů, pokud známe sklon oběžné dráhy, můžeme hmotnost vypočítat poměrně přesně. Princip metody je v naivním provedení znázorněn na obr. 3

 

Obr. 3: Velmi naivní zobrazení principu spektroskopické metody vhodné pro výuku v mateřských školách. Zelená šipka znázorňuje pohyb hvězdy prostorem. Červená šipka poté značí posuv spektra pohybující hvězdy (žlutého kolečka) do ruda, když planeta (modré kolečko) „smýkne“ hvězdou směrem od pozorovatele (dalekohled) a modrá modrý posuv při přiblížení hvězdy k pozorovateli. Perioda, tvar a amplituda křivky (černý „klikyhák“) pak určí údaje planety.

(autor obrázku neznámý – velmi se za svůj výkon stydí!)

 

 

Výhodou této metody je, že ji můžeme použít na velmi velké vzdálenosti. Nevýhodou je, že aby byl tento jev pozorovatelný a dostatečně přesně změřitelný, musí rovina oběžné dráhy protínat Zemi, nebo k ní být jen málo skloněna.

Právě touto metodou byla objevena první potvrzená extrasolární planeta u hvězdy podobné našemu Slunci. Byla to hvězda 51 Pegasi. K této historické události došlo dne 6. října 1995 a úspěch si připsali švýcarští astronomové Michel Mayor a Didier Queloz z ženevské observatoře.

Metoda změny radiálních rychlostí je v současné době nejúspěšnější metodou detekce extrasolárních planet a drtivá většina z více než 180 exoplanet byla objevena právě touto metodou. Ze začátku byly takto objevovány pouze planety hmotnosti Jupitera a větší, které obíhaly velmi blízko mateřské hvězdy (tzv. „horcí“ Jupiteři). Čímž se projevoval počáteční výběrový efekt této metody, který některé konzervativní vědce vedl ke skepsi ohledně exoplanet s životem. Ale jak se prodlužovala doba pozorování a zdokonalovala se měřící technika tak přibývalo exoplanet, které obíhají v „zóně života“ svých mateřských hvězd. Zároveň se také podařilo snížit hmotnost detekovatelných planet až na hodnotu mezi Saturnem a Neptunem, což je zřejmě minimum, kterého lze dosáhnout současnými nejlepšími přístroji. Minimální hmotnost detekované planety také samozřejmě závisí na hmotnosti mateřské hvězdy. U menších červených trpaslíků se např. dostaneme až na planety ve váhové kategorii Neptuna. Tato metoda nám zatím dává také nejkomplexnější informace o detekované planetě, které jsou pro astrobiologii zajímavé, tj. vzdálenost planety od mateřské hvězdy, výstřednost dráhy planety a hmotnost planety.

 

Obr. 4: A teď už vážně – Křivka planety 47 Ursae Majoris b. Tato planeta obíhá ve vzdálenosti 2,09 AU od mateřské hvězdy (spekt. typ G0V) a má max. hmotnost 2,54 Jupitera.

(Obrázek převzat z tabulky na serveru  http://www.extrasolar.net/)

 

 

Zvláštní odnoží této metody je měření časového posunu radiových pulzů. Toto metoda se zcela nečekaně projevila v podezřelém kolísání radiových pulzů neutronových hvězd (pulzarů), které v roce 1992 vedly polského astronoma Alexandra Wolszczana k naprosto bizardnímu a nečekanému objevu exoplanet u neutronových hvězd (pulzar PSR 1257+12). Oproti standardní spektroskopické metodě je možno časové změny v radiové frekvenci změřit mnohem přesněji a dostat se tak na neskutečnou minimální hmotnost detekovatelných planet – jedna z objevených planet tohoto pulsaru má hmotnost našeho Měsíce! A dá se jít ještě níž!

 

Zákryt hvězdy planetou (zákrytová metoda)

Některé planetární systémy mohou být orientovány tak šikovně, že naše Země, rovina oběhu planety a kotouč hvězdy leží v jedné rovině, může se stát, že v okamžiku, kdy se planeta dostane mezi Zemi a mateřskou hvězdu, dojde k poklesu jasnosti hvězdy. Je jasné, že zákryt hvězdy planetou vůči Zemi je jev vzácný. Pokud ale najednou pozorujeme řádově stovky či tisíce hvězd po určitou dobu s pomocí moderní širokoúhlé optiky, můžeme zaznamenat řadu poklesů jasnosti hvězd. Z amplitudy poklesu pak můžeme určit alespoň přibližně průměr planety (a odhadnout tak i její hmotnost). Takto byla možná objevena planeta u Bety Pictoris nebo u dvojhvězdy CM Draconis.

V nedávné době však tato metoda zaznamenala celou řadu úspěchů, jako např. tým vedený Gregem Henrym u hvězdy HD 209458, která se nachází v souhvězdí Pegase. U zmíněné hvězdy byla výše uvedenou metodou změny radiálních rychlostí detekována exoplaneta, která měla natolik šikovně skloněnou dráhu, že by mohla přejít přes disk hvězdy. Vědci byli dokonce tak odvážní, že předpověděli okamžik přechodu planety přes hvězdu. V danou chvíli zaměřili na hvězdu automatický teleskop a skutečně se jim podařilo zpozorovat úbytek světla přicházejícího od hvězdy. Pokles byl natolik malý, že jej byl schopen zaznamenat pouze CCD čip a odvozené parametry planety byly blízké parametrům odvozeným ze změny radiálních rychlostí. A tak byla poprvé skutečně přímo pozorována planeta u cizí hvězdy. Datum 7. listopadu 1999 vešlo tedy do dějin jako první pozorování planety u cizí hvězdy. Velmi důležitý byl také fakt, že touto nezávislou metodou byla ověřena správnost metody změny radiálních rychlostí hvězdy, která měla některé nepřející odpůrce, kteří byli tímto faktem natrvalo umlčeni.

Věhlas této metody stoupl ještě více, když se podařilo u výše zmíněné hvězdy HD 209 458 provést i první úspěšnou spektrální analýzu atmosféry zakrývající exoplanety HD 209 458b „Osiris“ (byly objeveny páry sodíku).

 

Obr. 5: Tranzitující planeta Osiris v představě umělce

(Obrázek převzat z tabulky na serveru  http://www.extrasolar.net/ )

 

Zákrytová metoda je tedy také perspektivní, zvláště proto, že nám umožňuje přímé pozorování planety a tím rozbor jejich spekter a zjišťování chemického složení její atmosféry. Jedním z úspěšně rozběhnutých programů pracujících s touto metodou je projekt OGLE. Ovšem princip této metody dává šanci spíše blízko obíhajícím „horkým“ Jupiterům, kteří z astrobiologického hlediska nejsou zajímaví.

V roce 2006 však NASA plánuje misi Kepler, což bude dalekohled vypuštěný na oběžnou dráhu Země, který změří pokles jasnosti hvězdy až o jednu desetitisícinu. Přesně o tolik by poklesla jasnost Slunce, kdyby někdo pozoroval od některé hvězdy v ekliptice přechod Země před Sluncem! Kepler bude sledovat jasnost sta tisíců hvězd po dobu čtyř let, takže se možná konečně dočkáme objevu extrasolární Země!

 

Gravitační mikročočky

Díky Albertu Einsteinovi známe gravitační mikročočky. Tento jev nastane v okamžiku, kdy se mezi pozorovatele a vzdálenou hvězdu dostane další těleso, které ani nemusíme vidět. V důsledku relativistických efektů se vytvoří nový obraz vzdálené stálice, přesněji prstýnek obrazů kolem skutečné polohy. Protože se však tělesa ve vesmíru pohybují, trvá taková situace jen několik týdnů. Mikročočka způsobí též pozvolný nárůst jasnosti vzdálené stálice a posléze i její pokles. Z průběhu jasu pak můžeme vypočítat nejen hmotnost tělesa, které efekt mikročočky způsobilo, ale i jeho vzdálenost. Podstatné je, že pokud je mikročočka násobným systémem, na průběhu jasu se projeví všechny jeho složky (tedy včetně případných planet).

Drobnou vadou na kráse je fakt, že měření již nebudeme nikdy moci zopakovat a pro existenci exoplanety je potřebné nezávislé ověření. Díky tomu již planetu také nemůžeme nadále studovat. A tak nám tato metoda dává spíše orientační přehled vhodný do statistik. Nespornou výhodou této metody je fakt, že hmotnosti planet detekovatelných touto metodou mohou být na úrovni naší Země! Další výhodou je, že takto můžeme pozorovat planety v obrovských vzdálenostech a třeba i v jiných galaxiích!

Takto se podařilo v roce 1996 týmu vědců vedených R. E. Schildem objevit pravděpodobnou planetu o hmotnosti „pouhých“ tří Zemí! Ve vzdálené galaxii, která mikročočkovala ještě vzdálenější quasar Q 0957 + 561, způsobila planeta krátkodobou, drobnou fluktuaci magnitudy jednoho z dvojice „obrazů“ quasaru (viz obr. 6). Tak byla možná detekována planeta s hmotností jen o málo větší, než naše Země, ale tak vzdálená a jinými metodami nezjistitelná, že to byl jen „krátký záblesk v moři hluboké tmy“.

 

Obr. 6: Gravitační mikročočka quasaru Q 0957 + 561. Vzdálený quasar je v rovině s bližší galaxií, která je jeho mikročočkou, přes kterou se vytvoří dva obrazy (A,B) vzdáleného quasaru. Drobná změna magnitudy jednoho obrazu, která se neprojeví ve druhém obraze může signalizovat planetu (vlastně dodatečnou mikročočku). (Obrázek převzat z tabulky na serveru  http://www.extrasolar.net/ - původ NASA)  

 

 

V současné době běží několik úspěšných projektů pro pozorování gravitačních mikročoček, jako jsou např.: MACHO či OGLE.

 

Přebytek infračerveného záření

Podobně jako prachoplynové disky i planety pohlcují záření hvězdy, ohřívají se a tepelnou energii vyzařují v infračervené oblasti, kde hvězda podobná Slunci příliš nesvítí. Pokud bychom pozorovali příslušnou hvězdu v infračerveném oboru, projevila by se exoplaneta přebytkem infračerveného záření dané soustavy oproti sólo hvězdě.

Jak bylo uvedeno výše, tato metoda je velmi účinná při objevování protoplanetárních disků, v nichž se rodí planety a dále také při hledání Kuiperových a asteriodálních disků u již dotvořených planetárních systémů kolem hvězd středního věku, protože tyto disky jsou rozsáhlé a v infračerveném oboru září velmi intenzivně a přebytek je záření je velmi výrazný.

S pomocí této metody byly objeveny obdoby našeho Kuiperova disku např. u hvězd HD 210277 (ve vzdálenosti 40 AU od hvězdy), Epsilon Eridani (ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy), a dalších (příklad na obr. 7).

 

Obr. 7: Příklad obdoby Kuiperova disku u hvězdy HD 141569. Tento byl objeven změřením přebytku infračerveného záření a poté přímo pozorován infračerveným dalekohledem – viz. tento obrázek.  Z obrázku je zřetelně patrná „řidší“ oblast, která signalizuje planetu.

(Obrázek převzat z tabulky na serveru  http://www.extrasolar.net/ - původ NASA)

 

 

Rychlost rotace hvězdy

Ze spektra hvězdy můžeme mimo jiné i určit její rotační periodu. Předpokládá se, že hvězdy, okolo nichž krouží planetární soustava, předaly část svého rotačního momentu (momentu hybnosti) právě svým planetám. U pomalu rotujících hvězd lze tedy usuzovat na planety. Například naše Slunce patří mezi pomaleji rotující hvězdy a má rotační periodu na rovníku 25 dnů.

Na této metodě pracoval v průběhu 50. let minulého století astronom Otto Struve, který byl průkopníkem v oblasti interpretace rozdílů v rotaci u hvězd a přisuzoval skok v rotační rychlosti hvězd ranných a pozdních spektrálních typů právě tvorbě planetárních soustav.

Bohužel nejde o metodu příliš průkaznou a kromě toho nám vůbec nic neřekne o struktuře planetárního systému. Dle mého názoru by si však tato metoda zasloužila ještě podrobnější rozpracování, ale už dnes ji můžeme využít např. pro předběžné zúžení výběru hvězd, pro nasazení dalších, účinnějších metod detekce exoplanet.

 

Kolísání maserového (neboli mikrovlnného) záření

Jako každá hvězda střední hmotnosti (od 0,4 hmotnosti našeho Slunce) i naše Slunce jednou spálí své vodíkové palivo (asi za 4-5 miliard let) a přejde do stádia obra, kdy odvrhne značnou část své hmoty a tato plynná obálka se bude rozpínat do všech směrů. V této řídké, ale žhavé atmosféře zaniknou všechny vnitřní planety včetně naší matičky Země. Vnitřní planety v ní budou jako gigantické meteory létat ve smrtelné spirále a budou se postupně vypařovat včetně svých silikátových plášťů.

Právě pohyb planety vypouštějící silikátové páry v řídké, žhavé atmosféře hvězdy generuje maserové (mikrovlnné) záření, které vykazuje proměnnou radiální rychlost ve shodě s oběhem umírající planety (vzdalování a přibližování k Zemi).

Takto tedy můžeme objevit „umírající“ planetární soustavy a kolísavé mikrovlnné záření je někdy nazýváno „naříkáním planet před svou smrtí“.

U některých hvězd např. u proměnné Mira Ceti v souhvězdí velryby byl již tento „nářek umírajících planet“ zaznamenán.

 

Krátkodobé „zašpinění“ spektra hvězdy kovovými emisními čarami zaniklé planety, komety apod.

Pokud pravidelně pozorujeme spektrum hvězdy, může vytvořit její standardní spektrální „otisk“. Pokud se tento otisk krátkodobě změní a ve hvězdném spektru se náhle objeví např. čáry sodíku, křemíku, či jiných kovů, které však během několika dnů opět zmizí, znamená to, že v atmosféře hvězdy zanikla např. planeta, asteroid nebo kometa. Z teploty hvězdy, doby pozměnění hvězdného spektra a charakteru „špinícího“ spektra mohou astronomové zjistit přibližné rozměry a částečně chemické složení zaniklého tělesa.

Takto tedy lze spatřit „smrt planety“. Jedná se např. o planety, které byly při bouřlivých procesech vzniku planetární soustavy ostatními tělesy nasměrovány do „pekla“ mateřské hvězdy, kde se vypaří.

Takto byl v roce 2003 dalekohledem Hobby-Eberly Telescope McDonaldovy observatoře, pozorován zánik tělesa o minimálním průměru 100 km v atmosféře hvězdy LkHalpha 234 o hmotnosti 6 sluncí, nacházející se v souhvězdí Cephea a vzdálenou od nás 3200 světelných let. Tato hvězda je stará pouhých 100 000 roků a nachází se v mlhovině NGC7129, ve které probíhá bouřlivá tvorba nových hvězd. Tento objev je důležitý hlavně proto, že potvrzuje existenci těles o průměru 100 km u velmi „mladých“ hvězd.

Podobné krátkodobé změny hvězdného spektra byly pozorovány také u hvězdy b Pictoris, která je mnohem starší a má menší hmotnost.

 

Polarizace světla od mateřské hvězdy v atmosférách planet

Rozptýlené světlo hvězdy může brzo odhalit existenci extrasolárních planet i třeba o velikosti naší Země, které nemohou být zatím odhaleny ostatními metodami. Tuto novou metodu nedávno prezentovali indičtí vědci Sujan Sengupta a Malay Maiti z Indian Institute of Astrophysics. Většina exoplanet je zploštělá a zřejmě má atmosféry. Světelné paprsky mateřské hvězdy, které projdou částí atmosféry takové exoplanety, se mohou stát polarizovanými elektrickým polem atmosféry. Toto silně závisí na úhlu mezi mateřskou hvězdou a planetou. Pokud pak zachytíme takové rozptýlené polarizované světlo, je u něj důležitá periodická změna polarizace – to je důkaz možné existence explanety. Velikost exoplanety ani vzdálenost od mateřské hvězdy  není pro tuto metodu důležitá! Navíc vystačíme i s relativně méně přesným vybavením pro měření polarizace. Tato metoda však nebude vhodná pro velmi hmotné tzv. „horké“ Jupitery, kde jejich horkých atmosférách dochází k dodatečné polarizaci.

Někteří další odborníci však říkají, že tato metoda je spíše využitelná pro studium vlastností již objevených planet např. ke zjištění sklonu jejich oběžné dráhy, jejich poloměru, odrazivosti jejich povrchu a vlastností jejich atmosféry.

Tato metoda je velmi nově publikovaná (díky Tomáši Petráskovi za upozornění na článek o ní) a budeme si tedy muset počkat na její praktické výsledky. Její potenciál se však zdá být veliký. 

 

Přímé pozorování exoplanet

Zní to neuvěřitelně, ale už teď máme obří pozemské dalekohledy (jako např. Keckova dvojčata), které ve svém plném výkonu mohou přímo rozlišit planety typu Jupiter. A v přípravě jsou další projekty, vrcholící 100 metrovým Owlem, který překoná vše, co dosud v astronomické technice existuje.

V průběhu následujících 25 let jsou také v plánu početné flotily obřích kosmických dalekohledů nové generace, které budou vyneseny do libračních bodů Země nebo až na dráhu mezi Marsem a Jupiterem. Jsou to např. projekty Planet Imager, Terrestrial Planet Finder, Darwin ad. Tyto dalekohledy budou vzájemně propojené, čímž se podaří získat interferometr jako ze scifi příběhu. Tyto kosmické „flotily“ by měly být schopny přímo pozorovat extrasolární planety typu Země, spektrálně analyzovat složení jejich atmosfér (tedy z astrobiologického hlediska především přítomnost kyslíku v kombinaci s malým množstvím metanu) a dokonce snad rozeznají i detaily na povrchu těchto planet - třeba kontinenty a oceány! Zní to jako fantazie, ale již v současnosti na to technologicky máme, ale jako vždy, když jde o dobrou věc, chybí peníze!

 

Obr. 8: Představa projektu infračerveného interferometru Terrestrial Planet Finder.

(http://www.terrestrial-planet-finder.com/images/tpf01.jpg)

 

 

Shrnutí 2. dílu:

Z výše uvedeného přehledu metod hledání exoplanet je zřejmé, že v současné době jsme schopni úspěšně „lovit“ extrasolární planety.

Nezbývá, než si položit otázku: Co jsme tedy „ulovili“? A o tom již více ve třetím díle…

 

Díl I            Díl II Díl III

 

Zdroje:

 

Knihy:

- První planety mimo Sluneční soustavu objeveny!; František Martínek; Brožura; Hvězdárna Valašské Meziříčí; 2. vydání 1996

 

- Život v jiných světech; Steven J. Dick; Mladá fronta, a.s., edice Kolombus; 1. vydání 2004; ISBN 80-204-1144-5

 

- Vesmír 2 Hvězdy - Galaxie; Róbert Čeman, Eduard Pittich; Astronomická encyklopedie; Edice: Rekordy; Slovenská Grafia, a.s., Bratislava 1. vydání 2003; ISBN 80-8067-075-7

 

- Průvodce astronomií; Pavel Příhoda; Hvězdárna a planetárium hl. m. Prahy; 1. vydání 2000; ISBN 80-86017-26-5

 

- Náš vesmír; Josip Kleczek; Albatros; edice Oko; 1. vydání 2005; ISBN 80-00-01425-4

 

Webové stránky:

- Exoplanety; Michal Švanda; článek zveřejněný na webu na http://www.asu.cas.cz/~svanda/prace/exoplnt/exoplnt.htm

 

- Velmi pěkný server o exoplanetách na  http://www.extrasolar.net/

 

- Jeden z nejlepších serverů s aktuálními informacemi o exoplanetách na http://vo.obspm.fr/exoplanetes/encyclo/encycl.html

 

- Článek na webu o nové polarizační metodě hledání exoplanet na

http://www.newscientistspace.com/article/dn8324-polarised-light-may-reveal-hidden-exoplanets.html

- Webový server o projektu soustavy kosmických teleskopů Terrestrial Planet Finder na http://www.terrestrial-planet-finder.com/goal.html