Letos v létě bude pokračovat skupina astronomů z NASA JPL ve svém loni započatém výzkumu a hledání exoplanet pomocí mnohem menších dalekohledů, než bylo dosud obvyklé. Většina z více než 450 zatím nalezených exoplanet byla pozorována nepřímo z vedlejších jevů, jako jsou změny jasnosti obíhané hvězdy nebo nepatrné změny polohy hvězdy. Dosud bylo možné pozorovat planety obíhající kolem vzdálených hvězd (tj. rozlišit jejich spektrum od spektra obíhané hvězdy) pouze pomocí HST nebo velmi velkých dalekohledů z povrchu Země. V roce 2007 byl pro hledání extrasolárních planet zkonstruován první specializovaný dalekohled COROT (viz AB 4/2007). Největším problémem všech přístrojů samozřejmě je, jak odlišit světlo z jasné hvězdy od světla pocházející z mnohem slabší planety, která je hvězdou většinou zcela přezářena.
|
Planeta – nebeské těleso, které: 1) obíhá okolo Slunce. 2) má dostatečnou hmotnost, aby jeho gravitace překonala vnitřní síly pevného tělesa (a tedy dosáhne kulového tvaru odpovídajícího hydrostatické rovnováze). 3) vyčistí okolí své dráhy od drobnějších těles. Planetami jsou Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. V poslední době se název planeta vžil i pro exoplanety obíhající kolem jiných hvězd, než je naše Slunce. Exoplaneta – extrasolární planeta, planeta obíhající okolo jiné hvězdy, než je naše Slunce. Jejich existence byla předpovězena dlouhou dobu, první expoplaneta byla ale objevena až v roce 1995. Na počátku roku 2010 bylo objeveno již přes 450 expoplanet. Většinou jde o velká tělesa s hmotností a velikostí jen o málo menší, než mají hnědí trpaslíci. Hnědý trpaslík – hvězda s tak malou hmotností (13÷80 MJ), že teplota v nitru nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×106 K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace a tím i nárůstu teploty zabrání elektronová degenerace. Od planet se liší tím, že vzniká kontrakcí zárodečné mlhoviny (planeta vzniká akrecí v periferní oblasti) a emituje po dobu několika miliard let viditelné světlo (planeta září v IR). |
Vírový koronograf
Skupina Gene Serabyna z NASA JPL přišla na způsob, jakým by mohly být přímo pozorovány extrasolární planety pomocí přístrojů s průměrem zrcadla již od 1,5 m! (Největší český dalekohled na observatoři v Ondřejově má průměr 2 m.) Tento obrovský posun od zrcadel s průměrem okolo 10 m k malým dalekohledům je umožněn použitím optického vírového koronografu . Základní součástkou koronografu je malá destička, která po spirále fázově posune světlo, jež skrze ni prochází. Elektrické pole procházející filtrem je možno popsat vztahem
E(r, θ, z) ~ A(r)·exp[imθ+ikz], m = 0, 1, 2, ...
kde A(r) je sféricky symetrická amplituda, k je osová složka vlnového vektoru (2π/λ) a číslo m popisuje, jak rychle se fáze mění v azimutálním směru. To, že m musí být celé číslo (někdy se mu říká topologický náboj) plyne z podmínky periodicity E(r,0,z) = E(r,2π,z). Význam souřadnic θ a z je patrný z obrázku. Pokud je obraz jasné hvězdy přímo v ose destičky, je její světlo v ideálním případě zcela potlačeno. Světlo od exoplanety, která je mimo osu přístroje, koronografem projde. Proto je ve výsledném obraze mnohem zřetelnější.
Schéma optického vírového koronografu. Na čočku I1 dopadá světlo z hvězdného systému a je soustředěno do filtru f. Zatímco světlo z pozorované hvězdy je přímo v ose, světlo z obíhající planety je mimo osu. Zde se fázovým posunem potlačí světlo ze zdroje v ose pozorování, ale světlo mimo osu projde (vlna před čočkou I3). Obrázek p znázorňuje vírovou fázovou clonu filtru f. Na výsledném obraze O je pak světlo centrální hvězdy značně potlačeno oproti světlu pocházejícího z extrasolárních planet, které byly při pozorování mimo osu.
Testy přístroje
Tým testoval přístroj na Haleově dalekohledu s průměrem zrcadla 5,1 m na Palomarské observatoři v Kalifornii. K experimentu využili redukovaný svazek dopadajícího světla o průměru pouze 1,5 m, čímž se jim podařilo snížit směrodatnou odchylku vlnoplochy od ideálního tvaru na pouhých 85÷100 nm. Pokud by využili standardní systém adaptivní optiky pro paprsky z celého zrcadla, dosáhla by směrodatná odchylka vlnoplochy 200÷250 nm. Aparaturu vyzkoušeli na hvězdném systému HR 8799, kde byly objeveny exoplanety v roce 2008 skupinou Christiana Maroise s použitím desetimetrového dalekohledu na Keckově observatoři na Havaji. Tehdy tímto dalekohledem pozorovali exoplanety 0,44 úhlových vteřin od centrální hvězdy. Užitím vírového koronografu měla Serabynova skupina jasný obraz v téže hvězdné soustavě pouhých 0,3 úhlových vteřin od hvězdy! Navíc na svazku o průměru pouhých 1,5 m! S touto aparaturou použitou na dalekohledech o průměru 8 m a více tedy bude možné učinit řadu významných objevů v oblasti hledání a výzkumu extrasolárních planet. Jinou výhodou je, že lze tyto koronografy využít u mnoha desítek až stovek stávajících malých dalekohledů, jejichž cena je relativně nízká a použití mnohem pružnější než u velkých kolosů.
Objevitelský snímek systému HR 8799 ze souhvězdí Pegase pořízený desetimetrovým dalekohledem z Keckovy observatoře. Extrasolární planety tohoto systému jsou označeny písmeny b, c, d. Zdroj [1]
Snímek téže oblasti vytvořený pomocí optického vírového koronografu. Zdroj [1]
Skupina se vrátí na Palomarskou observatoř letos v létě a zamýšlí provést systematický výzkum planetárních systémů blízkých hvězd. Pokud vše půjde podle předběžných výsledků, budeme již brzy mít snímky planetárních systémů okolo blízkých hvězd a snad i jejich spektra, jak sní Gene Serabyn.
Zdroje:
2. Hamish Johnston: Astronomers develop new planet-hunting tool; Physics World, Apr 15, 2010
3. Gregory Foo at al.: Optical vortex coronagraph, Optics Letters, 30, 24, 2005
4. Vladimír Scholtz: Satelit COROT zachytil prvé svetlo; AB 4/2007
