- Vědecké cíle mise
- Statistika nuda je, má však cenné údaje
- Jak bude Kepler exoplanety hledat?
- Kde bude Kepler hledat?
- Kdy a jaké budou výsledky?
- Kolik planet Kepler objeví?
Hlavním cílem družice Kepler je hledat nové exoplanety tranzitní metodou a to především planety s podobnými parametry jako má Země. Všechny cíle mise lze shrnout do několika bodů:
- Odhadnout procentuální zastoupení planet zemského typu (případně větší) v tzv. zóně života. Tento pojem je trochu nešťastný. Pokud planeta obíhá v zóně života, pak to vůbec neznamená, že se na jejím povrchu nachází život. Planeta má jen teoretickou šanci, že se na jejím povrchu může nacházet voda v kapalném skupenství. Cílem je také určit výskyt takovýchto exoplanet u různých typů hvězd.
- Určit rozložení průměrů a tvarů oběžných drah exoplanet.
- Odhadnout procentuální zastoupení exoplanet ve vícenásobných hvězdných systémech (dvojhvězdy, trojhvězdy apod.). Tento cíl bude naplněn porovnáním počtu nalezených exoplanet u samostatných hvězd s počtem objevených exoplanet u vícenásobných hvězdných systémů.
- Určit rozmanitost průměrů drah exoplanet, jejich albedo (kolik % světla své mateřské hvězdy odrážejí), průměr, hmotnost a hustotu. K zjištění některých údajů bude nutné objevené exoplanety pozorovat ze Země pomocí metody měření radiálních rychlostí (spektroskopická metoda).
- Identifikovat další tělesa v každé objevené planetární soustavě prostřednictvím dalších způsobů.
- Určit vlastnosti hvězd, které jsou domovským přístavem obíhajících exoplanet. Jedná se především o stáří a hmotnost daných hvězd. Výzkum hvězd bude probíhat pomocí tzv. hvězdné seismologie. Jedná se o studium nepatrných oscilací hvězd na základě změn v jasnosti. Princip je pak podobný jako v případě zemětřesení, kdy se na základě zemětřesných vln studuje vnitřní stavba Země. V tomto případě půjde o studium vnitřních částí hvězd.
- Připravit půdu pro další mise kosmických dalekohledů, jejichž cílem bude hledání a výzkum exoplanet. Kepler by měl například nalézt exoplanety zemského typu, na které se zaměří družice Space Interferometry Mission (SIM). Její start je naplánován na rok 2016.
Statistika nuda je, má však cenné údaje
Mocnou zbraní družice Kepler je statistika. Z výše popsaných cílů mise je jasné, že Kepler nemá jen exoplanety najít, ale důležitým výsledkem bude i počet objevených planet. Aby Kepler planetu u cizí hvězdy našel, musí přecházet z našeho pohledu před svou hvězdou. To se ale děje jen v určitém procentu případů. Toto procento je závislé na poloměru hvězdy a vzdálenosti oběžné dráhy dané planety od ní. Pokud by jste si to chtěli spočítat, pak vzorec je (d* / a).100, kde d* je poloměr hvězdy, a je velká poloosa planety. Údaj vám vyjde v procentech. Pro soustavu Slunce – Země je tento údaj 0,47%. Jinými slovy: Kepler najde jen každou asi 213 exoplanetu! K čemu je tento údaj dobrý? Zkusme si to vysvětlit na konkrétním příkladu:
Kepler objeví např. ve vzorku 20 000 hvězd slunečního typu 10 exoplanet, které obíhají v zóně života a mají velikost do cca 2,2 průměrů Země. V daném vzorku hvězd se ale ze statistického hlediska nachází podobných planet více, ale nepřecházejí z našeho pohledu před svou hvězdou. Vzhledem k výše popsané pravděpodobnosti je takovýchto planet 10.213 = 2 130. Jednalo se o vzorek 20 000 hvězd, takže můžeme říct, že u každé zhruba 9 hvězdy slunečního typu obíhá planeta, na jejímž povrchu se teoreticky může nacházet život. Zdůrazňujeme ale, že tato čísla jsou smyšlená a uvádíme je jen a pouze pro představu. Jak je to doopravdy nám ukáže družice Kepler.
Jak bude Kepler exoplanety hledat?
Pamatujete se ještě na 8. červen roku 2004? V ten den přecházela Venuše přes Sluneční kotouč, což pozorovala spousta lidí z různých míst světa (viz stránky zde). Jasnost našeho Slunce v té době poklesla. Jednalo se vlastně o jakési miniaturní zatmění Slunce. Pokles jasnosti Slunce jste samozřejmě nemohli na vlastní oči postřehnout, ale přístroje ho dnes již dokáží zaznamenat. Na stejném principu je založena metoda tranzitní fotometrie. Pokud planeta z našeho pohledu přechází před svou mateřskou hvězdou, dojde k poklesu jasnosti hvězdy. Tento pokles trvá řádově hodiny a je velmi malý.
Při pozorování hvězd podobných Slunci je pokles jasnosti (hloubka tranzitu) při tranzitu obří planety o velikosti Jupiteru či Saturnu asi 1%. U planety o velikosti Uranu či Neptunu je to už jen asi 0,1% a detekovat planetu zemského typu znamená rozlišit pokles jasnosti o 0,01%.
Tabulka – porovnání s planetami Sluneční soustavy
(roky) | (AU) | (hodiny) | (%) | |
Poznámky:
- AU = astronomická jednotka – střední vzdálenost mezi Sluncem a Zemí
- Velká poloosa – vzdálenost planety od těžiště (podrobnosti zde).
Vypočítá se z 3. Keplerova zákona: a3 = P2. M*, kde P je oběžná doba a M* je hmotnost mateřské hvězdy v násobcích hmotnosti Slunce.
Metoda tranzitní fotometrie vyžaduje nutnou dávku štěstí. Abychom přechod (tranzit) pozorovali, musí rovina ve které exoplaneta okolo své hvězdy obíhá, směřovat k Zemi.
Změna jasnosti v závislosti na čase se vynese do grafu – říkáme mu světelná křivka. Ze světelné křivky pak lze vyčíst:
- trvání zákrytu
- pokles jasnosti hvězdy (hloubka tranzitu)
- průměr exoplanety
- dále je možné zjistit dobu oběhu (jak často k zákrytům dochází)
Mateřská hvězda a exoplaneta bude po objevu zkoumána velkými pozemskými dalekohledy. Ze získaného spektra lze zjistit hmotnost exoplanety. Na základě znalosti hmotnosti a průměru lze dopočítat i hustotu exoplanety.
Primárním požadavkem je, aby se do zorného pole dalekohledu nikdy nedostaly Měsíc nebo Slunce, které by nonstop pozorování narušily. Sekundárním požadavkem je výběr takové oblasti, ve které se nachází co nejvíce hvězd. Ideálně by se pak mělo jednat o oblast s velkým počtem relativně blízkých hvězd, které jsou ve větší míře podobné Slunci. Vybrána byla oblast v souhvězdí Labutě. Na obloze ji naleznete mezi hvězdami Vega a Deneb. Zorné pole dalekohledu má průměr 12 obloukových stupňů, což odpovídá 24 měsíčním úplňkům.
Souřadnice cílové oblasti: RA = 19h 22m 40s, DE = +44 ° 30 ’00“
Celkem by se mělo v zorném poli dalekohledu objevit na 230 000 hvězd do mezní hvězdné velikosti 14. Vyloučeny ale budou především obří a trpasličí hvězdy a také velmi mladé hvězdy a proměnné hvězdy. Kepler se tak zaměří na přibližně 100 000 vybraných hvězd.
Očekává se objev minimálně 50 planet zemského typu. Cílem je pozorovat nepřetržitě jednu a tutéž oblast po dobu minimálně 3,5 roku. Zorné pole dalekohledu se tedy nebude v průběhu pozorování měnit. Tím se výrazně zvýší pravděpodobnost, že dalekohled danou exoplanetu objeví. Respektive se tím zvýší počet objevených exoplanet.
Obrázek výše je detailní mapou zorného pole družice Kepler. Jednotlivé čtverce odpovídají zorným polím jednotlivých CCD modulů. Celkem jich je 21. Všimněte si, že mezery mezi čtverci jsou udělány tak, aby asi polovina z 15 hvězd s jasností větší než 6 mag (tedy přibližně na hranici viditelnosti pouhým okem), byla v těchto mezerách. Cílem je odfiltrovat jasné hvězdy, které by rušily pozorování.
Družice Kepler bude nutně potřebovat pomoc pozemských dalekohledů. Ne všechny poklesy jasnosti hvězdy totiž musí znamenat přítomnost exoplanety. Může se jednat například o hvězdného průvodce. Ve vesmíru jsou poměrně časté vícenásobné hvězdné systémy, kdy dvě a více hvězd obíhá okolo společného těžiště. Pokud se vše odehrává v rovině, která směřuje k Zemi, můžeme pozorovat tzv. zákrytové dvojhvězdy. Rozdíl mezi zákrytovou dvojhvězdou a exoplanetou je fakticky pouze ve hmotnosti. Úkolem pozemských dalekohledů bude pomocí spektra zjistit hmotnost objeveného tělesa a vyloučit tak falešné exoplanety v podobě bílých nebo hnědých trpaslíků apod.
Dalším úkolem pozemských dalekohledů bude studium hmotnosti mateřské hvězdy a její spektrální klasifikace. Tedy i chemického složení dané hvězdy.
Jakmile se dostane Kepler na místo určení, začne s pozorováním. Obecně je nutné, aby Kepler pozoroval alespoň tři tranzity dané exoplanety. Výsledky jeho práce by měly být následující:
- V prosinci 2009 budou na tiskové konferenci oznámeny objevy za uplynulé období. Bude se jednat převážně o obří exoplanety s oběžnou drahou několik dní (tzv. horcí jupiteři).
- Přibližně v prosinci 2010 budou oznámeny objevy exoplanet, obíhající v zóně života okolo menších a chladnějších hvězd než je Slunce (hvězdy spektrálního typu M). Tyto exoplanety budou mít oběžnou dobu cca řádově v desítkách dní až 100 dní.
- Na objev exoplanet s podobnými parametry jako má Země (hmotnost, oběžná doba), obíhající okolo hvězd Slunečního typu, bude nutné si počkat po téměř celou dobu primární mise. Klíčové objevy mohou být oznámeny koncem roku 2011 nebo na setkání Americké astronomické společnosti v Seattlu v lednu 2012.
- K objevu velmi malých exoplanet (menší než Země), které obíhají blízko mateřské hvězdy, je potřeba celá délka mise a pozorování více než 10 tranzitů. Tyto objevy mohou být oznámeny na setkání Americké astronomické společnosti v prosinci 2012 Austinu.
Konečná zpráva, shrnující výsledky mise družice Kepler, by mohla být vydána v prosinci 2013.
Hlavním úkolem je hledání exoplanet o velikosti Země, které obíhají v zóně života, takže se na jejich povrchu může nacházet voda v tekutém skupenství. Ale i další objevy budou více než důležité pro lepší pochopení vzniku a vývoje planetárních systémů. Dokonce i neobjevení žádné planety zemského typu v zóně života nebo objev malého počtu takovýchto planet by byl přínosem – ukazoval by na vzácnost planet vhodných k životu ve vesmíru. Veřejnost by ale nepochybně takovýto objev zklamal.
Očekává se, že by družice Kepler měla objevit:
- Přibližně 50 exoplanet o průměru R ~ 1,0 Re
- Přibližně 185 exoplanet o průměru R ~ 1,3 Re
- Přibližně 640 exoplanet o průměru R ~ 2,2 Re
Asi ve 12% by se mělo jednat o multiplanetární systémy – okolo hvězdy bude obíhat dvě a více exoplanet.
Poznámka: Re = průměrů Země
Celkem se tedy jedná o 875 exoplanet o průměru do 2,2 Re. Pro srovnání uveďme, že do startu družice Kepler se od roku 1995 podařilo objevit na 300 exoplanet. Většina z nich jsou ale obří planety, obíhající velmi blízko svých sluncí. Kepler tak doslova a do písmene přepíše současné katalogy exoplanet k nepoznání. Všechny odhady jsou ale jen předpoklady, takže nakonec můžeme být překvapeni (jakkoliv).
Zdroj: kepler.nasa.gov