Hvězdný systém Alfa Centauri je dlouhodobě v hledáčku astronomů. Objevit exoplanety u nejbližších sousedů našeho Slunce je velká výzva. Zatím víme o jedné více méně jisté planetě. Proxima b (správně by to mělo být Proxima Centauri b, ale zkracuje se to) byla objevena v roce 2016, má hmotnost nejméně 1,3 Země a okolo Proximy Centauri obíhá s periodou 11 dní.
V minulosti se ale objevilo více náznaků a podezření. Některé to dotáhly hodně daleko. V roce 2012 byl oznámen objev planety Alfa Centauri B b o hmotnosti o něco větší než Země a oběžné době 3 dnů. Později byl ale zpochybněn.
Exoplaneta Proxima c
Už nějaký ten pátek máme na stole možný objev druhé exoplanety u Proximy Centauri měřením radiálních rychlostí spektrografem HARPS. Nyní je Proxima c na papíře.
Exoplaneta by měla mít hmotnost nejméně 5,8 ± 1,9 Země a oběžnou dobu 5,2 let, což je samozřejmě výrazně déle než Proxima b. Konkrétně by se měla Proxima c pohybovat ve vzdálenosti 1,5 AU od hvězdy. Pokud to srovnáme s ostatními objevy planet u červených trpaslíků, tak je to brutálně daleko.
Proxima c je zatím spíše v pozici kandidáta. Astronomové postupovali klasicky. Pokoušeli se exoplanetu zabít. Postupně vyzkoušeli všechna možná jiná vysvětlení pozorovaného signálu. Ale Proxima c stále žije…
Obíhá moc daleko
Vzhledem k tomu, že Proxima Centauri je chladným červeným trpaslíkem, tak ve vzdálenosti 1,5 AU od hvězdy samozřejmě nemůžeme mluvit o podmínkách vhodných k životu. Dokonce i ve Sluneční soustavě by šlo o okraj obyvatelné oblasti. Připomeňme, že Proxima b bude dost možná sama chladným světem a to obíhá 31krát blíže!
Ale vše zlé je pro něco dobré. Vzdálenost 1,5 AU od hvězdy můžeme přepočítat na vzdálenost na pozemské obloze. Je to ∼ 1 oblouková vteřina, což je poměrně hodně. Pokud Proxima c existuje, mohla by být v blízké budoucnosti vhodným cílem pro přímé pozorování, což se o její sestře Proximě b říct úplně nedá (je blízko k hvězdě).
Vidět tuto planetu (a znovu opakujeme, že nevíme, zda opravdu existuje) by bylo nesmírně zajímavé. Je totiž otázkou, jak vypadá, jakou má velikost, složení a jak vůbec vznikla. Zformovala se tam, kde nyní obíhá? Pokud ano, pak by to bylo daleko za sněžnou čárou, ve které voda v protoplanetárním disku kondenzovala do podoby ledových krystalků. Podle současných teorií je oblast okolo sněžné čáry hlavní adresou porodnic super-zemí. Potvrzení existence Proximy c by tyto teorie nabouralo. Je ale také možné, že protoplanetární disk u Proximy Centauri byl teplejší, než se očekávalo.
Podobně daleko od hvězdy jsme u podobného typu hvězd sice našli nějaké planety gravitačními mikročočkami, ale jejich existence a přesná oběžná dráha nejsou průkazné. Pokud má Proxima c kruhovou dráhu, jak naznačují údaje z měření radiálních rychlostí, je nepravděpodobné, že by byla odsunuta při gravitačních interakcích. V takovém případě by měla protáhlejší eliptickou dráhu.
Něco tam možná je, hlásí ALMA
Okolí Proximy Centauri pozorovala síť radioteleskopů ALMA ve vlnové délce 1,3 mm. ALMA našla zdroj ve vzdálenosti 1,2 vteřiny, což by odpovídalo 1,6 AU. Je však možné, že jde o artefakt nebo o vzdálenou galaxii. Bude potřeba dalších pozorování ALMA, aby se zjistilo, zda jde o zdroj, který se pohybuje okolo hvězdy.
ALMA, credit: ESO
ALMA kromě toho zjistila možný pás studeného prachu ve vzdálenosti 30 AU se sklonem 45 stupňů. Pokud by Proxima c obíhala ve stejné rovině, mohli bychom dokončit výpočet její skutečné hmotnosti, která by byla 8,2 Země. Pro Proximu b by pak za stejného předpokladu vycházela hmotnost 1,8 Země. Konkrétně jde o minimální hmotnost zjištěnou měřením radiálních rychlostí / sinus sklonu dráhy vůči nám (zmíněných 45°).
Pozorování z AlMA také naznačují možnou existenci vnitřního prachového disku ve vzdálenosti 1 až 4 AU. Je možné, že zdrojem prachu budou planetesimály v těchto oblastech a že to souvisí s Proximou c, která mohla při migraci část planetek natlačit k hvězdě.
GAIA ví více…
Astronomové mají pestrou paletu nástrojů, kterými mohou dříve či později potvrdit nebo minimálně zvěrohodnit existenci Proximy c. Kromě dalších měření radiálních rychlostí je to zmíněné pozorování radioteleskopy ALMA, v budoucnu přímo pozorování planety (například chystaným největším dalekohledem na světě ELT) a v neposlední řadě mohou pomoci data z družice GAIA, která velmi přesně měří pozice stovek milionů hvězd v našem okolí. Díky datům za dlouhou dobu bude možné studovat vlastní pohyb hvězd, ve kterém se projeví existence zejména hmotnějších planet na vzdálenějších drahách.
A první data jsou slibná! Vědci už na základě dat z GAIA a jejího předchůdce (Hipparcos) detekovali anomálii, která by ukazovala na existenci planety o hmotnosti 10 až 20 Zemí ve vzdálenosti 1 až 2 AU.
Pokud jsou parametry planety správné, pak by měla být družicí GAIA detekovatelná, ale chce to čas. Musíme počkat na uvolnění dalších dat z družice. Dobrou zprávou je, že astrometrie, se kterou GAIA pracuje, je při určováni hmotnosti planety nezávislá na jejím sklonu vůči nám. Kombinací měření radiálních rychlostí a astrometrie by mohli vědci hmotnost planety určit s přesností na 5 %.
Pokud astronomové hledají exoplanety, obvykle se zaměřují na tři typy hvězd: M, G a K. Červení trpaslíci jsou dnes favority, protože jsou nejpočetnější skupinou hvězd v Galaxii a planety se u nich díky jejich nízké hmotnosti a velikosti hledají nejsnáze.
Naše Slunce je žlutým trpaslíkem. Typem hvězdy, u kterého bychom chtěli najít planetu podobnou Zemi v obyvatelné oblasti. Je to jednoduše proto, že minimálně na jedné takové planetě se vyvinul život. Mezi oběma typy hvězd jsou oranžoví trpaslíci. Zatím trochu opomíjení. A to není fér!
V rámci projektu GoldiloKs se vědci a univerzitní studenti podívali na zmíněné tři typy hvězd pomoci Hubblova dalekohledu, vesmírné observatoře Chandra a dalekohledu XMM-Newton. Zajímali se o data jako jsou věk, rychlost rotace a radiační expozice.
Získaná data potvrdila to, co už nějaký čas víme. Všechny tři typy hvězd mají své výhody a nevýhody. Pokud ale vše sečteme, vyjdou nám jako nejlepší planetární matky oranžoví trpaslíci.
Srovnání červených, oranžových a žlutých trpaslíků. Credit: NASA, ESA and Z. Levy (STScI)
Červení trpaslíci: většinu potenciálně obyvatelných exoplanet nacházíme u nich. Je to nejjednodušší. Tvoří asi 73 % hvězd v Galaxii a jsou téměř nesmrtelní. Jednoho dne sice vyčerpají své palivo, ale jejich životnost je delší než stáří vesmíru. Jsou to ale potvory. Vyzařují 80krát až 500krát více škodlivého záření než Slunce. Obyvatelná oblast se u nich nachází velmi blízko, takže potenciálně obyvatelné planety budou mít většinou vázanou rotaci.
Žlutí trpaslíci: jsou to hvězdy podobné Slunci. Na jedné planetě u nich vznikl život. Dožívají se asi 10 miliard let. V Galaxii jsou poměrně vzácní, tvoří jen 6 % z celkového počtu hvězd.
Oranžoví trpaslíci: nachází se po všech stránkách někde uprostřed. Jsou to hvězdy menší a chladnější než naše Slunce, ale zase větší než červení trpaslíci. Tvoří asi 13 % z celkového počtu hvězd v Galaxii a dožívají se 15 až 42 miliard let. Kromě toho vydrží déle v relativně stabilním stavu. Jejich jasnost za dobu existence Slunce (10 miliard let) vzroste o 10 až 15 %, což jsou dobré hodnoty. Vyzařují ale více škodlivého záření – asi 5krát až 25krát více než Slunce, ale slušné magnetické pole a atmosféra planety to zvládne.
Nejbližším oranžovým trpaslíkem je Alfa Centauri B, u které už dokonce byla objevena planeta, ale její existence byla následně zpochybněna. V případě Alfy Centauri B trochu komplikuje situaci fakt, že je v páru s hmotnější Alfou Centauri A.
V okruhu 100 světelných let se nachází asi 1000 oranžových trpaslíků. Mezi známé oranžové trpaslíky patří Kepler-442 a Epsilon Eridani.
U Kepler-442 byla objevena planeta, která je o třetinu větší než Země a dostává 70 % záření, co dostává Země od Slunce.
Tempo výzkumu exoplanet nyní možná udává tranzitní fotometrie – díky objevům Keplera, TESS a brzy i studiím z družice Cheops, ale velké posuny dělá také metoda měření radiálních rychlostí. Zlepšuje se nejen železo v podobě lepších spektrografů, ale také díky lepším analytickým nástrojům.
V roce 2009 vyšla studie, která se věnovala studiu 38 blízkých červených trpaslíků pomoci spektrografu UVES, který je na jednom ze čtyř dalekohledů VLT v Chile. Přístroj pozoroval červené trpaslíky v letech 2000 až 2007.
Vloni vyšla nová studie, která získaná data znovu analyzovala, což přineslo významné zlepšení přesnosti.
A konečně nyní vyšla třetí studie, která pracuje také s daty ze spektrografů HARPS, PFS (Magellanův dalekohled) a HIRES (Keckův dalekohled). Nalezeno bylo 16 kandidátů u 9 červených trpaslíků. Pět z nich jsou nové planety, u osmi kandidátů je pro jejich potvrzení potřeba dalších potvrzení. Autoři také potvrdili tři dříve oznámené planety.
Z objevů zmiňme tři nejzajímavější. Prvním je planeta GJ 180 d, která má hmotnost nejméně 7,5 Zemí a obíhá ve vzdálenosti 0,3 AU s periodou 106 dní. Planeta se pohybuje v konzervativní obyvatelné oblasti. Mateřská hvězda se přitom nachází jen 12,4 pc (40 světelných let od nás). Na obloze se bude planeta nacházet asi 25 tisícin obloukové vteřiny od hvězdy.
Okolo hvězdy GJ 229 A detekovali astronomové tři signály s periodami 122, 520 a potom jeden další s periodou necelých 50 tisíc dní.
V případě prvních dvou signálů jde o planety o hmotnosti 7,9 a 10 Země. První z planet (GJ 229 A c) se pohybuje v obyvatelné oblasti. Na pozemské obloze je asi 59 tisícin obloukové vteřiny od své hvězdy, takže by mohla být v dosahu přímého zobrazení pomoci přístroje NIRSS na Kosmickém dalekohledu Jamese Weba nebo EPICS na chystaném největším pozemském dalekohledu ELT.
Třetí zmíněný signál s periodou 50 tisíc dní zřejmě patří dříve objevenému hnědému trpaslíkovi GJ 228 B. Problém je, že na základě měření radiálních rychlostí vychází jeho hmotnost na 515 Zemí, nebo lépe na 1,6 Jupiteru. To je velmi málo, výrazně méně, něž hovořily dřívější odhady založené na jeho přímém a astrometrickém pozorování. Podle nich má mát hmotnost 20 nebo dokonce až 70 Jupiterů. Proč ten rozdíl v měření radiálních rychlostí? Inu zde narážíme na nevýhodu této metody. Hmotnost, kterou vždy uvádíme, je minimální. Skutečná hmotnost je závislá na sklonu dráhy tělesa vůči nám, respektive na sinu tohoto úhlu.
Na systém A a GJ 229B se díváme téměř seshora (face-on na tomto obrázku) a proto nám vychází z měření radiálních rychlostí tak nízká hodnota. Ono téměř vychází podle vědců na sklon asi 13 stupňů. Určila ho už dřívější studie a tato nová ho potvrzuje.
GJ 229 najdeme ve vzdálenosti 19 světelných let od nás v souhvězdí Zajíce.
Třetím zajímavým systémem je GJ 433. Kromě dvou vnitřních planet o hmotnosti 5 až 6 Zemí a periodami 7 a 36 dnů obíhá okolo hvězdy ještě jedna planeta ve vzdálenosti 4,8 AU s periodou asi 5094 dnů. Její hmotnost je 29 Zemí, takže bude podobná Neptunu.
Planeta se nachází dokonce 0,5 vteřin od hvězdy a podle autorů studie jde o první realistický kandidát pro přímé zobrazení chladného Neptunu. Mateřská hvězda se nachází asi 30 světelných let od nás.
Nedávno vyšly poměrně skeptické studie, podle kterých bude mít Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST) problémy s detekováním vody v atmosférách menších exoplanet. Ve skutečnosti bude u menších planet problém s detekováním většiny pro život klíčových komponent.
V nové studii ale vědci přišli na způsob, jak najít v atmosférách exoplanet o velikosti Země kyslík. Vlastně ani nepřišli… jen si na to vzpomněli. S detekcí kyslíku jim může pomoci CIA. Nemyslí se tím tajná technologie amerických špionů ale Collision-induced absorptions.
Když se molekuly kyslíku srazí mezi sebou nebo s jinými molekulami v atmosféře exoplanety, energie z kolize uvede molekulu kyslíku do zvláštního stavu, který mu dočasně umožní absorbovat infračervené světlo. V tomto případě infračervené světlo s vlnovou délkou 6,4 mikrometrů. JWST by ho mohl detekovat.
Podobná metoda by měla umožnit detekovat úroveň kyslíku, která je v zemské atmosféře, ale spíše jen u hrstky nejbližších exoplanet v okruhu 5 parseků. V případě vzdálenějších exoplanet bychom mohli detektovat kyslík v atmosférách planet, ve kterých je kyslíku více – až problematicky více.
Kyslík sice na Zemi produkují rostliny a je to značné míry důkazem, že naše planeta není mrtvým světem, ale nemusí to tak být vždy. Pokud planeta je, nebo v minulosti byla, velmi horká, vypařila se voda do atmosféry. Tam ji následně záření hvězdy rozložilo na kyslík a vodík. Lehčí vodík unikl do kosmického prostoru a kyslík zůstal, aby nám vzkázal, že na dané planetě jsou už všichni mrtví…
Na Havaji probíhá tradiční Kongres Americké astronomické společnosti, na kterém je prezentována řada nových objevů. Exoplanety v tomto ohledu nejsou už řadu let výjimkou.
Emily Gilbert a její tým oznámil objev planetárního systému u hvězdy TOI-700. Okolo červeného trpaslíka o hmotnosti a velikosti asi 40 % Slunce obíhají tři planety. Nejvzdálenější z nich TOI-700 d se nachází v konzervativní obyvatelné zóně. Planeta je jen o 20 % větší než Země a okolo hvězdy oběhne jednou za 37 dnů. Od mateřské hvězdy dostává asi 86 % záření, které dostává Země od Slunce.
Vnitřní dvě planety se nachází už mimo obyvatelnou zónu. TOI-700 c je mini-neptunem o poloměru 2,6 Země a oběžnou dobou 16 dní. Ještě blíže obíhá s periodou 10 dnů planeta TOI-700 b. Její velikost by měla být podobná Zemi.
Planetární systém TOI-700. Credit: NASA
TOI-700 se nachází ve vzdálenosti 101,5 světelných let od Země v souhvězdí Mečouna. Na obloze bychom ji na jižní polokouli našli pouhé 3 stupně od pólu ekliptiky. Je to oblast, kterou TESS pozorovala nepřetržitě po dobu jednoho roku ve všech 13 sektorech (nyní pozoruje severní polokouli). Samotná hvězda ale byla pozorována jen v 11 sektorech. V sektorech 2 a 12 se totiž nacházela přímo v mezeře mezi detektory.
Pozoroval i Spitzer
Existenci planety TOI-700 d potvrdilo v samostatné studii pozorování kosmického dalekohledu Spitzer, který za pár dní ukončí svou musi. Vědci navíc odhadli, že pohyb planety způsobí amplitudu výchylky radiálních rychlostí asi 80 cm/s, což by s pomyslnýma odřenýma ušima mohlo být v dosahu spektrografu ESPRESSO na VLT. Možná se tak dočkáme i změření hmotnosti planety, což by byl průlom. U menších potenciálně obyvatelných planet, které byly objeveny tranzitní metodou, známe sice jejich velikost ale ne hmotnost. Může za to jejich malá hmotnost ale také dost často vzdálenost mateřské hvězdy od nás (nižší jasnost hvězdy měření stěžuje). TESS nyní nachází planety u blízkých a relativně jasných hvězd. Podle modelů složení planet se předpokládá, že TOI-700 d bude mít hmotnost asi 1,7 Země.
TESS bude pozorovat hvězdu opět v rámci prodloužené mise, která začne letos v létě. Vědci tak budou moci upřesnit parametry tří objevených planet a také hledat případné další vzdálenější planety v systému.
Složení atmosféry neznáme
Pozice na obloze také znamená, že TOI-700 bude v dobrém dosahu Kosmického dalekohledu Jamese Webbba (JWST), který dokáže prozkoumat atmosféry planety. Nejlukrativnější planeta TOI-700 d je ale velmi malá a pro JWST bude představovat tvrdý oříšek. Už jsme v minulosti několikrát psali, že u menších planet bude potřeba pro charakterizaci atmosféry pozorovat desítky tranzitů. Prostřední planeta c, která mini-neptunem, bude pro JWST snadnějším cílem.
Pokud nebudeme moci pozorovat atmosféru planety, nebudeme samozřejmě znát její složení, což výrazně komplikuje jakékoliv diskuse o teplotě na povrchu – o možnostech života ani nemluvě.
Vědci už v samostatné studii atmosféru alespoň modelovali. Kromě různých typů a složení atmosféry zahrnuli do simulací také typ povrchu (vodní planeta, pevný povrch). TOI-700 d vypadá jako poměrně robustní svět. Pro mnoho typů atmosfér vychází teploty vhodné k životu. TOI-700 d je dokonce v mnoha ohledech z hlediska podmínek k životu vhodnějším světem než TRAPPIST-1 e nebo Proxima b.
Pokud by měla planeta například složení současné zemské atmosféry a šlo o vodní svět, byla by teplota na jejím povrchu asi -27 °C a přibližně 3/4 povrchu by byly zmrzlé. Přesto by se v některých částech planety měla nacházet voda v kapalném skupenství. V případě pevného povrchu by byla teplota na planetě okolo -40 °C. Příznivější teploty pak vychází pro atmosféry s větším podílem oxidu uhličitého a metanu. Teplota se u nich dostává i nad bod mrazu.
U každé tranzitující exoplanety je teoreticky možné měřením radiálních rychlostí určit její hmotnost. Prakticky je to už trochu horší, protože na některé menší planety současné spektrografy nestačí. Opačně to neplatí ani teoreticky. Jen velmi malá část exoplanet, které byly objevené měřením radiálních rychlostí, vykonává tranzity.
TESS nyní do exkluzivního klubu přidala novou planetu. HD118203 b byla objevena měřením radiálních rychlostí v roce 2006 pomoci spektrografu ELODIE, což je přístroj, který v roce 1995 našel první exoplanetu u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Peg b.
43 měření radiální rychlosti spektrografu ELODIE tehdy ukázalo, že HD118203 b má hmotnost nejméně 2 Jupitery a okolo své hvězdy obíhá po protáhlejší dráze s periodou 6 dní.
TESS se na hvězdu HD118203 podívala v rámci 15. sektoru od poloviny srpna do poloviny září letošního roku. Celkem její jasnost změřila 17 839krát. Družici se podařilo zaznamenat čtyři kompletní a jeden částečný tranzit, což vědcům stačilo k upřesnění oběžné doby a určení velikosti planety. HD118203 b má poloměr 1,1 Jupiteru.
HD118203 b je zajímavý cíl, protože je jednou z mála tranzitujících exoplanet na excentrické oběžné dráze s jasnou mateřskou hvězdou (je dokonce 13. nejjasnější ze všech s tranzitující exoplanetou).
Jen hrstka exoplanet
Celkem existuje 11 exoplanet (včetně HD118203 b), u kterých byl pozorován tranzit až po objevu měřením radiálních rychlostí. To je méně než 1,5 % ze všech exoplanet, které byly měřením radiálních rychlostí objeveny. Konkrétně:
HD 80606 b
55 Cnc e
GJ 436 b
HD 149026 b
HD 189733 b
HD 17156 b
HD 97658 b
GJ 3470 b
HD 219134 b
HD 219134 c
HD118203
Může TESS výše uvedený seznam dále rozšířit? Předpoklady k tomu má, protože na rozdíl od Keplera hledá tranzitující exoplanety u jasnějších hvězd, na které se zaměřují i spektrografy. Před časem vyšla na toto téma studie. Podle ní najde TESS tranzity asi jen 3 nových exoplanet, které byly objeveny měřením radiálních rychlostí. Tak si počkejme na další.
Byla by to astronomická událost století. Hvězda Betelgeuze už velmi brzy vybuchne jako supernova. Na pozemské obloze bude jasná nebo jasnější než úplněk a viditelná pouhým okem i ve dne. Ono velmi brzy ale myslíme spíše z pohledu astronomických měřítek. Podle mnoha studií existuje jen malá šance, že se výbuchu supernovy dočkáme za našich životů.
V posledních dnech na sebe ale Betelgeuze ztrhla pozornost. Její jasnost nezačala prudce růst, jako tomu bude v případě supernovy, ale naopak klesat a to tak výrazně, že pokud znáte Orion alespoň trochu důvěrněji, pak to sami postřehnete pouhým okem (žel od Vánoc je špatné počasí, takže popisuji jen dojmy z druhé ruky).
Betelgeuze má dvě výhody. Patří mezi nejjasnější hvězdy na obloze a je součástí Orionu, což je souhvězdí, které na obloze najde opravdu každý a to i ve městě. Je to dáno jeho nezaměnitelným tvarem i velmi dobrou jasností hlavních hvězd. Stačí se večer podívat směrem k jihu. Orion se nachází poměrně vysoko nad obzorem, takže nevadí ani zástavba.
Zdroj: Stellarium
Smrtelná křeč? Nikoliv
Hvězdou sociálních sítí se Betelgeuze stala krátce před Vánocemi, ale pokles jasnosti začal podle některých zdrojů už v říjnu a je největší za posledních mnoho let. Z předešlé věty je patrné, že jde o výjimečný úkaz, ale není to poprvé, co jasnost Betelgeuze poklesla.
Betelgeuze je obří hvězda. Je 20krát hmotnější než Slunce, a pokud bychom ji umístili do Sluneční soustavy, končila by někde u Jupiteru. Její proporce jsou také důvodem, proč se dožije krátkého věku a skončí (ne)slavně mohutnou explozí.
Betelgeuze je také proměnná hvězda. Na pozemské obloze mění mnoho hvězd svou jasnost. Některé z důvodu překážky mezi námi a hvězdou (planeta, další hvězda, prach), ale mnoho hvězd mění jasnost z fyzikálních důvodů. Betelgeuze je pulzující proměnná hvězda. V průběhu času zvětšuje a zmenšuje svou velikost. Větší hvězda pak samozřejmě vyzařuje záření větší plochou, takže je jasnější. V případě Betelgeuze pozorujeme cyklus o periodě asi 400 dní, ale procesů, které se ve hvězdě odehrávají, je mnohem více. Za některé mohou konvektivní vrstvy. Horký plyn z nitra hvězdy stoupá, dostává se na povrch, ochlazuje se a znovu klesá. Horký plyn je jasnější, takže to může také změnit jas hvězdy.
Máme se Betelgeuze bát?
Současný pokles jasnosti rozhodně není předzvěstí blížící se supernovy. Ale pokud by k výbuchu skutečně došlo, máme se bát? Astronomové se přesně neshodnou na vzdálenosti Betelgeuze, ale předpokládá se, že to bude okolo 650 světelných let. Za fatální se považuje vzdálenost supernovy pod 10 parseků, což je asi 32 světelných let. Rentgenové a gama záření by zničilo atmosféru naší planety. Betelgeuze je naštěstí daleko a nevíme ani o žádné jiné hvězdě, která by se chystala vybouchnout jako supernova a nacházela se pro nás nepříjemně blízko.
Není to tak dávno, co světová média obletěla zpráva o objevu vodní páry v atmosféře exoplanety v obyvatelné oblasti. Bohužel, prakticky v žádném z článků nebyl uveden malý, ale podstatný detail – exoplaneta K2-18 b není obyvatelná. Bude se podobat spíše menší verzi Neptunu než Zemi.
Astronomové netrpělivě očekávají start Kosmického dalekohledu Jamese Webba (JWST), který se mimo jiné podívá na zoubek atmosférám exoplanet. Dalekohled bude využívat transmisní spektroskopie. S tím už máme zkušenosti díky pozorování končícího dalekohledu Spitzer, Hubblova dalekohledu a dalších. Světlo hvězdy během tranzitu projde atmosférou planety, která v něm zanechá svůj otisk.
JWST by se kromě větších exoplanet měl zaměřit i na ty menší – na planety o velikosti Země, které obíhají v obyvatelných zónách červených trpaslíků.
Prvním problémem je, že máme paradoxně relativně málo kvalitních cílů. Exoplanet sice známe přes 4 tisíce, ale velkou část z nich našel Kepler, případně jsou to planety, které netranzitují.
Úlovky Keplera z hlavní mise jsou nepoužitelné. Nachází se moc daleko a tedy u méně jasných hvězd. Pro průzkum atmosféry potřebujete jasnější hvězdu kvůli poměru signál-šum.
Mapa nebeské sféry a vyznačení oblastí, které bude TESS pozorovat. Černé oblasti podél ekliptiky pozorovány nebudou (ne v rámci primární mise). Credit: NASA
Pro průzkum JWST by se teoreticky mohly hodit některé objevy z mise K2 Keplera, ale více jich má dodat TESS. Lovec exoplanet hledá po celé obloze. Některé hvězdy pozoruje jen měsíc, jiné skoro rok. Nejdéle pak pozoruje speciální oblast poblíž nebeských pólů, ve které JWST dokáže pozorovat kdykoliv během roku (na obrázku výše je znázorněna čárkovaným kolečkem).
Trpělivost je základ, ale nemusí stačit
Pokud chceme prozkoumat atmosféry menších planet, nebude stačit pozorovat jen jeden tranzit planety. Bude jich potřeba více. Někdy bohužel až nereálně moc.
Před pár dny vyšly dvě studie, které se věnovaly otázce, zda JWST dokáže detekovat vodu v atmosféře planety o velikosti Země v obyvatelné oblasti červeného trpaslíka.
První studie byla spíše obecná, pracovala se simulacemi více než 61 tisíc cílových hvězd TESS a kromě JWST se podívala také na schopnosti jeho možných nástupců – jedná se o dvě verze dalekohledu LUVOIR, který by mohl mít průměr 8 nebo 15 metrů a dalekohled OST (Origins Space Telescope) o průměru 8 až 15 metrů.
Detekce vody v atmosférách obyvatelných planet u červených trpaslíků – konkrétně u více než 61 000 cílových hvězd TESS. Na vodorovné ose je délka předpokládané expozice. Na svislé pak počty hvězd. Credit: Suissa et al., 2019
Druhá studie na to šla trochu konkrétněji a vzala si na paškál systém TRAPPIST-1, který je tak trochu prototypem toho, co bychom rádi prozkoumali.
Závěry obou studií jsou podobné – bude velmi obtížné, ne-li dokonce nemožné detekovat vodu v atmosféře menších planet v obyvatelné oblasti. V lepším případě by k tomu bylo potřeba pozorovat stovky tranzitů, v tom horším by to nešlo vůbec. Důvodem jsou očekávané mraky i to, že se voda bude nacházet v nižších vrstvách atmosféry.
TRAPPIST-1
Druhá ze studií pracovala s exoplanetami TRAPPIST-1 e, 1 f a 1 g a různými typy atmosfér. K detekci oxidu uhličitého by mohlo za jistých okolností stačit pozorovat jen 15 tranzitů. Pro detekci jiných plynů by ale bylo potřeba pozorovat stovky až tisíce tranzitů.
Speciálně detekce vody bude prakticky nemožná. Existuje jedna výjimka a to jsou planety ve stádiu tzv. vlhkého skleníku. Jedná se o planety, na kterých je už tak velké horko, že se voda odpařuje do atmosféry ve velkém množství a stává se sama významným skleníkovým plynem.
Před více než rokem jsme psali o extrémně zajímavém planetárním systému Kepler-51. Tvoří ho tři planety, o kterých vědci s nutnou dávkou nadsázky říkají, že jsou z cukrové vaty. Planety obíhají blízko své hvězdy. Mnoho podobných planet je nafouknutých, ale tyto tři opravdu hodně. Svou velikostí se podobají menšímu Jupiteru, ale jejich hmotnost je setinová. Hustoty planet se pohybují v menších desítkách kilogramů na metr krychlový.
Nejedná se však o horké jupitery. Nejbližší exoplaneta obíhá ve vzdálenosti 0,25 AU s periodou 45 dní. Další planeta má oběžnou dobu 85 dní a poslední se nachází 0,5 AU od hvězdy a oběhne ji za 130 dní.
Na planety Kepler-51 b a Kepler-51 d se podíval Hubblův kosmický dalekohled. Vědce zajímalo složení atmosféry. Očekávali, že objeví stopy vody, ale Hubble nenašel žádné zřetelné absorpční podpisy. Ve vědě platí, že i když se něco nenajde, tak z toho můžeme něco vyvodit. V tomto případě to znamená, že ve vysoké atmosféře bude silná aerosolová vrstva (alias oblaka).
Kepler-51 a Sluneční soustava. Credit: NASA, ESA, and L. Hustak and J. Olmsted (STScI)
Jedním z důvodů, proč jsou planety nafouknuté, je jejich stáří, které bude okolo 500 milionů let. Vědci simulovali další vývoj obou planet. Bližší planeta (Kepler-51 b) přijde o značnou část své atmosféry. Nyní může její obálka z vodíku a hélia tvořit 36 % hmotnosti planety, ale vlivem působení záření hvězdy může do 5 miliard let skončit na 5 %.
Naopak planeta Kepler-51 d si svou plynnou obálku z velké části udrží. Z 39 % podílu obálky z vodíku a hélia bude nakonec tento podíl 34 %.
Je to jeden z nejvíce fascinujících příběhů v oblasti výzkumu exoplanet a také jeden z nejdelších.
V dubnu 2007 pozorovaly dalekohledy sítě SuperWASP neobvyklé poklesy jasnosti u mladé hvězdy 1SWASP J140747.93-394542.6 (zkráceně J1407).
Hvězda je podobná Slunci ale je velmi mladá, má asi 16 milionů let. Poklesy jasnosti trvaly tehdy 56 dní, což je samozřejmě příliš dlouho na tranzit běžného objektu – ten trvá řádově hodiny.
Podle vědců jsme tehdy pozorovali tranzit obřích prstenců nebo spíše disku. Jeho průměr by měl být někde okolo 1,2 AU a obklopuje objekt o hmotnosti exoplanety či hnědého trpaslíka. Samotný objekt tranzity nevykonává. Hvězdu zakryly jen samotné prstence.
Na snaze detektovat objekt J1407 b nebo jeho prstence si astronomové vylámali zuby. Zkoušeli přímé zobrazení, radiální rychlosti a pokoušeli se pozorovat další poklesy jasnosti. Nakonec uspěla až ALMA. Možná…
Něco jsme našli, hlásí vědci. Ale co?
Máme zde patrně obří prstence s obrovskou plochou, které jsou zahřívány zářením mladé hvězdy a také svého mateřského tělesa. Na teplý prach máme k dispozici experta v podobě sítě radioteleskopů ALMA v Chile.
Vědci se radioteleskopy podívali na hvězdu, nebo spíše vedle hvězdy, protože samotná J1407 je v oblasti submilimetrových vln příliš slabým zdrojem. A úspěch se dostavil. ALMA zachytila zdroj o jasu, který velmi přesně odpovídal prstencům.
Vzhledem k tomu, že k tranzitu prstenců došlo jen jednou, vědci mohli pouze odhadnout oběžnou dobu a rychlost tělesa. Předpokládali, že obíhá s periodou 11 let rychlostí asi 33 km/s.
Zdroj detekovaný radioteleskopy ALMA. Credit: M. A. Kenworthy et al.
Na obrázku výše vidíte přibližnou pozici hvězdy J1407. Bílé kolečko udává očekávanou pozici objektu s prstenci. Velikost hvězdy neznáme přesně, takže tečkované čáry berou v úvahu i nejistoty. Jak je patrné, zdroj se nachází okolo tečkované čáry.
Pokud se opravdu díváme na prachový disk, který obklopuje planetu či hnědého trpaslíka, pak by se podle dat z ALMA jednalo o disk s velmi jemným prachem o průměru menším než 1 mm.
Možných vysvětlení ale může být více. Podle přístroje NACO na VLT bude mít mateřský objekt hmotnost maximálně 6 Jupiterů. Může se jednat o těleso s prstenci, které obíhá okolo pozorované mladé hvězdy J1407. Další možností je, že se jedná o volně pohybující objekt, který před J1407 jen náhodně prošel. Ve skutečnosti ale vůbec nemusí jít o prachový disk. Pozorovaným zdrojem může být galaxie v pozadí, případně šum v datech, nebo se jedná o oblak prachu, který byl pro nás ve špatný čas na špatném místě.
Existuje poměrně jednoduché řešení, jak některé z výše popsaných možností eliminovat. ALMA pozorovala J1407 v létě roku 2017. Za tu dobu by se už případný objekt s prstenci musel pohnout dostatečně na to, aby ALMA zaznamenala rozdíl. Autoři studie žádali o další pozorovací čas na ALMA, který je samozřejmě velmi drahý a žádaný, a byli dvakrát odmítnuti. Musíme tedy počkat…
TESS objevila u červeného trpaslíka, který se nachází jen 66 světelných let od nás, exoplanetu nepatrně větší než Země.
GJ 1252 b má poloměr jen 1,2krát větší než Země. Družice TESS planetu objevila v rámci pozorováni 13. sektoru (posledního na jižní polokouli). Astronomům se následně podařilo určit i přibližnou hmotnost planety, která bude asi dvojnásobná ve srovnání se Zemí.
Život na povrchu GJ 1252 b určitě nebude. Planeta sice obíhá okolo chladné hvězdy ale s periodou jen 12,5 hodiny! Je to strašně krátká oběžná doba ale ne až tak výjimečná. Podobných planet s oběžnou dobou kratší než 1 den, někdy dokonce i méně než 10 hodin, jsme už pár našli. Označují se jako planety s ultrakrátkou oběžnou dobou (anglická zkratka je USP).
Předpokládá se, že jde o planety, které přišly vlivem záření blízké hvězdy o svou atmosféru. Možná jsou to jádra bývalých mini-neptunů.
V případě GJ 1252 b se s ohledem na blízkost a jasnost mateřské hvězdy nabízí mnoho cest pro další výzkum: vědci chtějí získat další měření radiálních rychlostí a upřesnit tak hmotnost planety a pátrat po dalších planetách v systému. Přesnější znalost hmotnosti se bude hodit pro určení hustoty, která může pomoci odhalit, jak USP vznikazají.
TESS by se mohla na hvězdu podívat v rámci prodloužené mise a najít případné další planety s delší oběžnou dobou. Zajímavé údaje o hvězdě může také dodat družice GAIA. V neposlední řadě se vědci mohou pokusit detektovat případnou atmosféru planety.
Astronomové se pustili do prohledávání 70 mladých hvězd o hmotnosti Slunce, které jsou součástí podskupiny Centaurus-Crux hvězdné asociace Scorpius-Centaurus. Všechny zkoumané hvězdy jsou velmi mladé, mají v průměru asi 15 milionů let.
Už po průzkumu prvních pěti hvězd přišel zajímavý úlovek. Přístroje SPHERE a IRDIS, které jsou součástí výbavy dalekohledu VLT v Chile, našli objekt planetární hmotnosti u hvězdy TYC 8998-760-1. Přístroje odstínily světlo hvězdy a pozorují přímo objekt, který se nachází poblíž. Pozorováni za delší období potvrzují, že hvězda i objekt jsou gravitačně svázány.
Objekt TYC 8998-760-1 b má hmotnost 14±3 Jupiteru, což je na pomezí mezi exoplanetami a hnědými trpaslíky. Zajímavá je vzdálenost objektu. Nachází se přibližně 1,7 vteřin od hvězdy, což odpovídá 162 AU! To je opravdu hodně. Pluto se dostává od Slunce nejdál 49 AU.
Podobných objektů jsme už našli více. Souvisí to s observačním zkreslením. Přímo pozorované exoplanety musí dnes splňovat tři podmínky: být mladé (horké), obíhat okolo blízké hvězdy a mít slušnou separaci (obíhat, co nejdál od hvězdy).
Vědci obecně pracují se třemi způsoby vzniku podobných hmotných a vzdálených planet: TYC 8998-760-1 b mohla vzniknout tam, kde dnes obíhá. Druhou možností je, že vznikla blíže k hvězdě, ale byla vytlačena dál od hvězdy a poslední možnost předpokládá, že planeta byla zachycena svou současnou mateřskou hvězdou.
Prostřední možnost není v tomto případě příliš pravděpodobná. K vytlačení planety by byla nutná existence dalšího objektu, který by musel obíhat blíže k hvězdě a mít větší hmotnost než TYC 8998-760-1. Vědci vylučují existenci dalších objektů o hmotnosti nad 12 Jupiterů a vzdálenosti větší než 12 AU od hvězdy.
Ale zpět k nové exoplanetě. Podle vědců je 3krát větší než Jupiter. To je opravdu hodně. Ve hře jsou dvě možnosti: jedná se o nafouknuté těleso, nebo jsou to dva objekty o podobné jasnosti, které obíhají okolo sebe ve vzdálenosti menší než 3,5 AU a SPHERE je nedokáže rozlišit samostatně.
By taking two images of the same star a few months apart, companions to the star don't move, but background stars jump together (the weird dark rings are artefacts of image processing and also due to diffraction inside the telescope) – spot the companion! 2/n pic.twitter.com/pKa1kv8LTV
Na svět exoplanet se díváme klíčovou dírkou. Dvě nejúspěšnější detekční metody (měření radiálních rychlostí, tranzitní fotometrie) jsou totiž citlivé na planety s krátkou oběžnou dobou. Velká část planet ve Sluneční soustavě (počínaje Marsem) ale obíhá dál od Slunce.
Vzdálenější planety nám pomůže najít Gaia prostřednictvím astrometrie. Chce to ale trpělivost. Jsou nutná data za dlouhou dobu.
V nové studii se vědci pokusili nespoléhat na klíčovou dírku a trochu pootevřeli dveře. Využili data z projektu Anglo-Australian Planet Search, který probíhal do roku 2014 na 3,9 m dalekohledu v Austrálii. Jeho výhodou jsou data za dlouhou dobu. Vědci měli k dispozici údaje za 18 let. Podobných přehlídek, které fungují dvě dekády, moc není. Na McDonald Observatory běží jeden z posledních zbývajících průzkumů. Přes 20 let měří radiální rychlosti přístrojem na 2,7 m Harlan J. Smith Telescope.
Podle závěrů studie je míra výskytu chladných jupiterů (obřích planet s delší oběžnou dobou) zhruba 6,73 % nebo také mezi 5,6 až 8,7 %. Obří planeta podobná Jupiteru by se tak měla vyskytovat okolo 7 % hvězd.
Je to mnohem větší míra výskytu ve srovnání s horkými jupitery. Většina prvních objevů byli horcí jupiteři – obří planety s oběžnou dobou v řádu několika dní. Míra jejich výskytu je ale asi jen 0,84 %. Není proto překvapením, že například Kepler sice horké jupitery nacházel, ale žádná obrovská čísla to nebyla.
Podle nové studie je také míra výskytu obřích planet v podstatě konstantní nad 1 AU od hvězdy.
Na úvod je potřeba říct, že s tou první planetou je to hodně, hodně složité. Ale… přístroj X-Shooter na dalekohledu VLT Evropské jižní observatoře objevil planetu u bílého trpaslíka. Exoplanetu nevidíme, což není zase až tak překvapivé. Více než 95 % objevů exoplanet pochází z nepřímých metod, kdy nacházíme planety na základě jejich vlivu na mateřskou hvězdu. V tomto případě vědci objevili planetu spíše na základě vlivu hvězdy na samotnou planetu.
Mrtvá hvězda
Hvězdy podobné Slunci se na konci svého života stanou rudými obry. Zvětší svůj objem, odhodí plynou obálku a na jejich místě zůstane bílý trpaslík. Jde v podstatě o obnažené jádro bývalé hvězdy. Objekt o velikosti Země ale z hlediska hmotnosti podobný Slunci.
Smrt mateřské hvězdy s planetárním systémem samozřejmě pořádně zamává. Některé planety jsou zničeny, jiné odsunuty. Některé objekty se přiblíží k bílému trpaslíkovi a jsou roztrhány jeho slapovými silami.
Objev exoplanety u bílého trpaslíka WDJ0914 + 1914
Svědky dramatických událostí jsou samotní bílí trpaslíci. Některé obklopují disky trosek, u jiných nacházíme znečištěné atmosféry. Vyskytují se v nich prvky, které tam nemají co dělat. Jedná se o zbytky objektů, které se dostaly příliš blízko k trpaslíkovi.
V nové studii prozkoumali vědci na 7000 bílých trpaslíků. V případě WDJ0914 + 1914, který se nachází 1 500 světelných let od nás v souhvězdí Raka, objevili také znečištění, ale hodně netypické.
Obvykle znečištění odpovídá složení kamenných objektů – bývalých asteroidů, možná i kamenných planet. WDJ0914 + 1914 ale obklopuje plynový disk složený z vodíku, kyslíku a síry. Odpovídá to složení atmosfér ledových obrů – planet podobných Neptunu.
Jedna taková planeta se nejspíše přiblížila příliš blízko k bílému trpaslíkovi a nyní se z ní odpařují stovky tisíc tun plynu za sekundu.
Vědci odhadují, že se planeta pohybuje ve vzdálenosti 15 slunečních poloměrů (10 milionů kilometrů). V době fáze rudého obra by musela být uvnitř hvězdy, což není reálné. K hvězdě se tak planeta přiblížila zřejmě až poté, co hvězda odhodila plynnou obálku.
Kosmický dalekohled Kepler ani po svém konci ještě neřekl poslední slovo. Astronomové potvrdili existenci exoplanety G 9-40 b, která se stává druhou nejbližší exoplanetou, kterou objevil kosmický dalekohled Kepler.
G 9-40 b obíhá okolo červeného trpaslíka o hmotnosti a velikosti asi třetiny Slunce s periodou necelých 6 dní. Velikostně bude o něco menší, než slavná K2-18 b s vodou v atmosféře. Na rozdíl od K2-18 b ale obíhá blíže k hvězdě a dostává od ní 6krát více záření, než Země od Slunce.
Exoplanetu objevil kosmický dalekohled Kepler v rámci 16. pozorovací kampaně mise K2 na přelomu let 2017 a 2018. Vědci využili pozemská pozorování k ověření existence planety.
Na mateřskou hvězdu se podíval také přístroj HPF (Habitable-zone Planet Finder), který je nainstalován na dalekohledu Hobby-Eberly v Texasu. Podařilo se mu omezit hmotnost planety na maximálně 12 Zemí, ale reálně bude zřejmě méně než poloviční.
Autoři studie vyzvali k dalšímu pozorování mateřské hvězdy. Současnou technikou by neměl být problém měřením radiálních rychlostí určit hmotnost planety a přidat tak další střípek do mozaiky vzniku a vývoje mini-neptunů.
Exoplanety u hvězd s teplotami nad a pod 4000 Kelvinů. Na vodorovné ose je vzdálenost planet v parsecích (1 pc = 3,26 světelných let), na svislé ose pak jejich poloměr v násobcích Země. Credit: STEFANSSON ET AL. 2019
G 9-40 b je druhou nejbližší exoplanetou, kterou Kepler objevil. Prvenství drží i nadále K2-129 b (91 světelných let), která je jen o chlup blíže. Na třetím místě je systém GJ 9827 b,c,d ve vzdálenosti 97 světelných let.
Hloubka tranzitu a jasnost mateřské hvězdy dělají z G 9-40 b jeden z nejlepších cílů pod 2 Země pro Kosmický dalekohled Jamese Webba. Ten by se mohl v budoucnu podívat na zoubek atmosféře exoplanety.
Aarynn Carter a jeho kolegové prozkoumali prostřednictvím transmisní spektroskopie horkého jupitera WASP-6 b. Planeta obíhá okolo své hvězdy s periodou jen 3 dní. Její hmotnost je poloviční ve srovnání s Jupiterem ale poloměr o 20 % větší. Je to tedy typický nafouknutý horký jupiter.
Vědci vzali data z mnoha přístrojů a dalekohledů na Zemi i ve vesmíru. Pozorovali tranzity planety spektrografem FORS2 (FOcal Reducer and Spectrograph) na dalekohledu VLT v Chile. Přístroj pracoval s vlnovými délkami 0,45 až 0,83 mikrometru. Dále vzali data z přístroje WFC3 na Hubblově dalekohledu (1,12 až 1,65 mikrometru). Kromě toho byla využita archivní data z přístroje STIS na Hubblově dalekohledu a z končícího kosmického dalekohledu Spitzer.
V neposlední řadě využili vědci také pozorování družice TESS. Lovec exoplanet pozoroval sedm tranzitů planety v srpnu a v září 2018.
Na základě pozorování se vědcům podařilo v atmosféře planety detekovat sodík, draslík a také vodu.
Evropská družice pro výzkum exoplanet CHEOPS se připravuje ke svému startu. Dojít by k němu mělo v polovině prosince (aktuálně 17. prosince).
CHEOPS vynese na oběžnou dráhu ruská raketa Sojuz, která odstartuje z evropského kosmodromu Kourou ve Francouzské Guyaně. Na vrcholu rakety bude i několik dalších družic a CubeSatů
Historie projektu
Příběh družice CHEOPS se začal psát už v roce 2008. Původně mělo jít o švýcarský projekt s jedním až dvěma dalšími partnery (nikoliv jako projekt ESA).
V březnu 2012 vydala Evropská kosmická agentur (ESA) výzvu k předkládání návrhů pro S-třídu vesmírných misí. Mělo se jednat o malé, levné projekty, které mohou být realizovány během čtyř let. Náklady na projekt pro ESA se měly pohybovat do 50 milionů euro. V říjnu stejného roku byla vybrána družice CHEOPS. V té době se očekávalo, že start proběhne v roce 2017, ale víme, jak to v kosmonautice chodí s termíny. Očekává se, že celkové reálné náklady mise a to včetně startu zřejmě dosáhnou 150 milionů euro.
Družice CHEOPS pod kapotou
Hlavní struktura družice má tvar šestihranu o velikosti 1,5 x 1,5 x 1,5 m. Celková hmotnost družice je 290 kg. CHEOPS je postaven na platformě AS-250, o které se často píše jako o platformě SEOSat. Pod touto zkratkou se ukrývá Satélite Español de Observación de la Tierra – Španělský satelit pro pozorování Země. Do vesmíru by měl odstartovat v roce 2020 a vychází ze stejné platformy.
Schéma družice. Credit: Airbus
CHEOPS si z platformy bere všechny klíčové prvky (komunikace, orientace v prostoru apod.). Na palubě bude mít družice také pohonný modul – třicetilitrovou nádrž s hydrazinem a trysky. Palivo bude potřeba pouze pro první fázi mise. Poté už bude CHEOPS na stabilní dráze.
O výrobu elektrické energie se postará trojice solárních panelů o celkové ploše 2,5 m2, které generují 200 W, ale pro provoz družice bude postačující podstatně méně energie. Solární panely fungují také jako sluneční clona.
CHEOPS při přípravě na start. Credit: ESA – S. Corvaja
O stavbu CHEOPSu se postarala firma AIRBUS Defence & Space ve španělské Barajas. Na vývoji, stavbě a provozu družice se podílí polovina z členských států Evropské kosmické agentury: Rakousko, Belgie, Francie, Německo, Maďarsko, Itálie, Portugalsko, Španělsko, Švédsko, Švýcarsko, Velká Británie). Vedoucí organizací je Univerzita v Bernu
Primární mise potrvá 3,5 roku, ale doufá se, že CHEOPS vydrží pracovat alespoň 5 let.
Dalekohled
CHEOPS bychom s trochou nadsázky mohli přezdívat malým bráškou Hubblova dalekohledu. Oba kosmické dalekohledy sice odlišuje spousta věcí, ale minimálně jedna je spojuje. V obou případech využili vědci dalekohledu Ritchey Chrétien. Jde v základu o typ Cassegrain, avšak obě zrcadla mají tvar rotačního hyperboloidu. To odstraňuje velkou část optických vad původní soustavy Cassegrain.
Dalekohled je také jediným vědeckým přístrojem na palubě družice. Jeho hmotnost je asi 60 kg.
Hlavní zrcadlo družice CHEOPS je samozřejmě mnohem menší než v případě Hubblova dalekohledu. Jeho průměr je pouze 320 mm.
Světlo vzdálené hvězdy se dostane do tubusu dalekohledu, odrazí se od primárního zrcadla směrem k sekundárnímu zrcadlu o průměru 68 mm, které je asi 30 cm od toho primárního. Pak už poputuje dírou v hlavním zrcadle do detektoru e2V CCD47-20.
CHEOPS bude pracovat s vlnovými délkami od 0,35 po 1,1 mikrometru, což znamená, že potřebuje nízké teploty. Využito bude pasivní chlazení (kosmickým prostorem) na teplotu 233 Kelvinů.
Rande s terminátorem
CHEOPS bude obíhat ve výšce 700 km nad Zemí po heliosynchronní dráze s dobou oběhu 101 minut. Pohybovat se bude vždy poblíž terminátoru, což je rozhraní mezi osvětlenou a neosvětlenou částí tělesa. Většinou se to používá v souvislosti s Měsícem, ale terminátor najdeme samozřejmě také u Země – viz video níže.
Speciální oběžná dráha kombinuje výšku a sklon vůči rovníku (98 stupňů) takovým způsobem, že družice přelétá nad určitým místem na Zemi vždy ve stejný čas. Pro nás je ale důležitější, že se CHEOPS bude pohybovat nad terminátorem zády ke Slunci. Zvolená dráha pomůže snížit teplotní výkyvy. Současně by měla být pozorovatelná velká část oblohy.
Pozorování občas přeruší
CHEOPS oběhne Zemi za 100 minut, ale pozorování nebude moci probíhat po celou dobu oběhu. K přerušení dojde například až na 20 % času kvůli Jihoatlantické anomálii vnitřního radiačního pásu Země (co to je viz na vesmir.cz). Občas se může cíl také skrýt za Zemí.
CHEOPS se bude řídit ze Španělska
Pro řízení mise budou klíčová dvě místa. Řídicí středisko (Mission Operations Centre, MOC) se nachází ve španělském Torrejón de Ardoz a velmi pěkně zapadá do požadavků nízkonákladové mise: za prvé by mělo platit, že co nejvíce vytvořené infrastruktury bude znovupoužitelné pro další projekty a za druhé je cílem klást důraz na automatizaci, aby se ušetřilo na pracovních místech.
Z MOC v Torrejónu bude obsluhovaná třeba také zmíněná družice SEOSat. Jedná se o nízkou budovu (foto), vedle které stojí další klíčový prvek mise – pozemní stanice alias radioteleskop pro komunikaci s družicí (foto). Kromě radioteleskopu na dohled od MOC bude využit ještě jeden ve Villafranca del Castillo nedaleko Madridu.
Každý den by měla družice nad stanicemi provést 5 až 7 přeletů o délce 7 až 10 minut. K přeletům by mělo dojít brzy ráno (kolem 7.) a večer (kolem 20. hodiny). Všechny přelety budou použity pro stahování dat a telemetrie. Jeden přelet týdně bude použit pro komunikaci opačným směrem – družice dostane nové příkazy.
V prvních kritických dnech mise pomůže s komunikací také pozemní stanice ESA ve švédské Kiruně.
MOC se postará o veškeré řízení družice. Vědu bude mít pod palcem Vědecké operační středisko (Science Operations Centre, SOC) na Univerzitě v Ženevě. Zrcadlo pro archivaci dat bude v Římě.
Z vědeckého hlediska šéfují misi Kate Isaak (projektová vědkyně) a Willy Benz (Univerzita Bern, hlavní vědec konsorcia). V týmu najdeme také letošního laureáta Nobelovy ceny za fyziku Didiera Queloze, který je předsedou vědeckého týmu.
Kvalita před kvantitou
CHEOPS je občas mylně označován jako lovec exoplanet. Není to úplně přesné. Jeho úkoly jsou jiné ve srovnání s TESS a Keplerem. Mohli bychom je shrnout do slov: kvalita místo kvantity.
Podobně jako Kepler a TESS, také CHEOPS využije tranzitní metody. Bude velmi přesně měřit jasnost hvězdy. V okamžiku, kdy bude před hvězdou přecházet planeta, dojde k nepatrnému poklesu její jasnosti.
Kosmický dalekohled Kepler byl statistik. Měl najít co nejvíce kandidátů a exoplanet, abychom se dozvěděli, jak moc jsou exoplanety časté, jaké typy exoplanet jsou nejběžnější apod. Většina jeho objevů jsou planety u poměrně vzdálených hvězd. Nejsou moc vhodné pro další výzkum. Částečně to změnila až mise K2.
TESS jde opačnou cestou. Hledá exoplanety u blízkých a jasných hvězd, které mohou být dále zkoumány například Kosmickým dalekohledem Jamese Webba.
CHEOPS nebude exoplanety hledat. Jak je už obsaženo v jeho celém názvu (CHaracterising ExOPlanets Satellite), cílem družice bude charakterizace exoplanet a to už těch objevených.
Jen jeden cíl v hledáčku
CHEOPS se zaměří vždy na jednu konkrétní hvězdu, u které již byla exoplaneta objevena. Kvůli tomu bude mít také poměrně malé zorné pole o velikosti jen 19 x 19 obloukových minut (některé starší oficiální zdroje uvádí 17 x 17, ale to asi není podstatné), nebo také asi 0,36 čtverečních stupňů. To je pro představu méně, než je úhlová velikost Měsíce v úplňku. Na „exoplanetární dalekohled“ je to nezvykle málo. Lovci exoplanet mají zorná pole naopak velmi velká, aby mohli sledovat desítky tisíc hvězd současně, protože pravděpodobnost tranzitu není zrovna velká. CHEOPS se ale zaměří jen na jednu hvězdu, takže malé zorné pole nevadí. Je spíše výhodou.
Zdroj cílových hvězd (planet) pro CHEOPS bychom mohli rozdělit do tří hlavních skupin.
Měření radiálních rychlostí: CHEOPS bude pozorovat exoplanety, které byly dříve objevené měřením radiálních rychlostí spektrografy HAPRS, HAPRS-N, HIRES a další.
Objevy pozemskými projekty: CHEOPS bude pozorovat tranzitující planety, které objevily pozemští lovci exoplanet. Velmi úzká spolupráce je s projektem NGTS.
Ostatní: CHEOPS by se mohl zaměřit také na exoplanety, které našla TESS nebo na objevy Keplera z mise K2.
Projekt NGTS
CHEOPS má velmi blízko k lovci tranzitujících exoplanet NGTS. Když se CHEOPS plánoval, očekávalo se, že do data startu (v roce 2017) objeví NGTS na 50 cílů s poloměrem menší než 6 Zemí.
NGTS (Next-Generation Transit Survey, Nová generace přehlídky tranzitů) tvoří dvanáct dalekohledů o průměru 20 cm, které postavila rakouská firma Astro Systeme Austria. CCD kamery jsou pak z dílny Andor Technology. Soustava se nachází na observatoři Cerro Paranal v Chile.
V roce 2017 projekt rozhodně 50 objevů na svém kontě neměl. V říjnu toho roku byl oznámen teprve první objev. Celkem zatím našel jen asi šest exoplanet, i když některé objevy nemusely být zveřejněny.
10 % přesnost
CHEOPS bude pozorovat tranzity již známých exoplanet s přesnými nebo přibližnými efemeridami, což znamená, že CHEOPS se v konkrétní dobu podívá na konkrétní hvězdu, protože už bude vědět, že dojde k tranzitu planety.
CHEOPS se zaměří zejména na planety s oběžnou dobou do 50 dnů. Jasnost cílové hvězdy bude měřena s kadencí 60 sekund.
CHEOPS má být schopen detektovat tranzit planety o velikosti Země u hvězdy podobné Slunci a jasnosti 6 až 9 mag a planety o velikosti Neptunu u oranžového trpaslíka o jasnosti větší než 12 mag.
CHEOPS bude díky tomu efektivnější. Může se přímo zaměřit na průzkum konkrétních planet a pozorovat požadovaný počet jejích tranzitů. U každé planety bude pozorováno více tranzitů, aby byly výsledky co nejpřesnější. Hlavním cílem je stanovit poloměr planety s přesností až 10 %.
Cíle družice CHEOPS
Určit vztah hmotnost – poloměr pro planety s nízkou hmotností: cílem CHEOPSu bude na základě pozorování tranzitů změřit velikost vybraných planet. Pokud zjistíme (z měření radiálních rychlostí) také hmotnost, můžeme dopočítat hustotu planety a tedy odhadnout její složení.
Identifikovat planety s významní atmosférami: CHEOPS bude schopen pozorovat různé exoplanet s významnými a bez významných atmosfér. Na základě pozorování velkého vzorku planet s různými hmotnostmi a vzdálenostmi od mateřské hvězdy bude CHEOPS schopen konstituovat kritickou hmotnost jádra planety, nebo ztrátu původní atmosféry z vodíku a hélia v závislosti na vzdálenosti od hvězdy a možných parametrech hvězdy (např. hmotnost a metalicita).
Studovat energetický tok v atmosférách obřích planet: světlo, které k nám „od hvězdy“ přichází, nepochází jen přímo od hvězdy, ale jde také o světlo odrážené planetou. Pokud je planeta velká a horká, nemusí být jeho podíl zcela zanedbatelný. Jak planeta obíhá okolo hvězdy, tak se množství odraženého světla mění. V době tranzitu pozorujeme noční stranu planety (analogie novu) a pokles jasnosti hvězdy způsobený tranzitem. Po tranzitu se postupně objevuje osvětlená část planety (analogie první čtvrti) a poté planeta za hvězdou zmizí, takže odražené světlo k nám vůbec nepřichází. Z pozorování těchto změn můžete sestavit fázovou křivku, která vědcům pomáhá pochopit energetický tok v atmosféře planety.
Fáze planety, credit: NASA/JPL-Caltech/L. Kreidberg
Určit cíle pro budoucí spektroskopická zařízení: CHEOPS vybere zajímavé planety, jejichž atmosféru může v budoucnu pozorovat například JWST. Je potřeba si uvědomit, že průzkum atmosfér transmisní spektroskopií je velmi nákladná záležitost. Je potřeba využít drahý kosmický dalekohled (dříve Spitzer, v blízké budoucnosti JWST) a pozorovat u menších planet větší množství tranzitů a tedy nutnost většího objemu pozorovacího času (tranzit běžně trvá hodiny). CHEOPS proto vybere ty nejlepší cíle, aby jeho dražší kolega nepozoroval zbytečně.
Změřit poloměry velkého vzorku planet (řádově desítky) o velikosti od 1,5 po 6 Zemí.
Může přinést nový pohled na strukturu horkých neptunů.
Objevy nových planet: cílem CHEOPSu není objevování nových planet. Data z Keplera však ukazují, že asi třetina horkých neptunů není v systému sama, ale okolo hvězdy obíhá další menší planeta, kterou pozemské projekty jako NGTS nemohly najít. CHEOPS to však dokáže. Nemusí jít ale nutně o objev prostřednictvím pozorování tranzitu. Pravděpodobnější je spíše objev planety prostřednictvím změn v časech tranzitů (TTV). Pokud okolo hvězdy bude obíhat další planeta (a to třeba i netranzitující), bude svou gravitací ovlivňovat oběh planety, kterou bude velmi přesně pozorovat CHEOPS. K tranzitům pozorované planety nebude docházet pravidelně. CHEOPS by mohl dokonce najít exoměsíce. Princip je stejný – gravitace exoměsíce ovlivní pohyb planety, což se projeví v časech tranzitů. CHEOPS by teoreticky mohl najít měsíc o velikosti Země obíhající planetu o velikosti minimálně Neptunu. Podrobněji jsme o tématu psali v roce 2015.
Další úkoly
Přibližně 20 % pozorovacího času bude k dispozici vědecké komunitě pro další účely.
Vědci také věří, že data z CHEOPSu bude možné použít pro astroseismologii. Prostřednictvím nepatrných změn jasnosti hvězdy mohou být studovány hvězdné oscilace, což astronomům pomáhá odhadnout řadu parametrů. Jde o stáří hvězd, jejich poloměr, hmotnost a hustotu.
První ze tří
Na práci družice CHEOPS naváží další mise Evropské kosmické agentury. V roce 2026 má odstartovat PLATO, který se zaměří na hledání exoplanet o velikosti Země. O dva roky později by mohl odstartovat ARIEL, který bude zkoumat atmosféry exoplanet.
Měsíc je super. Vytváří nám krásné zatmění Slunce, způsobuje příliv, který sehrál důležitou roli při vzniku života a také stabilizuje zemskou osu. Role Měsíce ale nemusí být vždy jen pozitivní, jak ukazuje nová studie.
Obyvatelnost je velmi komplexní. Není to jen o atmosféře a množství záření od hvězdy. Komplikací může být vázána rotace planety, nebo blízký hmotný soused.
Vědci vzali v nové studii nejbližší hvězdný systém od Slunce. Alfu Centauri tvoří tři hvězdy. Kromě trochu osamocené Proximy Centauri také dvě větší hvězdy, které obíhají okolo společného těžiště s periodou necelých 80 let. Vzdálenost obou hvězd se mění od 11 po 35 AU.
Autoři studie vzali hypotetickou planetu podobnou Zemi a umístili ji do obyvatelné zóny u menší z obou hvězdy – Alfy Centauri B. U ní byla před léty objevena planeta, ale její existence byla později zpochybněna.
Vědce zajímal vliv Alfy Centauri A na sklon osy rotace planety. Stabilní osa rotace je důležitá pro stabilitu klimatu. Na Zemi je navíc sklon rotační osy zodpovědný za střídání ročních období.
Vliv Alfy Centauri A na osu rotace hypotetické planety bude velký. Náš Měsíc je označován jako stabilizátor zemské osy, ale u planety v systému Alfy Centauri B by byl spíše na obtíž. Pokud planeta nebude mít měsíc, bude mít stabilnější osu rotace.
Zemská osa vykonává dva pohyby – precesi (P) a nutaci (N). V případě hypotetické planety ale bude precese vlivem gravitace měsíce mít významně destabilizující účinek.
Šťastná konfigurace
Není ale měsíc jako měsíc. Pokud by měl měsíc u hypotetické planety jinou hmotnost a vzdálenost od planety, může mít zanedbatelný efekt nebo dokonce pozitivní vliv na osu rotace planety.
Pokud by měl měsíc podobnou hmotnost jako Plutův Charon, ale obíhal ve vzdálenosti našeho měsíce, měl by zanedbatelný vliv. Pokud bychom ale stejný měsíc přesunuli pětkrát blíže k planetě, pak by zvětšoval variaci sklonu osy.
V případě, že planeta nebude mít žádný měsíc, bude mít nestabilita osy největší vliv na klima případné planety. Ledové doby by nepřicházely jednou za 100 tisíc let, jako je tomu na Zemi, ale jednou za milion let a trvaly by mnohem déle než na Zemi.
Mars jako varování?
Mars je podle autorů příkladem planety s nestabilní osou rotace. Sklon se mění mezi 10 a 60 stupni v průběhu 2 milionů let. U Země je to mezi 22,1 a 24,5 stupni v průběhu 41 000 let. Měsíc stabilizuje zemskou osou, kterou jinak ovlivňují vnitřní planety ale i Mars a Měsíc.
Nestabilita osy Marsu mohla mít vliv na jeho pozdější neobyvatelnost a současnou podobu atmosféry. Pokud by Země neměla Měsíc, mohla by se osa rotace Země vlivem precese pohybovat také o 60 stupňů. Až tedy uvidíte Měsíc na obloze, poděkujte mu!
Je tedy zřejmé, že vliv měsíce na stabilitu osy ve vícenásobném systému závisí na jeho hmotnosti, vzdálenosti a také na hmotnosti a vzdálenosti druhé hvězdy.
Co to znamená pro obyvatelnost planet ve vícenásobných hvězdných systémech? Podle autorů je možné, že planety obíhající primární hvězdu mají stabilní osu, která se mění v průběhu času jen o pár stupňů, jako je tomu u Země. Pravděpodobnost, že tomu tak je, závisí na hmotnosti primární hvězdy. Je 87 % pro hvězdy o hmotnosti 0,8 Slunce, 74 % pro hvězdy o hmotnosti Slunce a 54 % pro hvězdy o hmotnosti 1,2 Slunce.
Stabilita sklonu osy tak bude záviset na hmotnosti a vzdálenosti obou hvězd, vlivu dalších blízkých planet, hmotnosti a vzdálenosti měsíce (jehož vliv může být zanedbatelný, pozitivní i negativní) a také na sklonu roviny oběžné dráhy planety vůči rovině binárního systému. V posledním případě je vhodné, pokud je tento sklon co nejmenší.
Užíváme cookies, abychom vám zajistili co možná nejsnadnější použití našich webových stránek. Pokud budete nadále prohlížet naše stránky předpokládáme, že s použitím cookies souhlasíte.
