Díl 1: Vznik planetárních soustav + Typologie planet

Prolog – pocta Giordanu Brunovi:

Je sychravé ráno 17. února roku 1600. Na Campo de Fiori v Římě hoří hranice. Lidská hloupost opět vítězí a svatá inkvizice skoncovala s jedním kacířem. Tak zemřel Giordano Bruno, jeden z největších filozofů středověku, který rozvinul učení Koperníka a svými názory předběhl dobu téměř o 400 let. „Boží řád“ ohrozil pouze tím, že šířil pokrok a přednášel o tom, že „Slunce není středem vesmíru, ale jen pouhou hvězdou, kterých je v nekonečném vesmíru nekonečně mnoho, s nekonečným množstvím planet…“.
V roce 1995, kdy byla objevena první extrasolární planeta u hvězdy 51 Pegasi, mu věda konečně mohla dát v otázce mnohosti Slunečních soustav plně za pravdu.

1.1. Vznik planetárních soustav

Podle posledních poznatků je vznik planetárních soustav ve vesmíru zcela normálním jevem, který se může přihodit prakticky jakékoli hvězdě nebo i vícenásobnému hvězdnému systému. Z hlediska astrobiologie jsou pro nás samozřejmě nejzajímavější planetární soustavy u těch typů hvězd, které by svými parametry mohly podporovat vznik a udržení života, což jsou hvězdy se stejnou nebo nižší hmotností, než má naše Slunce, tedy především žlutí a „oranžoví“ trpaslíci – spektrální typy G, K (k nimž patří i naše Slunce – typ G). Dále mohou přicházet v úvahu i červení trpaslíci – spektrální typ M a s odřenýma ušima i hvězdní „nedomrlci“ hnědí trpaslíci – spektrální typ L. (Bližší informace v článcích kolegy Tomáše Petráska: „Hvězdy“ a „Život u červeného trpaslíka“ a mém: „Hnědí trpaslíci“.
Co se týká hmotných hvězd, tak pro ty platí tři hlavní důvody, proč je u nich prakticky zbytečné hledat protoplanetární disky a tím i exoplanety:

1. Hmotné hvězdy svým intenzívním hvězdným větrem celý disk rozfoukají do prostoru a planety tak ani většinou nestihnou vzniknout.
2. Hmotné hvězdy mají velmi krátký život ve stabilní fázi, takže jejich planety, pokud se stihnou vytvořit jsou záhy zničeny při „umírání“ hvězdy.
3. Hmotné hvězdy velice intenzivně září v rentgenovém a gama spektru, takže jsou tím jejich případné planety neustále „sterilizovány“.

Rozumné maximum hvězdné hmotnosti pro hledání astrobiologicky zajímavých exoplanet je cca. 1,4 hmotnosti Slunce, což do skupiny „vyvolených“ hvězd pro hledání planet přidává ještě spektrální typ F (žlutobílé trpaslíky).
Abychom se mohli dále zabývat extrasolárními planetami, je nutno si také říci, jak vlastně planety vznikají a jaké typy planet se mohou vytvořit.
Prvotním impulsem vzniku celé soustavy hvězda(y) – planety (a další tělesa), je smršťování mezihvězdné molekulární prachoplynové mlhoviny, které je iniciované například výbuchem blízké supernovy.
Jedním dlouhým souvětím řečeno – planety pak vznikají kondenzací, srážkami, spojováním částic a později i těles v rotujícím protoplanetárním disku, který se vytvoří kolem rodící se hvězdy. Proces vzniku planet je dle počítačových simulací relativně rychlý. Původní disk se začne rychle rozpadat na shluky prachových zrnek, která vzájemnými srážkami neustále mohutní. Během 100 – 200 miliónů let od začátku celého procesu již máme prakticky hotové planety. O tom, jaké planety se vytvoří, rozhodují především počáteční podmínky jejich vzniku, jako je např. chemické složení, hmotnost a hustota mateřské hvězdy a zárodečného disku, vzdálenost rodící se planety od mateřské hvězdy a řada dalších parametrů. Jaké planety se tedy mohou vytvořit?

1.2. Typologie planet (podle Sluneční soustavy)

O tom jaké planety mohou vzniknout nám něco bližšího může říci naše planetární soustava. Planety Sluneční soustavy lze z fyzikálně-geologického hlediska „rozškatulkovat“ do čtyř skupin uvedených v tabulce č.1:

Tabulka č.1	Typy planet ve Sluneční soustavě
Parametr	Terestrické planety	Obři	Podobři (ledoví obři)	Ledová tělesa
Průměrná hustota	> 3 g/cm3	0,69 - 1,33 g/cm3	1,32 - 1,64 g/cm3	1 - 3 g/cm3
Hmotnost (jednotky Země)	0,00005 - 1 Me	95 - 318 Me	14,5 – 17 Me	0,00001- 0,025 Me
Chemické složení nitra (Jádro, plášť)	Jádro: Fe, Ni Plášť: Si, Mg, Al, S, O	Jádro: Fe, Ni, Si Plášť: H2, He	Jádro: Fe, Ni, Si Plášť: H2O, NH3, CH4	Jádro: Si, O Plášť: H2O, NH3, CH4
Finální atmosféra (rozsáhlost, hlavní složky)	Žádná až střední, CO2, N2 aj.	Velmi rozsáhlá H2, He, CH4, NH3	Rozsáhlá H2, He, CH4, NH3	Žádná až středního rozsahu N2, CH4 aj.
Místo vzniku planety (1AU = 150 mil. Km)	Vnitřní část protoplanetárního disku (do 3 AU)	Střední až vnější část protoplanetárního disku (mezi 5 a 10 AU)	Střední až vnější část protoplanetárního disku (od 20 AU)	Střední až vnější část protoplanetárního disku (od 2,7 AU)

Z tabulky č.1 nám vyšly tyto planetární typy:

Terestrické (zemské) - typ Země

Planety s vysokou hustotou, s nízkou až střední hmotností, železným jádrem a silikátovým pláštěm. Vznikly ve vnitřní, hustší části protoplanetárního disku (blízko Slunci), která byla bohatá na těžší prvky a kde byla vyšší teplota. Lehčí, plynné prvky (H, He) byly z této oblasti vytěsněny počáteční sluneční vichřící pryč a podstatnou roli při formování planet zemského typu tak zahrály „heavy metalové“ prvky (Fe, Ni, ad.), ze kterých jsou složena jádra těchto planet. Na ně navazují kovo-silikátové plášťě a horninová kůra. Tyto planety buď nemají žádnou (lépe řečeno ultra-řídkou) atmosféru nebo mají relativně řídké atmosféry, které vznikly až druhotně (zachycené částice slunečního větru, částice a plyny uvolněné slunečním a kosmickým zářením, dopadem meteoritů, asteroidů a komet, dále plyny uvolněné vulkanickou, tektonickou či biologickou činností).

Z astrobiologického hlediska jsou planety zemského typu nejvýznamnější, protože zahrnují zatím jedinou planetu o které s jistotou víme, že je na ní vysoce rozvinutý život! Kromě naší Země jsou zde také tradiční kandidáti na mimozemský život Mars a Venuše (bližší informace v článcích kolegy Tomáše Petráska: „Život na Marsu“ a „Život na Venuši“.

Přehled terestrických planet: Merkur, Venuše, Země, Měsíc*, Mars, Vesta**, Io*

Obři - typ Jupiter

Planety s nízkou hustotou, s obrovskou hmotností, bez pevného povrchu a s obrovskými atmosférami. Pravděpodobně vznikly ve střední části protoplanetárního disku, kde již byla nižší teplota, vliv sluneční vichřice slabý a na vzniklé zárodky planet se tak mohla nabalit ohromná hmota lehkých prvků, které pak na kovových, či kovo-silikátových jádrech (o hmotnostech od 5 do 20 hmotností Země) vytvořily tlusté pláště, ve kterých je vodík stlačen tak, že má vlastnosti superkovu. Tyto planety si také udržely obrovské atmosféry, které se od prvotních příliš neliší. Obři mají také početné rodiny měsíců, z nichž některé mají parametry planet. Jsou to vlastně jakési „miniatury“ Sluneční soustavy.

Obři mohou být pro astrobiologii zajímaví díky svým rozsáhlým a hustým atmosférám, kde se nachází celá řada organických molekul (bližší informace v článku kolegy Tomáše Petráska: „Život na Jupiteru“. Největším magnetem pro astrobiologii jsou však bezpochyby jejich velké měsíce.

Přehled obrů: Jupiter, Saturn

Podobři (též ledoví obři) - typ Neptun

Opět planety s nízkou hustotou, s velkou hmotností, bez pevného povrchu a s rozsáhlými atmosférami. Pravděpodobně vznikly ve vnější části protoplanetárního disku, ještě dále od mateřské hvězdy než obři. V takových oblastech to již bylo na hmotu poněkud chudší, takže planetární zárodky se tolik „nevykrmily“. Podobři jsou přesto mnohem těžší, než planety zemského typu, ale s obry se nemohou v žádném případě rovnat. Na kovo-silikátových jádrech (o hmotnostech od 1 do 2 našich Zemí) mají nabalené pláště z tekuté vody, čpavku a metanu. Jejich atmosféry jsou mnohem rozsáhlejší, než u planet zemského typu a svým chemickým složením jsou příbuzné atmosférám obrů. I kolem podobrů kolotají početné rodiny měsíců.
Také podobři nejsou pro astrobiologii zcela ztraceni. Zajímavý je především přechod mezi jejich hustou atmosférou a tekutým vodním pláštěm tvořeným směsí vody, čpavku a řady organických látek. I u podobrů jsou pro astrobiology zajímavé jejich velké měsíce.

Přehled podobrů: Uran, Neptun

Ledové - typ Pluto

Do třetice planety s nízkou hustotou, s velmi nízkou hmotností, kovo-silikátovým nebo silikátovým jádrem, obklopeným kapalným či polotekutým vodním, metanovým či čpavkovým pláštěm a povrchovou krustou z vrstvy zmrzlého vodního, metanového, čpavkového nebo suchého (CO₂) ledu. Tyto planety jsou buď bez atmosfér nebo mají řídké druhotné atmosféry vzniklé dopadem kosmického záření, kryovulkanismem či vypařováním povrchového ledu při přiblížení ke Slunci (v podstatě kometární aktivita).
K jejich tvorbě dochází opět ve vnější části protoplanetárního disku, v oblastech chudých na hmotu a v oblastech, které jsou gravitačně narušovány či „vyluxovány“obry nebo podobry. Jedná se o velké množství menších těles, která tvoří satelity obřích planet, a také důležitou součást pásu asteroidů, transneptunického Kuiperova pásu (TNO) a Oortova oblaku. V budoucnu se ve Sluneční soustavě nedá vyloučit objev ledových planet, které výrazně přesáhnou velikost Pluta.
Ledové planety (a ještě spíše ledové měsíce) jsou velkým hitem astrobiologů a do určité míry „zahanbují“ i tradiční terestrické kandidáty. Důvodem je fakt, že s pravděpodobností hraničící s jistotou je mezi nimi řada vodních či metanovo-čpavkových světů s hlubokými podpovrchovými oceány těchto kapalin.

Přehled ledových planet: Ceres**, Europa*, Ganymed*, Callisto*, Mimas*, Enceladus*, Tethys*, Dione*, Rhea*, Titan*, Japetus*, Miranda*, Ariel*, Umbriel*, Titania*, Oberon*, Triton*, Pluto**, Charon*, Eris**, Haumaea**, Sedna**, Quaoar**, Varuna** a další TNO** s průměrem nad cca. 500 km.

* Pozornému čtenáři jistě neuniklo, že jsem do přehledů terestrických a ledových planet jaksi „přimotal“ i některé měsíce planet. Na svoji obhajobu mohu říci jen to, že z geologického, geochemického a astrobiologického hlediska je správnější zařadit velké měsíce mezi planety (jsou vnitřně diferencované, často jsou geologicky aktivní a často mají atmosféry). Fakt, že mimo mateřské hvězdy obíhají i mateřskou planetu není tak podstatný. Ostatně proces standardní tvorby měsíců z disku rotujícího kolem rodící se mateřské planety vlastně jen v malém kopíruje proces tvorby planet. Někdy se dokonce dá hovořit spíše o dvojplanetě, jako je např. soustava Pluto-Charon, kde jsou rozměry, hmotnosti a hustoty obou členů velmi blízké. Někdy může být původně samostatně vytvořená planeta později zachycená jinou, větší planetou a stane se jejím měsícem (viz např. Triton). Naopak velký měsíc planety může být blízkým průletem hmotného tělesa vymrštěn na samostatnou oběžnou dráhu a stát se pak nezávislou planetou.

Osm největších měsíců ve Sluneční soustavě ve srovnání se dvěma nejmenšími planetami. Kromě Titanie jsou všechny větší, než planeta Pluto. Kallisto je prakticky stejně velký jako planeta Merkur a Titan s Ganymedem dokonce Merkura překonávají.

** Ještě pozornější čtenář by mohl napadnout mou klasifikaci Pluta a několika dalších transneptunických těles mezi planety. Mezi některými odborníky se o tuto otázku stále vedou bitvy. Jsem zvědavý, jak se tito odborníci vypořádají například s objevením TNO, které svou velikostí překoná planety Merkur nebo Mars – což celkem očekávám. Ještě větším planetárním „kacířstvím“ je vřazení planetek Ceres a Vesta, ale já budu rád kacířem po vzoru Giordana Bruna. Řídím se celkem jednoduchým (ale jasným) kritériem a za planetu považuji těleso, které má víceméně pravidelný tvar, je vnitřně diferencované (na jádro, plášť a kůru) a vykazuje nějaké stopy minulé nebo současné geologické aktivity.

Čtyři nejmenší tělesa, která „kacířsky“ zahrnuji mezi planety. Z levého horního rohu podle rostoucí vzdálenosti od Slunce: planetky Vesta a Ceres, měsíce Enceladus a Miranda. Tato tělesa jsou pravděpodobně ještě vnitřně diferencovaná a jeví známky geologické aktivity (Enceladus a Miranda dokonce velmi bouřlivé).

Podotýkám také, že výše uvedené členění je skutečně velmi hrubé a je vytvořeno pouze na základě několika fyzikálně-geologických parametrů. Jistě se shodneme na tom, že prakticky každé těleso ve Sluneční soustavě je naprostý unikát a „škatulkování“ proto bude vždy nepřesné.
Nejpozornějšímu čtenáři jistě neuniklo ani to, že mezi jednotlivými „třídami“ planet jsou velké neobsazené hmotnostní a hustotní „díry“, ale tyto bohužel už planetami ze Sluneční soustavy nemůžeme zaplnit. Nicméně typologie planet naší Sluneční soustavy nám poskytuje velmi dobrý přehled o tom, jaké typy extrasolárních planet můžeme ve vesmíru očekávat. V posledním desetiletí jsem však neustále překvapován a fascinován tím, na jaké exoplanetární „exoty“ ve vesmíru narážíme!

Shrnutí 1. části:

Pojednáním o problematice vzniku planetárních soustav a vytvořením typologie planet podle naší planetární soustavy jsme tedy získali odpověď na otázky:
Kde exoplanety hledat? Tedy především u hvězd typů F, G, K, M, L, protože jsou zajímavé z astrobiologického hlediska.
Co vlastně hledat? Tedy protoplanetární disky, extrasolární planety různých typů, dále extrasolární obdoby asteroidálních, Kuiperových pásů či Oortova oblaku apod.
Zbývá ještě vyřešit otázku: Jak exoplanty hledat?
A o tom si více povíme ve 2. části Průvodce exoplanetární džunglí…

Zdroje:

Knihy:

• Vesmír 1 Sluneční soustava; Róbert Čeman, Eduard Pittich; Astronomická encyklopedie; Edice: Rekordy; Slovenská Grafia, a.s., Bratislava; 1. vydání 2002; ISBN 80-8067-072-2
• 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
• Planety očima geologů; J.G. Kac a kol.; SNTL; 1. vydání 1991; 04-411-91 b
• Planety naší Sluneční soustavy; Pavel Koubský; Edice: Oko; Albatros; 1. vydání 1988; 13-706-88 14/66
• Použité obrázky mají původ u NASA/JPL

 

Díl 2: Metody hledání exoplanet

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 Beta 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  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  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 Beta 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 si přeje zůstat v anonymitě – 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 blaneta obíhá ve vzdálenosti 2,09 AU od mateřské hvězdy (spekt. typ G0V) a má minimální hmotnost 2,54 Jupiteru. (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  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…

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:

• The Extrasolar Planets Encyclopaedia: http://exoplanet.eu/
• 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
• http://www.exoplanety.cz/

Díl 3: Úlovky z exoplanetární džungle!

V předchozích dvou dílech jsme dospěli k tomu, že kolem vhodných hvězd mohou vznikat planety a že skutečně vznikají jsme si dokázali na Sluneční soustavě, kterou jsme také využili k vytvoření základní typologie planet. Dále jsme se „vyzbrojili“ arzenálem účinných metod hledání exoplanet, takže nezbylo, než vyrazit na „lov“!

3. Trochu statistiky…

V současné době jsme již „ulovili“ dohromady asi 182 extrasolárních planet! Známe již 20 multi-planetárních systémů s více než jednou planetou! Dokonce se nám podařilo objevit 5 planet, které obíhají ve dvojhvězdném systému a 2 planety, které obíhají v systému trojhvězdném! Objevili jsme pravděpodobně 1 planetu v jiné galaxii a 1 planetu bludnou (clusterovou)! Zcela nečekaně jsme objevili již 7 planet kolem neutronových hvězd! Ale pojďme si v tom nejprve udělat pořádek. (Celkový přehled exoplanet je uveden v tabulce č. 5 na konci tohoto článku.)

Projedeme-li si typy hvězd, u kterých byly exoplanety nalezeny, získáme toto rozložení:

Tabluka č. 1: Počty nalezených exoplanet podle spektrálních typů mateřských hvězd (situace v r. 2005)
Neutronové hvězdy (pulsary) (pův. O, B, A)	Sp. typ F (Žluto-bílí trp.)	Sp. typ G (Žlutí trp.)	Sp. typ K (Oranžoví trp.)	Sp. typ M (Červení trp.)	Sp. typ M, L (Hnědí trp.)	Neznámý spektrální typ	Bludné planety (bez mat. hvězdy)	Planeta v jiné galaxii
7	22	107	36	5	1	2	1	1

Tato tabulka potvrzuje jednoznačné zaměření astronomů na Slunci podobné hvězdy a blízce příbuzné spektrální typy. Zatím se moc nepátrá u červených a hnědých trpaslíků, což je možná škoda, protože nižší hmotnosti těchto hvězd umožňují odhalit méně hmotné planety. To se týká především dnes nejúspěšnější spektroskopické metody.

V šedém a fialovém poli jsou pro úplnost doplněny dva případy zvláštních exoplanet, z nichž jedna je tzv. „bludná“ planeta bez mateřské hvězdy a druhá je možná exoplanetou, která obíhá kolem neznámé hvězdy v jiné galaxii viz. dále!

Pokud si provedeme rozčlenění objevených exoplanet podle jejich hmotností, získáme tento přehled „váhových“ kategorií:

Tabulka č. 2: Počty exoplanet podle hmotnostního kritéria (stav v r. 2005)
Hmotnost (v hmotnostech Jupitera)	Hmotnost pod 0,01 Mj	Hmotnost 0,01 - 0,1 Mj	Hmotnost 0,1 - 2 Mj	Hmotnost 2 - 20 Mj
Typ plynety	Terestrické nebo Ledové	Podobři	Obři	Nadobři (super-jupitery)
Příklad	Země, Pluto	Uran, Neptun	Jupiter, Saturn
Počet	7	8	97	70

Zeleně jsou označeny nové kategorie planet, které nebyly obsaženy v typologii planet Sluneční soustavy (viz. „Průvodce exoplanetární džunglí -1.díl)

Z této tabulky je zřejmé, že drtivá většina objevených extrasolárních planet je velmi hmotných ve váhové kategorii Jupitera a vyšší.

Přesto z tabulky vyplývá, že jsme objevili možná 7 planet s hmotností srovnatelnou s naší Zemí nebo i menší! Ale není důvod k velkému optimismu, protože šest z nich jsou naprosto nečekaní „exoti“, kteří obíhají kolem neutronových hvězd a mají tedy ke standardním planetám asi dost daleko. A poslední je bohužel pouhým mikro-čočkovým zábleskem možné planety v jiné galaxii. Tedy žádnou „Zemi“ u „normální“ hvězdy zatím nemáme! Plyne z toho tedy, že naše Země a ostatní terestrické planety jsou ve vesmíru výjimkou? V žádném případě NE! Ale naše nejpoužívanější spektroskopická metoda zatím bohužel dokáže detekovat jen planety větších hmotností.

Teď se podíváme, jak je to se vzdáleností exoplanet od mateřské hvězdy:

Tabulka č. 3: Počty exoplanet podle vzdálenostního kritéria (stav v r. 2005)
Vzdálenost od mateřské hvězdy (AU)	0 – 0,3 AU	0,3 – 0,7 AU	0,7 – 1,5 AU	> 1,5 AU
	(do dráhy Merkuru)	(od Merkuru k Venuši)	(od Venuše k Marsu)	(Vnější oblast)
Počet	65	16	37	62

Zde vidíme, že v současné době je vzdálenostní rozložení planet celkem rovnoměrné a to signalizuje, že výběrový efekt z počátků hledání exoplanet, kdy byly detekovány převážně velmi blízko obíhající „horké“ Jupitery, je již úspěšně překonán.

Uděláme-li si rozdělení podle vypočtených povrchových teplot exoplanet, získáme následující:

Teď se podíváme, jak je to se vzdáleností exoplanet od mateřské hvězdy:

Tabulka č. 4: Počty exoplanet podle průměrných vypočtených teplot na „povrchu“ exoplanety (stav v r. 2005)
Vypočtená teplota	>150°C	70 až 150°C	-100 až 70°C	< -100°C	Neznámá
Počet	59	12	59	27	25

V této tabulce je možno vypozorovat, že astrobiologicky zajímavých planet, s teplotou povrchu (či spíše vrchní vrstvy atmosféry), která podporuje výskyt vody v kapalném stavu, byl již nalezen poměrně slušný počet.

Zde je nutno ještě podotknout (a z celkové tabulky na konci článku je to zřejmé), že zhruba 50% objevených exoplanet má velmi excentrickou oběžnou dráhu. Ze 182 objevených exoplanet je excentrických (s excentricitou nad 0,2) celkem 89 exoplanet. Na těchto exoplanetách a jejich případných měsících tedy dochází ke značnému kolísání povrchových teplot.

Z výše uvedených tabulek č.1-4 je možno provést podrobnější rozčlenění exoplanet. Jaké?

3.1. Extrasolární planety obíhající kolem „normálních“ hvězd (hlavní posloupnost - sp. typy F, G, M, L)

Ve všech případech se jedná o velmi hmotné planety (od Neptunu výše). Některé z nich obíhají po značně výstředné dráze, takže jejich zařazení nemusí být jednoznačné.

Typ I. – Žhaví (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy pod cca. 0,1 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry nad 700°C.

Pro vědce bylo naprosto nečekané, že by planety jupiterovského typu mohly obíhat tak blízko kolem mateřské hvězdy (výjimkou nejsou případy pod 0,05 AU s teplotou nad 1000°C) a přece je tomu tak a první objevená exoplaneta (51 Pegasi b) byla tohoto typu. Možných vysvětlení je několik, uvedu dvě nejčastější:

• Nejpravděpodobnější je patrně to, že standardně vzniklí Jupiteři vlivem zbržďování v hustém protoplanetárním disku, případně gravitačními interakcemi s jinými planetami, „migrovali“ tak blízko ke hvězdě. Kombinovaná pozorování různými metodami detekce exoplanet dávají největší šance právě této domněnce.
• Některé případy by se dali vysvětlit i tak, že jde o vlastně těsnou dvojhvězdu s málo hmotnou sekundární složkou, tedy hnědým trpaslíkem, který vzniknul hvězdným způsobem (např. standardním hvězdným gravitačním kolapsem zárodečného mračna případně odštěpením kusu hmoty při formování centrální hvězdné složky).

Vzhledem k tomu, že tyto exoplanety obíhají tak blízko své mateřské hvězdy, tak budou mít s největší pravděpodobností vázanou rotaci. Dále pravděpodobně přišly o všechny své měsíce. Pokud budou srovnatelné hmotnosti s naším Jupiterem, budou mít o něco větší průměr díky silnému ohřevu jejich atmosféry. V důsledku vysoké teploty atmosféry a přenosu tepla v ní budou také slabě načervenale zářit, což bude zvláště patrné na jejich noční straně. Při vysokých teplotách se budou v jejich tmavých šedohnědých atmosférách pravděpodobně vyskytovat oblaka par kovů jako např. sodíku a křemíku. Pokud bude par křemíku více (teploty nad 1000°C), může být planeta světlejší. Z takových mračen horninových par poté může „pršet“ písek do hlubších vrstev atmosféry.Velmi přehřátý vodík těchto planet uniká do vesmíru a planeta tak může být obalena unikajícím vodíkem od mírné koróny až po ohromnou komu.

Pokud nesáhneme k fantastickým představám, jsou z hlediska astrobiologie tyto planety nezajímavé.

Příklady zajímavých „žhavých“ obrů :

• 51 Pegasi b "Bellerophon" – první objevená exoplaneta u standardní hvězdy!
• HD 209458 b "Osiris" – nejkomplexněji prozkoumaná exoplaneta (známe její hustotu, složení atmosféry ad.)!

Obr. 1: Představa žhavého obra typu I: 51 Pegasi b (m=0,468 Jupitera). Tato exoplaneta má již jméno: "Bellerophon". Planeta má velmi horkou atmosféru (1022 oC), takže se již jednak mohou vytvářet mraky z křemíkových par nad oblaky ze sodíkových par. Díky nižší hmotnosti má planeta mírnou korónu z unikajícího přehřátého vodíku. Copyright © by John Whatmough.

Obr. 2: Představa žhavého obra typu I: HD 209458 b (m=0,69 Jupitera). Tato exoplaneta má již jméno: "Osiris". Planeta má velmi horkou atmosféru (1122°C), takže se mraky z křemíkových par vytváří ´ještě mohutněji a planeta je relativně světlá. Díky nižší hmotnosti a velké blízkosti k mateřské hvězdě má planeta rozsáhlou komu z unikajícího přehřátého vodíku. Zajímavé na Osirisu je především to, že se jedná o jedinou planetu, která byla detekována dvěma nezávislými metodami, jak jsem již uvedl výše (spektroskopickou a zákrytovou). Tato šťastná náhoda nám umožnila zjistit jak hmotnost této planety, tak i celkem přesný odhad jejího průměru. Čímž jsme získali hustotu planety, která odpovídá třídě obřích planet. To je velmi důležité, protože tímto se ukazuje pravděpodobné, že objevené hmotné exoplanety s extrémně malou vzdáleností od mateřské hvězdy, jsou horcí Jupiteři a nemusíme se zatím děsit „nestvůrných“ terestrických planet ve „váhové“ kategorii Jupitera.

Typ II. Horcí (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,1-0,4 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry 150 až 700°C.

I u těchto planet bude převažovat vázaná nebo rezonanční, pomalá rotace (podobně jako např. u planety Merkur). Některé ze vzdálenějších planet tohoto typu si mohou zachovat alespoň část svých blízko obíhajících měsíců. Teplotní rozmezí je poměrně široké a pravděpodobně neumožňuje tvorbu oblak, protože na oblaka vodního ledu je u těchto planet příliš teplo a další vhodný prvek v tomto teplotním rozmezí není k dispozici. Není však úplně vyloučena tvorba oblak z nějakých exotických sloučenin (např. páry sloučenin cínu a podobné nesmysly). U horkých obrů tedy bude obloha zřejmě bez mraků a na pohled budou „čistě“ modří díky přítomnosti metanu v hlubších vrstvách jejich vodíkových atmosfér.

Vzdálenější planety by mohly mít velké měsíce, na kterých by mohly panovat povrchové podmínky za kterých by mohly přežít některé extrémně teplotně odolné organismy (hranice cca. 140 – 160°C).

Příklady zajímavých „horkých“ obrů:

• HD 34445 b, HD 52265 b – exoplanety s vypočtenou teplotou pod 160°C (teoretickou hranici přežití organismů).
• GJ 436 b, Gliese 876 d, HD 190360 c – jedny z nejmenších objevených exoplanet. Podobři typu „horký“ Neptun.
• HD 178911 Bb – horký obr ve trojhvězdném systému s vypočtenou teplotou 169°C. Jedná se příklad toho, že při vhodné „konstalaci“ hvězd může exoplaneta obíhat po stabilní dráze i ve vícenásobném hvězdném systému.
• 55 Cnc c – horký obr (0,22 hmotnosti Juipetra) s vysokou excentricitou (0,44) a průměrnou teplotou 196°C. Nejblíže své mateřské hvězdě je rozpálený na 353°C a pokud je od hvězdy nejdále, klesne vypočtená teplota až na 117°C, což je teplota, při které standardně žijí pozemské termofilní organismy.

Obr. 3: Představa horkého obra typu II: 55 Cnc c (m=0,22 Jupitera) s vysokou excentricitou . Vlevo je planeta se svým měsícem (ala Merkur) zachycená v zimě, kdy je v nejdále od své hvězdy a teplota na povrchu oblak je pod 120°C. V atmosféře se pak vyskytují i oblaka vodních par či ledu. Vpravo je stejná planeta v létě, kdy je typickým horkým obrem prakticky bez oblačnosti· (teplota horní vrstvy atmosféry se vyšplhá na vražedných 353°C. Copyright © by John Whatmough.

Typ III. Teplí (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,4-0,9 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry 70 až 150°C.

U těchto planet by již rotace neměla být mateřskou hvězdou výrazněji bržděna. Planety tohoto typu budou také pravděpodobně mít zachované početné rodiny měsíců. Teplotní poměry umožňují tvorbu oblak zmrzlé vody hlavně v polárních oblastech. Zde se mohou vyskytovat bílá oblaka vodního ledu či par (případně obarvená organickými sloučeninami). Měsíce těchto planet by mohly být z astrobiologického hlediska zajímavé pro některé teplomilné organismy. Některé z těchto měsíců by mohly být podobné např. Venuši nebo poněkud „přehřáté“ Zemi.

Příklady zajímavých planet třídy „teplých“ obrů:

• HD 101930 b, HD 27442 b - vypočtená teplota těchto exoplanet pod 120°C! To je zóna běžná pro organismy žijící v extrémně teplém prostředí jako na Zemi např. horké prameny u podmořských sopek! Pokud mají tyto exoplanety velké měsíce, tak tyto by mohly být z astrobiologického hlediska zajímavé!
• HD 154857 b, HD 177830 b, HD 216770 b, HD 27442 b, HD 73526 b, HD 8574 b, Ups And c – vypočtená teplota těchto exoplanet je opět do 120°C! Všechny jsou však s velmi excentrickými oběžnými drahami (excentricita oběžné dráhy mezi 0,38 a 0,51) a díky tomu by u případných měsíců docházelo k extrémnímu kolísání povrchových teplot.

Obr. 4: Představa teplého obra typu III: Upsilon Andromedae c (m=1,89 Jupitera). Planeta obíhá ve vzdálenosti (0,829 AU) s poměrně velkou excentricitou 0,18. Planeta má teplou atmosféru (77°C), takže v rovníkových oblastech je modrá, téměř bez oblak, ale v polárních oblastech (s nižší teplotou) se mohou vyskytovat oblaka vodního ledu či par. Copyright © by John Whatmough.

Typ IV. Vlažní (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 0,9-2 AU (pro hvězdy sp. typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry -100 až +70°C.

Planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Planety by mohly být modro-bílé s rozsáhlou oblačností tvořenou vodními parami či vodním ledem.

Jelikož obíhají v „zóně života“ mateřské hvězdy nebo velmi blízko ní, jsou exoplanety tohoto typu a především jejich potenciální velké měsíce zatím nejzajímavějšími extrasolárními tělesy pro astrobiologii! Je to proto, že větší planety tohoto typu (vlažní super-Jupiteři) by mohly mít obří měsíce, které by svými rozměry i prostředím mohly být podobné naší Zemi! I poměrně tenká atmosféra s mírným skleníkovým efektem (ala zemská nebo marsovská atmosféra) by vytvořila příznivou teplotu a tlak pro udržení kapalné vody na povrchu!

Příklady „vlažných“ obrů:

• HD 10697 b, HD 23079 b, HD 28185 b – vlažní super-Jupiteři s nízkou excentricitou oběžných drah obíhající v zóně života mateřských hvězd. U takto velkých planet můžeme očekávat obří měsíce velikosti Země s atmosférami a kapalnou vodou na povrchu! Takové měsíce by měly výborné podmínky pro vznik a vývoj života!
• HD 10647 b, HD 108874 b, HD 114783 b, HD 188015 b, HD 19994 b, HD 37124 b, HD 37124 c, HD 4208 b, HD 93083 b – vlažné exoplanety velikosti Jupitera s nízkou excentricitou oběžných drah obíhající v „zóně života“ mateřských hvězd. Jejich případné velké měsíce třídy Titan až Mars s atmosférami a s kapalnou vodou na povrchu. Tyto měsíce mají dobré šance pro vznik života!
• HD 114729 b, HD 12661 b, Upsilon Andromedae d, a další (celkem 43 exoplanet viz. tabulka č. 5 na konci článku) – vlažní Jupiteři s vysokou excentricitou a tím i velkým kolísáním teplot. Oproti předchozím příkladům menší podpora života, stále však dostatečné, ale „dynamicky“ se měnící podmínky pro vznik života!
• Gliese 876 b, Gliese 876 c – vlažní Jupiteři objevení v „zóně života“ u červeného trpaslíka (sp. typ M)! Jejich vzdálenost od mateřské hvězdy nevylučuje zachování alespoň několika velkých měsíců!
• Gamma Cephei A b, 16 Cygni B b, HD 41004 A b – vlažní obři přesahující hmotnost Jupitera, kteří obíhají ve dvojhvězdných systémech po stabilních drahách v zóně života! Příklad toho, že ani dvojhvězdné systémy nelze vyloučit z pátrání po obyvatelných exoplanetách a jejich měsících!

Obr. 5: Představa vlažného obra typu IV: HD 28185 b (m=5,7 Jupitera). Tento super-Jupiter obíhá ve vzdálenosti 1,03 AU s celkem nízkou excentricitou 0,060. Planeta má vypočtenou teplotu horní vrstvy atmosféry - 23°C, takže má bohatou světlou oblačnost z vodního ledu či par v klasické atmosféře obrů tvořené vodíkem, heliem s příměsí metanu a čpavku. Protože se jedná o velmi hmotnou planetu je v představě znázorněn super-měsíc velikosti naší Země. Pokud takový kolem této planety skutečně obíhá, velmi pravděpodobně by se na jeho povrchu mohla vyskytovat voda v kapalném stavu!. Copyright © by John Whatmough.

Obr. 6: Představa vlažného obra typu IV: 16 Cyg B b (m=1,69 Jupitera) u dvojhvězdné soustavy. Tato exoplaneta obíhá hvězdnou B složku ve vzdálenosti 1,67 AU s· excentricitou 0,670. Planeta je v „odsluní“ tedy v největší vzdálenosti (2,79 AU) od mateřské hvězdy. Proto je měsíc v popředí momentálně zamrzlý a po dvouletém oběhu na něm dojde k prudkému tání. Copyright © Lynette R. Cook.

Typ V. Chladní (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy cca. 2-10 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry -200 až -100°C.

Opět planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Do této skupiny planet patří i náš „dobře“ známý Jupiter a Saturn. Po jejich vzoru tedy zřejmě budou planety tohoto typu bílo-žluto-červeno-hnědé. Oblačnost bude tvořena krystalky zmrzlého čpavku a jeho sloučenin s uhlíkem a sírou. Potenciální velké měsíce těchto obrů mohou být pro astrobiologii stejně zajímavé, jako je např. planeta Mars nebo velké měsíce Europa, Ganymed nebo Titan.

Příklady zajímavých „chladných“ obrů:

• Př. 1: 47 Ursae Majoris b, HD 106252 b, HD 108874 c, a další (celkem 13 exoplanet, viz. tabulka č.5 na konci článku) – chladní Jupiteři s vypočtenou teplotou nad – 130°C, což ještě dává naději na udržení kapalné vody na povrchu případných velkých měsíců těchto exoplanet, které by byly obklopeny hustšími atmosférami (se skleníkovým efektem).
• Př. 2: 14 Herculis b, 47 Ursae Majoris c, 55 Cancri d, a další (viz. tabulka na konci článku) – analogie našeho Jupitera či Saturnu. Zajímavé pro astrobiologii by mohly být případné velké ledové měsíce „ala“ Europa nebo Titan!
• Př. 3: HD 142022 A b – opět Jupiter obíhající kolem hvězdy ve dvojhvězdném systému s vypočtenou teplotou vyšší než – 130°C!

Obr. 7: Představa chladného nadobra typu V: Ursae Majoris b (m=2,54 Jupitera) obíhajícího mateřskou hvězdu ve vzdálenosti 2,09 AU. Velký měsíc této planety by mohl být blízký planetě Mars! Copyright © Lynette R. Cook

Typ VI. Mraziví (nad/pod)obři

Vzdálenost od mateřské hvězdy nad 10 AU (pro hvězdy sp .typu G), vypočtená teplota horní vrstvy atmosféry pod -200 °C.

Naposledy planety s rychlou rotací, s početnými rodinami měsíců. Díky výběrovému efektu současných metod zatím máme objevenu pouze několik exoplanet této třídy (exoplaneta 2M1207 b o hmotnosti 5 Jupiterů, obíhající kolem mateřského hnědého trpaslíka ve vzdálenosti 55 AU, dále ještě ne zcela potvrzená planeta Fomalhaut b o hmotnosti 0,3 Jupitera obíhající ve vzdálenosti 60 AU a několik dalších diskutabilních případů). Můžeme se však zorientovat podle našeho Uranu a Neptunu. Po jejich vzoru tedy zřejmě budou planety tohoto typu v odstínech modré díky metanovému efektu. Oblačnost bude tvořena převážně krystalky zmrzlého metanu a případně čpavku a vodního ledu v jejích hlubších vrstvách.

Potenciální velké měsíce (vlastně ledové planety) těchto obrů mohou být pro astrobiologii zajímavé podobně, jako je např. Neptunův Triton.

Obr. 8: Planeta Neptun se svým největším měsícem Triton. Typický příklad „mrazivého“ podobra. Fotomontáž. Copyright © by NASA/JPL

 

3.2. Extrasolární planety obíhající kolem neutronových hvězd (pulsarů)

Kdyby se mně někdo v 80. letech minulého století zeptal, kde hledat exoplanety, určitě by mně jako poslední napadlo hledat je u pulsarů! Proč?

Jak jsme si vysvětlili v 1. díle je u velmi hmotné hvězdy vznik planet velmi nepravděpodobný. Pokud by přeci jen nějaká na krátkou dobu vznikla určitě by nepřežila gigantickou explozi supernovy, ve kterou se velmi hmotná hvězda promění. Po explozi supernovy zůstane malý „zbytek“ původní hvězdy – pulsar. A přesto vůbec první objevené exoplanety (v roce 1992) obíhají právě kolem pulsaru PSR 1257+12! Kde se tyto planety vzaly není jednoduché vysvětlit, ale z pozorování vyplývají asi tři pravděpodobné možnosti:

1. Část plynu vyvrženého po explozi supernovy může kolem pulsaru vytvořit prstenec, ze kterého se zformují planety.
2. Intenzivní hvězdný vítr pulsaru může způsobit ztrátu hmoty (až úplné rozpuštění) jeho průvodce, následné vytvoření plochého disku a vznik planet ( např. binární pulsar B 1975+20 „Černá vdova“ má sekundární složku o velmi nízké hmotností 0.025 Slunce neboť je ničena hvězdným větrem pulsaru. Během 100 mil. let se tento průvodce „rozpustí“ v disk, ze kterého patrně vzniknou planety.
3. Gravitace pulsaru roztrhá druhou složku dvojhvězdy a z jejích zbytků se pak vytvoří planety.

Ať tak či tak, planety se zcela jistě zformují až po výbuchu supernovy a s klasickými planetárními soustavami tedy nemají moc společného.

Pulsarové planety jsou mezi dosud objevenými exoplanetami jediné, které mají hmotnosti srovnatelné s naší Zemí! Některé z těchto exoplanet dokonce obíhají v teplotní „zóně života“ mateřského pulsaru, která je např. u pulsaru PSR 1257+12 mezi 0,1 až 0,33 AU. Ovšem všechny tyto planety jsou nemilosrdně vystaveny obrovské radiaci a také velmi intenzivnímu hvězdnému větru pulsaru a pokud exoplaneta nemá dostatečně silné magnetické pole, tak tento vítr velmi rychle zlikviduje její případnou atmosféru. Takže pokud nebereme v úvahu fantastické představy, je život na povrchu těchto planet velmi nepravděpodobný. Faktem ale je, že i u nás na Zemi existuje druh bakterie, který úspěšně odolává účinkům velmi silné radiace a žije si svůj život přímo v jaderném reaktoru! Při hlubší úvaze bychom mohli také snad zvažovat možnost případného primitivního života např. pod povrchem těchto planet, kde je vysoká radiace již stíněna. Pokud by například některá z pulsarových planet byla ledovou planetou, mohla by pod povrchovou krustou mít oceán kapalné vody vyhřívaný radioaktivním rozpadem prvků v jádře planety.

Příklady zajímavých pulsarových exoplanet + spekulace o tom jak vlastně vypadají:

• Př. 1: PSR 1257+12 b – exoplaneta hmotná stejně, jako největší Jupiterův měsíc Ganymed. Obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,19 AU od mateřského pulsaru PSR 1257+12. Vypočtená povrchová teplota -7 oC je relativně příjemná. Tato planeta velmi pravděpodobně nebude mít hustší atmosféru, ale pokud by např. její povrch pokrýval zmrzlý vodní led mohl by pod touto povrchovou krustou existovat kapalný vodní oceán, stíněný ledovou krustou před intenzivní radiací, ohřívaný teplem radioaktivního rozpadu prvků nacházejících se v jádře planety nebo i slapovým působením pulsaru. Ale nakonec můžeme objevit třeba kamenitou Merkurovskou poušť.
• Př. 2: PSR 1257+12 c, PSR 1257+12 d – exoplanety o hmotnostech 4,3 a 3 Zemí, s vypočtenými teplotami povrchu atmosfér -80 oC a -104 oC. Hmotnosti těchto planet dávají určitý potenciál ke spekulacím o možnosti vzniku silných planetárních magnetických polí, které by mohly ochránit jejich případné husté atmosféry před hvězdným větrem. Husté atmosféry by pak mohly alespoň částečně stínit silné rentgenové záření pulsaru. Pokud bychom silně spekulovali dál, mohli bychom si například u těchto planet představit globální vodní oceány a případně i život…
• Př. 3: PSR 1257+12 e – mini-exoplaneta hmotnosti Saturnova měsíce Rhea obíhající mateřský pulsar ve vzdálenosti 2,7 AU. Vypočtená povrchová teplota – 203°C. Opět by se dalo spekulovat o podpovrchovém oceánu kapalné vody, metanu nebo čpavku „živeného“ teplem z radioaktivního rozpadu.
• Př. 4: PSR 0329+54 b - exoplaneta o třetinové hmotnosti Země (tj. dvojnásobek hmotnosti Marsu) obíhající ve vzdálenosti 2,3 AU. Zde by se dala vyspekulovat charakteristika poněkud „přerostlého bratra“ Saturnova měsíce Titanu. Pokud by se u této planety zachovala hustší atmosféra, mohli bychom si představit např. i povrchové oceány kapalného čpavku nebo metanu. Pokud je planeta bez atmosféry, mohli bychom zase spekulovat třeba o podpovrchovém oceánu.

Poznámka skeptika:

Zde je nutno podotknout, že ve výše uvedených příkladech jsme se skutečně nechali unést exotikou pulsarových planet a přílišným astrobiologickým optimismem. Vzhledem k tomu jak tyto exoplanety vznikly by pesimista mohl říci, že je možno počítat spíše s heavy metalovými pekelnými planetami plnými těžkých radioaktivních prvků, které vznikly při explozi supernovy a jsou beznadějné pro vznik života. Teprve budoucnost nám ukáže, která z vizí je správná…

Obr. 9: Pohled z měsíce exoplanety PSR B1620-26 b "Methuselah" obíhající kolem binárního pulsaru v představě umělce. Copyright © by John Whatmough.

3.3. Bludné exoplanety

Počítačové simulace ukazují, že při vzniku planetárních soustav může být velké množství vytvořených planet vymrštěno mimo gravitační působnost své mateřské hvězdy gravitačním prakem ostatních planet a stát se tak bludnými planetami, které pak opuštěné putují mrazivými „dálavami“ mezihvězdného prostoru.

Zároveň sem můžeme zařadit objekty, které vzniknou z prachoplynového mračna jako hvězdy, ale mají hmotnosti pod úroveň hnědých trpaslíků tj. pod 5 Jupiterů. Název těchto objektů je: metanový trpaslík, protože teplota jejich atmosfér je tak nízká, že se v jejich spektrech vyskytují i čáry metanu. Takový objekt bych vřadil mezi bludné planety, někdy se pro ně v angličtině vyskytuje výraz „cluster“ planets.

Bludné exoplanety jsou současnými metodami velmi těžko detekovatelné, ale podle našich simulací jich bude ve vesmíru zřejmě značný počet.

V otevřené hvězdné asociaci σOri kde je množství mladých hvězd se podařilo přímo pozorovat (v infračerveném oboru) právě izolovaného studeného metanového trpaslíka: S Ori 70, o hmotnosti 3 Jupiterů (tým vědců vedených A. Burgasserem v roce 2003). Pokud by kolem něho obíhaly nějaké velké měsíce, mohly by být např. typu Ganymed nebo Titan a tedy z astrobiologického hlediska zajímavé.

Pro astrobiologii je zajímavé také například to, že planety zemského typu, které byly vyvrženy z rané Sluneční soustavy (a počítačové simulace takové případy naznačují) mohou zůstat dostatečně vlhké a teplé pro udržení života! Pokud by si totiž planeta sebou odnesla svou atmosféru tvořenou např. dusíkem, metanem, čpavkem a vodními parami (ale stačila by i např. jen tenká vodíková), tato by zabránila úniku vnitřního tepla planety generovaného radioaktivním rozpadem a distribuovaného vulkanickou a tektonickou činností na povrch. Toto teplo, přestože energie z něj získaná je 5000x menší než energie od Slunce na Zemi, již může udržet primitivní život. Tuto teorii zpracoval vědec Stevenson z California Institute of Technology, Pasadena, a byla zveřejněna časopisem Nature. Představme si, že stojíme na povrchu takové zbloudilé „Země“: Jen rozžhavená láva zde matně osvětluje chmurnou krajinu pod příkrovem mraků z metanu a čpavku…

A mohli bychom spekulovat dále - pokud by se jednalo třeba o vyvrženou ledovou planetu, opět by se pod ledovou krustou dal uvažovat „osvědčený“ podpovrchový oceán živený teplem z radioaktivního rozpadu prvků!

3.4. Exoplanety v jiné galaxii

Jak jsem již podrobně popisoval ve 2. díle u metody gravitačních mikročoček, podařilo se 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 (viz. obr. 6. ve 2. díle článku).

Kromě odhadu hmotnosti nemůžeme o této planetě říci nic bližšího a ani nemáme šanci ji znovu pozorovat, ale pokud postupem doby zachytíme více podobných mikročoček, bude to důležité např. pro statistiku četností exoplanet zemského typu ve vesmíru a tím i zpřesnění důležitého parametru Drakeovy rovnice výpočtu četnosti života ve vesmíru!

4. Další doplnění typologie planet ve vesmíru?

V 1. díle exoplanetárního průvodce jsme se zabývali typologií planet ve Sluneční soustavě, kterou jsme použili jako odrazový můstek pro naše pátrání po exoplanetách. Nyní jsme nasbírali poměrně slušný vzorek exoplanet a myslím, že nebudu daleko od pravdy, když řeknu, že nám objevené exoplanety dosti ohrozily některé závěry shrnuté v 1. díle v tabulce č. 1 o typologii planet Sluneční.

Ale vezměme to jedno po druhém:

1. Nejvíce nás zpočátku zaskočila přítomnost obřích planet v blízkosti mateřských hvězd. Ale nakonec jsme si to chytrými teoriemi o migraci planet vysvětlili tak, že to nakonec nijak zásadně neotřáslo kritériem míst vzniku planet.

2. Jak poznat u blízko obíhajících exoplanet, zda se skutečně jedná o horkého obra a ne o terestrickou obludu? To se dá těžko rozsoudit. Nicméně např. u planety HD 209458 b „Osiris“ byl dokázán horký Jupiter. Ale u hvězd s vyšší metalicitou a hmotnějším protoplanetárním diskem musíme vzít v úvahu i možnost existence super-Zemí. Podle některých pramenů je žhavou super-Zemí planeta HD 160691 d (o hmotnosti 0,04 Jupitera) a planeta 55 Cnc e (o hmotnosti 0,05 Jupitera). Já se však u těchto planet přikláním k alternativě žhavého podobra („žhavého Neptunu“). Přiřazení super-Země pro výše uvedené exoplanety mi totiž přijde spekulativní, protože např. planeta 55 Cnc e má vyšší excentricitu (e=0,174), což spíše ukazuje na migraci klasického podobra. A co se vyšší metalicity mateřské hvězdy 55 Cnc (Fe/H=0,29) týká, tak proč potom příslušný pramen nenazve super-Zemí např. i exoplanetu HD 149026 b (o hmotnosti 0,36 Jupitera), obíhající kolem hvězdy HD 149026 s vysokou metalicitou (Fe/H) = 0,36?

3. Naprostým šokem bylo objevení pulsarových planet. Tyto jsme na základě naší Sluneční soustavy skutečně podchytit nemohli. Otázkou zůstává, z čeho jsou tyto planety uplácané, viz. předchozí autorova rozpolcenost v kapitole o pulsarových exoplanetách. Jednoznačně však musíme naši typologii rozšířit o pulsarové planety.

4. Bludné planety propočítaly naše výkonné počítače a bludné clusterové planety (alias metanové trpaslíky) již dokonce pozorujeme. Bludné planety mohou být všech planetárních typů.

5. Mezi objevenými exoplanetami (pokud nebereme v úvahu pulsarové exoty) stále ještě není zcela zaplněná hmotnostní „díra“ mezi 2 – 8 Zeměmi. Tuto mezeru však velmi pěkně zaplnil zajímavou teorií francouzsko-španělsko-rakouský tým vědců (A. Léger, F. Selsis, C. Sotin, T. Guillot, D. Despois, H. Lammer, M. Ollivier, F. Brachet, A. Labque, C. Valette). V článku - A NEW FAMILY OF PLANETS? „OCEAN-PLANETS“- (což v překladu znamená: Nová rodina planet? „Oceánické planety“) autoři vycházejí z toho, že kdyby takový „malý Neptun“ zmigroval do obyvatelné zóny mateřské hvězdy, roztál by vodní led v jeho plášti a stal by se „oceánickou planetou“ s obrovským vodním oceánem stokrát rozsáhlejším než jsou ty naše pozemské. Díky upozornění kolegy Tomáše Petráska jsem si oceánickými planetami zaplnil určitou vědomostní mezeru i já.

Existence oceánických planet je velmi pravděpodobná, navíc jsou tyto planety z hlediska astrobiologie velmi zajímavé a jejich výhodou je také to, že se díky svojí hmotnosti dají lépe detekovat. No musíme si však ještě počkat na objevení prvních zástupců tohoto typu exoplanet. Zatím máme jen několik „žhavých Neptunů“.

Závěr:

Neodpustím si ještě shrnující odstaveček. V současnosti známe přehršle extrasolárních planet a to od žhavých až po mrazivé Jupitery. Pokud si vzpomeneme na tabulku č.1 v 1. díle článku, kde jsme si odbyli typologii planet Sluneční soustavy, dostáváme se do lehčí deprese, protože zatím nemáme žádné podrobnější informace o exoplanetách zemského, ledového případně oceánického typu. Právě tyto kategorie exoplanet jsou nejvhodnější pro astrobiologické úvahy.

Ovšem jak jsem již naznačil výše - deprese zde není vůbec na místě, protože pokud objevujeme „Jupitery“, „Saturny“ a „Neptuny“, není pochyb o tom, že s novými přístroji objevíme další „Země“.

Zároveň známe již několik hvězd s asteroidálními a Kuiperovými pásy, což jsou další pádné důkazy pro existenci terestrických a ledových planet.

A do třetice ze Sluneční soustavy víme, že obří planety mají velké měsíce v kategorii planet zemského či ledového typu, z nichž některé jsou dokonce kandidáty na mimozemský život. Není žádný důvod pochybovat o tom, že „exo-Jupiteři“ budou mít podobné rodiny velkých měsíců.

Každopádně se při objevování exoplanet máme v budoucnu na co těšit!

 

Zdroje:

Knihy:

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

Časopisy:

• Astropis 1/2004; rubrika: Novinky z astronomie; článek: Planetární ping-pong; autor: Vladimír Kopecký Jr.
• Icarus 10.7.2004; článek: A NEW FAMILY OF PLANETS? „OCEAN-PLANETS“; autoři: A. Léger, F. Selsis, C. Sotin, T. Guillot, D. Despois, H. Lammer, M. Ollivier, F. Brachet, A. Labque, C. Valette

Webové stránky:

• Ze serverů o exoplanetách na http://www.extrasolar.net/ a http://vo.obspm.fr/exoplanetes/encyclo/encycl.html byly čerpány veškeré informace fyzikálních parametrech exoplanet a obrázky.
• Velmi pěkné umělecké vyobrazení exoplanet, které byly použity v textu jsou na serverech http://www.extrasolar.net/ (Copyright © by John Whatmough)a na http://extrasolar.spaceart.org/extrasol.html (Copyright © Lynette R. Cook)
• Ztracené světy; článek na webu o bludných exoplanetách od DH podle informací CNN z 30.6.1999 na http://astro.sci.muni.cz/pub/info1999/cnn0630.html
• článek o clusterové planetě S Ori 70 na http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0410678
• Exoplanety.cz