• Historie
• Hledání
• Metody objevování
• Radiální rychlost
• Zákryty a přechody
• Astrometrie
• Pulsary
• Mikročočky
• Přímé zobrazení
• Popis exoplanet
• 51 Pegasi
• ups And
• 2M1207
• PSR B1257+12
• ostatní
• Katalogy exoplanet
• Hledání
• Porovnání
• Odkazy

Na následujícím obrázku jsou graficky znázorněny metody používané při objevech exoplanet. Místo zakončení každé čáry zhruba představuje hmotnost objektu, který je možné danou metodou detekovat. Současná (existující) měření jsou vyznačena plnou čarou a metody očekávané v následujících 10 až 20 letech jsou přerušovanou čarou. Měřítko (logaritmické) hmotností je zobrazeno v levé části. Metody (ostatní) v pravém horním rohu je obtížnější zařadit podle hmotnostních pravidel.

Metody hledání exoplanet
Autor snímku: Michael Perryman, ESA (aktualizace listopad 2004)

Metody lze rozdělit do několika skupin s tím, že první čtyři metody mají za společný jmenovatel dynamické projevy.

1. Změna radiální rychlosti 

   Pokud okolo hvězdy obíhá nějaká planeta, způsobuje to při vhodném sklonu oběžné dráhy střídavé přibližování a vzdalování hvězdy od Země. Tento pohyb se projeví ve spektru hvězdy – Dopplerův efekt. Když se daná hvězda pohybuje směrem k nám, posouvají se čáry spektra do modré oblasti, jestliže se pohybuje od nás, čáry se přesunou více k červené oblasti. Posouvání čar ve spektrech se opakuje s určitou periodu, která odpovídá součtu period obíhajících složek. Podle tvaru křivky závislosti červeného posuvu na čase lze usuzovat o výstřednosti planetárních drah. Velikost červeného nebo modrého posuvu závisí na rychlosti hvězdy a souvisí také s hmotností obíhajících složek. Pokud známe sklon oběžné dráhy, je možné vypočítat hmotnost velmi přesně. Podstatná výhoda této metody spočívá v tom, že je ji možné použít i pro hvězdy ve velmi velké vzdálenosti. Nevýhodou zase je ta skutečnost, že rovina oběžné dráhy planety musí protínat Zemi nebo k ní být jen málo skloněna, aby bylo možné daný jev pozorovat a dostatečně přesně proměřit. Podmínkou metody je dostatečná jasnost hvězdy, aby bylo vůbec možné získat spektrum. Touto metodou byla objevena první exoplaneta – 51 Pegasi b.

   Dopplerův jev – zvýšení frekvence (snížení vlnové délky) přijímaného signálu, jestliže se zdroj pohybuje směrem k pozorovateli, nebo snížení frekvence přijímaného záření v případě pohybu opačným směrem. Jev nazván po rakouském fyzikovi Christianu Dopplerovi (1803–1853), který ho popsal jako první.

   Java applet pro simulaci metody změny radiální rychlosti, která je hojně využívána při detekci exoplanet.

   
   
2. Zákryty a přechody planety 

   Některé planetární systémy jsou v prostoru orientovany tak, že se obě nebo více složek navzájem zakrývají, podobně jako u zákrytových dvojhvězd. V okamžiku, kdy se planeta dostane mezi Zemi a mateřskou hvězdu, dojde k nepatrnému poklesu jasnosti hvězdy. Z amplitudy poklesu lze určit přibližný průměr planety a odhadnou i její hmotnost. Touto metodou se podařilo objevit planety u hvězdy Bety Pictoris nebo dvojhvězdy CM Draconis.

   Zákrytovým jevem se rozumí dočasné zastínění nebeského tělesa jiným tělesem, které se nachází před ním. Přechodovým jevem označujeme konfiguraci, kdy jedno (zpravidla menší) těleso přechází zdánlivě (při pozorování ze Země) přes těleso druhé.

   
   
3. Poziční astrometrie 

   Z Newtonova gravitačního zákona vyplývá, že planeta neobíhá kolem hvězdy, ale obě tělesa obíhají okolo společného hmotného středu. Přestože druhé těleso nemusíme vidět, jeho gravitační vliv je dobře patrný. Vlastní pohyb hmotnějšího tělesa po obloze potom není přímočarý, ale vlnitý. Z periody a amplitudy je možné vypočítat nejenom hmotnost obíhajícího tělesa (nebo těles), ale z třetího Keplerova zákona i jeho (jejich) oběžnou periodu a oběžnou vzdálenost. Nevýhodou této metody je ta skutečnost, že ji je možné použít pouze pro tělesa v  menší vzdálenosti a zároveň s dostatečnou hmotností. Tato metoda (označována také jako poziční astrometrie) byla použita při objevu planety u  bílého trpaslíka Sirius B, 61 Cygni nebo HD 114762 ve Vlasech Bereniky.

   Ilustrační obrázek znázorňující obíhání planety a hvězdy okolo společného těžiště. Obrázek není v měřítku.

   
   
4. Měření pulsarů 

   Tuto metodu lze použít pouze u pulsarů. Je založena na tom, že jak planeta obíhá okolo pulsaru, způsobuje změnu jeho polohy, a tím můžeme sledovat zpožďování nebo zrychlování jednotlivých záblesků. Objev byl velkým překvapením, zejména z toho důvodu, že hvězda, která se stane pulsarem, žije velmi krátkou dobu. Z toho lze usuzovat na skutečnost, že vznik planet je z astronomického hlediska poměrně rychlou událostí. Samotný výbuch supernovy, který stádiu pulsaru předchází, planetám z hlediska mechaniky nijak neublíží. Touto metodou se podařilo objevit třetí objekt v binárním pulsaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás necelých 5 900 světelných let. Pulsar má za průvodce bílého trpaslíka a hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 MJ.

   Pulsar je velmi rychle rotující neutronová hvězda, která vysílá pravidelné pulsy elektromagnetického záření. Vzniká při zhroucení supernovy.

   
   
5. Mikročočky 

   K tomuto jevu dochází, když se mezi pozorovatele na Zemi a vzdálenou hvězdu dostane hmotný objekt, který nemusíme ani vidět. Díky relativistickým efektům se vytvoří nový obraz vzdálené hvězdy, přesněji prstýnek obrazů okolo skutečné polohy. Vzhledem k tomu, že se tělesa ve vesmíru pohybují, trvá tento jev pouze po dobu několika týdnů. Gravitační mikročočka způsobí pozvolný nárůst a pokles jasnosti pozorované hvězdy. Důležité je to, že pokud je mikročočka násobným systémem, projeví se změnou jasu všechny jeho složky, tedy včetně případných planet. Existenci exoplanety je ovšem nutné potvrdit nezávislým měřením. Jak ale bylo zmíněno, tento jev trvá pouze po dobu několika týdnů a není možné jej zopakovat.

   Gravitační čočka (masivní těleso, v jehož gravitačním poli se ohýbají světelné nebo rádiové paprsky) v malém měřítku uvnitř Galaxie. Jestliže mezi Zemí a vzdálenou hvězdou je masivní tmavý objekt (např. černá díra), pozorujeme na krátkou dobu její zjasnění. Hvězda, mikročočka a Země jsou v pohybu a zjasnění proto trvá jen po krátkou dobu.

   
   
6. Přímé zobrazení 

   Tato metoda spočívá v přímém vyfotografování planety obíhající okolo vzdálené hvězdy. Poměr zářivých výkonů je ale velmi malý, např. pro Slunce a největší planetu Jupiter je tento poměr v maximální elongaci cca 10-9. Ve vzdálenosti 16 světelných let je úhlová vzdálenost Jupiteru od Slunce 1 úhlová vteřina. Pozemský seeing se projevuje zhruba ve stejném řádu, je zřejmé, že přímé pozorování je možné provádět na oběžné dráze nebo pomocí adaptivní optiky.

   První fotografie planety mimo naší sluneční soustavu. Jedná se o hnědého trpaslíka v souhvězdí Hydry ve vzdálenosti 230 světelných let. Planeta nese označení 2M1207. Poměr svítivosti hvězdy a planety je 1:100.

   
   
7. Ostatní

   Na tomto místě jsou uvedeny metody, u kterých není známo příliš mnoho detailů. Vznikající planetární soustava se může prozradit během poslední fáze svého vzniku, kdy dochází ke srážkám těles s hmotností 1022 kg až 1023 kg . Srážky těchto těles způsobí jejich roztavení, které se projeví zvýšenou emisí v infračerveném oboru spektra. Tento jev nastane pouze v případě, že kolizní rychlosti je malá – kolem 10 km.s-1. Teplota povrchu tělesa po srážce setrvá při teplotě 2 000 K po dobu několika měsíců, větší tělesa budou sice svítivější, ale pouze po krátkou dobu. Při pohledu na naši sluneční soustavu by Jupiter byl výraznějším zdrojem tepelného záření než Slunce. Avšak infračervené záření je podobně jako viditelné světlo obtížně detekovatelné. Mezi další metody lze zařadit tzv. vylučovací metodu. Je prováděn systematický výzkum a hledají se hvězdy, které prakticky se stoprocentní jistotou žádné planetární soustavy nevlastní.

   Tento snímek je pořízen pomocí Hubblova kosmického dalekohledu v oboru infračerveného záření. Kolem relativně jasného mladého hnědého trpaslíka obíhá průvodce, který je vážným kandidátem na exoplanetu. Hnědý trpaslík se nachází na jižní obloze, ve vzdálenosti 225 světelných let v souhvězdí Hydry.