Obrazový kredit: ESO
Evropský tým astronomů [1] oznamuje objev a studium dvou nových extra solárních planet (exoplanet). Patří k OGLE tranzitním kandidátským objektům a lze je podrobně charakterizovat. Tím se ztrojnásobí počet exoplanet objevených tranzitní metodou; nyní jsou známy tři takové objekty.
Pozorování byla provedena v březnu 2004 pomocí multivláknového spektrografu FLAMES na 8,2 m teleskopu VLT Kueyen v observatoře ESO Paranal (Chile). Umožnili astronomům měřit přesné radiální rychlosti čtyřicet jedna hvězd, u nichž byl průzkumem OGLE detekován dočasný „pokles“ jasu. Tento efekt může být podpisem tranzitu před hvězdou obíhající planety, ale může to být také způsobeno malým hvězdným společníkem.
U dvou hvězd (OGLE-TR-113 a OGLE-TR-132) odhalily změřené změny rychlosti přítomnost společníků planetární hmoty na oběžné dráze extrémně krátkého období.
Tento výsledek potvrzuje existenci nové třídy obřích planet, označovaných jako „velmi horké Jupitery“ kvůli jejich velikosti a velmi vysoké povrchové teplotě. Jsou velmi blízko svým hostitelským hvězdám a obíhají za méně než 2 (Země) dny.
Tranzitní metoda pro detekci exoplanet bude „předvedena“ široké veřejnosti 8. června 2004, kdy planeta Venuše projde před solárním diskem, srov. program VT-2004.
Objevování jiných světů
Během posledního desetiletí se astronomové dozvěděli, že naše Sluneční soustava není ojedinělá, protože více než 120 obřích planet obíhajících jiné hvězdy bylo objeveno průzkumy radiální rychlosti (srov. ESO PR 13/00, ESO PR 07/01 a ESO PR 03/03).
Technika radiální rychlosti však není jediným nástrojem pro detekci exoplanet. Když planeta projde před svou mateřskou hvězdou (jak je vidět ze Země), blokuje z našeho pohledu malou část světla hvězdy. Čím větší je planeta, vzhledem k hvězdě, tím větší je zlomek blokovaného světla.
Je to přesně stejný efekt, když Venuše 8. června 2004 přenese sluneční disk, srov. ESO PR 03/04 a webová stránka programu VT-2004. V minulých stoletích byly takové události použity k odhadu vzdálenosti Slunce a Země, což mělo velmi užitečné důsledky pro astrofyziku a nebeskou mechaniku.
V současné době nabývají planetární transity obnovený význam. Několik průzkumů se pokouší najít slabé podpisy jiných světů pomocí hvězdných fotometrických měření a hledá periodické stmívání hvězdy, když planeta prochází před jejím diskem.
Jeden z nich, průzkum OGLE, byl původně navržen pro detekci microlensing událostí monitorováním jasu velmi velkého počtu hvězd v pravidelných intervalech. Za poslední čtyři roky zahrnuje také hledání periodických mělkých „poklesů“ jasu hvězd, způsobených pravidelným tranzitem malých oběžných předmětů (malé hvězdy, hnědé trpaslíky nebo planety velikosti Jupiter). Tým OGLE od té doby oznámil 137 „kandidátů na planetární tranzit“ z průzkumu asi 155 000 hvězd ve dvou polích jižní oblohy, jeden ve směru Galaktického centra a druhý v souhvězdí Cariny.
Řešení povahy tranzitů OGLE
OGLE tranzitní kandidáti byli detekováni přítomností periodického poklesu jasu pozorovaných hvězd o několik procent. Poloměr planety velikosti Jupiteru je asi 10krát menší než poloměr hvězdy slunečního typu [2], tj. Pokrývá asi 1/100 povrchu této hvězdy, a proto blokuje během 1% hvězdného světla během tranzit.
Samotná přítomnost tranzitní události však neodhalí povahu tranzitního orgánu. Důvodem je skutečnost, že nízkohmotná hvězda nebo hnědý trpaslík, stejně jako proměnná jasnost binárního systému zatmění pozadí pozorovaného stejným směrem, mohou vést ke změnám jasu, které simulují ty, které jsou produkovány obíhající obří planetou.
Povaha tranzitivního objektu však může být stanovena pozorováním radiální rychlosti mateřské hvězdy. Velikost kolísání rychlosti (amplituda) přímo souvisí s hmotností doprovodného objektu, a proto umožňují rozlišovat mezi hvězdami a planetami jako příčinou pozorovaného „poklesu“ jasu.
Tímto způsobem se kombinují fotometrické tranzitní vyhledávání a měření radiální rychlosti, aby se stala velmi výkonnou technikou pro detekci nových exoplanet. Navíc je to zvláště užitečné pro objasnění jejich charakteristik. Zatímco detekce planety metodou radiální rychlosti vede pouze k nižšímu odhadu její hmotnosti, měření průchodu umožňuje určit přesnou hmotnost, poloměr a hustotu planety.
Následná pozorování radiální rychlosti 137 OGLE tranzitních kandidátů není snadný úkol, protože hvězdy jsou poměrně slabé (vizuální velikosti kolem 16). To lze provést pouze pomocí dalekohledu ve třídě 8-10 m se spektrografem s vysokým rozlišením.
Povaha dvou nových exoplanet
Evropský tým astronomů [1] proto využil dalekohled VLT Kueyen o délce 8,2 m. V březnu 2004 sledovali během osmi půlnocí 41 OGLE „nejlepších kandidátských hvězd pro tranzit“. Profitovali z multiplexní kapacity zařízení pro propojení vláken FLAMES / UVES, které umožňuje získat spektra s vysokým rozlišením 8 objektů současně a měří hvězdné rychlosti s přesností asi 50 m / s.
Zatímco převážná většina kandidátů na tranzit OGLE se ukázala jako binární hvězdy (většinou malé, chladné hvězdy přecházející před hvězdami slunečního typu), dva z objektů, známé jako OGLE-TR-113 a OGLE-TR-132, byly bylo zjištěno, že vykazuje malé variace rychlosti. Když se spojila všechna dostupná pozorování - změny světla, hvězdné spektrum a změny radiální rychlosti, astronomové dokázali určit, že pro tyto dvě hvězdy mají přechodové objekty masy kompatibilní s hmotami obří planety, jako je Jupiter.
Zajímavé je, že obě nové planety byly detekovány kolem poměrně vzdálených hvězd v galaxii Mléčná dráha ve směru na jižní souhvězdí Carina. U OGLE-TR-113 je mateřská hvězda typu F (mírně teplejší a masivnější než Slunce) a nachází se ve vzdálenosti asi 6000 světelných let. Oběžná planeta je asi o 35% těžší a její průměr je o 10% větší než průměr Jupiteru, největší planety sluneční soustavy. Obíhá kolem hvězdy jednou za 1,43 dne ve vzdálenosti pouhých 3,4 milionu km (0,0228 AU). Ve sluneční soustavě je Merkur 17krát dále od Slunce. Povrchová teplota této planety, která je stejně jako Jupiter plynným obrem, je odpovídajícím způsobem vyšší, pravděpodobně nad 1800 ° C.
Vzdálenost k systému OGLE-TR-132 je asi 1200 světelných let. Tato planeta je asi tak těžká jako Jupiter a asi o 15% větší (její velikost je stále poněkud nejistá). Obíhá kolem trpasličí hvězdy K (chladnější a méně hmotné než Slunce) jednou za 1,69 dne ve vzdálenosti 4,6 milionu km (0,0306 AU). Také tato planeta musí být velmi horká.
Nová třída exoplanet
S dříve nalezeným planetárním tranzitním objektem OGLE-TR-56 [3] definují dva nové objekty OGLE novou třídu exoplanet, které dosud nebyly detekovány současnými průzkumy radiální rychlosti: planety s extrémně krátkými obdobími a odpovídajícími malými oběhami. Zdá se, že rozdělení orbitálních období pro „horké Jupitery“ zjištěné z průzkumů radiální rychlosti kleslo pod 3 dny a dříve nebyla nalezena žádná planeta s orbitálním obdobím kratším než asi 2,5 dne.
Existence tří planet OGLE nyní ukazuje, že „velmi horké Jupitery“ existují, i když mohou být docela vzácné; pravděpodobně asi jeden takový objekt na každých 2500 až 7000 hvězd. Astronomové jsou opravdu zmatení, jak se planetárním objektům podaří skončit v tak malých oběžných drahách, tak blízko jejich středních hvězd.
Na rozdíl od metody radiální rychlosti, která je zodpovědná za velkou většinu detekcí planet kolem normálních hvězd, umožňuje kombinace pozorování tranzitu a radiální rychlosti stanovit skutečnou hmotnost, poloměr a tedy střední hustotu těchto planet.
Velká očekávání
Dva nové objekty zdvojnásobily počet exoplanet se známou hmotností a poloměrem (tři objekty OGLE plus HD209458b, které byly detekovány průzkumy radiální rychlosti, ale u kterých byl později pozorován fotometrický tranzit). Nové informace o přesných hmotnostech a poloměrech jsou nezbytné pro pochopení vnitřní fyziky těchto planet.
Doplňkovost technik tranzitu a radiální rychlosti nyní otevírá dveře k podrobnému zkoumání skutečných charakteristik exoplanet. Vesmírné pátrání po planetárních tranzitech - jako jsou mise COROT a KEPLER - spolu s následným pozorováním radiální rychlosti na zemi povedou v budoucnu k charakterizaci jiných světů tak malých jako naše Země.
Původní zdroj: ESO News Release
