HD80606 je hvězda podobná Slunci, nacházející se ve směru souhvězdí Velké Medvědice (UMa). Tato hvězda by sama o sobě nebyla ničím výjimečná, kdyby u ní nebyla objevena v roce 2001 planeta obíhající po velmi excentrické dráze s periodou 111 dní.
Planeta byla objevena metodou měření radiální rychlosti - projevovala se periodickým vychylováním své mateřské hvězdy kolem těžiště soustavy. Obdobným způsobem byla objevena většina známých exoplanet.
Vysoká excentricita orbity e = 0.93 způsobuje, že planeta v periastru (v místě nejblíže ke hvězdě) je vystavena téměř 1000x většímu osvitu než v apoastru (nejdál od hvězdy). To činí tento systém velmi užitečným pro testování modelů atmosfér planet. Především ve smyslu předávání tepla ze zahřáté - denní strany do noční. Šťastnou shodou okolností se ukázalo, že periastrum se nachází poblíž místa, kde exoplaneta při pohledu ze Země prolétá za diskem hvězdy. Čím menší je totiž vzdálenost mezi hvězdou a planetou, tím větší je pravděpodobnost, že bude docházet k vzájemným zákrytům. A tak když se nám přímo "za hvězdu" promítá periastrum, máme velkou pravděpodobnost, že bude docházet k zákrytům planety za hvězdou. Pečlivým měřením v infračerveném oboru by bylo možné zaznamenat rychlý přelet rozžhavené exoplanety za svou hvězdou.
Ukázalo se, že příroda nám je nakloněna a G. Laughlin a kolektiv napozorovali skutečně tento zákryt pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu. Měřili jasnost hvězdy velmi citlivým fotometrem v infračervené barvě a zaznamenali pokles jasnosti přesně v době, kdy se planeta nacházela za svou hvězdou. Tento pokles byl způsoben úbytkem celkového jasu soustavy z důvodu zmizení planety za hvězdou.
Tím se podařilo určit, že sklon oběžné dráhy planety vzhledem ke směru k Zemi je velmi malý - na systém se díváme téměř přesně "z boku" - jak je ukázáno na titulním obrázku.
Zákryt exoplanety za mateřskou hvězdou je jev velmi nenápadný prakticky pozorovatelný jen v infračerveném světle a to jen u těch nejteplejších exoplanet. Ve všech ostatních oborech září hvězda sama řádově více a svit exoplanety spolehlivě přezáří.
Mnohem výraznějším jevem v "zákrytech" systému hvězda - planeta je přechod exoplanety před hvězdným diskem, takzvaný tranzit. V tom případě planeta při svém přeletu před diskem hvězdy dočasně zastíní část jejího povrchu a my můžeme tento jev detekovat jako dočasné zeslabení jasu hvězdy.
Tranzitujících systémů známe aktuálně asi 50. Vesměs se jedná o takzvané "horké jupitery", tedy planety o velikosti Jupitera obíhající velmi blízko své hvězdy (blíže než obíhá Merkur kolem Slunce).
Ale vraťme se k naší exoplanetě HD80606 b. Poté, co se podařilo v roce 2008 napozorovat zákryt planety za hvězdou pomocí SST, G. Laughlin vypočítal, že existuje pravděpodobnost (asi 15 %), že planeta bude vykazovat při svém oběhu okolo hvězdy nejen zákryty, ale i tranzity. Ptáte se proč není jisté, že když systém vykazuje zákryty, musí vykazovat i tranzity? Je to z důvodu vysoké excentricity tohoto systému. V okamžiku, kdy planeta prolétá za hvězdou, je mezi nimi vzdálenost asi 0,03 AU. Před hvězdu se však tato planeta dostane mnohem dále na své eliptické orbitě a vzdálenost obou těles je v tu dobu asi 0,3 AU - tedy 10x větší. Je tedy podstatně menší pravděpodobnost, že planeta se ve větší vzdálenosti "trefí" a přejde přímo před hvězdou.
A tak na dobu, kdy mohlo dojít k tranzitu HD80606 b - 14. února 2009 - byla vyhlášena celosvětová pozorovací kampaň. Jejím cílem bylo zachytit nepatrný (asi 0,01 mag hluboký) pokles jasnosti, který by dokazoval tranzit. A opět jsme měli štěstí! Hned tři týmy astronomů tranzit napozorovali - Moutou a kol. (Francie), Fossey a kol. (GB) a Garcia-Melendo a McCullough (Španělsko).
Tranzit byl zaznamenán všemi týmy fotometricky. Naměřily pokles jasnosti v období tranzitu. Z tohoto měření bylo možné určit přesně velikost explanety a sklon orbity planety ke směru k Zemi (inklinaci).
Jeden z týmů tranzit pozoroval dokonce i spektroskopicky. Konkrétně C. Moutou a kol. a použili k tomu 1,93-m dalekohled na Observatoire de Haute-Provence ve spojení se spektrografem SOPHIE. Podařilo se nasnímat 39 spekter s vysokým rozlišením (disperzí).
Jak se tranzit exoplanety může projevit ve spektru? V samotném spektru byste jej nijak nezaznamenali, ale lze jej detekovat měřením radiálních rychlostí. V každém snímku spektra se přesně určí poloha maxima spektrální čáry (nebo více čar) a porovná se s polohou "katalogovou". Pokud je změřené maximum posunuté k červené barvě, znamená to, že měřený objekt se pohybuje od nás a pokud je posunuté k modré barvě, znamená to, že objekt se pohybuje směrem k nám. Jedná se o takzvaný Dopplerův efekt a pokud hovoříme o metodě měření "radiální rychlosti", jedná se právě o tento jev.
Pokud planeta přechází přes disk rotující hvězdy, zastíní při svém tranzitu nejdříve tu část disku, která se pohybuje směrem k nám a my pozorujeme krátkodobý rudý posuv. V druhé polovině tranzitu zase zastiňuje planeta část disku hvězdy, který se pohybuje od nás a my pozorujeme krátkodobý modrý posuv čar. Této anomálii, ke které dochází jen při tranzitu se říká Rossiter-McLaughlinova anomálie, podle svých objevitelů.
A co je nejdůležitější, podle tvaru této anomálie v křivce radiální rychlosti lze určit, zda hvězda rotuje rovnoběžně se směrem, kterým tranzituje planeta nebo zda je úhel mezi těmito dvěmi směry různý od nuly. V analogii s naší Sluneční soustavou tak můžeme hovořit o sklonu orbity exoplanety k tamní rovině ekliptiky.
A právě detailní rozbor této anomálie z pozorování C. Moutou a kol. ukázal, že HD80606 b má sklon k ekliptice tamního systému velmi vysoký - cca 50°. Vzhledem k tomu, že při výše popsaném objevu tranzitů HD80606 b se nepodařilo zachytit úplně celý jev, ale jen vzestup z tranzitu (celý tranzit trvá více než 12 hodin), zůstává přesné určení sklonu k ekliptice do značné míry nepřesné - v rozmezí 14° až 111°.
Výše uvedený údaj je z práce F. Pont a kol., 2009. Práce od M. Gillona, 2009 s analýzou stejných dat ukazuje, že sklon k ekliptice má hodnotu 58° +18-28°.
Je tedy jisté, že sklon není nulový a planeta má kromě výrazné excentricity své orbitální trajektorie i výrazný sklon k rovině ekliptiky. Hodnotu sklonu se podaří zpřesnit v brzké době, až bude napozorován celý tranzit.
Kromě výše uvedeného byly při objevovém pozorování určeny parametry planety na hmotnost Mp = 3.94 +/- 0.11 MJup a poloměr Rp = 0.98 +/- 0.03 RJup. Planeta má tedy 4x větší hmotnost než Jupiter, a přitom je stejně veliká. Má tedy podstatně vyšší hustotu a pravděpodobně i jinou vnitřní strukturu oproti Jupiteru.
Se zdokonalujícími se metodami výzkumu a stále lepší a lepší technikou se nám tak odkrývá obraz vesmíru, plného různorodých planetárních soustav. Naše sluneční soustava je velmi "poklidná".
Planety u nás obíhají víceméně po kruhových oběžných drahách poblíž roviny ekliptiky a jen komety sem-tam přiletí z dálky ke Slunci a rychle zase zmizí v dálce v různých směrech.
A teď si představte soustavu HD80606 - je možné, že soustava obsahuje i další planety, kromě známé planety "b". Pokud obíhají v rovině ekliptiky, tak to musí být pěkný "gravitační" cirkus. Pod úhlem cca 50° po velmi excentrické dráze podobné kometární mezi ně každých 111 dní vletí planeta 4x těžší než náš Jupiter. V těsné blízkosti kolem tamního slunce (0,03 AU) projde periastrem, zahřeje se na vysokou teplotu a letí až do vzdálenosti 1 AU, do apoastra. Je ovšem velmi pravděpodobné, že gravitační rušení této "zdivočelé" planety rozehnalo do prostoru jakékoliv další potenciální planety v systému.
Na závěr zůstávají otázky, jak je možné, že planeta, která musela vzniknout v ko-rotujícím disku spolu se svou mateřskou hvězdou, může získat tak výrazný sklon k ekliptice a excentricitu.
Scénářů, jak se mohou planety dostat na takové excentrické orbity s vysokým sklonem, je povícero. Pravděpodobně za to ale může vzdálený hvězdný souputník HD80606 - optický průvodce, 20" vzdálená hvězda HD80607. Pokud vznikne planeta v systému dvojhvězdy s širokou orbitou, může se projevit takzvaný Kozaiův migrační mechanismus.
Ten předpovídá, že planeta HD80606 b vznikla několik AU od své mateřské hvězdy, v protoplanetárním disku s velkým sklonem vzhledem ke spojnici obou hvězd. Při vzájemném oběhu těchto tří těles dochází ke gravitačnímu rušení orbity planety vzdáleným hvězdným souputníkem. Během dlouhých miliard let pozmění původně kruhovou orbitu planety ve velmi excentrickou a s vysokým sklonem k ekliptice. Slapové síly mateřské hvězdy na velmi hmotnou planetu obíhající po excentrické dráze ji pak přitáhnou až na nízkou orbitální trajektorii - do oblasti, kde nyní pozorujeme HD80606 b.
Zdroje:
M. Gillon, Spin-orbit misalignement for the transiting planet HD 80606b
http://arxiv.org/abs/0906.4904
F. Pont et al., Spin-orbit misalignment in the HD80606 planetary system
http://arxiv.org/abs/0906.5605
G. Takeda, F. A. Rasio, High Orbital Eccentricities of Extrasolar Planets Induced by the Kozai Mechanism
http://arxiv.org/abs/astro-ph/0502404
|
