Časopis e-Perseus

Asi 10% exoplanet objevených metodou měření radiálních rychlostí, obíhá mateřskou hvězdu, která již neleží na hlavní posloupnosti, ale ve svém vývoji se dostala do oblasti červených obrů. Abychom mohli lépe studovat tyto staré hvězdné systémy, je zapotřebí mít úplnou informaci o obíhajících planetách. Z měření radiálních rychlostí lze zjistit hmotnost planety, ale nemáme informaci o velikosti planety. Bylo by tedy velmi žádoucí odhalit tranzity některé z planety obíhající obří hvězdu.
 
 Bohužel kvůli velkému poloměru hvězdy by pokles jasnosti při tranzitu byl o dva řády menší než při tranzitu přes hvězdu podobnou Slunci. Dalším úskalím pozorování tranzitů u obřích hvězd je délka jevu. Velký hvězdný disk by exoplaneta „přelétala“ nikoliv řádově hodiny, jako většina známých tranziterů, ale celá událost by trvala desítky hodin – typicky 50 hodin. Pozorovat tranzit těchto parametrů je prakticky nemožné – alespoň ne ze zemského povrchu. Jistou nadějí by bylo měření z družice – např. CoRoT nebo Kepler. Výzkum starých planetárních systémů je velmi důležitý, protože nám odhaluje budoucnost planetárních soustav, včetně naší Sluneční soustavy.
 
 Kolektiv autorů z Ohio State Univerzity v čele s R. J. Assefem ale navrhli zcela novou metodu jak „zviditelnit“ jinak velmi titěrné a velmi dlouhé tranzity přes obří hvězdu. Pozorovat lze tyto tranzity i v časových škálách jednotek hodin a hloubce poklesů řádově 0,01 mag.
 
 Autoři přišli s revoluční myšlenkou – pozorovat v úzkopásmovém Ca filtru, který se používá např. na pozorování sluneční chromosféry a využívají jej i dalekohledy zaměřené na hledání exoplanet metodou měření radiálních rychlostí. V emisních čarách vápníku totiž pozorujeme teplejší chromosféru – povrchovou vrstvu nad fotosférou hvězdy. Chromosféra se vyskytuje pouze u chladnějších hvězd, které mají silné magnetické pole způsobené přítomností konvektivní zóny v obalu hvězdy. Jedná se o hvězdy pozdních spektrálních typů – od F8 dále. A právě sem spadají i červení obři, staré hvězdy na sklonku svého života.
 
 Budeme-li pozorovat v čáře vápníku, bude mít obraz hvězdy podobu nikoliv plochého disku s okrajovým ztemněním (obraz fotosféry), ale naopak uvidíme obraz jasného prstence na okrajích disku a temnější disk samotný. Je to z toho důvodu, že na okrajích hvězdy vidíme opticky mohutnější část chromosféry než uprostřed disku. Autoři uvádějí, že prstenec by měl zářit až 30x víc než oblast uvnitř. Většina světla tedy od hvězdy přichází z podstatně menší plochy než je samotný velký disk a pokud budeme sledovat tranzit exoplanety přes chromosférický prstenec, bude pokles řádově hlubší než při sledování v širokopásmovém filtru (např. V). Světelná křivka takových tranzitů by měla vypadat zcela jinak než běžné dnes pozorované tranzity – na začátku a na konci tranzitu by mělo dojít ke krátkému (řádově hodina až dvě) a velmi hlubokému (řádově 0,01 mag) poklesu a mezi tím by se jasnost systému vrátila téměř do normálu (s poklesem řádově 0,0001 mag).
 Vysoce úzkopásmové filtry „ořežou“ velkou část světla přicházejícího od hvězdy, takže na pozorování těchto obřích tranzitů bude zapotřebí i obřích teleskopů. Autoři této průkopnické práce nicméně uvádějí, že již s 50cm dalekohledem bude možné dosáhnout požadovaného poměru signál / šum při měření.
 
 Otvírá se nám zde tedy nové okno do světa planetárních systémů na sklonku jejich existence a tímto oknem se můžeme podívat i do naší vlastní vzdálené budoucnosti.
 
 Připraveno podle práce:
 R.J. Assef, B.S. Gaudi and K.Z. Stanek, Detecting Transits of Planetary Companions to Giant Stars.