Exoplaneta

Exoplaneta nebo také extrasolární planeta je planeta obíhající kolem jiné hvězdy než kolem Slunce a patřící tudíž do jiné než sluneční planetární soustavy.
Přestože byly exoplanety již dávno předpovězeny, nebyly do 90. let dvacátého století známy žádné planety obíhající jinou hvězdu hlavní posloupnosti. Avšak od počátku 21. století jsou díky novým metodám pozorování a lepším technologiím každoročně objeveny desítky exoplanet. Objevy exoplanet vybízejí k otázce existence mimozemského života.
Před rokem 1990 bylo známo jen osm objektů, dnes klasifikovaných jako planety, všechny v naší sluneční soustavě; v současnosti (9. září 2016) jich známe 3524.. Všechny pocházejí z galaxie Mléčná dráha a drtivá většina z nich však byla objevena nepřímou metodou místo přímého pozorování. 19. listopadu 2010 byla objevena exoplaneta, která vznikla mimo naši galaxii.
Odhaduje se, že nejméně 10 % hvězd podobných Slunci obíhá alespoň jedna planeta, ale ve skutečnosti jich může být i mnohem více.
Podle platné definice Mezinárodní astronomické unie je planeta těleso obíhající okolo hvězdy. Byly však objeveny i „volně plující“ planetární objekty (objekty větší než nepravidelný asteroid, ale menší než tělesa v nichž probíhají termonukleární reakce (např. hnědý trpaslík). Jelikož tyto objekty nejsou v souladu s platnou definicí planety, nebudou v tomto článku dále rozebírány.
Většina exoplanet, které byly objeveny, má hmotnost větší nebo porovnatelnou s plynnými obry ve sluneční soustavě. Výjimku tvoří několik planet obíhajících vyhaslou hvězdu nebo zbytek supernovy zvaný pulzar a planety u hvězd Mí Arae, 55 Cancri a GJ 436 jejichž velikost je srovnatelná s Neptunem. Planeta obíhající hvězdu Gliese 876 má odhadovanou velikost 6 až 8 krát větší než Země a je pravděpodobně kamenná.
Není jasné, zda se budou nově objevené planety podobat plynným obrům naší sluneční soustavy nebo zda budou úplně jiného typu, který v naší sluneční soustavě není znám. Zvláště některé z těchto planet, známé jako horké Jupitery, obíhají v extrémní blízkosti svých mateřských hvězd po téměř kružnicových oběžných dráhách. Přijímají proto o mnoho více záření než plynní obři v naší sluneční soustavě. Vyvstává proto otázka, zda se jedná o stejný typ planet.
Americká NASA připravuje umělou družici pro hledání blízkých planet (anglicky "Transiting Exoplanet Survey Satellite", zkratka TESS), která bude mapovat takřka všechny hvězdy poblíž Země. 
Zatím se daří objevovat především planety, které jsou dostatečně velké a obíhají ve značné blízkosti mateřské hvězdy tak, že tuto hvězdu rozkmitají alespoň na určitou minimální úroveň, zachytitelnou dnešními přístroji. Postupem času, jak budou sestrojovány stále lepší dalekohledy, bude možné zachytit v dnešní době hypotetické menší a vzdálenější planety podobné Zemi. Frekvence výskytu takových planet je jednou z proměnných v Drakeově rovnici, která odhaduje počet inteligentních, komunikujících civilizací existujících v naší galaxii.
Zatím nejlepším příkladem terestrické exoplanety je Gliese 581 c, druhá planeta červeného trpaslíka Gliese 581, vzdáleného přibližně 20 světelných let od Země. Tato planeta obíhá v obyvatelné oblasti okolo své hvězdy – její oběžná dráha leží v takové vzdálenosti, že na planetě panují příznivé teplotní podmínky.
Nepotvrzená až do roku 1988, byla existence extrasolárních planet dlouho považována za pravděpodobnou, a spekulace ohledně planet obíhajících jiné hvězdy se datují až do 18. století, kdy např. Isaac Newton ve svém díle General Scholium (1713) napsal: „A pokud jsou pevné hvězdy centry jiných podobných systémů, tyto, formované s obdobným záměrem, musí být všechny podrobeny Jeho nadvládě“. (Překlad z angličtiny - Motte 1729).
Tvrzení o detekci exoplanet se objevovaly od devatenáctého století. Některé z prvních zahrnují Dvojhvězdy (70 Ophiuchi). V roce 1855, Kapitán W. S. Jacob z Madraské observatoře britské Východoindické společnosti nahlásil, že podle orbitálních anomálií je "vysoce pravděpodobné" že je v tomto systému "planetární těleso". V roce 1890, Thomas Jefferson Jackson See z Chicagské univerzity a "United States Naval Observatory" prohlásil, že orbitální anomálie potvrdily existenci temného tělesa v systému 70 Ophiuchi s orbitální periodou 36 let, obíhajícího kolem jedné z hvězd. V průběhu padesátých a šedesátých let 20 století, Peter van de Kamp ze "Swarthmore College" několikrát ohlásil objev exoplanet, tentokrát obíhajících Barnardovu hvězdu.
Astronomové dnes obecně považují všechna tato měření za chybná.
V roce 1991, Andrew Lyne, M. Bailes a S. L. Shemar prohlásili, že objevili planetu obíhající okolo pulsaru (PSR 1829-10) díky změnám periody pulsaru. Tvrzení brzy vyvolalo náležitou pozornost, avšak Lyne a jeho tým tvrzení brzy stáhli.
První publikovaný objev, který obdržel následné potvrzení byl učiněn v roce 1988 kanadskými astronomy Brucem Campbellem, G. A. H. Walkerem, a S. Yangem. Jejich sledování radiální rychlosti naznačovala, že hvězdu Gamma Cephei obíhá planeta. Zůstali však opatrní ohledně tvrzení o objevu opravdové exoplanety a skepse ohledně podobných objevů setrvávala v astronomické společnosti několik let. Bylo to způsobeno v největší míře faktem, že patřičná měření byla na hranici schopností tehdejších přístrojů. K nejistotě dále vedl fakt, že patřičná tělesa mohly být také hnědí trpaslíci.
Následující rok byla publikována další pozorování potvrzující pravdivost planety obíhající okolo Gamma Cephei.
Na počátku roku 1992 ohlásili radioastronomové Aleksander Wolszczan a Dale Frail objev planety obíhající pulsar (PSR 1257+12). Tento objev byl rychle potvrzen a obecně považován za první skutečný objev exoplanety. Věří se, že se tyto „pulsarové planety“ zformovaly z pozůstatků supernovy, ze které pulsar vznikl, nebo z pevných jáder plynných obrů, která přežila výbuch supernovy a klesla na novou oběžnou dráhu.
6. října 1995 ohlásili Michel Mayor a Didier Queloz z Ženevské univerzity objev první exoplanety obíhající okolo běžné hvězdy hlavní posloupnosti.
Tento objev byl uskutečněn v Observatoire de Haute-Provence a zahájil éru objevů exoplanet. Technologický pokrok, nejvíce postřehnutelný ve spektroskopii s vysokým rozlišením, vedl k detekci mnoha nových exoplanet v rychlém sledu. Tyto pokroky dovolily astronomům detekovat exoplanety nepřímo, měřením jejich gravitačního vlivu na pohyb jejich mateřské hvězdy. Některé exoplanety byly také nalezeny díky změně jasnosti hvězdy v době, kdy před ní procházela planeta.
K 28. října 2010 bylo objeveno a potvrzeno celkem 493 exoplanet, včetně potvrzených některých z kontroverzních objevů v 80 letech 20. století. První detekovaný systém s více než 1 planetou byl υ And. V dubnu 2009 je známo 363 takových systémů. V únoru 2014 teleskop Kepler objevil dalších 715 exoplanet a jejich počet dosáhl téměř 1700. V květnu 2014 představil projekt Gemini Planet Imager schopnost pořídit přímé fotografie exoplanet o velikosti Jupiteru 10 milionů světelných let od Země.
Planety jsou extrémně slabé zdroje světla v porovnání s jejich mateřskými hvězdami. Na viditelných vlnových délkách mají většinou méně než milionkrát nižší jas. Navíc jejich mateřská hvězda způsobuje oslnění, které znemožňuje přímé pozorování.
Z těchto důvodů je mohou dnešní teleskopy přímo vidět pouze za výjimečných okolností. Konkrétně pokud je planeta znatelně větší než Jupiter, je daleko od své hvězdy a je dostatečně horká, aby vyzařovala infračervené záření.
Drtivá většina známých exoplanet byla objevena pomocí nepřímých metod:
Až na výjimky byly všechny exoplanety do příchodu družice Kepler nalezeny s použitím pozemních teleskopů. Nicméně většina metod je mnohem efektivnější nad neklidnou zemskou atmosférou. Sonda COROT (vypuštěna v prosinci 2006) byla první aktivní vesmírnou misí zaměřenou na hledání exoplanet. Hubbleův vesmírný dalekohled již také nalezl nebo alespoň potvrdil několik planet. 7. března 2009 byla vypuštěna sonda Kepler, která má za úkol hledat vzdálené exoplanety podobné Zemi. Existuje více dalších plánovaných misí (nebo alespoň návrhů), jako např. New Worlds Mission, Darwin (ESA), Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder a PEGASE.
Za jméno hvězdy se přidá malé písmeno. Začíná se u „b“ (např. 51 Pegasi b), dále pak "c" atd. ("a" mělo být vyhrazeno pro hvězdu samotnou, na rozdíl od celého systému, to se ale neuchytilo).
Písmena se přiřazují planetám na základě pořadí v němž byly objeveny, nikoli v závislosti na jejich poloze. Například v systému Gliese 876 byla poslední objevená planeta pojmenována Gliese 876 d, přestože je blíže k hvězdě než Gliese 876 b i Gliese 876 c.
Před objevem 51 Pegasi b v roce 1995 byly planety pojmenovávány různě. První nalezené planety okolo pulsaru PSR 1257+12 byly pojmenovány s velkými písmeny: PSR 1257+12 B a PSR 1257+12 C. Když byla poté v systému objevena nová, k pulsaru bližší planeta, byla pojmenována PSR 1257+12 A (namísto D).
Některé exoplanety mají i své neoficiální přezdívky. Například HD 209458 b je někdy nazývána "Osiris," a 51 Pegasi b se říká "Bellerophon." (podle řeckého mýtu o Bellerofontovi) Gliese 581 c, nejmenší objevená exoplaneta, která je také nejvíce podobná zemi, je někdy nazývána "Ymir." Mezinárodní astronomická unie nemá v plánu oficiálně pojmenovávat exoplanety z praktických důvodů.
Většina exoplanet obíhá okolo hvězd podobných Slunci, tedy hvězd hlavní posloupnosti spektrální třídy F, G, nebo K. Jedním z důvodů je, že většina programů hledajících exoplanety se na takovéto hvězdy zaměřuje. Přesto však statistická analýza naznačuje, že lehčí hvězdy (červení trpaslíci nebo hvězdy spektrální třídy M) buď nemají planety nebo mají adekvátně nižší hmotnost, načež jsou hůře detekovatelné. Nedávná pozorování Spitzerovým vesmírným dalekohledem ukazují, že hvězdy spektrální třídy O, které jsou mnohem teplejší než Slunce, způsobují efekt „fotovypařování,“ který zpomaluje formování planet.
Hvězdy jsou tvořeny převážně lehkými prvky – vodík a hélium. Také obsahují malé množství těžších prvků jako např. železo. Množství těchto těžších prvků je vyjádřeno „metallicitou“ (kovovostí) hvězdy. U hvězdy s vyšší metallicitou je mnohem pravděpodobnější, že bude mít planety a tyto planety bývají těžší než planety okolo hvězd s nižší metalicitou.
Většina známých exoplanet byla objevena nepřímými metodami a můžeme tedy určit pouze některé její fyzikální a orbitální parametry. Metoda radiální rychlosti poskytuje všechny orbitální parametry kromě sklonu. Z neznámého sklonu vyplývá neznámá hmotnost (přesněji je známa minimální hmotnost). Někdy může ve skutečnosti kolem hvězdy obíhat mnohem hmotnější objekt než planeta, např. hnědý trpaslík. Nicméně pokud je orbita planety k nám kolmá (inklinace blízká 90°), můžeme vidět jak planeta prochází před hvězdou a můžeme tedy určit její skutečnou hmotnost a změřit poloměr. Navíc díky astronomickým pozorováním a studiím dynamiky planetárních systémů můžeme vymezit možnou hmotnost planety.
Díky spektroskopickým měřením v průběhu přechodu planety přes kotouč hvězdy můžeme určit složení atmosféry. V době druhotného přechodu (tj. když je planeta za hvězdou) můžeme přímo měřit infračervené vyzařování planety. Navíc, pozorování infračerveného záření může pomoci studovat teplotní vlastnosti blízkých planet.
Drtivá většina dosud nalezených exoplanet má velmi vysokou hmotnost. Mnoho z nich je podstatně hmotnější než Jupiter, nejtěžší planeta sluneční soustavy. Nicméně tyto vysoké hmotnosti jsou zčásti důsledkem výběru pozorování: každá z metod hledání snadněji objeví hmotnou planetu. Díky takovému zkreslení je statistická analýza obtížná, nicméně se zdá, že lehčí planety jsou ve skutečnosti častější než těžké planety, alespoň v rámci rozsahu zahrnujícího všechny gigantické planety. Navíc fakt, že astronomové objevili několik planet pouze několikrát hmotnější než Země, přes obtížnost jejich detekce, naznačuje, že mohou být celkem časté.
Spousta exoplanet obíhá okolo své hvězdy mnohem blíž než kterákoli planeta v naší sluneční soustavě. Toto je znovu převážně důsledek výběru pozorování. Metoda radiální rychlosti je nejcitlivější na planety s malou orbitou. Astronomové byli zprvu překvapeni těmito „horkými Jupitery“, ale dnes je jasné, že většina exoplanet (nebo alespoň většina těžkých exoplanet) mají mnohem větší orbity, některé dokonce v obyvatelné oblasti, kde jsou podmínky pro vodu v tekutém stavu a teoreticky také život. Zdá se pravděpodobné, že ve většině exoplanetárních systémů jsou 1 nebo 2 obří planety s orbitami srovnatelným s těmi Jupiterovými či Saturnovými.
Orbitální excentricita vyjadřuje jak moc je orbita eliptická. Většina známých exoplanet mají relativně vysokou excentricitu. Toto však "není" důsledek výběru pozorování, jelikož excentricita neovlivňuje obtížnost detekce. Vysoká excentricita je hádankou, jelikož dnešní teorie předpokládá vznik planet na kruhových orbitách. Jedna z možných teorií, je že by v systému mohl být další společník (např. hnědý trpaslík). To také naznačuje, že by naše sluneční soustava mohla být neobvyklá, jelikož všechny planety (kromě Merkuru) obíhají po téměř kruhových orbitách.
Ohledně exoplanet zůstává spousta nezodpovězených otázek, jako například jejich složení nebo přítomnost měsíců. Nedávný objev toho, že několik zkoumaných exoplanet obsahuje vodu ukazuje, že se je toho o exoplanetách ještě hodně co učit. Další otázkou je, jestli by mohly podporovat život. Několik planet má oběžné dráhy v obyvatelné oblasti, kde by mělo být možné v pozemských podmínkách přežít. Většina z nich jsou však obří planety více podobné Jupiteru než Zemi; pokud by však měly tyto planety měsíce, mohly by tyto měsíce být příznivější pro život. Odhalení života (jiného než je vyspělá civilizace) na mezihvězdných vzdálenostech je neskutečně vyzývavý technický úkol, který nebude ještě mnoho let dosažitelný.
První milník v objevech exoplanet byl rok 1992, kdy Wolszczan a Frail publikovali výsledky pozorování v časopise „Nature“ indikující, že okolo pulsaru PSR B1257+12 obíhá planeta. Aleksander Wolszczan objevil tento milisekundový pulsar v roce 1990 na rádiové observatoři v Arecibu. To byly vůbec první potvrzené exoplanety a jsou stále považované za velmi neobvyklé v tom, že obíhají okolo pulsaru.
První potvrzenou exoplanetou (51 Pegasi b) obíhající okolo hvězdy hlavní posloupnosti (51 Pegasi) oznámili Michel Mayor a Didier Queloz také v časopise „Nature“ 6. října 1995. Astronomy nejprve zaskočil tento „horký Jupiter“, ale brzy se jim podařilo nalézt další podobné planety.
Od té doby došlo k mnoha dalším význačným objevům, např.: