Seskupení > Exoplanety > Poziční astrometrie

Poziční astrometrie

Poziční astrometrie je odvětví astronomie, které se zabývá přesným určováním poloh nebeských těles na nebeské sféře (myšlená koule obrovského rozměru). Světelný paprsek přicházející z nebeského tělesa (např. hvězdy) je charakterizován třemi základními vlastnostmi: směrem, intenzitou a spektrálním složením. A právě přesné určení směru, z něhož paprsek přichází, je předmětem astrometrie. Poloha hvězdy na obloze je vyjádřena dvojicí sférických souřadnic (rektascenze a deklinace). V poslední době byl základní systém pro astrometrická měření určen polohou 608 vzdálených kompaktních rádiových galaxií a kvasarů. Tento astrometrický souřadnicový systém se nazývá ICRF (International Celestial Reference Frame – Mezinárodní systém nebeských souřadnic). Přesnost, s jakou jsou v ICRF určeny osy, je 0,000 02".

Základní myšlenkou této metody je ta skutečnost, že planeta neobíhá okolo hvězdy, ale obě tělesa obíhají kolem společného hmotného středu – barycentra.

Barycentrum Barycentrum
Poloha barycentra pro různé soustavy různých hmotností. První soustava (vlevo) zobrazuje dvě hvězdy stejných hmotností. Na druhé soustavě (vpravo) je zobrazena situace pro hvězdu a planetu.

Tím jak planeta (planety) obíhá (obíhají) okolo společného hmotného středu, lze detekovat nepatrné změny polohy hvězdy na nebeské sféře. Vlastní pohyb hmotnějšího tělesa po obloze potom není přímočarý, ale vlnitý.

Pohyb
Pohyb hvězdy Gl 876 (viditelná) s planetou (neviditelná), kde si lze všimnout kolísání polohy hvězdy na obloze způsobené planetou.

Dráha hvězdy, která obíhá okolo společného hmotného středu, se na nebeskou sféru promítá jako elipsa. Velikost hlavní poloosy α lze získat vztahem:

  Vzorec (1)

kde α je v úhlových vteřinách, pokud a je v AU a d je v parsecích. Astrometická metoda má za cíl změřit velikost poloosy elipsy vzniklé tímto kolísáním polohy. Pokud bychom pozorovali soustavu Slunce – Jupiter ze vzdálenosti 5 parseků (16 světelných let), pohybovala by se tato hodnota okolo 1 úhlové milivteřiny. Zatímco pro Zemi je to hodnota 0,6 úhlových mikrovteřin s peridou 1 rok. Hodnoty pro Jupiter a Zemi, kdyby se nacházely ve vzdálenosti 10 parseků (32 světelných let), jsou 500 a 0,3 úhlových mikrovteřin. Jen pro ilustraci, rozlišení Hubblova kosmického dalekohledu je 50 úhlových milivteřin.

Pohyb Pohyb
Obrázek vlevo zobrazuje vliv Jupiteru na polohu Slunce. Na obrázku vpravo je zahrnuto všech 9 planet sluneční soustavy. Body 1 – 6 označují polohy v letech 2000 až 2050. 1 astromická jednotka (AU) je střední vzdálenost Země – Slunce.

Měření sub–milivteřinových posunů v optickém oboru je doposud nemožné z důvodu atmosférických jevů, ačkoliv jsou projektovány největší pozemské dalekohledy, kde by bylo možné pomocí interferometrických metod prováděno měření v oblasti desítek úhlových mikrovteřin nebo lepších. Jako příklad můžeme uvést Keckův interferometr nebo VLTI z jižní evropské observatoře.

Astrometrická měření však mohou být mnohem přesněji realizována mimo zemskou atmosféru, kde například družice ESA Hipparcos proměřila zhruba 120 tisíc hvězd s přesností okolo 1 úhlové milivteřiny. V budoucnu jsou plánované některé experimenty zaměřené na proměřování poloh hvězd, lze zmínit projekt agentury NASA – kosmický interferometr SIM (spuštění v r.2009) nebo spektroskopickou misi agentury ESA – GAIA, která by měla vytvořit 3D mapu polohy a prostorového pohybu více než miliardy hvězd naší Galaxie, spuštění této akce je naplánováno na rok 2010. Souběžně s tím by měla GAIA nalézt tisíce exoplanet ve vzdálenostech 100 pc – 200 pc, právě díky kolísání polohy hvězd způsobené obíhající planetou.

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 7803krát.

Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (astronomia.zcu.cz/hvezdy/exoplanety/54-pozicni-astrometrie)
Nahrávám...