Zákryty a přechody planety

Metoda zjišťování exoplanet pozorováním během zatmění mateřské hvězdy byla poprvé zmiňována již před 50 lety. Princip samotné detekce je velice jednoduchý: světlo hvězdy je ztlumeno přechodem obíhající planety přes její disk, přičemž se tento jev opakuje s dobou oběhu planety okolo hvězdy.

Představa přechodu planety přes kotouček hvězdy.	Ilustrační průběh změny jasnosti při přechodu planety přes disk hvězdy.

Do této metody je vkládána spousta nadějí, protože by šla použít pro detekci planet, které mají hmotnosti mnohem menší než je hmotnosti planety Jupiter a jsou svými parametry srovnatelné se Zemí. U těchto typů planet lze očekávat i možnost vzniku života. Lze si i představit extrapolaci této metody směrem k hmotnostem planetárních satelitů.

První změřený přechod exoplanety přes disk hvězdy HD 209458. Graf zachycuje závislost naměřeného relativního toku (jasnosti) na čase. V pravé části grafu vzrostl šum při měření způsobený zvýšením hmotnosti venkovního vzduchu. Z detailního studia tvaru přechodu lze usuzovat na fyzické charakteristiky planety.

Důležitý výsledek ve studiu exoplanet byl proveden právě u hvězdy HD 209458, kde se poprvé pozoroval přechod planety přes kotouček hvězdy. Přesný průběh světelné křivky dovoluje odhadnout hmotnost a poloměr obíhající planety. Odhadnutá hustota ρ ~ 380 kg.m^-3 odpovídá vodíkové plynné obří planetě s povrchovým tíhovým zrychlením g ~ 9,7 m.s^-2.

Úspěšnost této metody silně závisí na geometrii přechodu a poklesu svítivosti způsobené objektem, který přechází přes hvězdy. Podle níže uvedeného obrázku plyne, že pravděpodobnost spatření přechodu je poměr mezi poloměrem hvězdy a hlavní poloosou oběžné dráhy planety. Pro planety podobné Jupiteru nacházející se ve vzdálenosti 1 AU (150 mil. km) obíhající okolo hvězdy podobné Slunci (poloměr 700 000 km) vychází tento poměr zhruba 0,005. To znamená, že 0,5 % systémů má správnou konfiguraci. I z toho důvodu se touto metodou doposud neobjevilo velké množství planet. Důležité ovšem je, že tato metoda existuje a že je možné ji použít.

Pravidla pro konfiguraci roviny oběžné dráhy planety a pozorovatele přechodu planety přes kotouček hvězdy pro danou velkou poloosu a průměr hvězdy.

Změna jasu Δm je dána přibližně vztahem

(1)

za předpokladu homogenní jasnosti kotoučku hvězdy.

Hodnota Δm pro Zemi je 8,4.10^-5 a pro Jupiter dosahuje 1,1.10^-2. Pro výše uvedenou hvězdu byla naměřena hodnota 1,7.10^-2. Trvání přechodu pro planety typu Jupiter je 25 hodin a pro planety podobné Zemi je to 13 hodin. Jestliže se nám podaří určit polohu hvězdy v HR diagramu, lze odvodit její poloměr a po naměření změny jasnosti můžeme vypočítat i R_p. Ze známé oběžné doby a odhadnuté hmotnosti hvězdy (získané rozborem spektra) lze pomocí 3. Keplerova zákona vypočítat velkou poloosu dráhy, z doby trvání zákrytu i sklon oběžné dráhy.

Dosáhnout u pozemní fotometrie přesnosti lepší než 0,1 % je komplikované v důsledku neustálých změn probíhajících v atmosféře (zejména mihotání a scintilace). Proto se tato metoda stále více nasazuje do kosmických družic, kde lze provádět velmi dlouhá nepřerušovaná měření.