F7514 Exoplanety 7-Další metody detekce exoplanet Marek Skarka 8.11.2023 Jak objevit exoplanetu Přímé metody - přímé pozorování planety Nepřímé metody - pozorování hvězdy -> jak planeta ovlivňuje pozorovatelné charakteristiky hvězdy Jak objevit exoplanetu Přímé metody - přímé pozorování planety Nepřímé metody - pozorování hvězdy -> jak planeta ovlivňuje pozorovatelné charakteristiky hvězdy Astrometrie Využívá tzv. efektu odrazu - planeta i hvězda se pohybují okolo společného středu hmotnosti Primoz Kosmus, Peking 2008 Astrometrie Využívá tzv. efektu odrazu - planeta i hvězda se pohybují okolo společného středu hmotnosti Měří se přesná poloha hvězdy vůči ostatním hvězdám Astrometrie Využívá tzv. efektu odrazu - planeta i hvězda se pohybují okolo společného středu hmotnosti Měří se přesná poloha hvězdy vůči ostatním hvězdám 2 planety Astrometrie Využívá tzv. efektu odrazu - planeta i hvězda se pohybují okolo společného středu hmotnosti Měří se přesná poloha hvězdy vůči ostatním hvězdám Úhlová velikost velké poloosy: 2 planety Z amplitudy úhlového pohybu po obloze a znalosti velké ploosy je možné odhadnout poměrnou hmotnost exoplanety Astrometrie Úhlová velikost velké poloosy: Jupiter a Země ze vzdálenosti 1 pc: Mediánová hodnota pro tranzitující planety: 0.1 μas Mediánová hodnota pro RV: 20 μas => potřeba extrémně precizních měření po dlouhý čas Využívá tzv. efektu odrazu - planeta i hvězda se pohybují okolo společného středu hmotnosti Měří se přesná poloha hvězdy vůči ostatním hvězdám 2 planety Z amplitudy úhlového pohybu po obloze a znalosti velké ploosy je možné odhadnout poměrnou hmotnost exoplanety Astrometrie Přesnost měření daná fotonovým šumem: Na 600 nm, dalekohled o průměru D=10 m, V=15 mag, expozice 1 h, propustnost optické soustavy 0.4: σ=300 μas 2 planety Astrometrie Přesnost měření daná fotonovým šumem: Přesnost měření úhlů pro blízké hvězdy v zenitu (úhlová vzdálenost Θ) při expozici t: Na 600 nm, dalekohled o průměru D=10 m, V=15 mag, expozice 1 h, propustnost optické soustavy 0.4: σ=300 μas Pro Θ=1 arcmin, D=1 m, t=1 h: σ=3 mas Keck-I a VLTI jsou schopny dosáhnout k 10-100 μas - detekce několika hnědých trpaslíků Jupiter a Země ze vzdálenosti 1 pc: Mediánová hodnota pro tranzitující planety: 0.1 μas Mediánová hodnota pro RV: 20 μas 2 planety Astrometrie Přesnost měření daná fotonovým šumem: Přesnost měření úhlů pro blízké hvězdy v zenitu (úhlová vzdálenost Θ) při expozici t: Na 600 nm, dalekohled o průměru D=10 m, V=15 mag, expozice 1 h, propustnost optické soustavy 0.4: σ=300 μas Pro Θ=1 arcmin, D=1 m, t=1 h: σ=3 mas Měření je komplikováno pohyby Země (paralaxa, aberace), pohybem Slunce okolo barycentra, ohybem světla gravitačním polem Slunce a vlastním pohybem hvězdy v prostoru (zdánlivá změna radiální rychlosti) Simulace planety s MP =15 MJ okolo hvězdy M* =1 MS na dráze s velkou poloosou 0.6 au a excentricitou 0.2 ve vzdálenosti 50 pc od Slunce s vlastním pohybem 50 mas/rok Pohyb hvězdy zvětšen 30x! 2 planety Astrometrie 2 planety Astrometrie Sahlmann et al. 2013, A&A, 556, 133 Denis-P J082303.1-491201 2 roky pozorování na VLT, L1.5 trpaslík +28 MJ 2 planety Astrometrie GAIA - start 2013, přesnost až 10 μas pro V~7-12 mag, 20-25 μas pro V=15 mag Očekával se objev tisíců exoplanet. Ani po 8 letech měření žádná! 2 planety Změny pozorovaných časů dějů Při oběhu těles kolem společného těžiště je vlivem konečné rychlosti světla možné pozorovat cyklické změny periodických dějů v soustavě (pulzace, pulsy, změny okamžiků minim zákrytových dvojhvězd, tranzitů atd.) Light Travel-Time effect (LTTE, LiTE) K pozorovateli Signál se zpožďuje Signál se předchází POrb Změny pozorovaných časů dějů Při oběhu těles kolem společného těžiště je vlivem konečné rychlosti světla možné pozorovat cyklické změny periodických dějů v soustavě (pulzace, pulsy, změny okamžiků minim zákrytových dvojhvězd, tranzitů atd.) Light Travel-Time effect (LTTE, LiTE) K pozorovateli Signál se zpožďuje Metoda je plně ekvivalentní s měřením radiálních rychlostí Signál se předchází Změny pozorovaných časů dějů Zákrytová dvojhvězda Zákrytová dvojhvězda TU UMa - RR Lyrae SZ Lyn - HADS Wolszczan&Frail 1992, Nature, 355, 145 Surová data Data pro první planetu Data pro druhou planetu Rezidua 7 planetPulsary (PTV) PSR 1257+12 b - planeta s nejmenší známou hmotností 0.02 MZ Pulsary (PTV) Wolszczan&Frail 1992, Nature, 355, 145 Konacki&Wolszczan 2003, ApJ, 591, 147 7 planet 2 planety Silvotti et al. 2007, Nature, 449, 189 sdB+3.2 MJ , perioda 3.2 roku Murphy et al. 2016, ApJL, 827, 17 MS A + 12 MJ , perioda 840 dní KIC 7917485 Pulzující hvězdy (PTV) Pulzující hvězdy (PTV) 2 planety Mullally et al. 2009, ApJ, 694, 327 - kandidát Silvotti et al. 2007, Nature, 449, 189 sdB+3.2 MJ , perioda 3.2 roku Zákrytové dvojhvězdy (ETV) 17 planet sdB + M trpaslík + 1.9 MJ , perioda 416 dní sdB + M trpaslík + 20 MJ , perioda 15 let Změny časů tranzitů (TTV) 27 planet Malavolta et al. 2017, AJ, 153, 224 - Kepler-19 c Agol&Fabrycky 2017, koa.prop. 405 - Kepler 36 b,c Změny časů tranzitů (TTV) 27 planet Bakalářská práce? Pozorování tranzitů kandidátů na TTV Mikročočkování 204 planet Využívá efektu ohybu paprsků v blízkosti hmotných těles Mikročočkování Využívá efektu ohybu paprsků v blízkosti hmotných těles 204 planet Mikročočkování Využívá efektu ohybu paprsků v blízkosti hmotných těles Úhel ohybu Poloměr Einsteinova prstence => vzdálenost obrazů dvojnásobná Typicky jsou ΘE <~1 mas 204 planet Mikročočkování Zjasnění dáno poměrem součtu ploch obrazů a plochy původního zdroje ΘS Animace z http://www.astronomy.ohio-state.edu/~gaudi/movies.html ΘS je aktuální úhlová vzdálenost čočkujícího objektu od zdroje -> pro ΘS =0 by měla jasnost být nekonečná - není díky konečné velikosti těles 204 planet Mikročočkování Zjasnění dáno poměrem součtu ploch obrazů a plochy původního zdroje Charakteristický čas tE je dán dobou, za kterou projde čočkující těleso Einsteinovým poloměrem => Pro tělesa v Galaktické výduti s čočkujícím tělesem v poloviční vzdálenosti jsou charakteristické časy MSlunce ~ měsíc MJupiter ~ den MZemě ~ hodina ΘS ΘS je aktuální úhlová vzdálenost čočkujícího objektu od zdroje -> pro ΘS =0 by měla jasnost být nekonečná - není díky konečné velikosti těles 204 planet Mikročočkování Zjasnění dáno poměrem součtu ploch obrazů a plochy původního zdroje Tvar zjasnění závisí na aktuální poloze planety vůči čočkovému obrazci Planeta případně vůbec nemusí být zaznamenaná Animace z http://www.astronomy.ohio-state.edu/~gaudi/movies.html 204 planet Mikročočkování Zjasnění dáno poměrem součtu ploch obrazů a plochy původního zdroje Tvar zjasnění závisí na aktuální poloze planety vůči čočkovému obrazci a také na vzájemném poměru hmotností planeta/hvězda (q) Animace z http://www.astronomy.ohio-state.edu/~gaudi/movies.html 204 planet Mikročočkování ● Velikost zjasnění tím větší, čím blíže je zdroj a čočkující objekt na obloze ● Mikročočkování je achomatické (stejné na všech vlnových délkách) ● Šance na mikročočku je velmi nízká (~1:105 -1:106 ) ● Planety vyvolají jen krátkou odezvu OGLE - The Optical Gravitational Lensing Experiment, 1.3m dalekohled na Las Campanas (Chile), od roku 1992 monitoring Galaktické výdutě a LMC+SMC+galaktický disk, polský projekt 204 planet Mikročočkování ● Velikost zjasnění tím větší, čím blíže je zdroj a čočkující objekt na obloze ● Mikročočkování je achomatické (stejné na všech vlnových délkách) ● Šance na mikročočku je velmi nízká (~1:105 -1:106 ) ● Planety vyvolají jen krátkou odezvu => Je žádoucí co nejpřesněji pozorovat mnoho objektů po dlouhou dobu Projekty OGLE, MACHO, MOA, KMTNet ● Tvar zjasnění závisí na poloze planet(y), geometrii její(ch) dráh(y) a relativní hmotnosti vůči mateřské hvězdě OGLE - The Optical Gravitational Lensing Experiment, 1.3m dalekohled na Las Campanas (Chile), od roku 1992 monitoring Galaktické výdutě a LMC+SMC+galaktický disk, polský projekt Z doby trvání, tvaru a velikosti zjasnění lze odhadnout hmotnost čočkujícího tělesa 204 planet Mikročočkování 204 planet Mikročočkování Gaudi et al. 2008, Science, 319, 927 204 planet Přímé zobrazení 72 planet Přímé zobrazení ● Je nutno odfiltrovat světlo hvězdy (nulovací interferometrie, koronograf, polarimetrie) ● Planetu je nutno odlišit od hvězdy (rozlišovací schopnost, eliminace atmosférických vlivů) GEMINI HST HST - nulování polarizací Úhlové rozlišení dalekohledu 72 planet Přímé zobrazení ● Je nutno odfiltrovat světlo hvězdy (nulovací interferometrie, koronograf, polarimetrie) ● Planetu je nutno odlišit od hvězdy (rozlišovací schopnost, eliminace atmosférických vlivů) ● Planeta musí odrážet dostatek světla => Je možné pozorovat pouze planety daleko od své mateřské hvězdy => Zatím možno pozorovat jen velké planety ve správné fázi => Pouze blízké hvězdy => Pro pozorování se hodí jen velké dalekohledy a interferometry, pozorování v IR Poměr jasů planety a hvězdy Fázová funkce Geometrické albedo Úhlové rozlišení dalekohledu GEMINI HST 72 planet Přímé zobrazení 72 planet Přímé zobrazení HR 8799 72 planet Přímé zobrazení 72 planet Přímé zobrazení 72 planet