Novinky
Na čem pracujeme: Potvrzen sodík v atmosférách dvou exoplanet
Objevy extrasolárních planet jsou záležitostmi prakticky na denním pořádku. Jejich charakterizace se až donedávna omezovala na stanovení fundamentálních parametrů exoplanety, na její změření a zvážení a určení parametrů oběžné dráhy. S rozvojem moderních dalekohledů a citlivých spektrografů se ovšem otevírají možnosti charakterizace i jejich atmosfér. Astronomové pod vedením Petra Kabátha z ASU se věnovali čtyřem vhodným extrasolárním planetám a studovali spektra jejich atmosfér.
Planety obíhající jiné hvězdy jsou objevovány mnoha metodami, bezkonkurenčně nejúspěšnější je tzv. metoda tranzitní. Planeta přechází přes disk hvězdy a tím zakrývá část její fotosféry. Dalekohled pak měří malou změnu toku záření. Ze světelné křivky, tedy závislosti zářivého toku na čase, lze planetu „na dálku“ změřit a jsou-li k dispozici i další informace, tak i zvážit. Tranzitní metoda je v objevování extrasolárních planet tak úspěšná především pro svoji přímočarost a relativní jednoduchost, to vše v souladu s poměrně malou náročností na přístrojové vybavení. Zatímco tranzity exoplanet lze sledovat i s pomocí dalekohledů amatérské třídy, jiné metody jsou stále ještě vyhrazeny velkým profesionálním dalekohledům.
Je-li exoplaneta obklopena atmosférou nebo jedná-li se dokonce o planetu plynnou, nabízí exempláře objevené tranzitní metodou další možnosti výzkumu. A to proto, že chemické prvky tvořící atmosféru planety nutně interagují se světlem hvězdy, jež blízkou souputnici ozařuje. Během přechodu planety přes disk hvězdy tak toto světlo „prosvětluje“ atmosféru exoplanety, která ve výsledném záření zachyceným detektorem pozorovatele nechává svůj podpis.
Myšlenka tzv. transmisní spektroskopie je tedy opět velmi přímočará. Vzhledem k tomu, že předpokládané rozměry průsvitných vrstev atmosfér exoplanet, jejichž tloušťky lze odhadnout v hodnotách tisíců kilometrů, jsou velmi malé ve srovnáním s rozměrem zbývajícího disku hvězdy, jsou očekávané hodnoty hloubek absorpčních čar vznikajících v planetárních atmosférách nicotné, prakticky pod hranou přímé detekce současnými přístroji. Astronomové si pomáhají matematickými metodami zpracování spekter. Tou nejběžnější metodou je odečtení vzorového spektra hvězdy získaného v období mimo tranzit, kdy exoplaneta do celkového záření nepřispívá.
Astronomové po vedením Petra Kabátha ze Stelárního oddělení ASU si počínali v naznačeném duchu. Soustředili se na čtveřici exoplanet, WASP-76b, WASP-127b, WASP-166b a KELT-11b. O nich se předpokládá, že jde o plynné obry, dvě jsou typu „horký Jupiter“, dvě typu „horký Neptun“, všechny se nacházejí velmi blízko své mateřské hvězdy a očekává se, že mají rozsáhlé atmosféry. Pro tyto exoplanety vyhledali v archívech pozemního přístroje HARPS (jednoho z nejcitlivějších pozemních spektrografů napájeným 3,6metrovým dalekohledem ESO v Chile) spektra z několika zaznamenaných tranzitů, pro každou z exoplanet tak zpracovávali v průměru kolem stovky spekter, pořízených jak během tranzitu, tak mimo něj.
Spektra uložená v dostupném archívu byla již redukována, tedy zbavena instrumentálních efektů a kalibrována ve vlnové délce. Tady však práce autorů nekončila. V prvé řadě bylo třeba spektra normalizovat, aby je bylo možno dále matematicky zpracovávat. To bylo provedeno proložením polynomem ve spektrálních oblastech, které autory velmi zajímaly. To byla zejména okolí čar sodíku, Balmerovských čar vodíku a čáry lithia. Dalším krokem bylo odstranění telurických čar, tedy čar, které ve spektru zanechává atmosféra Země. Korekce telurických čar byla v představované práci založena na modelovém telurickém spektru, jehož intenzita byla upravena podle skutečné hloubky měřených telurických čar. S pomocí tohoto modelu se podařilo rušivé telurické čáry odstranit s požadovanou přesností.
Separátně pro každou exoplanetu pak byla zprůměrována spektra pořízená mimo tranzit, která pak sloužila jako referenční spektrum hvězdy. Spektra pořízená během tranzitu byla pak vydělena referenčním spektrem odpovídající hvězdy a posunuta ve vlnové délce tak, aby korigovala dopplerovský posun způsobený vlastním pohybem exoplanety. Všechna taková spektra pak byla pro každou exoplanetu opět zprůměrována, čímž se zvýšil poměr signálu k šumu. S pomocí numerického modelu byly také určeny nejistoty měření, jejichž znalost je v experimentální fyzice stejně důležitá jako znalost samotného spektra.
Očištěná transmisní spektra ještě stále mohou obsahovat projevy magnetické aktivity hvězdy, pokud by se v době pořizování spekter výrazně měnila. Autoři proto také studovali vývoj čar vápníku a horčíku, které jsou známy jako dobré indikátory úrovně magnetické aktivity na našem Slunci, a analogicky tedy i u cizích hvězd Slunci podobných. Z měření vyplývá, že ani u jedné ze čtyřech studovaných hvězd se v období, pro něž existovala zpracovávaná pozorování, magnetická aktivita výrazně neměnila. Získaná spektra tedy představují nejlepší dostupnou reprezentaci spekter atmosfér zmíněných čtyř exoplanet.
Z výsledků vyplývá, že absorpční čára sodíkového dubletu byla bez pochyby zaznamenána ve dvou případech, u planety WASP-76b a WASP-127b. U ostatních dvou exemplářů se sodík nepodařilo prokázat, měření však posloužila k stanovení horní meze možné koncentrace tohoto prvku. Autoři vysvětlují negativní výsledek dvěma možnými hypotézami. Buď se sodík v atmosférách planet WASP-166b a KELT-11b skutečně nenachází, nebo jsou jejich oblohy pokryty oblačností, která detekci sodíku efektivně znemožňuje.
Co se týče pokusů o detekci neutrálního vodíku prostřednictvím balmerovských čar Hα a Hβ nebo čáry lithia, zde byli autoři neúspěšní. Jak ale poznamenávají v samotném závěru svého článku: neúspěšné detekce chemických prvků nejsou obvykle publikovány, přestože i takové závěry jsou velmi užitečné pro charakterizaci exoplanetárních atmosfér, protože umožňují přinejmenším stanovit odhad horní meze zastoupení takového prvku.
Michal Švanda
Citace práce
J. Žák, P. Kabáth a kol., High-resolution transmission spectroscopy of four hot inflated gas giant exoplanets, Astronomical Journal v tisku, preprint arXiv:1907.07267
Kontakt: Dipl.-Phys. Petr Kabáth, Dr.rer.nat., petr.kabath@asu.cas.cz