Atmosféra exoplanety obsahuje kyslík!
 |
Objev byl učiněn pomocí Hubblova kosmického teleskopu (HST). Pozorování hvězdy a její planety probíhala v říjnu a v listopadu 2003. Přítomnost kyslíku a uhlíku byla zjištěna na základě rozboru pořízených spekter hvězdy. Zde je nutno připomenout, že oběžná dráha exoplanety kolem hvězdy leží v rovině, protínající naši Zemi. To znamená, že při pohledu ze Země dochází střídavě k přechodu planety před kotoučkem hvězdy a následně k zákrytu exoplanety za hvězdou.
Astronomové porovnávali spektra hvězdy, pořízená v okamžiku, kdy exoplaneta přecházela před hvězdou (Přechod planety přes hvězdu), se spektry pořízenými v době zákrytu planety za hvězdou. V prvním případě se projevil "nadbytek" kyslíku a uhlíku, ke kterému přispěla atmosféra žhavé planety. To, co bylo na spektrech jaksi navíc, nepatřilo hvězdě, ale přítomné planetě.
Samotná exoplaneta byla objevena v roce 1999. Již při dřívějších pozorováních pomocí HST v roce 2001 byla objevena přítomnost sodíku v atmosféře planety (Atmosféra exoplanety), v roce 2003 se podařilo potvrdit přítomnost vodíku. Byl to první krok na dlouhé cestě k určování chemického složení atmosfér exoplanet, kterých je dnes známo více než 100. A proč astronomové nejprve pátrali po přítomnosti sodíku? Vysvětluje to Timothy Brown z National Center for Atmospheric Research: "Sodík je spektrálním ekvivalentem tchoře - proto není možné jej nezaregistrovat, pokud na nějakém objektu existuje!"
Exoplaneta, uváděná v astronomických přehledech pod označením HD 209458b, byla předběžně pojmenována jako Osiris podle egyptského boha mrtvých a podsvětí, který byl svým bratrem Sethem zavražděn a rozsekán na mnoho kousků. Podobně i exoplaneta postupně ztrácí svoji hmotu díky malé vzdálenosti od mateřské hvězdy. Vydejme se alespoň ve své fantazii k návštěvě této exotické planety. Připravte se však na podmínky ještě hrozivější něž na povrchu Venuše.
Vyprahlý povrch planety je rozžhaven na teplotu přibližně 1 100°C. Horní vrstvy atmosféry jsou zahřáty na teplotu kolem 10 000°C (což je téměř dvojnásobek teploty na povrchu Slunce) a v důsledku intenzívního "hvězdného větru" atmosféra uniká rychlostí asi 35 000 km/hod, tj. téměř 10 km/s. Planeta tak ztrácí přibližně 10 000 tun vodíku za sekundu. Díky tomu se za planetou vytváří dlouhý ohon (podobný kometárnímu chvostu), sahající do vzdálenosti asi 200 000 km.
Kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti pouhých 6 730 000 km. Periodu rotace planety zatím neznáme, ale kolem svého "slunce" doslova pádí rychlostí 140 km/s, to znamená, že jeden oběh vykoná za 3,52 dne. Nezvyklý by byl také výhled z povrchu planety na oblohu. Předpokládáme-li průměr hvězdy HD 209458 stejný jako u našeho Slunce, "kotouček" hvězdy na obloze by měl průměr přibližně 12 stupňů, tj. téměř 25krát větší, než je úhlový průměr Slunce!
Připomeňme si ještě základní parametry pozorované hvězdy a její planety:
| Hmotnost hvězdy | 1,05 hmotnosti Slunce |
| Stáří hvězdy | přibližně stejné jako u Slunce, tj. 4,5 miliardy roků |
| Vzdálenost od Země | 153 světelné roky |
| Hmotnost planety | 0,63 hmotnosti Jupitera = 220 hmotností Země |
| Průměr planety | 1,27 průměru Jupitera = 182 000 km |
Zda kolem hvězdy HD 209458 obíhají také menší planety v příznivějších vzdálenostech se zatím nepodařilo zjistit.
Zdroj: spaceflightnow.com, ESA
O autorovi
František Martinek
Narodil se v roce 1952. Na základní škole se začal zajímat o kosmonautiku, později i o astronomii. V roce 1978 nastoupil na Hvězdárnu Valašské Meziříčí na pozici odborného pracovníka, kde v různých funkcích pracoval až do konce února 2014. Věnoval se především popularizační a vzdělávací činnosti. Od roku 2003 publikuje krátké články o novinkách v astronomii a kosmonautice na stránkách www.astro.cz. I po odchodu do důchodu spolupracuje s valašskomeziříčskou hvězdárnou a podílí se na přípravě obsahu stránek www.astrovm.cz. Ve volném čase se věnuje rekreační turistice.
