Tento text je úryvkem z knihy: Mayor, Michel a Frei, Pierre-Yves: Nové světy ve vesmíru – objevování exoplanet
Planetární migrace není tak zcela nová teorie. Úzký vědecký kruh o její podobě uvažoval už několik let. Kolem roku 1980 se dva členové Kalifornského technického institutu (Caltech), Peter Goldreich a Scott Tremaine, vydali po stopách podivných souvislostí, které panují mezi Saturnovými prstenci a měsíci, a jež, podle jejich názoru, mohou mít za příčinu migraci zmíněných měsíců. A jen tak mimochodem dodávají, že takový vztah mezi mladým protostelárním diskem a rodícími se planetami je představitelný. Jejich teorii začaly okamžitě ověřovat a vyvracet chytré hlavy, jako je William Ward, Kerri Hourigan, Douglas Lin, John Papaloizu či Pavel Artymowicz.
Na obecném schématu migrace se všichni autoři shodují. V mladém protostelárním disku vzniká nějaká protoplaneta. Jak nabývá na objemu, získává na gravitační síle a vyvolává v disku hustotní vlny. Ten byl až do této chvíle homogenní, ale teď se v něm tvoří dlouhé obloukové struktury podobné obočí: místa s vyšší hustotou. Ty nabobtnalejší se nacházejí tam, kde pohyb planety rezonuje s pohyby disku. Chovají se k sobě podobně, jako když nárazový vítr o rychlosti stovek kilometrů za hodinu fouká vhodnou frekvencí do zavěšeného mostu a rozkmitá ho, jako by šlo o obyčejný gumový pás. Vzniklé mohutné zhuštěniny v disku zase na oplátku gravitačně ovlivňují planety. Zhuštěniny se zčásti nacházejí ve vnitřní a zčásti ve vnější oblasti disku a planetou zmítají dva vlivy, ale její posuv se nakonec děje ve směru k hvězdě, bez ohledu na to, zda si planeta vyhloubila, či nevyhloubila svoji chodbičku diskem.
Když teď už skoro věříme, že víme, jak náš plynný obr počal svůj sestup ke své hvězdě, podívejme se, jak se nakonec zastaví. Neboť nenajde-li způsob, jak zabrzdit pád po spirále, skončí jako oběť hvězdy upíra – je vysán zaživa. A o tom především se zmiňuje článek o migraci 51 Peg B: Lin, Bodenheimer a Richardson dávají k dispozici dva možné mechanismy schopné v dostatečném předstihu zastavit nějaký Jupiter předtím, než by ho pozřela jeho hvězda.
První mechanismus vychází z teorie Američana Franka Shua, popisující, jak mladé hvězdy vytvoří centrální dutinu ve svém blízkém okolí. Na rozdíl od velkých planet, které si otvírají svůj koridor gravitačním přitahováním okolní hmoty, hvězda svůj dvoreček zametá pomocí svého magnetického pole. Vzhledem k vlastní rychlé rotaci této mladé hvězdy se pak toto pole stává významnou silou. Jakmile se do něj dostane ionizovaná hmota – tedy hmota, od níž jsou odtrženy elektrony –, začnou její částice sledovat silokřivky pole. Po nich se hmota dostává na póly hvězdy, tedy na místa, kde se do hvězdy silokřivky zanořují a na opačné straně vynořují. Podle představ zmíněnýchtří Američanů se planeta pomalu posunuje právě do vyprázdněných oblastí rovníku hvězdy. Jelikož už tam hmota není, nemůže planeta produkovat ony slavné hustotní vlny, jež gravitační interakcí vyvolaly její migraci. Stabilizuje se tedy na nějaké oběžné dráze, která odpovídá místu korotace, tedy místu, kde se planeta a hvězda otáčí stejnou rychlostí.
Podle druhého scénáře se planeta pohybuje po spirále tak dlouho, až padne do tenat slapových sil hvězdy. A stane se něco obdobného jako v případě Měsíce a Země. Nejsou od sebe příliš daleko a vzájemně se deformují, až vytvoří útvary podobné vejcím. Pokud se náhodou hvězda otáčí rychleji než její oběžnice, její výduť, s ohledem na její hmotu, gravitačně „zachytí“ planetu, dokud jí nepředá dostatečnou rychlost, jež zastaví její osudový pád. Plynný obr se tak nakonec stabilizuje na blízké oběžné dráze hvězdy.
K těmto dvěma scénářům musíme ještě připojit třetí možný mechanismus, mechanismus navržený Švýcarem Willym Benzem a Američanem Davidem Trillingem. Předpokládají, že – stejně jako v obou předchozích scénářích – je proces nastartován spirální migrací, vyprovokovanou gravitačními interakcemi disku a plynného obra. Ten se čím dál více přibližuje ke hvězdě, dokud nedosáhne pásma Rocheovy meze – kdyby ji překročil a dále by se ke hvězdě přibližoval, roztrhaly by ho slapové síly centrální hvězdy.
Až dosud byly gravitační vztahy mezi oběma tělesy určovány osmičkou (ve třech dimenzích), kde ve středu každé smyčky leží střed každého z těles (viz obrázek vztahující se k milisekundovému pulzaru). Jak se planeta postupně přibližuje hvězdě, její smyčka se zmenšuje, dokud se nestane menší je ona sama. Od této chvíle je centrální těleso schopné vysávat svého souputníka – s tímto jevem jsme se setkali u milisekundového pulzaru – a odebírat mu jeho plyn. Kousek po kousku ztrácí planeta svou hmotu, což jí na oplátku nutí utíkat od hvězdy. Jednou se však zastaví, neboť akreční disk se stále rozpíná proti planetě. A tak se planeta dostane mezi dvě síly jako do sendviče a stabilizuje se na nějaké nízké oběžné dráze.
Podle kterého z uvedených scénářů tedy plynný obr migruje a pak se stabilizuje na nízké orbitální dráze? Který je ten správný, a tedy ten, jímž lze vysvětlit, proč 51 Peg B obletuje tak těsně svou hvězdu bez nebezpečí, že podlehne spalujícímu vábení jejích sirén. Zatím není nic rozhodnuto, ale protože v sázce je mnoho, každý ze scénářů k tomu řekne své slovo. Možná se nějak zkombinují, a tak vysvětlí různorodost plynných obrů s krátkou dobou oběhu. 51 Peg B není jediná s takto podivným profilem.
V měsících, které následovaly po našem objevu, oznamují naši američtí konkurenti, Geoffrey Marcy a Paul Butler, zachycení několika masivních planet přilepených na centrální hvězdu, například Ypsilon Andromedae B (s hmotností 0,73 Jupiteru) nebo 55 Tau Bootis B (s hmotností 3,6 Jupiteru). Dnes známe už víc než patnáct planet s oběžnou dobou kratší než 10 dnů. V srpnu 2000 byl rekord překonán, když jsme objevili planetu u hvězdy HD 83443, která svou hvězdu oběhne za 2,985 dne (a není to její jediná výjimečnost, neboť je rovněž jednou z nejlehčích planet dosud nalezených, s hmotností 0,35 Jupiteru, a navíc po objevu soustavy Ypsilon Andromedae náleží do druhého multiplanetárního systému).
Pozornost teoretiků přitahuje v migračním modelu i otázka času. Z řady pozorování vyplývá, že akreční disky, jinak řečeno disky tvořené prachem a plynem, vymizí po desítkách milionů let, možná dokonce i dříve než po 5 milionech let. Abychom se o tom ujistili, museli jsme pozorovat velmi mladé hvězdy, které se ještě nestačily smrsknout, zkontrahovat. Jsou ve fázi hvězd zvaných T Tauri, jíž procházejí hvězdy, které se chystají vstoupit na hlavní posloupnost. První pozorování byla provedena v infračervené oblasti spektra. K porozumění zmíněnému problému přispěl velkým dílem satelit IRAS (Infra Red Astronomical Satellite), plod americko-holandsko-britské spolupráce. Zjistili jsme totiž, že tyto mladé hvězdy nadměrně vyzařují v infračervené oblasti. A to znamená, že jsou obklopeny mladým prachoplynným diskem. Trvá nejméně 10 milionů let, než se zrodí planeta typu Jupiter, a potom původní disk ztrácí podstatnou část vodíku a helia. Buď plyn dopadne na hvězdu a poněkud ji přikrmí, nebo je vyvržen do prostoru intenzivní aktivitou hvězdy ještě v plenkách. Jestliže se chce protoplanetární obr obklopit hustou plynnou atmosférou, měl by mít zájem na tom, aby se nasytil co nejdříve.
Terestrické planety nemusí tolik spěchat. Jejich stavební prvky, kaménky, lépe odolávají výstřelkům mladé hvězdy. Rostl-li Jupiter pouhých 10 milionů let, odhadujeme, že Země dosáhla své konečné masy po 100 milionech roků. Vesmír je opravdu podivný, neboť čím hmotnější je planeta, tím méně času má na svou stavbu. Můžeme si představit, že v mnoha rodících se systémech plyn z akrečních disků vyprchal dříve, než se tam mohli plynní obři vůbec zformovat.
Je možné i to, že se vytvoří plynní obři a disk následně zmizí, takže nedojde na migrační fázi. To se pravděpodobně stalo v raném období našeho slunečního systému – a tak naše obří planety zůstaly v místech svého vzniku. Pokud by se tak nebylo stalo, asi bychom tady nebyli ani my a o tom nehovořili. Jupiter migrující ke Slunci by jistě nenechal jen tak oběžnou dráhu Země neovlivněnu: buď by byla vržena na Slunce, nebo vystřelena do mezihvězdného prostoru. Z toho je patrné, že existuje vztah mezi dobou trvání akrečních disků a výskytem terestrických planet a že v postupech specialistů neexistuje bezdůvodný krok.
Jiní teoretici, například Frederic Rasio a Eric Ford z Massachusettského technického institutu (MIT), nevidí v tomto běhu o závod podstatu práce. V jejich migračním modelu, inspirovaném pracemi teoretiků Stuarta Weidenschillinga z Arizonské univerzity a Franceska Mazzariho z Padovské univerzity v Itálii, planety akreční disk nepotřebují, aby se pustily do cestování. Zajisté, vyvstává tu otázka gravitačního působení, ale to se tentokrát uskuteční mezi několika plynnými obry stejného planetárního systému. Kdyby se každá planeta chovala jako šéf gangsterů, cynicky by prohlásila: „Toto město je pro nás všechny příliš malé, někteří ho opustí nohama napřed.“ Neboť příliš mnoho plynných obrů v malém prostoru může těžko vytvořit stabilní oběžné dráhy. Začíná tedy postupná gravitační interakce, která na jedné straně vyloučí jednoho obra do mezihvězdného prostoru a na straně druhé jiného obra přiláká ke hvězdě.
Tento text je úryvkem z knihy:
Mayor, Michel a Frei, Pierre-Yves: Nové světy ve vesmíru – objevování exoplanet
Paseka, Praha 2007
podrobnosti na stránkách vydavatele
(jedná se o verzi textu ještě před závěrečnou korekturou)
Anotace vydavatele:
Objev exoplanet, planet u jiných hvězd, než je naše Slunce, je jedním z největších úspěchů astronomie na prahu třetího tisíciletí. Jsme ve vesmíru sami? Na tuto otázku, kladenou už déle než dvě tisíciletí, budeme zdá se brzy znát odpověď. Přispívá k tomu fantastické vylepšení spektroskopické techniky v posledních letech. Autoři, přední odborníci v problematice exoplanet, dávají poutavým způsobem nahlédnout do astronomické kuchyně a historie objevování těchto nesmírně přitažlivých vesmírných objektů. Zároveň čtenáře seznamují se širší problematikou, která s otázkou exoplanet souvisí: s historií objevování planet sluneční soustavy, s klasifikací hvězd, se základy spektroskopie. Anglické vydání knihy v nakladatelství Cambridge University Press označil časopis Astronomy za jednu z nejlepších publikací v oboru astronomie v roce 2003.
