Astronómovia za použitia dát z Keckovho observatória vyvinuli novú techniku, ktorá by mohla poskytnúť odpoveď na otázku, koľko vodných planét podobných Zemi existuje vo vesmíre.



Simulované dáta ukazujú metódu, akou bola v atmosfére planéty τ Boo b detegovaná vodná para. Signál z planéty bol niekoľkonásobne zvýraznený. Bodkované čiary zobrazujú modrý a červený posun absorbčných čiar hviezdy a planéty pri ich vzájomnom pohybe okolo ťažiska sústavy. Kredit: Alexandra Lockwood (Caltech), background image used with permission from David Aguilar(CfA)

Vedci už v minulosti detegovali vodnú paru aj na iných planétach, no len za špecifických podmienok, keď planéta prechádza popred materskú hviezdu (zhotovuje sa spektrum atmosféry planéty), alebo ak sa nachádza dostatočne ďaleko od hviezdy (planéta sa pozoruje priamo).

Podstatná časť objavených exoplanét tieto kritériá nespĺňa a doteraz neexistovala možnosť, ako skúmať ich atmosféry. Vedci sa pri riešení tohto problému nechali inšpirovať nedávnym objavom oxidu uhoľnatého na planéte τ Boo b. Skúsili, či sa podobným spôsobom dá objaviť aj voda.

Pri detekcii bola použitá metóda radiálnych rýchlostí, všeobecne využívaná v optickej časti spektra. Vedecký tím použil merania oxidu uhoľnatého v infračervenej časti spektra k odvodeniu dráhy planéty τ Boo b. Porovnaním spektra planéty so spektrom vody sa potvrdila prítomnosť vodnej pary v jej atmosfére.

Spektrum atmosféry poskytuje možnosť určiť hmotnosť planéty. Pri výpočte zloženia atmosféry takisto zistíme 3D pohyb hviezdy a planéty v systéme a tým pádom aj ich hmotnosť. 

Doteraz bolo možné metódou radiálnych rýchlostí odhadnúť len minimálnu hmotnosť planéty, ktorá môže byť podstatne menšia ako jej skutočná hmotnosť. Nová metóda umožní merať presnú hmotnosť planét, pokiaľ je zaznamenané svetlo planéty aj hviezdy a poskytne nový pohľad na proces tvorby planét a vývoja planetárnych systémov.

Metóda má však svoje obmedzenia. Zatiaľ sa dá použiť len na "horúce Jupitery" - obrie plynné planéty na tesných obežných dráhach, akou je aj τ Boo b, lebo je limitovaná množstvom a vlnovou dĺžkou svetla prichádzajúceho do ďalekohľadu. Zväčšením zbernej plochy ďalekohľadu a lepšími infračervenými spektroskopmi sa v budúcnosti budú dať zisťovať parametre aj chladnejších planét pri menej svietivých hviezdach. 



(zdroj:www.keckobservatory.org)