J. Žák, P. Kabáth, H. M. J. Boffin, V. D. Ivanov a M. Skarka; 2019, AJ, 158, 3.:

    High-resolution transmission spectroscopy of four hot inflated gas giant exoplanets

    Transmisní spektroskopie čtyř horkých obřích exoplanet

    Metoda transmisní spektroskopie nám umožňuje studovat složení atmosfér tranzitujicích exoplanet. V této studii ve spolupráci s kolegy z ESO jsme studovali čtyři horké exoplanety s rozsáhlými atmosférami. Detekovali jsme přítomnost sodíku v atmosférách exoplanet WASP-76b a WASP-127b. U planet WASP-166b a KELT-11b jsme nedetekovali přítomnost atmosféry, což může být zpusobeno hustými mraky ve vysokých vrstvách atmosféry.

Oblast spektra okolo sodíkového dubletu jednoho z našich cílů po odstranění signálu hvězdy.
Sodík je zde znatelně detegován. Modrá čárkovaná čára značí pozici sodíkovch čar Na D2 a Na D1.



    P. Kabáth, M. Skarka, S. Sabotta, E. Guenther, D. Jones, T. Klocová, J. Šubjak, J. Žák, M. Špoková, M. Blažek, J. Dvořáková, D. Dupkala, J. Fuchs,
    A. Hatzes, E. Kortusová, R. Novotný, E. Plávalová, L. Řezba, J. Sloup, P. Škoda, and M. Šlechta; 2020, PASP, 132, 1009.:

    Ondřejov Echelle Spectrograph, ground based support facility for exoplanet missions

    Ondřejovský spektrograf, pomocník vesmírných misí TESS a PLATO

    Článek pojednává o ondřejovském spektrografu (OES), který je nainstalován na Perkově dalekohledu. Naše skupina výzkumu exoplanet OES čile využívá. Echelletové spektrografy jsou stěžejní přístroje pro rozklad světla z hvězd a vesmírných objektů na jednotlivé barvy spektra. Z hvězdných spekter se můžeme dozvědět spoustu informací o hvězdách samotných, například jejich teplotu, rozměry a stáří, ale také o vesmíru samotném, například o meziplanetární hmotě.

    Srdcem echelletového spektrografu je echelletová mřížka (z francouzkého échelle – schody), která svým tvarem připomíná schody na kterých se rozkládá světlo na barevné složky. Mřížka ondřejovského spektrografu je vidět na obrázku 1. Ondřejovský spektrograf má vysoké spektrální rozlišení, tj. jednotlivé detaily spektra jsou dobře rozlišené, viz. obr. 2. Díky stabilitě a parametrům spektrografu OES jsme schopni měřit radiální rychlosti v řádech několika desítek metrů za sekundu a jsme schopni zaznamenat pohyb hvězdy vůči nám způsobený například hnědým trpaslíkem nebo extrasolární planetou o velikosti a hmotnosti Jupitera.

Obrázek 1: Echelletová mřížka spektrografu OES.
Obrázek 2: Spektrum hvězdy Vega z OESu v oblasti spektrální čáry H alfa.



    P. Kabáth, J. Žák, H. M. J. Boffin, V. D. Ivanov, D. Jones a M. Skarka; 2019, PASP, 131, 1002:

    Detection limits of exoplanetary atmospheres with 2-m class telescopes

    Limity pro detekci atmosfér exoplanet 2m dalekohledy

    V éře vesmírných misí TESS a PLATO se ptáme nejen kolik existuje ve vesmíru exoplanet, ale také jak vypadají a jaké mají atmosféry. Náš článek popisuje test využítí dvoumetrových dalekohledů pro charakterizaci exoplanetárních atmosfér. Nejdříve jsme zpracovali spektroskopická data pořízená 2,2metrovým dalekohledem v Chile, který je vybaven přesným spektrografem FEROS. Jednalo se o data tranzitující exoplanety, nicméně se slabým signálem. Do těchto dat jsme vložili uměle signál větší planety se sodíkovou atmosférou a zkoumali jsme, kdy zaznamenáme takový signál pomocí dvoumetrového dalekohledu. Naše data potvrdila, že pokud je hvězda dostatečně jasná a planeta má parametry zhruba Jupitera, pak jsme schopní zaznamenat její atmosféru, v tomto případě sodík, i dvoumetrovým dalekohledem. Výsledek je dobře vidět na obrázku 1, kde je patrná detekce sodíkového dubletu. Tento výsledek lze i přenést na ondřejovský spektrograf. V závěrečné části článku přínášíme odhad, kolik nových kandidátů pro dvoumetrové dalekohledy přinese vesmírná mise TESS.

Obrázek 1.: Injektovaný signál absorpce sodíkového dubletu NaD planety WASP-49b.