Eva Plávalová z Univerzity Komenského v Bratislavě zveřejnila velmi zajímavý odborný článek, ve kterém navrhuje novou klasifikaci exoplanet, i když v tomto případě je vhodnější termín taxonomie exoplanet, který konec konců používá i samotná autorka. O co jde? Cílem je vypracovat systém na generaci určitého „kódu“, ze kterého bychom mohli velmi rychle poznat klíčové fyzikální vlastnosti dané planety, jako je tomu v případě klasifikací hvězd (viz Wikipedia).
V současné době sice existuje jakási neformální klasifikace exoplanet, která ovšem není dobře definovaná a ani zdaleka nepopisuje všechny objevy planet mimo Sluneční soustavu. V katalogu exoplanet přitom máme už více než 560 kousků a jak jsme na našem webu už mnohokrát psali, kosmický dalekohled Kepler objevil jen za první čtyři měsíce pozorování na 1200 exoplanetárních kandidátů. To jsou již cifry, kdy by bylo vhodné mít k dispozici mechanismus na jejich snadnou a kvalitní klasifikaci.
Exoplanety bývají obvykle charakterizovány mnoha parametry, jako je hmotnost, poloměr, hustota, velká poloosa dráhy, oběžná doba, výstřednost, rovnovážná teplota apod. Použití velkého množství parametrů by však bylo příliš komplikované. Kromě toho řadu z nich dost často ani neznáme. Poloměr exoplanety lze zjistit pouze tranzitní fotometrií, takže pokud planeta před svou hvězdou nepřechází, máme smůlu nejen v případě znalosti poloměru ale také hustoty.
Autorka proto volí jen čtyři elementární parametry pro klasifikaci planet mimo Sluneční soustavu. Těmito parametry jsou hmotnost, vzdálenost od mateřské hvězdy, teplota exoplanety a výstřednost.
Z těchto parametrů bychom měli být mimo jiné schopni hned na první pohled říci, zda je exoplaneta obyvatelná (nebo má aspoň smysl o obyvatelnosti diskutovat). Hmotnost nám určí, zda se jedná o plynný či kamenný svět, velká poloosa v kombinaci s teplotou pak nadhodí informaci o podmínkách na povrchu a excentricita je poměrně klíčová pro stabilitu života.
Hmotnost
Pro vyjádření hmotnosti exoplanety se obvykle používají násobky hmotnosti Jupiteru. V případě menších exoplanet pak násobky hmotnosti Země. Autorka navrhuje podstatně větší rozsah a hmotnosti exoplanet počítá v násobcích hmotností různých planet Sluneční soustavy takto:
- Pro hmotnosti menší než 0,003 Mj se používají násobky hmotnosti Merkuru (M).
- Pro hmotnosti od 0,003 do 0,05 Mj se používají násobky hmotnosti Země (E).
- Pro hmotnosti od 0.05 Mj do 0,99 Mj se používají násobky hmotnosti Neptunu (N).
- Pro hmotnosti nad 0,99 Mj se logicky používají násobky hmotnosti Jupiteru (J).
Příklady: Uran je 15 E (15x hmotnost Země), exoplaneta 55 Cnc e je 9E (9x hmotnost Země).
Velká poloosa
Velká poloosa exoplanet se v katalozích udává v násobcích AU (astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce).
Autorka v taxonomii velkou poloosu zaokrouhluje a to dle jednoduchého klíče. Pro velkou poloosu menší než 1 se používá jedno desetinné místo, pro velkou poloosu menší než 0,1 dvě desetinná místa. Vzhledem k mezinárodní povaze klasifikace se desetinná čísla neoddělují čárkou ale tečkou.
Příklady: Neptun má 30, Země 1, 55 Cnc e 0.02, 55 Cnc c 0,2 apod.
Teplota
Teplotu v dané vzdálenosti od hvězdy definuje autorka snadno na základě znalosti zářivého výkonu mateřské hvězdy (lze vypočítat z povrchové teploty a poloměru hvězdy), poloměru hvězdy, vzdálenosti planety od ní a výstřednosti. V úvahu je brána průměrná teplota.
Klasifikace pak vypadá takto:
- F (Freezing class) – chladné světy s teplotou pod 200 K. V rámci Sluneční soustavy jde o Jupiter, Saturn, Uran a Neptun.
- W (Water class) – vodní třída exoplanet představuje logicky světy, na kterých by mohla být teoreticky voda v kapalném skupenství. Rozsah teplot pro tuto skupinu se pohybuje mezi 200 a 400 K. V rámci Sluneční soustavy jde o Zemi a Mars.
- G (Gaseous Class) – skupina plynných světů s teplotou mezi 400 a 1000 K. Ve Sluneční soustavě by sem spadali Venuše a Merkur.
- R (Roasters Class) – velmi žhavé světy s teplotou nad 1000 K.
- P (Pulsar class) – speciální skupina planet, které obíhají okolo pulsarů. Teplota v tomto případě nehraje roli.
Výstřednost
Výstřednost dráhy nám říká, jak moc je oběžná dráha protáhla. Pro tělesa s výstředností 0 je dráha přesně kruhová, čím více se pak hodnota blíží 1, tím více je dráha protáhlá (eliptická). V rámci klasifikace používá autorka výstřednost zaokrouhlenou na jedno desetinné místo.
Něco málo k povrchu
Už jsme v úvodu článku nastínili, že zjistit poloměr a tedy i hustotu a přibližné složení exoplanety není jednoduché. Do budoucna se však pozorovací metody budou nadále vylepšovat, takže by v klasifikaci měly být rozbedněny i vlastnosti povrchu. Autorka proto zavádí pátý parametr, který nevychází přímo z naměřených hodnot a je odvozena z rozdělení planet Sluneční soustavy. Tento parametr se uvádí pouze u těch exoplanet, u kterých je zřejmý (doložený nejlépe znalostí poloměru a hustoty).
- t – terestrické planety neboli planety zemského typu s pevným povrchem jako má Země, Merkur, Venuše, Mars.
- g – plynné planety jako jsou Jupiter či Saturn
- i – ledové planety typu Neptunu č Uranu.
Jak to funguje?
Asi nejlépe pochopíme fungování této klasifikace na konkrétních příkladech. Tím prvním je klasifikační kód pro Venuši.
Venuše: 15M0.7G0t
- 15M = 15 hmotnosti Merkuru
- 0.7 = velká poloosa Venuše je 0,723, zde zaokrouhleno.
- G = plynný svět dle teploty
- 0 = oběžná dráha Venuše je téměř kruhová, výstřednost proto zaokrouhlujeme dolů na nulu.
- t = planeta zemského typu
Pro první objevenou exoplanetu 51 Peg b je tento kód 9N0.05R0, neboť:
- 9N = exoplanet má hmotnost nepatrně méně než 0,5 Jupiteru, takže dle pravidel klasifikace bereme v úvahu hmotnost Neptunu. V tomto případě má 51 Peg b hmotnost 8,67 Neptunu a po zaokrouhlení 9.
- 0.05 = velká poloosa dráhy (přesně 0,052 AU).
- R = třída velmi horkých planet.
- 0 = výstřednost 51 Peg b se bude blížit nule.
Příklady některých slavných exoplanet:
- HD 4308 b: 13E0.1R3
- 61 Vir b: 5E0.05R1
- Kepler-11 f: 4M0.3G0
- WASP-17 b: 9N0.05R0
Seznam většiny exoplanet a jejich taxonomie naleznete v odkazovaném odborném článku.
Zdroj: Taxonomy of the extrasolar planet