Planetární systém u dvojhvězdy NN Ser v představách malíře. Credit: Mark A. Garlick, University of Warwick
Planetární systém u dvojhvězdy v představách malíře. Credit: Mark A. Garlick, University of Warwick

Vědci se podívali na vybrané hvězdy slunečního typu v okruhu 25 parseků od nás (80 světelných let). Zajímala je míra výskytu v binárních systémech (takových, kde dvě hvězdy obíhají okolo sebe).

Autoři studie využili dalekohledů na Palomaru a Lickově observatoři, kterými se podívali na dané binární systémy. Planety u nich pak prověřili pomoci měření radiálních rychlostí z California Planet Search (mimo jiné data ze spektrografu HIRES na Keckově dalekohledu). K dispozici měli i nová data.

Autoři měřili míru výskytu planet v systémem s jednou i více hvězdami. Zaměřili se samozřejmě spíše na hmotné planety o hmotnosti 0,1 až 10 Jupiterů, které obíhají okolo svých hvězd ve vzdálenosti 0,1 až 10 AU.

Pro systémy s jednou hvězdou byla míra výskytu 0,18. Pro systémy se dvěma hvězdami 0,12.

Pouze jeden systém ve zkoumaném vzorku měl binární separaci (vzdálenost mezi hvězdami) menší než 100 AU a žádný neměl separaci menší než 50 AU.

Vědci zjistili, že u systémů s binární separací nad 100 AU je míra výskytu 0,2 a pro systémy se separací pod 100 AU je to 0,04.

Výsledky tedy ukazují, že v binárních systémech, ve kterých jsou obě hvězdy odděleny více než 100 AU, by mělo být celkově více hmotnějších planet než u samostatných hvězd, protože tyto systémy obsahují více potenciálních mateřských hvězd.

Vědce zajímala nejen míra výskytu jako taková, ale šli i více do hloubky a podívali se na míru výskytu pro konkrétnější oběžné dráhy.

U systému s jednou hvězdou byla významně vyšší míra výskytu za hranicí 1 AU ve srovnání s mírou výskytu uvnitř 1 AU. Není to žádné překvapení. Souvisí to s tzv. sněžnou čárou, což je v protoplanetárním disku oblast, ve které je už dostatečně chladno, aby se z vody stal led. Z ledových krystalků pak vznikají jádra obřích planet.

V případě planet v širších binárních systémech ale podobné rozložení míry výskytu nenašli. V oblastech pod 1 AU i nad 1 AU byla míra výskytu zhruba stejná.

Je dobré si uvědomit, že vzorek zkoumaných systémů je poměrně malý, takže při vyvozování obecných závěrů je potřeba poměrně velké opatrnosti, ale pokud by se tento jev potvrdil, nemusel by být až tak překvapivý. Pokud vznikne u hvězdy v binárním systému planeta, může ji druhá hvězda ovlivňovat a přinutit k migraci směrem k hvězdě.

Nové planety a další změny

V rámci studie vědci zrevidovali informace o části našeho exoplanetárního sousedství. Některé nové planety u blízkých hvězd přibyly, u dalších byly upřesněny parametry:

  • 20 Leonis Minoris Ab
  • GJ 777 Ad
  • HD 3765 b
  • HD 23439 Ab
  • HD 156668 c
  • HD 164922 e
  • HD 168009 b
  • Lambda Serpentis b

Zajímavým novým přírůstkem jsou například planety u HD 164922. Hvězda se nachází v souhvězdí Herkula ve vzdálenosti 72 světelných let. Je sice hmotnostně podobná Slunci, ale je mnohem starší – její věk se odhaduje na 13,4 miliard let. Naši potomci tak budou moci sledovat budoucnost Slunce v předstihu takřka na podnose. Z HD 164922 se brzy stane rudý obr.

Již dříve byly u hvězdy objeveny planety s oběžnými dobami 75 a 1200 dní. Ve studii pak vědci přidali další s oběžnými dobami 12 a 42 dní, ale reálně je nová jen ta druhá. Zmínku o první můžeme najít i v jedné z dřívějších studií.

Za zmínku stojí ještě trojhvězda 40 Eridani, která se nachází jen 17 světelných let od nás. U největší z hvězd byla před dvěma lety objevena planeta o hmotnosti přes 8 Zemí, která okolo hvězdy obíhá s periodou 42 dní. Už tehdy ale objevitelé varovali, že se oběžná doba planety shoduje s dobou rotace hvězdy, což není nikdy dobré. V nové studii bylo potvrzeno, že planeta neexistuje a jedná se o falešný signál generovaný právě rotací hvězdy.