TOI-2257 je červeným trpaslíkem o velikosti asi třetiny Slunce. V roce 2019 u této hvězdy pozorovala TESS pokles jasnosti o 0,4 %. Lovec exoplanet pozoroval hvězdu ve čtyřech sektorech. Vědci dohledali další tranzit o 176 dní později. Mohlo to znamenat, že planeta obíhá okolo červeného trpaslíka s oběžnou dobou 176 dní. Na rozdíl od první mise Keplera však TESS nepozoruje jedno místo po delší dobu. V době, kdy se dívala jinam, mohly proběhnout další tranzity. Vědci tak pracovali s možností, že oběžná doba může být také 88, 58,6, 44 nebo 35,2 dnů.

Pravdu nakonec odhalil metrový dalekohled na McDonald Observatory. Vědci si vzal zmíněné periody, spočítali další tranzit a hledali. Pozorovat to já, určitě by to byla ta poslední možnost. Na McDonald Observatory však měli větší štěstí. 4. března 2021 k tranzitu nedošlo, takže oběžnou dobu 58,6 dnů si mohli škrtnout. Další v pořadí byla oběžná doba 35,2 dnů a tranzit 20. dubna. K němu doopravdy došlo.

Exoplaneta TOI-2257 b má poloměr 2,2 Země a hmotnost 5,6 Země. To je poměrně neobvyklé, protože u červených trpaslíků nacházíme spíše menší planety zemského typu nebo o něco větší. Planeta určitě nebude obyvatelná, ale mohla by mít menší měsíc. Pokud by měl vhodnou atmosféru, mohly by na jeho povrchu existovat podmínky vhodné k životu. TOI-2257 b se totiž okolo své hvězdy pohybuje v obyvatelné oblasti a nebýt to svět, který má blíže k Neptunu než k Zemi, mohla by na jeho povrchu a s pozemskou atmosférou panovat velmi příjemná teplota.

Ale to je kdyby. Realita je sice méně sexy ale stále zajímavá. Mateřská hvězda je poměrně jasná v infračervené části spektra. TOI-2257 b je navíc jedním z mála sub-neptunů, u kterého lze očekávat v atmosféře vodu. Jinými slovy je to vhodný cíl pro Kosmický dalekohled Jamese Webba.

TOI-2257 b je ale zajímavá ještě jednou věcí. Pohybuje se po dráze, která je hodně protáhlá. Výstřednost dosahuje 0,5. Je tedy pravděpodobné, že se někde dál od hvězdy nachází další planeta, která svou gravitací ovlivnila pohyb TOI-2257 b.

Planeta má velkou poloosu dráhy 0,145 AU, ale díky své výstřednosti se pohybuje 0,07 až 0,21 AU daleko od své mateřské hvězdy.

Zdroj: TOI-2257 b: A highly eccentric long-period sub-Neptune transiting a nearby M dwarf | Astronomy & Astrophysics (A&A) (aanda.org)

Po pěti letech jsme se zřejmě dočkali objevu druhého měsíce exoplanety. O objev se opět postaral tým okolo Davida Kippinga. Studii, která vyšla v Nature, vedl tentokrát přímo on.

Objev prvního exoměsíce (Kepler-1625 b i) vzbudil před pěti lety rozruch. Dodnes je nejistý. Dokonce i sami objevitelé okolo něj našlapují opatrně a s nutnou dávkou skepse. Jedním z důvodů byla velikost měsíce, která má být srovnatelná s Neptunem.

Nový objev má s tím před pěti lety mnoho společného. Planeta obíhá daleko od své hvězdy, je hmotná a hmotný je i samotný měsíc.

Vědci našli exoměsíc opět v datech z kosmického dalekohledu Kepler a to z jeho primární mise. Mateřská hvězda se nachází daleko – 5500 světelných let od nás.

Planeta Kepler-1708 b oběhne okolo své hvězdy za 737 dní ve vzdálenosti 1,6 AU. Její poloměr je srovnatelný s Jupiterem, ale bude 4krát až 5krát hmotnější. Samotný měsíc má poloměr 2,6 Země a obíhá ve vzdálenosti asi 12 poloměrů planety. Jinými slovy bude obíhat asi dvakrát dál než Měsíc okolo Země ale s periodou jen asi 5 dnů.

Když víte, co hledáte

Existuje několik možností, jak najít exoměsíc. Kipping a jeho tým pracují s tranzitní metodou. Od roku 1999 pozorujeme tranzity planet před hvězdou, které způsobují pokles jasnosti hvězdy. Přítomnost měsíce se může projevit několika jevy. Měsíc ovlivňuje svou gravitací planetu, takže k tranzitům nemusí docházet pravidelně (tzv. změny v časech tranzitů, TTV) nebo mohou trvat různě dlouho. Tranzitovat ale může také samotný měsíc.

Vědci sestavili modely světelných křivek (graf závislosti jasnosti na na čase) a prohledávali data z Keplera. Samozřejmě ne všechna, vybrali si hmotné planety s delší oběžnou dobou. Celkem jich bylo 70. Na konci jim vypadla planeta Kepler-1708 b.

V její světelné křivce jsou deformace, které mohou ukazovat na tranzit měsíce. V prvním případě zahájil měsíc tranzit těsně před tranzitem planety a skončil dříve. Ve druhém začal tranzit těsně po planetě. Jasnost hvězdy se tak po tranzitu planety vrátila do normálu o něco později.

Pro potvrzení existence měsíce bude potřeba dalších pozorování.

Ve vesmíru existují pravidla. Například platí, že čím je objekt hmotnější, tím přesnější má tvar koule. Souvisí to s gravitací a promítlo se to do definice planety a trpasličí planety. Například planetky mají různé bramboroidní tvary, ale ty největší svým tvarem už koule připomínají. Země je téměř dokonalá koule, ale přes rovník je o nějakých 42 km širší než přes póly. Slunce je ještě dokonalejší koule atd.

Samozřejmě platí výjimky potvrzující pravidlo. Některé hvězdou jsou šišatější, protože rychle rotují nebo se blízko nich nachází jiná hvězda či obří planeta. Funguje to samozřejmě i obráceně. Pokud plynná planeta obíhá blízko své hvězdy, připomíná svým tvarem ragbyový míč.

Jednou z takových planet je WASP-103 b, která byla objevena v roce 2014. Planeta obíhá okolo hvězdy, která je hmotnější a teplejší než Slunce s periodou necelého jednoho dne. WASP-103 b je horkým či spíše žhavým jupiterem. Je asi o polovinu větší a hmotnější než Jupiter.

Planetu samozřejmě nevidíme, ale můžeme pozorovat její tranzity před mateřskou hvězdou. Úkolem družice Cheops, která odstartovala před dvěma lety, jsou přesná měření velikosti planet. V případě WASP-103 b se vědcům podařilo určit ale ještě něco dalšího – Loveho číslo.

Loveho číslo nesouvisí samozřejmě s láskou, ale je pojmenováno po vědci, který s nim na začátku minulého století přišel (Augustus Love). Ve skutečnosti jsou tato čísla tři, ale Cheops se věnoval jen jednomu z nich – radiálnímu Loveho číslu.

Je zřejmé, že složení a struktura planety mají vliv na to, jak moc se planeta deformuje vlivem slapových sil. Kamenný svět se bude deformovat jinak než plynný obr.

Číslo měří rozložení hmoty v rámci planety v závislosti na koncentraci těžkých prvků v jádru planety vzhledem k obalu planety. Teoreticky může nabývat hodnot od nuly pro dokonalé tuhé těleso, se kterým slapové síly sousedního tělesa ani nehnou po 2,5 pro dokonale tekuté těleso. Například Jupiter má Loveho číslo 1,6, Saturn 1,4.

Cheops pozoroval 12 tranzitů exoplanety. Vědci vzali také data z Hubbleova a Spitzerova dalekohledu a stanovili hodnotu Loveho čísla na 1,59.

Pokud však vezmeme nejistotu měření, může reálně ležet kdekoliv od 1 do 2. Přesto se zdá, že jeho hodnota může být blízko hodnotě Loveho čísla pro Jupiter, takže obě planety by mohly mít podobnou strukturu.

O další zpřesnění Loveho čísla by se mohl postarat Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Zdroj: Detection of the tidal deformation of WASP-103b at 3 σ with CHEOPS

Na jaře 2019 pozorovala TESS hvězdu nebo spíše zdroj světla TIC 400799224. Astronomové měli štěstí, protože cílový objekt byl pozorován hned ve čtyřech sektorech. K dispozici tak byla data od března 2019 do května 2021. Kromě toho se na objekt zaměřily také pozemské dalekohledy.

TIC 400799224 je dvojhvězda. Obě složky obíhají okolo sebe ve vzdálenosti 300 AU. To je sice daleko, ale pro TESS až moc blízko. Nedokáže totiž obě hvězdy oddělit. Pokud by se nacházely blízko od nás, tak by to problém nebyl. Podle dat z družice Gaia se však pár nachází asi 2600 světelných let daleko.

Jednu z hvězd pak obklopuje disk z trosek, ale astronomové nevědí, kterou z nich. U lovců exoplanet nejde o úplně ojedinělý problém. V případě, že máme dvě hvězdy a okolo jedné z nich obíhá planeta, pak je samozřejmě důležité určit, okolo které z nich. Může to mít vliv na velikost planety. Je totiž samozřejmě rozdíl, zda planeta zakrývá menší či větší hvězdu. Také v případě nového objevu to astronomům komplikuje život.

U jedné z hvězd dochází k poklesům jasnosti s periodou necelých 20 dnů. Oblak prachu je poměrně opticky tlustý a blokuje 37 % nebo 75 % světla mateřské hvězdy – v závislosti na tom, kterou z hvězd obklopuje. Celková hmotnost oblaku má být asi 10¹³ tun.

Existuje několik možných zdrojů prachu. Podle vědců je nejpravděpodobnější srážka planetek a rozpad jedné z nich. Respektive srážka nějakého objektu s planetkou.

Kromě dat z TESS vědci dohledali ještě starší data z projektu ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae), který se věnuje hledání supernov. Podle nich dochází k poklesům jasnosti už nejméně 6 let. V případě srážky planetek bychom očekávali spíše relativně krátkodobé uvolnění oblaka prachu, který se postupně rozplyne. Pro lepší pochopení toho, co se u hvězdy odehrává, budou důležitá další pozorování.

Přestože se hvězdy nachází relativně daleko, jsou poměrně jasné (12,6 mag) a poklesy jsou hluboké. Tranzity objektu tak budou i nadále dostupné i menším dalekohledům ze Země.

Zdroj: Mysterious Dust-emitting Object Orbiting TIC 400799224

I před Vánocemi se toho hodně děje. Evropská jižní observatoř oznámila objev nejméně 70 bludných planet. Jedná se o výsledky pozorování mnoha dalekohledů z průběhu 20 let.

Činní se ale také TESS. Ta dosáhla 5000 TOI. Pod touto zkratkou si většina asi představí něco poněkud vzdáleného vesmírným objevům, ale jde o Objekt zájmu TESS. Nejsou to tedy nutně exoplanety, ale spíše případy, které vypadají jako tranzit exoplanety a prošly určitým sítem.

Na obrázku výše najdete oblohu a pozice jednotlivých TOI. Modrou barvou jsou objevy z první mise, šedou potvrzené planety a oranžovou objevy z prodloužené mise. Proč je více oranžových teček na jižní polokouli? Protože právě tam TESS v roce 2018 začala svou primární misi a tam začala také svou prodlouženou misi, ze které oranžové tečky pochází. Vše má také určité zpoždění. Nejnovější přírůstky pochází z období od července 2020 do června 2021. Nyní už TESS pročesává severní oblohu, takže se to brzy vyrovná.

Vloni touto dobou měla TESS na kontě 2400 TOI. Za rok dokázala počet více než zdvojnásobit. Budiž to důkazem, že nás čekají stovky a tisíce dalších objevů.

Počet TOI je 5000, počet potvrzených exoplanet je výrazně menší – oficiálně 175. Jejich katalog a statistiky najdete na webu NASA.

Astronomové objevili pomoci přístroje SPHERE novou exoplanetu přímým zobrazením. Mateřská hvězda má název HR 5471 nebo také b Centauri či zkráceně b Cen. Nepleťme si to se systémem Alfa Centauri, tato stálice nepatří mezi ty nejbližší, nachází se 325 světelných let od nás.

Ve skutečnosti nejde o jednu hvězdu ale o dvě. Větší z hvězd má hmotnost 5 až 6 Sluncí a teplotu 18 000 °C. O druhé hvězdě toho moc nevíme. Je ale také hmotnější než Slunce – možná až čtyřikrát hmotnější.

Není náhoda, že astronomové objevili planetu zrovna u této hvězdy. V rámci programu
BEAST (B-star Exoplanet Abundance Study) se zaměřují cíleně na velmi hmotné hvězdy, u kterých bylo zatím objeveno jen velmi málo planet.

Není jasné, zda jsou hmotné hvězdy méně časté planetární matky, nebo se jedná o observační zkreslení. V případě měření radiálních rychlostí platí, že čím je hvězda méně hmotná, tím lépe se u ní planety objevují.

Planetu u b Cen spatřili astronomové poprvé v roce 2000, ale přehlédli ji! Znovu ji našli v roce 2019, ale muselo se počkat na další pozorování, aby bylo zřejmé, že se planeta skutečně pohybuje okolo hvězd.

Pokud chceme planetu označit řádně, pak její název bude b Cen (AB) b. Jedná se o cirumbinární planetu, která obíhá okolo obou hvězd současně. A je to planeta, která má vůbec nejhmotnější matku / matky. V součtu budou mít nejméně 6 Sluncí. Druhé místo patří dvojhvězdě HD 106906 AB s hmotností 2,7 Slunce. Nejhmotnější jednotlivé mateřské hvězdy jsou přibližně 3krát hmotnější než Slunce, takže b Cen je i tak jasným vítězem.

Planeta b Cen (AB) b bude mít hmotnost 10,9 ± 1,6 Jupiteru. U přímo pozorované planety to není překvapením. Zaujme ale její vzdálenost. Obíhá totiž ve vzdálenosti 560 AU neboli asi 100krát dál než Jupiter okolo Slunce.

Planety vznikají z disku plynu a prachu. Ten je sice velký, ale ne až tak velký. Ve vzdálenosti přes 500 AU nemohlo být dostatek materiálu pro vznik podobně hmotné planety. První, co odborníka napadne, je že planeta byla na svou současnou dráhu vytlačena při gravitačních interakcích s jinou planetou či dokonce přímo s mateřskou dvojhvězdou. V takovém případě by měla mít eliptickou dráhu a na ní to zatím nevypadá.

Druhou možností je, že planeta nevznikla z disku ale zhroutila se přímo z plynu v kosmickém prostoru. Mateřské hvězdy jsou členky slavné asociace Sco-Cen a materiálu okolo bylo dost. Planeta by pak byla oběma hvězdami zachycena.

Astronomové prostřednictvím družice TESS objevili další malou planetu. GJ 367 b je v mnoha ohledech extrémní.

Mateřskou hvězdu pozorovala TESS na přelomu února a března roku 2019. U hvězdy objevila planetu, která ji oběhne za 7,7 hodin. GJ 367 b je představitelkou tzv. USP alias planet s ultrakrátkou oběžnou dobou. Kromě doby oběhu v řádu hodin je pro ně typická i malá velikost.

GJ 367 b má poloměr 0,7 Země. Díky archivním datům ze spektrografu HARPS se podařilo planetu také zvážit. Její hmotnost není o moc větší než polovina Země. Vědci tak mohli spočítat hustotu planety, která bude zhruba 8100 kg/m³.

Pokud známe tyto základní fyzikální parametry, můžeme seriózně diskutovat o složení planety. V případě GJ 367 b nám pomůže i to, že ve změřeném průměru nebude hrát roli atmosféra. Je dost nepravděpodobné, že by planeta nějakou měla. Podle vědců se skládá převážně ze železa. Jádro planety ze železa bude dosahovat 86 % průměru planety, což je stejný údaj jako v případě Merkuru.

Přestože je mateřskou hvězdou červený trpaslík, planeta dostává extrémní dávky záření – konkrétně 576krát více než Země od Slunce. Předpokládaná teplota na denní straně bude přes 1500 °C.

Život na povrchu GJ 367 b tak hledat nemůžeme. Pochopení vzniku a vývoje USP je ale důležité. GJ 367 b mohla být jádrem větší planety, která migrovala směrem k hvězdě. Mohla také přijít o vrchní vrstvy v důsledku velkých impaktů.

Zdroj: GJ 367b: A dense ultra-short period sub-Earth planet transiting a nearby red dwarf star

Objev horkého jupitera dnes už nikoho nevyvede z míry. Obří planety obíhají okolo svých hvězd s periodou několika dní.

Existují ale i planety s kratší oběžnou dobou, která se počítá na hodiny. Obvykle jde o planety o velikosti Země nebo o něco větší. Možná jsou to jádra bývalých planet, které přišly o svou atmosféru. Existují však výjimky potvrzující pravidlo. TOI-2109 b je jednou z nich.

Planetu objevila TESS v rámci pozorování 25. sektoru. Planeta je o třetinu větší než Jupiter, ale pětkrát hmotnější. Okolo hvězdy spektrální třídy F oběhne jednou za pouhých 16 hodin. Podle vědců je teplota planety asi 3600 Kelvinů, za což by se nemuseli stydět ani někteří červení trpaslíci.

Jedná se o hodně zajímavý kousek, který bude nepochybně cílem dalších pozorování. Planeta musí dostávat pořádně zabrat, ale bude to i opačně.

Astronomům se podařilo pozorovat sekundární zatmění. Když planeta zmizí za hvězdou, chybí záření, které odráží, a tak jasnost celého systému poklesne.

Zdroj: TOI-2109: An Ultrahot Gas Giant on a 16 hr Orbit

Exoplaneta WASP-76 b byla objevena v roce 2013. Je to typický horký jupiter, který okolo své hvězdy oběhne za necelé dva dny. Jeho hmotnost je srovnatelná s Jupiterem, ale je o 80 % větší.

Před časem se exoplaneta dostala do médií a to díky extrémním podmínkám, které panují v její atmosféře. V atmosféře má pršet železo. Doslova. Z horké strany, která může mít 2400 °C se železo dostává na chladnější noční stranu, kde kondenzuje do kapiček a prší. Noční a chladnější strana bude mít teplotu kolem 1400 °C.

V atmosféře exoplanety to trochu připomíná chemickou laboratoř. Detekováno už toho bylo hodně – viz katalog exoplanet.eu, kde jsou jednotlivé molekuly vypsány.

Železný déšť byl později zpochybněn. Nedávno však vyšla studie, která se věnuje něčemu jinému – vápníku.

V nové studii vědci oznámili, že pomoci dalekohledu Gemini North objevili v atmosféře planety ionizovaný vápník. Není to překvapení, ale podle měření je ho tam více, než se čekalo.

Jednou z možností je, že atmosféra WASP-76b je ještě žhavější než avizovaných 2 400 °C. Tyto extrémní teploty by oddělily elektrony od běžných atomů vápníku a čím vyšší je teplota, tím častěji k tomu dojde.

Další možností je, že silné větry odkrývají ionizované atomy vápníku z hlubin exoplanety. Podle některých studií může v atmosféře planety foukat vítr o rychlosti až 22 km/s.

Médii se šíří informace o objevu první exoplanety z jiné galaxie. Dokonce má být její existence už potvrzena. To první je pravda, to druhé nikoliv. Objev je to hodně nejistý, ale nepochybně zajímavý.

Tak trochu se očekávalo, že planety v jiné galaxii budeme hledat prostřednictvím gravitačních mikročoček a ona je to nakonec tranzitní metoda! Pravda, trochu jiná, než na jakou jsme zvyklí. Na Exoplanety.cz o tomto pravdu historickém objevu článek nevyšel, protože o něm vyšel článek už před více než rokem. Od preprintu po vydání v odborném časopise se toho moc nezměnilo a to včetně skepse některých astronomů.

Zapadl ale jiný a to neméně zajímavý objev, který jako kdyby byl na opačném konci pomyslného spektra. Z velkých vesmírných dálek milionů světelných let se dostáváme do relativně blízkého sousedství. Astronomové pokračují ve zkoumání planet u blízké, mladé a jasné hvězdy Beta Pictoris.

Na konci minulého století to vše začalo zkoumáním podezřelého přebytku infračerveného záření, pokračovalo objevem prachového disku, přímo pozorované planety Beta Pictoris b a nedávno také její bližší sestřičky Beta Pictoris c. Ta byla nejdříve objevena klasicky měřením radiálních rychlostí, ale později se podařilo také tuto planetu pozorovat přímo – viz článek.

V nové studii dali vědci hlavy, ale především paprsky z dalekohledů VLT, dohromady a pomoci přístroje GRAVITY získali nové snímky. Pak to vše zkombinovali se staršími snímky a pozorovali oběh planety Beta Pictoris b okolo hvězdy.

Následně provedli simulace. Jednak pro situaci, že okolo hvězdy obíhá jen Beta Pictoris b a pak pro situaci, kdy je v systému další planeta. Výpočty ukázaly, že v systému je další planeta. Její dráha je trochu nejistá, ale hmotnost by měla být okolo 10 Jupiterů.

Nejednalo se samozřejmě o překvapení. Onou planetou je Beta Pictoris c, o které už víme. I tak jde ale o průlom. Je to poprvé, co na základě přímého pozorování oběhu planety okolo hvězdy nacházíme další planetu.

A nezůstalo jen u symboliky. Autoři dali dohromady svá pozorování a měření radiálních rychlostí a spočítali, že planeta Beta Pictoris c má oběžnou dobu 1221±15 dní a hmotnost 8,9 Jupiteru.

Astronomové už objevili tisíce tranzitujících exoplanet. Některé v obrovském množství dat uniknou. Do hry proto přichází internetoví lovci exoplanet, kteří data z dalekohledů prochází.

Nejdříve takhle v rámci projektu Planet Hunters prohledávali data z dalekohledu Kepler, následně z jeho druhé mise K2 a nyní z družice TESS. A rozhodně to nebyla marná snaha. Lovci exoplanet hráli roli při objevu Tabbyiny hvězdy, systému PH1 nebo zajímavého systému K2-138.

Nyní se budou moci zakousnout také do dat ze Země a to konkrétně z projektu NGTS, který běží na samostatné stránce.

NGTS byl do značné míry postaven pro podporu družice CHEOPS, které má dodávat zajímavé exoplanety pro další pozorování.

NGTS

NGTS (Next-Generation Transit Survey, Nová generace přehlídky tranzitů) tvoří dvanáct dalekohledů o průměru 20 cm, které postavila rakouská firma Astro Systeme Austria. CCD kamery jsou pak z dílny Andor Technology. Soustava se nachází na observatoři Cerro Paranal v Chile.

Astronomové už objevili řadu exoplanet, které jsou součástí vícenásobných hvězdných systémů. Mohou existovat dva scénáře. V prvním planeta obíhá okolo hvězdy, která je součástí dvojhvězdy, případně i trojhvězdy. Druhou možností je, že planeta obíhá okolo dvou hvězd současně (tak zvané cirkumbinární planety).

Mohou ale existovat planety, které obíhají okolo tří hvězd současně? První jsme možná našli.

Hvězdný systém GW Orionis najdeme v Orionu ve vzdálenosti asi 1300 světelných let od nás. Jedná se o trojhvězdu, která je z hlediska struktury podobná Alfě Centauri. Dvě hvězdy obíhají okolo sebe ve vzdálenosti asi 180 milionů kilometrů (o něco více, než obíhá Země okolo Slunce) a třetí obíhá okolo nich ve vzdálenosti asi 1,2 miliardy km (zhruba dráha Saturnu).

Hvězdy jsou poměrně mladé, takže není žádným překvapením, že je obklopuje prachový disk, který sahá do vzdálenosti 60 miliard km a ještě třikrát větší disk z plynu.

Nemusíte být zrovna astronomem, abyste tušili, že protoplanetární disk u mladých hvězd bude mít tvar disku.. tedy velký a tenký. V tomto případě je to ale složitější. O dost složitější.

První komplikací je třetí hvězda, která neobíhá ve stejné rovině jako první dvě hvězdy. Pozorování radioteleskopů ALMA ukazují, že se v disku nachází prstence. Vnitřní je od hvězdy vzdálen 7 miliard km, další 27 miliard km, třetí pak 50 miliard km. Prostřední a nejvzdálenější disk jsou nakloněny vůči nám, takže mají zdánlivě eliptický tvar – je to podobné, jako když nakloníte hrnek, jeho okraj bude mít také tvar elipsy.

Oba vnější prstence sdílí stejnou rovinu, která je ale nakloněna vůči rovině dvojhvězdy. Prostřední prstenec je největší rebel. Je nakloněn vůči prstencům i dvojhvězdě. Mezi prvním a prostředním prstencem je velká mezera. Navíc jsou tam ještě dvě vyboulené oblasti materiálu, které si můžeme představit jako kapuce.

Pokud si to nedokážete představit, můžete se podívat na obrázek níže, nebo si proklikat interaktivní model na této stránce.

Co je příčinou podobného chaosu? Je zřejmé, že roli hraje gravitace třetí hvězdy. Pokud dráhu třetí hvězdy hodíme do simulací, vyjdou rozporuplné výsledky. Podle některých je vysvětlením třetí hvězda, podle jiných není.

Nová studie přichází s možným rozřešením. Do simulací přidává planetu. Konec konců z podobných disků planety vznikají, takže proč ne…

Autoři vzali planetu o hmotnosti Jupiteru a umístili ji 15 miliard km od dvojhvězdy do mezery mezi prstenci.

Zjistili, že pokud je disk tlustý (10krát širší než je jeho tloušťka), pak se jim nedaří přimět planetu, aby jej rozbila na prstence. Pokud je však tenký (20krát širší než tlustší), planeta jej může rozbít. Může také v disku vytvořit mezeru, která je podobná mezeře pozorované mezi vnitřním a středním diskem.

Sklony a chování prstenců, které ze simulace vyšly, poměrně dobře odpovídají tomu, co pozorujeme. Má to ale háček. Modely nedokáží vysvětlit existenci zmíněných kapucí, takže vědce čeká ještě další práce.

Pokud by se však výsledky potvrdili, měli bychom zde první exoplanetu (i když hodně mladou), která obíhá okolo tří hvězd současně. Všechny tři totiž leží uvnitř její oběžné dráhy.

TESS objevila dvě nové zajímavé exoplanety, které byly následně zkoumány dalšími dalekohledy a to včetně osmimetrového dalekohledu Subaru.

TOI-1634 b a TOI-1685 b jsou představitelkami tak zvaných exoplanet s ultrakrátkou oběžnou dobou. Jedná se o světy obvykle menší než 2 Země, které obíhají okolo svých hvězd velmi blízko. V tomto případě oběhne jedna z planet okolo své hvězdy za jeden den, druhá dokonce jen za 16 hodin. Mateřskou hvězdou je v obou případech červený trpaslík.

Obě exoplanety najdeme v souhvězdí Persea, první z nich je vzdálena asi 114 světelných let, druhá 122 světelných let.

Díky měření radiálních rychlostí dalekohledem Subaru známe i jejich hmotnosti, které jsou 10 a 3,5 Země.

Planety mají střední hustoty odpovídající vnitřnímu složení podobnému Zemi. TOI-1634 b je v současnosti nejhmotnější planetou s ultrakrátkou oběžnou dobou. Její poloměr je přes 1,7 Země, což znamená, že je blízko tak zvanému údolí poloměrů.

U hvězd podobných Slunci je nižší míra výskytu planet okolo 1,7 až 2,0 poloměrů Země, u menších hvězd je pak podobná mezera mezi 1,5 až 1,7 Země.

Údolí poloměru pravděpodobně souvisí s přechodem mezi kamennými planetami a planetami s významnou obálkou z vodíku a hélia. Je možné, že některé planety s významnou obálkou o tuto obálku vlivem ultrafialového záření blízké hvězdy přijdou a jejich poloměr se zmenší, takže vyčistí právě oblast v rámci údolí poloměru.

Zdroj: Two Bright M Dwarfs Hosting Ultra-Short-Period Super-Earths with Earth-like Compositions

Ve vesmíru může nastat situace, kdy hvězda pozře svou planetu. Podobné planety je těžké najít, protože… no už neexistují. Můžeme ale najít fosilie podobných planet? Důkazy, že podobné procesy skutečně probíhají? A zjistit, jak jsou časté? Zřejmě ano.

Pomoci nám mohou dvojhvězdy a to hned ze dvou důvodů. Pokud okolo jedné z hvězd obíhá planeta, může být druhou hvězdou významně ovlivňována. Může začít migrovat směrem ke své mateřské hvězdě, být vyhozena ze systému, nebo narazit do hvězdy.

Pokud zkoumáme dvojhvězdu, zkoumáme dvě hvězdy, které obíhají okolo sebe, vznikly ve stejnou dobu, na stejném místě, takže by měly mít stejné složení – nebo velmi podobné.

Pokud najdeme dvojhvězdu, ve které má jedna hvězda jiné složení než druhá, existují dvě možnosti. První by ušetřila na univerzitách náklady za topení, protože by astronomové pálili učebnice astrofyziky. Obě hvězdy by mohly mít jiné složení, protože v mračnu, ze kterého vznikly, existovaly velké nehomogenity. Jinými slovy mělo mračno na různých místech různé složení. Vzhledem k tomu, že mnohé teorie vychází z faktu, že hvězdy jsou jistým způsobem otiskem (většího) prostředí, ze kterého vznikly, mohlo by to pro ně představovat nemalý problém.

V nové studii se vědci podívali na 107 dvojhvězd tvořených hvězdami podobnými Slunci, aby poprvé poskytli jednoznačné důkazy ve prospěch scénáře pohlcení planet. Ze 107 dvojhvězd bylo u 33 z nich u jedné z hvězd v systému výrazně vyšší množství železa.

Za určitých podmínek mohou události pohlcení planety vést také k výraznému zvýšení lithia. Všechny hvězdy se rodí s podobným množstvím lithia v atmosféře. Hvězdy podobné Slunci však většinu této počáteční zásoby spálí během prvních několika sovek milionů let. Pokud najdeme starší hvězdu s vyšším obsahem lithia, může to ukazovat na pozřenou planet

Většina hvězd, které jsou bohatší na železo ve srovnání s průvodcem, je také
bohatší na lithium, což lze snadno vysvětlit pohlcením planety. Současně se ve vzorku nevyskytují žádné hvězdy bohaté na železo, které jsou chudší na lithium, což by představovalo jasný rozpor s pohlcením planet.

Existují páry, u kterých se u jedné hvězdy liší množství železa ale ne množství lithia. Vysvětlení je však jednoduché. K pohlcení planety došlo v době, kdy byla hvězda mladá a přírůstek lithia od planety byl ve srovnání s přirozeným množstvím lithia zanedbatelný.

Autoři zjistili, že k pohlcení planety dochází u hvězd podobných našemu Slunci s pravděpodobností mezi 20 a 35 %. To znamená, že značná část planetárních systémů prochází velmi dynamickou evoluční cestou, která může kriticky změnit jejich architekturu – na rozdíl od naší Sluneční soustavy, která si zachovala své planety na téměř kruhových drahách.