Astronomové našli exoplanetu u hvězdy s velmi nízkou metalicitou.

Nadpis není úplně přesný, protože planety se nerodí z hvězd, ale vznikají společně s hvězdami…ačkoliv na druhou stranu. Pokud chcete vytvořit planetu, potřebujete materiál. Ve vesmíru se vyskytuje především vodík a hélium. To jsou sice velmi levné stavební materiály, ale pro stavbu planety se moc nehodí – snad jedině až na „střechu“ alias atmosféru nějakého toho obra. Ale na základy plynného obra nebo na celou planetu zemského typu potřebujete kovy – tedy vše kromě vodíku a hélia.

Kovy vznikaly a vznikají v nitrech hvězd a do kosmického prostoru se dostávají při výbuších supernov.

Planety tedy vznikají z hvězd, ale ne z těch, okolo kterých obíhají. Jejich hvězdné matky vznikly současně a ze stejného těsta. Pokud tedy zjistíme, že hvězda obsahuje málo kovů, obsahovala málo kovů také původní mlhovina.

Dvacet let výzkumu exoplanet ukázalo, že u hvězd, které jsou na kovy chudé, se vyskytují obří planety podobné Jupiteru jen velmi málo. To podporuje teorii o akrečním vzniku obrů. Takové planety se zrodily postupným shlukováním malých prachových částeček – akrece probíhala tak dlouho, až měl objekt hmotnost přes 10 Zemí a stal se jádrem budoucího planetárního obra.

Podobný vztah ale nefunguje u planet s hmotnosti menší než 0,1 Jupiteru – tedy obdoba Neptunu, super-země a planety zemského typu. Tam to skoro vypadá, že je úplně jedno, jaký obsah kovů (metalicitu) hvězda má.

V uplynulých letech se právě na podobné menší planety u hvězd s nízkou metalicitou zaměřila rozsáhlá přehlídla spektrografu HARPS. V hledáčku bylo na 109 hvězd, ale žádné planety objeveny nebyly…až nyní vychází studie o planetě u hvězdy HD 175607.

Jednou z rekordmanek byla dosud hvězda GJ 667C, okolo které obíhají menší planety a jejíž metalicita je [Fe/H] = -0,55. Metalicita se totiž nejčastěji udává jako poměr železa vůči vodíku, přičemž referencí je poměr pro Slunce. Navíc pracujeme s logaritmickou řadou. [Fe/H] = -1 tak znamená 10 % železa ve srovnání se Sluncem, [Fe/H] = 1 značí desetinásobek železa ve Slunci.

Hvězda HD 175607 má metalicitu -0,62, takže obsahuje něco před dvacet procent železa ve srovnání se Sluncem. To je opravdu málo, přesto se astronomům nejspíše podařilo objevit exoplanetu o hmotnosti necelých 9 Zemí, která obíhá po mírně protáhlé dráze s periodou 29 dní. Oběžná doba je sice blízko době rotace hvězdy, což není nikdy dobré, ale astronomové věří, že planeta opravdu existuje.

Spektrograf HARPS získal v letech 2004 až 2013 celkem 119 měření radiálních rychlostí v průběhu 110 nocí.

Hvězda HD 175607 má hmotnost a velikost asi 0,7 Slunce, ale bude více než dvakrát starší (kolem 10 miliard let).

Zdroj: The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXIX. HD175607 b, the most metal-poor G dwarf with an orbiting sub-Neptune

HD 7449 je velmi unikátním planetárním systémem. Okolo hvězdy zde obíhá planeta po velmi protáhlé dráze… ale to není vše. Hvězda a planeta totiž nejsou samy.

V roce 2011 objevili astronomové u hvězdy HD 7449, která se nachází asi 130 světelných let od nás, dvě planety. Ta vnitřní měla mít hmotnosti asi jako Jupiter a obíhat ve vzdálenosti 2,3 AU.

Vloni v listopadu se na hvězdu nebo spíše na její okolí podíval dalekohled Magellan (Las Campanas, Chile) prostřednictvím adaptivní optiky MagAO. Když už byli astronomové u dalekohledu, tak získali také nějaká nová spektra a přidali je k předešlým pozorováním spektrografů HARPS a CORALIE.

Výsledek? Systém je mnohem zajímavější, než se původně zdálo. V centru všeho je hvězda podobná Slunci. Okolo hvězdy obíhá zřejmě jen jedna planeta a to ve vzdálenosti 2,33 AU. Hmotnost planety by měla být nejméně 7,8 Jupiterů. Až sem tedy nic zvláštního. Jenomže mateřská hvězda není sama, je součástí dvojhvězdy. Ve vzdálenosti asi 18 AU obíhá červený trpaslík o hmotnosti kolem 0,2 Slunce.

Exoplanet u dvojhvězd známe více a to včetně případů, kdy planeta obíhá okolo hvězdy, která je v páru s relativně blízkým červeným trpaslíkem. Dalšími příklady jsou třeba Gliese 86 nebo HD 196885.

Systém HD 7449 je ale unikátní a to hned ze tří důvodů: sekundární složka (červený trpaslík) má nejmenší hmotnost ve srovnání s jinými podobnými případy, planeta je naopak nejhmotnější a především – pohybuje se po extrémně protáhlé eliptické dráze – s výstředností 0,8!

Jak planeta k výstřednosti přišla

Velká výstřednost planety je nejzajímavějším aspektem celého systému. Otevírá nám totiž velmi zajímavý příběh, který bude starý kolem 2 miliard let (odhadované stáří systému).

Když se podíváte na planety Sluneční soustavy, tak zjistíte, že okolo Slunce sice obíhají po elipsách, ale tyto elipsy nejsou příliš vzdálené kružnicím. Konec konců máme na to i zákon – ten Keplerův. Ale stejně jako na Zemi lidé porušují zákony, tak také planety se nechovají vždy úplně ukázkově.

Za velkou excentricitou planety musí něco být. Když uvážíme, že se ve vzdálenosti jen 18 AU nachází červený trpaslík, tak máme hned hlavního podezřelého.

Nepředstavujme si to tak, že se trpaslík a planeta k sobě nějak blízko přibližují. Roviny jejich oběžných drah (oba samozřejmě obíhají kolem těžiště s mateřskou hvězdou, ale to zanedbejme) budou vůči sobě značně skloněné…ale takhle to nemuselo být vždy. Krátce po zrodu systému mohlo skutečně mezi oběma tělesy docházet ke gravitačním interakcím, což nakonec způsobilo pozorovanou velkou výstřednost oběžné dráhy planety. Astronomové pro to mají samozřejmě název – Kozaiův mechanismus.

Kozai nebo spíše červený trpaslík jsou sice nejpravděpodobnějším ale nikoliv jediným možným vysvětlením. Možností je více – například dávná interakce s jinou planetou, která byla nakonec ze systému vyhozena.

Pokud ale připustíme Kozaiův mechanismus, otevírá se nám další komnata a to velmi elegantní komnata.

V případě měření radiálních rychlostí totiž narážíme na jeden zásadní problém. Odhadovaná hmotnost je pouze dolním limitem. Závisí totiž na sklonu oběžné dráhy vůči nám, který neznáme. Ideální je, pokud můžeme pozorovat ještě tranzit planety (tím alespoň zjistíme její velikost) a ještě lépe, pokud je v systému více tranzitujících planet. V takovém případě může do hry vstoupit TTV (změny v časech tranzitů). Zjednodušeně řečeno si vypočtete, jakou hmotnost musí mít obě planety, aby se jejich oběh okolo hvězdy vzájemně ovlivňoval do té míry, že to uvidíte v nepravidelnostech tranzitů. Pokud se to neděje, máte už i horní limit hmotnosti.

No a úplně nejlepší je samozřejmě astrometrie, kde s žádným úhlem nepracujete.

V případě HD 7449 nemáme nic z toho, ale máme zmíněného Kozaie. Pokud za výstřednost může skutečně on, tak můžeme vypočítat horní limit pro hmotnost planety < 10,8 Jupiterů.

Hmotnost planety je velmi zajímavá. U podobných párů hvězda – červený trpaslík se předpokládá, že je jen velmi obtížný vznik hmotnější planety. HD 7499 ale měla nejspíše štěstí v poměrně malé hmotnosti červeného trpaslíka, který nezpůsobil takový nepořádek v protoplanetárním disku, z něhož planeta vznikla.

Zdroj: MagAO Imaging of Long-period Objects (MILO). I. A Benchmark M Dwarf Companion Exciting a Massive Planet around the Sun-like Star HD 7449

K dispozici jsou trochu podrobnější informace o systému Wolf 1061, kde jedna z planet obíhá okolo hvězdy v obyvatelné oblasti.

O objevu jsme už psali, nyní je k dispozici také odborný článek. Výhodou Wolf 1061 je, že se nachází ve vzdálenosti jen 14 světelných let daleko. S obyvatelností už to bude trochu horší.

Mateřskou hvězdou je červený trpaslík o hmotnosti 0,25 Slunce, teplotě 3400 K a zářivosti 0,787 % Slunce.

Wolf 1061

Exoplanety byly objeveny spektrografem HARPS měřením radiálních rychlostí. Hmotnosti jsou tak spíše minimálními odhady, neboť jsou závislé na sklonu oběžná dráhy vůči nám, což je údaj, který neznáme.

Poloměry planet nebyly určeny pozorováním, ale jsou čistě odhadem na základě očekávaného složení planet. Abychom zjistili poloměr přesně, museli bychom pozorovat jejich tranzit.

Astronomové se o to v průběhu roku 2016 nepochybně pokusí. Vypočtená pravděpodobnost tranzitu je pro planety: 14, 5,9 a 2,6 %.

Obyvatelná oblast se nachází ve vzdálenosti 0,092 až 0,18 AU, optimistické hranice leží mezi 0,073 až 0,19 AU. Planeta „c“ se tak nachází poblíž vnitřního okraje spíše optimistické obyvatelné oblasti a je docela možné, že půjde o větší verzi Venuše. Planeta „d“ je pak dál od vnějšího okraje obyvatelné oblasti.

Zdroj: Three planets orbiting Wolf 1061

Astronomům se podařilo objevit tři nové exoplanety u jedné z nejbližších hvězd. Jedna z nich se nachází na vnitřním okraji obyvatelné oblasti.

Wolf 1061 je červeným trpaslíkem a je to také jedna z nejbližších hvězd od nás. Nachází se zhruba 14 světelných let daleko v souhvězdí Hadonoše. Jedná se o 36. nejbližší hvězdnou soustavu.

Australští astronomové využili data z evropského spektrografu HARPS, který se nachází na 3,6 m dalekohledu v Chile (ano, výzkum exoplanet je mezinárodní záležitost).

Prostřednictvím měření radiálních rychlostí byly objeveny tři exoplanety. Na odborný článek si musíme ještě počkat, ale i v tiskové zprávě je poměrně dost informací.

Planety obíhají okolo červeného trpaslíka s oběžnými dobami 5, 18 a 67 dní. Prostřední planeta „c“ se alespoň dle animace nachází poblíž vnitřního okraje obyvatelné oblasti. Planeta „d“ je pak za vnějším okrajem obyvatelné oblasti.

Hmotnosti planet jsou 1,4; 4,3 a 5,2 Zemí. Je zřejmě nepravděpodobné, že by planety tranzitovaly, takže jejich velikost neurčíme, což trochu komplikuje situaci – u hmotnosti je znám spíše dolní odhad a hustotu nezjistíme.

Zdroj: science.unsw.edu.au

Vědci se pomoci Hubblova dalekohledu a také částečně kosmického dalekohledu Spitzer podívali na atmosféry deseti horkých jupiterů.

Jedná se o komplexní přehlídku atmosfér horkých jupiterů. Zřejmě poprvé máme údaje o atmosférách na jednom místě, ale význam studie leží i někde jinde.

Atmosféra se samozřejmě nejlépe zkoumá u tranzitujících exoplanet. U nich rozlišujeme dvě fáze, při nichž lze získat o atmosféře potřebné informace. V době tranzitu exoplanety získáváme transmisní spektrum, kdy spektrum atmosféry zanechá ve spektru hvězdy otisk.

Planeta se pak ale v průběhu svého oběhu dostane také za hvězdu. Předtím než se schová a poté, co se zase objeví, pozorujeme denní stranu planety a získáváme tak tepelný profil.

Není ovšem důležité pouze to, kdy v průběhu oběhu planetu pozorujeme – respektive planetu samozřejmě nevidí ani Hubblův dalekohled, ten fakticky pozoruje jen hvězdu. Důležitá je rovněž vlnová délka a v případě nové studie astronomové pozorovali v poměrně velkém rozsahu od 0,3 po 5 mikrometrů.

Mít širokou škálu vlnových délek je velmi důležité. Astronomy totiž nezajímá jen složení atmosféry ale také hloubka tranzitu – jak moc poklesne jasnost hvězdy v době, kdy před ní planeta přechází. Hloubka tranzitu je závislá na poloměru planety ale prakticky rovněž na vlnové délce. Pokud jsou v atmosféře oblaka, jeví se planeta větší ve viditelném světle a menší v infračerveném. Takže i když planetu nevidíme, můžeme určit, zda je bez oblak nebo je naopak zahalená oblačností.

Studie vrhá světlo na jeden z problémů horkých jupiterů. Tyto planety sice obíhají blízko svých hvězd, ale vznikly podstatně dál od nich. Dosavadní průzkum atmosfér horkých jupiterů ukázal, že poměrně často pozorujeme v jejich atmosférách jen velmi malé množství vodní páry. Existují dvě možná vysvětlení: buď byla voda nějakým způsobem odstraněná z disku, z něhož horcí jupiteři vznikali nebo nás planeta tak trochu mate – oblaka v atmosféře mohou zabránit detekci vodní páry.

Nová studie ukazuje, že druhá možnost může být ta správná. Silné absorpční čáry vody byly objeveny právě v atmosférách planet, které budou obsahovat jen minimum oblačnosti.

Zdroj: A continuum from clear to cloudy hot-Jupiter exoplanets, spacetelescope.org

Středoškolský student Dominick Rowan se podílel na velmi zajímavé studii, která přinesla i objev nové exoplanety.

Jupiter… největší planeta Sluneční soustavy, jeden z nejjasnějších objektů na obloze, královská hvězda ale především dost klíčové těleso ve Sluneční soustavě. Vlastně po Slunci druhé nejdůležitější. Jeho vliv na Zemi je zdá se pozitivní, protože bychom tu dnes jinak nebyli.

Když se ale podíváme na cizí planetární systémy, nacházíme podobně hmotné planety často velmi blízko svých hvězd. Horcí jupiteři vznikli v říši ledu mnohem dál od svých současných bydlišť a po svém vzniku migrovali. Jak moc je to běžné?

Středoškolský student Dominick Rowan se podílel na zajímavé studii. Prošel množství dat z Keckova dalekohledu (celkem více než 1000 hvězd). Cílem bylo odhadnout, jak časté jsou planety podobné Jupiteru – nejen do hmotnosti (spíše typu) ale právě vzdálené oběžné dráhy.

Při své práci spolupracoval Rowan s astronomem Stefanem Meschiarim a jeho programem Systemic Live, který je online na netu (http://www.stefanom.org/systemic-live/). Program slouží pro vizualizaci dat ze spektrografů – tedy měření radiálních rychlostí. Stejný astronom je mimochodem také autorem pěkné hry, ve které si můžete pohrát s gravitací a oběžnými dráhami fiktivních planet – více v dřívějším článku.

Celá práce samozřejmě nebyla jen o tom, najít určitý počet planet ve vzorku hvězd. Musíte totiž počítat i s případy, kdy spektrograf exoplanetu nenašel.

Suma sumárum podle studie se planety podobné Jupiteru vyskytují jen asi u 3 % hvězd. To může mít docela velké důsledky. Malý výskyt podobných planet může znamenat, že migrace obřích planet je poměrně účinná a že když obří planeta vznikne v oblasti okolo 5 AU od hvězdy, má spíše menší šanci zůstat v této oblasti. Pokud velká část těchto planet migruje, nemusí to být úplně dobrá zpráva pro případní vnitřní planety.

Při této příležitosti nelze nezmínit teorii, podle níž migraci Jupiteru zastavil Saturn, takže jsme možná měli velké štěstí.

V rámci studie bylo také shromážděno 109 měření radiálních rychlosti hvězdy HD 32963, u které byla objevena planeta o hmotnosti 0,7 Jupiteru a oběžné době 6,5 let.

Zdroj: The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: HD32963 — A New Jupiter Analog Orbiting a Sun-like Star, mcdonaldobservatory.org

Před třemi lety objevil Kepler velmi zajímavý systém s označením Kepler-36. Astronomy inspiroval k zamyšlení, zda mohou v jednom systému existovat dvě obyvatelné exoplanety.

Kepler-36 najdeme v souhvězdí Labutě ve vzdálenosti 1200 světelných let. Okolo hvězdy obíhají dvě planety.

Kepler-36 b má poloměr 1,5 Země a hmotnost 4,5 Země a spadá tak do kategorie super-zemí. Kepler-36 c je podobný spíše Neptunu. Jeho hmotnost je 8 Zemí, poloměr pak 3,7 Zemí.

Zajímavé jsou oběžné doby obou planet. V případě planety „b“ je to 13,83 dní, v případě „c“ pak 16,24 dní. Co je na nich zajímavého? Tak předně mezi nimi není velký rozdíl, ale kromě toho jsou v poměru 7:6.

Pokud jsou oběžné doby (nejen planet) v poměru celých čísel, říkáme tomu rezonance. Ta se docela hodí třeba pro ověření existence planety, ale to teď není podstatné.

Obě planety se k sobě jednou za čas přiblíží na velmi malou vzdálenost. Jakmile jedna planeta vykoná 7 oběhů, ta druhá 6, takže jednou za 7 nebo 6 oběhů se planety potkají.

V nové studii se vědci podívali na dva možné důsledky podobných setkání pro život. Na Kepler-36 zapomeňte, to jsou dvě spíše větší planety a navíc teplota na povrchu („c“ bude spíše podobná Neptunu) bude hodně vysoká.

Může ale existovat systém, kde budeme mít dvě planety v obyvatelné oblasti, obě budou podobné Zemi a jejich dráhy budou v rezonanci. Zatímco vzdálenost mezi Marsem a Zemí je v ideálním případě asi polovina AU, tak u rezonujících planet může být jen v řádu jednotek milionů kilometrů.

Vědci se podívali na dva aspekty – zda podobná setkání nemohou mít vliv na sklon osy planety. Zemská osa je skloněná o 23,5 stupňů, což vyvolává střídání ročních období. Nestabilita zemské osy by pro klima byla špatnou zprávou. Podle závěrů studie ale k destabilizaci osy při setkáních docházet nebude.

Související: Planeta s velkým sklonem osy může hostit život, má to háček

Druhým tématem byla panspermie. Na Zemi jsme našli mnoho meteoritů pocházejících z Marsu nebo Měsíce. Na naší planetu se dostali jednoduše. Přiletěl meteorit, narazil do Marsu či Měsíce a katapultoval materiál „do vzduchu“. Část dopadla zpět na povrch, ale část se dostala do kosmického prostoru a poté dopadla na Zemi.

Příznivci panspermie si myslí, že meteoroidy mohou po vesmíru roznášet život. Případní černí pasažéři by museli přežít nejen průlet atmosférou ale také dlouhou pouť vesmírem. Pokud případný zelený či jinak (ne)zbarvený pidimužík nemá na meteoritu motory, tak mu na rozdíl od sondy potrvá cesta z Marsu miliony let.

Jenomže u dvou velmi blízkých exoplanet může být proces výměny materiálu podstatně rychlejší.

Teoreticky tak mohou existovat systémy, kde jedna planeta „nakazila“ životem svou sousedku.

Zdroj: Dynamical considerations for life in multihabitable planetary systems

Hubblův dalekohled je nejslavnějším astronomickým přístrojem. V jistých ohledech už rozhodně ne nejlepší, ale punc výjimečnosti si zachovává. Mohou mu pomoci amatéři se svým nádobíčkem?

Hubbleův dalekohled a Spitzer se už podívali na atmosféru nejedné exoplanety. Při tranzitech získáváme transmisní spektrum, které nám poví něco o složení atmosféry, během zákrytu získáváme emisní spektrum a termální profil planety. Těsně před a po zákrytu se totiž díváme na denní stranu planety. Na základě těchto dat mohou vědci odhadnout teplotu atmosféry planety.

Příští rok chtějí astronomové pozorovat atmosféry 15 exoplanet a chtějí do celé věci zapojit také pozemské profesionální a amatérské astronomy.

Jejich úkolem bude pozorovat cílové hvězdy a tranzity exoplanet s cílem zlepšit efemeridy planet a monitorovat činnost mateřských hvězd (například výskyt hvězdných skvrn).

Zdroj. skyandtelescope.com