V naší Sluneční soustavě máme jen jednu hvězdu, ale existují vícenásobné hvězdné systémy, kdy dvě i více hvězd obíhá okolo společného těžiště. Nemusíme chodit vůbec daleko. Nejbližší hvězdný systém od nás tvoří tři hvězdy. Jednou z nich je Proxima Centauri.

Také ve vícenásobných hvězdných systémech nacházíme exoplanety. Astronomové rozeznávají dva typy možných konfigurací: S typ je situace, kdy exoplaneta obíhá okolo jedné z hvězd, P typ jsou pak tzv. cirkumbinární systémy, kdy planeta obíhá okolo dvou hvězd současně. Podobných systémů jsme už pár našli a to zejména díky Keplerovi.

V P systémech má planeta dvě matky. Analogicky platí, že v S systémech má jednu matku a nejméně jednu tetu.

Snižují tety planetární porodnost?

Markus Mugrauer (Friedrich Schiller University, Jena) vzal 1367 hvězd v okruhu 500 parseků od nás (cca 1600 světelných let), u kterých byly objeveny planety a prověřil, zda jsou samotné, nebo jsou součástí vícenásobného hvězdného systému.

Mugrauer k tomu využil mimo jiné data z družice Gaia za prvních 22 měsíců pozorování. Podobná data se hodí, protože Gaia měří pozice stovek milionů let, takže můžete určit, zda dvě sousední hvězdy jsou skutečně stejně daleko a mají společný vlastní pohyb (zda jsou gravitačně vázány).

Ve své studii Mugrauer našel celkem 207 hvězd, které nejsou samotné. Všechny se liší v hmotnosti, teplotě a stádiu vývoje. Z 207 hvězd  je 176 binárním systémem (dvojhvězda), 27 trojnásobným a 1 čtyřnásobným hvězdným systémem.

Nejhmotnější planetární teta má hmotnost 1,4 Slunce, nejméně hmotná jen 8 % Slunce. Není žádným překvapením, že nejvíce jsou zastoupeni červení trpaslíci. Jedná se o nejběžnější typ hvězdy v Galaxii, takže je logické, že vleze i do vícenásobných systémů. Kromě toho se v souboru ale nachází i osm bílých trpaslíků, kteří s těmi červenými nemají moc společného. Jsou to závěrečná stádia ve vývoji hvězd podobných Slunci.

Separace mezi mateřskou hvězdou planety a dalším hvězdným členem (tetou) se pohybuje od 20 po 9100 AU, přičemž nejvyšší frekvence separací je někde okolo 1000 AU.

Mugrauer měl velmi slušný vzorek vícenásobných hvězdných systémů s exoplanetou, a tak ho mohl porovnat s celkovou situací.

Hvězdy podobné Slunci mají společníka v dané separaci (do 10 tisíc AU) přibližně ve 30 % případů. Ve zkoumaném vzorku je to jen 15 %.

Naopak vzdálenost mezi oběma hvězdami je v systémech s exoplanetami celkově asi 5krát větší než obecně.

Jinými slovy platí, že míra výskytu vícenásobných systémů s exoplanetami je asi poloviční ve srovnání s tím, co bychom měli obecně očekávat.

Může to znamenat, že ve vícenásobných hvězdných systémech se planety rodí, jsou dokonce relativně běžné, ale přesto je pravděpodobnost vzniku planety u hvězdy, která není sama, menší. Gravitace další hvězdy patrně narušuje proces formování planet.

Mugrauer chce nyní hvězdy v systému prozkoumat dalekohledem na Paranalu, aby upřesnil jejich vlastnosti.

Zdroj: Search for stellar companions of exoplanet host stars by exploring the second ESA-Gaia data release, www.uni-jena.de

Exoplaneta 51 Eridani b byla objevena před čtyřmi lety Geminiho planetárním zobrazovačem (GMI), který pohyb hvězdy od té doby průběžně sleduje.

51 Eridani b je trochu jiná ve srovnáni s ostatními přímo pozorovanými planetami. Má menší hmotnost (možná pod 2 Jupitery) a okolo hvězdy sice obíhá poměrně daleko, ale přesto mnohem blíže než ostatní planety, které pozorujeme přímo.

V nové studii vzali vědci snímky z GMI za poslední tři roky a upřesnili dráhu planety. GMI není jediný, kdo planetu sleduje. Přímo ji pozoruje také přístroj SPHERE na dalekohledu VLT. Výsledky evropských kolegů byly uveřejněny už letos na jaře a v podstatě se shodují.

51 Eridani b obíhá okolo své hvězdy ve vzdálenosti 11,1 AU. Jeden oběh po protáhlejší dráze ji zabere zhruba 28 let, ale pokud vezmeme v úvahu i nejistoty odhadu, tak může být oběžná doba kdekoliv mezi 23 a 45 lety.

Vědci zkoušeli odhadnout hmotnosti planety prostřednictvím dat z družic Gaia, která pozoruje stovky milionů hvězd a velmi přesně měří jejich pozice. Na základě toho mohou vědci studovat vlastní pohyb hvězd a pozorováním menších odchylek v tomto pohybu objevit nové exoplanety astrometrickou metodou, nebo upřesnit hmotnost některých už známých planet. Metoda je ideální právě pro planety, které obíhají dál od svých hvězd. Kromě dat z Gaia byla použita také starší data z družice Hipparcos, která pracovala na stejném principu.

V případě 51 Eridani se ale odhad hmotnosti nepovedl. Pohyb hvězdy je nekonzistentní. Podle vědců je možné, že jde o kombinaci náhodných chyb měření, nebo se v systému nachází další planeta, která pohyb hvězdy ovlivňuje.

S větším množstvím dat by v budoucnu teoreticky mohlo být možné hmotnost planety na základě dat z Gaia upřesnit, ale jen v případě, že je planeta o něco hmotnější, než se očekává. Další možnost představuje měření radiálních rychlostí.

Zdroj: An updated visual orbit of the directly-imaged exoplanet 51 Eridani b and prospects for a dynamical mass measurement with Gaia

Exoplanety se pojmenovávají (bohužel) v různých lidových kampaních, ale tyto názvy nebere nikdo vážně. Jednomu astronomovi se ale podařil vskutku unikátní úlovek a právem tak exoplaneta dostala jeho jméno… přesněji řečeno z jeho jména bylo vytvořeno vědecké označení.

Tadaši Kodžima z Japonska hledal na konci října 2017 novy v souhvězdí Býka. Povšiml si, že jedna z hvězd velmi dramaticky zjasnila. Z původní jasnosti 13 mag se 25. října 2017 dostala na 11,7 a pár dní na to dokonce na 10,8 mag. Rozjela se proto rozsáhlá pozorovací kampaň.

O výbuch novy či supernovy ale nešlo. Na samotné hvězdě se nic nestalo. Došlo k zajímavé konstelaci, při které hrála roli i teorie relativity.

Pokud se dvě hvězdy dostanou z našeho pohledu do jedné přímky, pak gravitace bližší hvězdy ohne a zesílí světlo vzdálené hvězdy. Obě hvězdy spolu nemají nic společného, jsou tisíce světelných let od sebe. Jen na pozemské obloze jsou úhlově blízko od sebe.

Pokud okolo bližší hvězdy obíhá planeta, pak také ona svou gravitací ohne a zesílí světlo vzdálené hvězdy, takže ji můžeme najít. Říká se tomu gravitační mikročočka. Nejedná se (zatím) o nejběžnější metodu, ale pár desítek exoplanet se tímto způsobem už nají podařilo. Takhle nová je ale unikátní.

Blíže než ostatní

Exoplanety objevené prostřednictvím gravitačních mikročoček mají jednu nevýhodu. Jsou neuvěřitelně daleko – obvykle nějakých 7 tisíc i více parseků, takže asi 20 000 a více světelných let. Tyto planety jsou s ohledem na svou vzdálenost jinými metodami nedetekovatelné. Obrovské vzdálenosti těchto planet souvisí s praktickými možnostmi metody. Projekty jako OGLE, MOA, které loví gravitační mikročočky, se úmyslně zaměřují zejména na oblast galaktické výdutě, kde je vysoká koncentrace hvězd a pravděpodobnost mikročočkové události je tak největší.

Exoplaneta, která dostala označení Kojima-1L b (Kodžima-1L b) se ale nachází v souhvězdí Býka pouhých 1600 světelných let od nás. To je na úrovni objevů Keplera! Samozřejmě je to také nejjasnější hvězda, u které kdy byla objevena planeta prostřednictvím gravitační mikročočky.

Následná pozorování ukázala, že planeta má hmotnost asi 20 Zemí a okolo své hvězdy obíhá ve vzdálenosti 1,1 AU daleko – tedy jen o trochu dál než Země okolo Slunce. Obyvatelná ale nebude. Hmotnost 20 Zemí ji posouvá někam do oblasti neptunů a mateřská hvězda má mnohem menší hmotnost a zářivost než Slunce. Ve vzdálenosti okolo 1,1 AU tak bude pořádná zima. Dokonce taková, že se planeta nachází v okolí sněžné čáry, což je oblast, ve které v protoplanetárním disku voda kondenzovala do podoby ledových krystalků. Ve Sluneční soustavě ležela sněžná čára zhruba 3 AU daleko.

Objev potvrzuje, že planety podobné Neptunu mohou být v těchto oblastech běžné, ale bude potřeba jich objevit více, abychom dostali přesnější odhad.

U hvězdy v Orionu vystoupila sněžná čára

Zdroj: Kojima-1Lb Is a Mildly Cold Neptune around the Brightest Microlensing Host Star

Když se řekne obyvatelný exoměsíc, většinou tím myslíme objekt podobný Zemi, který obíhá planetu podobnou Jupiteru v obyvatelné oblasti nějaké hvězdy. Ze Sluneční soustavy ale víme, že zdrojem tepla může být i samotná obří planeta, takže měsíc vůbec nemusí obíhat okolo planety v obyvatelné oblasti.

Nejpočetnějšími hvězdami v Galaxii jsou červení trpaslíci. Díky své menší velikosti a hmotnosti jsou také vděčným cílem lovců exoplanet. Mohou okolo nich obíhat měsíce? Jedním z problémů je, že okolo červených trpaslíků obíhají spíše menší planety… zemského typu, super-země, případně mini-neptuni. Druhým problémem je pozice obyvatelné oblasti, která je o dost blíže než u Slunce.

V nové studii vzali vědci 109 červených trpaslíků a 205 u nich objevených planet. V první fázi určili na základě dostupných dat orbitální, astrometrické, fotometrické a astrofyzikální parametry. Bylo nutné vypočítat obyvatelnou oblast pro každou hvězdu a také určit velikost a hmotnost analyzovaných planet. To druhé je docela problém, protože u mnoha tranzitujících menších exoplanet hmotnost neznáme. Pro účely této studie ale bylo možné hmotnost odhadnout.

Poté se vědci zaměřili zejména na studium dynamické stability hypotetických měsíců.

Z uvedeného vzorku se 33 planet pohybuje v obyvatelné oblasti a 4 z nich by mohly hostit planety o hmotnosti Měsíce až Saturnova Titanu. Konkrétně jde o Ross 1003 b, IL Aqr b, c, CD–23 1056 b.

Vzorek planet je z března letošního roku. Lov exoplanet je ale velmi rychlý. Ve studii tak chybí třeba planety u Teegardenovy hvězdy nebo GJ 357. Zejména s objevy TESS bude možné podobné úvahy upřesnit. A pak už zbývá jen najít první exoměsíce nejen u červených trpaslíků.

Zdroj: Exomoons in the habitable zones of M dwarfs

Před pár dny byla Nobelova cena za fyziku udělena mimo jiné za objev první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti – 51 Peg b. Historie objevů prvních planet mimo Sluneční soustavu je ale trochu složitější. Nemyslíme tím jen to, že první exoplanety byly objeveny u pulsaru. Komplikací je více. Jednou z nich byla HD 114762 b.

Jedná se patrně o prvního kandidáta na exoplanetu, který byl objeven u hvězdy měřením radiálních rychlostí. Stalo se tak v roce 1989, tedy šest let před 51 Peg b. Hmotnost planety ale byla problematická – 11 Jupiterů, což není tak daleko od hranice hnědých trpaslíků. Objekt se okolo hvězdy pohybuje s periodou 84 dní.

Při měření radiálních rychlostí neznáme hmotnost přesně, ale jen její dolní limit. Přesná hmotnost závisí na sklonu dráhy planety vůči nám (respektive na sinu tohoto úhlu). Pokud by rovina dráhy planety směřovala přesně k nám, byl by tento úhel 90 stupňů (počítá se od pólu planety). Říká se tomu inklinace.

Sklon je klíčem, ale který?

Vědci už na přelomu 80. a 90. let věděli, že mateřská hvězda HD 114762 je na kovy chudý podobr spektrální třídy F. V případě hvězdy podobných vlastností a odhadovaného stáří očekáváme, že se bude otáčet rychlostí asi 8 km/s. Vědci ale změřili, že u HD 114762 je to něco mezi 0 a 1,5 km/s. Co to znamená? Na hvězdu se díváme tak, že pozorujeme téměř její pól. Díky tomu měla být inklinace jen pár stupňů a hmotnost domnělé planety někde nad 20 Jupitery. Není to tedy planeta ale něco hmotnějšího. Později se objevily teorie, že hvězda je poměrně stará a staré hvězdné dámy se otáčejí pomaleji. To by znamenalo větší inklinaci a menší hmotnost objektu.

Zní to krásně a elegantně. Žel je to úplně špatně! Je možné, že se na hvězdu díváme tak, že pozorujeme téměř její pól, ale to neznamená, že rovina oběžné dráhy planety je k nám kolmá. Tento předpoklad je založený na tom, že planety obíhají v rovině rovníku mateřské hvězdy (plus mínus). Platí to ve Sluneční soustavě a říká to i selský rozum – vždyť celá soustava vznikla z velmi plochého disku. Dnes ale není rok 1989, známe tisíce planet a u některých i jejich sklon. Planety běžně obíhají okolo své hvězdy pod velmi, velmi velkým sklonem vůči rovníku. Dost často je to způsobenou Kozaiovým mechanismem, což znamená vlivem další planety či další hvězdy. A hádejte… ano HD 114762 má průvodce ve vzdálenosti 130 AU.

V nové studii na to šli vědci jinak. Využili data z astrometrické družice Gaia, která měří pozice hvězd a jejich vlastní pohyb, a z nich pomoci metody zvané GASTON odhadli inklinaci planety. Různé sklony dráhy porovnávali s nadměrným astrometrickým šumem.

Podle studie je inklinace okolo 5 stupňů a hmotnost HD 114762 b tak vychází na 140 Jupiterů. Je to odhad, ale objekt by neměl mít hmotnost menší než 67 Jupiterů. Dokonce i když se zahrne vliv druhé hvězdy, která ovlivňuje pohyb mateřské hvězdy po obloze, vychází hmotnost objektu na 107 Jupiterů, což je daleko za hranicí mezi planetami a hnědými trpaslíky.

Můžeme tedy prakticky s jistotou říct, že HD 114762 b není první objevenou exoplanetou. Patrně se jedná o hnědého trpaslíka či dokonce červeného trpaslíka. To budou muset astronomové ještě dořešit.

Zdroj: Determining the mass of the planetary candidate HD 114762 b using Gaia

Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST) se připravuje na start, ke kterému by mělo dojít v březnu 2021. Od JWST si hodně slibují také lovci exoplanet a to zvláště nyní, kdy na konci ledna 2020 skončí kosmický dalekohled Spitzer.

Podle nové studie by JWST mohl hledat exoplanety u Alfy Centauri A, což je největší hvězda v systému Alfa Centauri a nejbližší Slunci podobná hvězda.

Obyvatelná zóna se u Alfy Centauri A nachází zhruba ve vzdálenosti 1 až 2 AU. Autoři studie simulovali možné objevy planet ve vzdálenosti 1 až 3 AU, což odpovídá zhruba 1 až 2 obloukovým vteřinám. Při přímém hledání exoplanet musíte pátrat trochu dál od hvězdy, protože nejbližší oblasti jsou samozřejmě přezářeny světlem mateřské hvězdy, respektive platí, že koronograf zakryje i je.

JWST by mohl exoplanety hledat koronografem MIRI ve vlnové délce 15,5 µm. Přístroj by mohl pozorovat přímo tepelné emise případných exoplanet. Podle simulací stačí dvacetihodinové pozorováni na objev planety o velikosti 5 Zemí.

Další pozorování by mohla tuto hodnotu stlačit až na 3 Země. Nepůjde tedy o planety zemského typu, jejichž říše končí někde okolo 1,6 Země.

Na druhou stranu je ale kde hledat. Systém Alfy Centauri je pod drobnohledem astronomů už léta. Hledání tranzitů k ničemu nevedlo. Měřením radiálních rychlostí se podařilo najít zpochybněnou planetu u hvězdy B a trochu nadějnější planetu u hvězdy C (Proximy Centauri).

V případě hvězdy A sice žádná planeta objevena nebyla, ale i to něco znamená. Víme, že v oblasti 1 až 3 AU nebudou žádné planety o hmotnosti nad 50 až 100 Zemí. Pokud použijeme různá myslitelná složení (alias hustoty), dostaneme zhruba poloměr 10 Zemí a více. Pokud se tedy v dané oblasti nachází planety o velikosti 3 až 10 Zemí, mohl by je JWST najít.

Pokud by se planetu podařilo opravdu pozorovat, mohl by JWST také změřit její efektivní teplotu a poměrně přesně určit její velikost.

Kromě planet může JWST najít také exozodiakální světlo. Tak zvané zodiakální světlo můžeme pozorovat za vhodných okolností také na pozemské obloze. Jev je způsoben rozptylem slunečního světla vesmírným prachem v prachovém oblaku. Pokud je zodiakální světlo u Alfy Centauri A nejméně 3krát jasnější, může ho JWST detekovat. Na druhou stranu ale může zkomplikovat i pozorování případných planet. Další problémy může teoreticky způsobit druhá hvězda – Alfa Centauri B. Po startu JWST se bude nacházet v úhlové vzdálenosti 7 až 8 vteřin a tato hodnota ještě do roku 2029 poroste až na 10 vteřin.

Exoplanety v systému Alfy Centauri hledají také v ESO, ale na poněkud jiných vlnových délkách:

Je tam? V Chile hledají exoplanety u Alfy Centauri přímým zobrazením

Zdroj: Searching for Planets Orbiting Alpha Centauri A with the James Webb Space Telescope

TESS pozoruje nepřetržitě velkou část oblohy a měří jasnost velkého množství hvězd. Hlavním cílem je sice objev planet u blízkých hvězd, ale fotometrická data – ta s dvouminutovou kadencí i celooblohové snímky (třicetiminutová kadence) lze použít pro mnoho různých oborů astronomie. Vedlejším produktem hledání tranzitujících exoplanet bývá často objev zákrytových dvojhvězd a také hnědých trpaslíků.

Při pozorování 7. sektoru (leden až únor 2019) objevila TESS hnědého trpaslíka TOI-503 b. Zkratka TOI nemá nic společného s výrobcem mobilních WC, ale jde o zkratku slov TESS Object of Interest.

Na základě dat z TESS víme, že hnědý trpaslík má poloměr 1,3 Jupiteru a obíhá okolo hvězdy spektrální třídy A s periodou jen 3,6 dní. Je to teprve druhý tranzitující hnědý trpaslík u hvězdy podobného typu. Hvězda je navíc zvláštním druhem hvězd spektrální třídy A. Konkrétně jde o Am hvězdy, jejichž spektrum má silné a často proměnné absorpční linie kovů.

TOI-503 b obíhá v poušti

Zajímavá je ale spíše jeho oběžná doba, která je velmi krátká. U hnědých trpaslíků pozorujeme něco, čemu se říká poušť. Od poloviny 90. let objevili astronomové mnoho hnědých trpaslíků, ale jen velmi málo z nich obíhá blízko od své hvězdy (či spíše hlavní složky).

Hnědí trpaslíci jsou přechodné fáze mezi planetami a hvězdami. Obří planety s krátkou oběžnou dobou přitom nacházejí astronomové běžně. Říká se jim horcí jupiteři, i když… z dat Keplera víme, že nejsou až tak běžní, jak ukazovaly první objevy exoplanet.

V oblasti do 3 AU od hvězdy se mnoho hnědých trpaslíků nenachází a tato poušť je ještě sušší pro objekty o hmotnosti 35 až 55 Jupiterů.

Mezinárodnímu týmu vědců pod vedením Jána Šubjaka (Astronomický ústav AV, Astronomický ústav UK) se podařilo potvrdit existenci hnědého trpaslíka TOI-503 b a také určit jeho hmotnost, která je 53,7 ± 1,2 Jupiterů.

Pro změření hmotnosti využili vědci spektra z přístrojů na dalekohledech Alfred Jensch telescope v Tautenburgu, Nordic Optical Telescope na Kanárských ostrovech nebo také 14 spekter z dvoumetrového Perkova dalekohledu v Ondřejově.

Hnědotrpasličí poušť do vzdálenosti 3 AU bude patrně nějak souviset se vznikem hnědých trpaslíků. V případě horkých jupiterů víme, že vznikají dál od hvězdy a poté migrují směrem k ní. Podle autorů studie ale TOI-503 b patrně vznikl přibližně tam, kde dnes obíhá. Jeho věk odhadují na 180 milionů let, což je dost málo na to, aby vznikl akrecí – tedy shlukováním prachových částic, tvorbou jádra a vysátím plynu z protoplanetárního disku a navíc ještě stihl migrovat do pozorované vzdálenosti.

TOI-503 b patrně vznikl spíše cestou, která je typická pro hvězdy – tedy zhroucením plynového mračna bez nutnosti vzniku pevného jádra.

K potvrzení této hypotézy bude potřeba objevu většího počtu podobných hnědých trpaslíků. Nedávno jsme psali o objevu hnědého trpaslíka EPIC 212036875 b v datech z Keplera. Jeho oběžná doba je jen 5 dní.

Zdroj: TOI-503: The first known brown dwarf-Am star binary from the TESS mission

Astronomové potvrzují existenci planety Epsilon Indi Ab (ε Indi Ab), která je nejbližším analogem Jupiteru od nás.

Nejběžnější metody detekce exoplanet jsou citlivé zejména na planety, které obíhají blízko od svých hvězd. Pro pochopení vzniku a vývoj planetárních soustav i planet podobných Zemi potřebujeme najít také planety dál od hvězd – v oblastech, kde se ve Sluneční soustavě pohybuje Jupiter.

ε Indi se nachází v souhvězdí Indiána ve vzdálenosti 12 světelných let. Ve skutečnosti se jedná o početnější hvězdný systém. Planeta obíhá okolo hvězdy ε Indi A. Oranžový trpaslík má hmotnost asi 0,76 Slunce. Přibližně 1460 AU od této hvězdy se nachází pár hnědých trpaslíků ε Indi B a a ε Indi B b, kteří obíhají okolo sebe.

ε Indi Ab je považována za analog Jupiteru a to zejména svou oběžnou dráhou. Okolo hvězdy obíhá ve vzdálenosti 11,55 AU s periodou 45 let. Její hmotnost je ale asi třikrát větší.

Planeta byla objevena už vloni měřením radiálních rychlostí v datech ze spektrografu HARPS. Nová studie její existenci potvrzuje. Vědci využili také starší astrometrická data a doufají, že v nedaleké budoucnosti budou moci použít data z družice Gaia.

Na základě těchto dat budeme moci najít mnoho planet prostřednictvím astrometrie – tedy studiem vlastního pohybu hvězdy. Výhodou astrometrie je možnost nacházet planety dál od hvězdy a měřit jejich hmotnost bez ohledu na sklon dráhy planety vůči nám, což je jedna z hlavních nevýhod měření radiálních rychlostí.

Astrometrie i přímé zobrazení

Na ε Indi A b by mohla být nasazena dokonce i třetí metoda – planetu bychom mohli pozorovat přímo. K přímému pozorování potřebujeme tři věci: planeta musí být větší (malé planety v nejbližších letech přímo pozorovat nedokážeme), nacházet se u blízké hvězdy a mít rozumnou separaci. Planety pár desetin AU od hvězdy neuvidíme, jsou přezářeny světlem mateřské hvězdy. ε Indi Ab se pohybuje po protáhlejší oběžné dráze. Momentálně se nachází 1 obloukovou vteřinu od hvězdy, ale situace se bude v dalších letech zlepšovat až na 3,3 vteřin. Mohla by tak být pozorovatelná dalekohledem Jamese Webba nebo teleskopem WFIRST.

Obyvatelné planety? 

Skvělou zprávou by byl objev planet v obyvatelné oblasti. Měli bychom tak poměrně blízko od nás menší kopii Sluneční soustavy. Astronomové ale zatím u ε Indi A žádné další planety nenašli. Na základě možností měření radiálních rychlostí a faktu, že nic objeveno nebylo, mohou jen říct, že v obyvatelné zóně ε Indi A nejsou žádné planety typu super-země a větší. Existenci planet o hmotnosti Země vyloučit nelze.

Je však otázkou, zda u ε Indi A mohly obyvatelné planety vůbec vzniknout. Podle studie mohl být jejich vznik narušen párem hnědých trpaslíků. Dnes se sice nachází téměř 1500 AU daleko, ale v minulosti byli patrně mnohem blíže.

Zdroj: Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data

Pro studium vzniku a vývoje planetárních systémů potřebujeme studovat protoplanetární disky, ve kterých planety teprve vznikají, ale také velmi mladé planetární systémy. V případě hvězdy V1298 Tau se to vědcům povedlo. Nejdříve u ní byla objevena jedna planeta o velikosti Jupiteru s oběžnou dobou 24 dní. Nyní se v datech od Keplera podařilo najít další tři planety.

V1298 Tau je velmi mladá hvězda o hmotnosti Slunce a poloměru o něco větším. Její věk odhadují astronomové na 23 ± 4 miliony let. Pokud by bylo Slunce ženou středního věku (40 let), pak by V1298 Tau byla nemluvnětem ve věku 2,5 měsíce!

Nově objevené planety mají velikost podobnou Neptunu až Saturnu. První dvě mají velikosti 5,6 a 6,4 země a oběžné doby 8,25 a 12,40 dní. Oběžné doby jsou už poměrně blízko rezonance. Jejich oběžné doby se blíží k poměru 3:2. Ukazuje se, že k podobnému sladění oběžných dob dochází v planetárním systému poměrně rychle.

Kepler našel planety v rámci mise K2, takže hvězdu pozoroval něco přes 2 měsíce. Třetí planeta bude mít poloměr 8,7 Zemí, ale oběžnou dobu neznáme. Kepler pozoroval jen jeden tranzit. Oběžná doba bude delší než 36 dní, ale zřejmě kratší než 223 dní.

Podle autorů studie pozorujme typický kompaktní systém (více planet blízko od sebe), který se ale kompaktním teprve stává. Je tady ale jeden rozdíl. Většina početnějších systémů od Keplera je tvořena planetami podobnými svou velikostí Zemi, případně super-země. U V1298 Tau jde spíše o planety podobné Saturnu a Neptunu.

Je ale otázkou, jak systém dopadne v budoucnu. Je možné, že planety ještě chladnou a zmenšují se, dvě vnitřní také zřejmě přicházejí o atmosféru. Podle vědců se mohou poloměry planet ještě zmenšit o desítky procent.

Zdroj: Four newborn planets transiting the young solar analog V1298 Tau

V uplynulých několika letech se spekulovalo, že by mohla být Nobelova cena za fyziku udělena za výzkum exoplanet. V roce 2019 jsme se toho konečně dočkali.

Nobelovu cenu dostali Michel Mayor a Didier Queloz, kteří v roce 1995 objevili první exoplanetu u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Peg b. Podrobnosti o objevu najdete v dřívějším článku.

Kromě nich dostane nejprestižnější cenu James Peebles za výzkum v oblasti kosmologie.

Je samozřejmě skvělé, že se výzkum exoplanet, což je jeden z největších a nejdynamičtějších oborů astronomie, konečně dočkal zisku Nobelovy ceny. Na druhou stranu je zde i jistá pachuť.

Když se v minulosti spekulovalo o tom, že by mohla Nobelova cena mířit tímto směrem, zmiňovalo se zcela logicky a po právu také jméno Geoffrey Marcy. Američan stál u zrodu oboru snad ještě více než Mayor a Queloz, kteří měli v roce 1995 tak trochu štěstí. Marcy se ale stal jednou z obětí kampaně MeToo a je otázkou, do jaké míry to hrálo roli při rozhodování o udělení Nobelovy ceny. Oba objevitele 51 Peg b doplnil James Peebles za zcela jinou oblast výzkumu vesmíru.

Článek vyšel původně 7. října 2015

V těchto dnech a týdnech si připomínáme dvacáté výročí objevu první exoplanety – 51 Peg b.

51 Peg b je první exoplanetou tak trochu s otazníkem. Už tři roky předtím byly objeveny planety nebo přesněji objekty planetární hmotnosti u pulsaru. 51 Peg b ale možná není ani první exoplanetou u hvězdy hlavní posloupnosti. Jak se později ukázalo, už o 7 let dříve astronomové objevili exoplanetu Gamma Cephei Ab, ale její existence byla potvrzena až pár let po 51 Peg b.

Objev 51 Peg b

Hledáním první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti se v polovině 90. let věnovaly především dva týmy. V USA to byli Geoffrey Marcy a Paul Butler a v Kanadě Gordon Walker s Brucem Campbellem. Oba na sobě nezávislé týmy zveřejnily v roce 1994 průběžné zprávy, které příliš optimismu nepřinesly. Hrozilo akutní nebezpečí, že se hledání exoplanet dostane do slepé uličky.

Jak se později ukázalo, oba týmy si vylámaly zuby především díky tomu, že se příliš zaměřili na podobu naší vlastní Sluneční soustavy. Ve vnitřní části obíhají planety zemského typu (Merkur, Venuše, Země, Mars) a každému bylo jasné, že tak malé objekty není možné tehdejší technikou objevit. Týmy se proto zaměřily na obří plynné planety, které v naší Sluneční soustavě obíhají podstatně dále (Jupiter, Saturn, Uran, Neptun). Samotnému Jupiteru trvá jeden oběh okolo Slunce téměř 12 let. Pokud tedy chceme najít podobné planety u jiných hvězd, stačí nám pozorovat vybrané hvězdy jednou za měsíc až dva.

V roce 1994 se na observatoři Haute-Provence v jižní Francii naplno rozběhla pozorování na novém spektrografu ELODIE, který byl umístěn na 1,93 m velkém dalekohledu. Pozorovací čas dostal přidělen také Michel Mayor a jeho mladý kolega Didier Queloz z Ženevské observatoře. Jeden týden za dva měsíce se mohli věnovat svému programu, zaměřenému na hledání hnědých trpaslíků.

Přítomnost obřích planet s oběžnou dobou v řádů měsíců nebo dokonce dní teorie zakazovaly. Hnědí trpaslíci jsou sice „nedodělané“ hvězdy, ale stále jsou to hvězdy. Tehdejší teorie rozhodně nevylučovaly, že by některá z hvězd mohla mít jako průvodce hnědého trpaslíka s oběžnou dobou třeba jen několika dní. Mayor a Queloz si proto mohli dovolit hledat i hnědé trpaslíky s krátkou oběžnou dobou. A kdyby se jim jako vedlejší produkt podařilo objevit exoplanetu, bylo by to přímo fantastické. Taková možnost ale byla spíše nepravděpodobná.

V listopadu 1994 odjíždí Mayor na půlroční pracovní pobyt na Havaj a Queloz mezitím pokračuje v osamoceném pozorování pomoci spektrografu ELODI. Jeho úkolem je především kalibrace samotného spektrografu. Při rutinním pozorování si všímá podivných oscilací hvězdy 51 Pegasi (zkráceně 51 Peg). Že by vada přístroje? Tuto možnost Queloz poměrně rychle zavrhuje, neboť další pozorované hvězdy žádné anomálie nevykazují. Mohlo by se snad jednat o planetu? Možností bohužel připadalo více a přítomnost planety byla jen jednou z nich. Queloz ale přesto omezuje ostatní program a vrhá se na pozorování 51 Pegasi. Do února 1995 se podaří získat celkem 18 měření v průběhu asi 150 dní a výsledky stále více ukazují na existenci planety. Další týdny ale přerušuje pozorování špatná viditelnost souhvězdí Pegase. Inkriminovaná hvězda se nachází na jaře jen velmi nízko nad obzorem, takže nelze získat přesná měření.

Infografika: 20 let od objevu 51 Peg b

Queloz a Mayor mezitím procházejí získaná data a vypočítávají teoretickou oběžnou dráhu planety. Den „D“ má nastat 6. července 1995. Dalekohled na observatoři Haute-Provence se zaměřuje tu noc na hvězdu 51 Peg, aby zjistil, zda se domnělá planeta nachází tam, kde by měla být podle teoretických modelů.

Počítač vyhodnocuje získaná data několik minut a nakonec vyplivne „shoda“. Mayor a Queloz mají jednoznačný důkaz. Jako první na světě objevili planetu mimo Sluneční soustavu. Tu noc se na jihu Francie psaly dějiny astronomie.

Oba se o objevu baví jen s hrstkou kolegů, které potřebují k ověření objevu. Dne 25. srpna 1995 odesílají článek o objevu do časopisu Nature a čekají na odborné posudky. Zároveň si u časopisu vybojují možnost, aby o objevu promluvili na konferenci o chladných hvězdách, která má proběhnout od 2. do 10. října ve Florencii.

Mayor přihlašuje svůj příspěvek k tzv. kulatému stolu, kde se oznamují spíše méně významné objevy (!). Pořadatelé ale chtějí znát o jeho objevu více podrobností, které jim Mayor samozřejmě poskytnout nemůže. Díky tomu dostává na přednesení nejvýznamnějšího objevu za poslední léta jen mizerných pět minut. V průběhu času se ale začínají šířit astronomickou obcí spekulace, že Mayor chce na konferenci oznámit objev první exoplanety. Pořadatelé proto mění program a Mayor nakonec 5. října 1995 hovoří celých 45 minut. Za svůj projev sklízí dlouhé ovace. V listopadu pak vychází článek v Nature… rodí se zcela nový obor astronomie.

51 Peg b

Exoplaneta u hvězdy 51 Peg dostává název podle své mateřské hvězdy s přídavkem „b“. Písmeno „a“ je rezervováno pro samotnou hvězdu, ale běžné se neuvádí. Exoplaneta 51 Peg b obíhá okolo svého slunce s periodou jen 4,23 dne ve vzdálenosti 0,052 AU. Hmotnost planety se odhaduje na 0,45 Mj. Mateřská hvězda 51 Peg má hmotnost asi jako naše Slunce a nalezneme ji ve vzdálenosti asi 48 světelných let směrem v souhvězdí Pegase. Zdánlivá hvězdná velikost 51 Peg je 5,49 mag, takže je na hranici viditelnosti pouhým okem.

Zdroj infografiky: planetquest.jpl.nasa.gov

V roce 2017 oznámili vědci opatrně objev prvního exoměsíce. O rok později dodali další pozorování z Hubblova dalekohledu. Samotná existence exoměsíce Kepler-1625 b I zůstává nejistá a nic se na tom v nejbližších letech nezmění.

Největší měsíc Sluneční soustavy Ganymedes je větší než Merkur. Astronomové očekávají, že ve vesmíru mohou existovat ještě větší měsíce o velikosti Země, na jejichž povrchu by mohly být podmínky vhodné k životu. Kepler-1625 b I ale svou velikostí překvapil i ty největší optimisty. Je totiž podobný spíše Neptunu.

Mohou podobně velké měsíce skutečně existovat? Bradley Hansen provedl simulace a snažil se přijít na způsob, jakým mohl Kepler-1625 b I vzniknout.

Jednou z možností je zachycení, což je běžný scénář vzniku měsíců. Problém je, že klasické zachycení u Kepler-1625 b nefunguje. Měsíc by musel být menší, případně obíhat blíže k planetě.

Hansen se domnívá, že k zachycení došlo užý krátce po vzniku obou těles. Kepler-1625 b i jeho dnešní měsíc vznikali jako jádra dvou budoucích plynných obrů na podobné dráze okolo rodící se hvězdy. Obě tělesa nasávala plyn z protoplanetárního disku a zvětšovala svou hmotnost. Kepler-1625 b obíhal přece jen o něco blíže k hvězdě, takže byl ve zvětšování své obálky úspěšnější. Díky tomu se stal gravitačně dominantní a stáhl si k sobě zárodek druhé obří planety, ze které se stal měsíc. Vzhledem k tomu, že Kepler-1625 b vysál velkou část plynu, vývoj Kepler-1625 b I se zastavil někde na současné hmotnosti 10 Zemí.

Podobné hypotéze nahrává také fakt, že rovina oběžné dráhy měsíce je patrně značně skloněna vůči rovině rovníku planety, ačkoliv pro toto tvrzení máme zatím jen slabé důkazy.

Možná tam je, možná ne. Jak dál s ověřením existence exoměsíce Kepler-1625 b I?

Zdroj: Formation of exoplanetary satellites by pull-down capture

V roce 2018 objevili internetoví lovci exoplanet čtyři planety u hvězdy K2-138. Kosmický dalekohled Kepler pozoroval hvězdu v rámci 12. kampaně. Později se podařilo v datech a s přispěním kosmického dalekohledu Spitzer najít ještě dvě planety.

Do vzdálenosti pouhých 0,23 AU obíhá okolo hvězdy šest planet. Je to menší vzdálenost od hvězdy, než v jaké okolo Slunce obíhá Merkur.

Podobné systémy označujeme jako kompaktní, ale K2-138 je trochu zvláštní, protože mezi pátou a šestou planetou je větší mezera.

V podobných systémech obvykle funguje gravitační rezonance, což znamená, že oběžné doby jsou v poměru celých čísel. K2-138 představuje nejdelší známý řetězec. Dokonce zde funguje Laplaceova rezonance. Je to situace, kdy máme tři tělesa a sousední jsou vždy ve stejné rezonanci – například 2:1, což pak vytváří celkovou 4:2:1. Laplaceovu rezonanci 2:1 najdeme třeba u Galileových měsíců Jupiteru. Měsíc Io oběhne Jupiter dvakrát, Europa to stihne jednou. Europa oběhne dvakrát a Ganymedes to stihne jednou. Za čtyři oběhy Io pozorujeme jeden oběh Ganymeda.  V případě K2-138 máme poměr 3:2. Schválně si to vyzkoušejte pro prvních pět planet.

Planetární systém K2-138

Známe hmotnosti 

Na rozdíl od mnoha jiných podobných systémů je K2-138 relativně jasnou hvězdou, takže se vědcům podařilo změřit radiální rychlosti.

V letech 2017 až 2018 získal spektrograf HARPS přes 200 měření, na základě kterých se podařilo přesně určit hmotnost tří planet. U dalších se podařilo určit horní hranici hmotnosti.

Planety mají poměrně malou hustotu ve srovnání se Zemí (5,5 g/cm³). Podle vědců budou mít zřejmě kamenné jádro s významnou atmosférou složenou z těkavých látek. Přesněji se tomu chtějí věnovat v samostatné studii.

Planety s ohledem na malou vzdálenost od hvězdy dostávají velké dávky záření. Pro nejbližší planetu vychází rovnovážná teplota (bez vlivu atmosféry) na 1300 Kelvinů, pro nejvzdálenější na 500 Kelvinů.

Mezi planetami jsou malé vzdálenosti, což znamená, že se vzájemně gravitačně ovlivňují a to se projevuje v časech tranzitů. Data z družice Cheops by mohla být použita pro upřesnění hmotnosti planety K2-138 f a to na základě pozorování tranzitů planety e. Výsledky by se pak mohly porovnat s měřením radiálních rychlostí. V závislosti na skutečné hmotnosti planety f může docházet k odchylkám v tranzitech K2-138 e od 4,5 po 6,5 minut. Není to mnoho, ale je to v dosahu chystané družice Cheops.

Zdroj: Exoplanet characterisation in the longest known resonant chain: the K2-138 system seen by HARPS

Kolik je v Galaxii obyvatelných planet? Diskuse o obyvatelnosti exoplanet je velmi složitá, obsahuje spoustu bílých míst a složitostí. Navíc ani nevíme, kolik je v Galaxii přesně hvězd…

Diskusi si proto musíme zjednodušit. Jaká je míra výskytu planet podobných Zemi v obyvatelných zónách hvězd, které jsou podobné Slunci? Druhým kritériem myslí astronomové hvězdy spektrálních tříd F, G, K – tedy o něco menší, o něco větší a podobně velké jako Slunce.

Zmíněnou míru výskytu označují astronomové jako Eta Earth (η⊕). Pokud se k ní chceme dostat, potřebujeme kvalitní data. Astronomům je poskytl kosmický dalekohled Kepler během své primární mise (2009-2013). Statistický průzkum byl jeho hlavní úkol. Neměl hledat konkrétní planety, ale určit pravděpodobnost, že  planeta určitého poloměru obíhá kolem hvězdy určitého typu v určité vzdálenosti.

Kepler lovil exoplanety tranzitní metodou, která vyžaduje, aby rovina dráhy planety směřovala k nám. Většinu planet Kepler neviděl, ale to až tak nevadí. Pravděpodobnost tranzitu lze velmi jednoduše spočítat. Je to R/a, kde R je poloměr hvězdy a a velká poloosa. Pro soustavu Slunce-Země je to tedy 0,46 %. Kepler by tedy musel pozorovat více než 200 hvězd jako je Slunce, aby našel 1 planetu ve vzdálenosti 1 AU.

Dopočet je jedna věc, realita druhá. Kepler pracoval ve své hlavní misi jen něco přes tři roky. S rostoucí vzdáleností klesá nejen pravděpodobnost tranzitu, ale také praktická detekovatelnost. Například Zemi by měl Kepler problém najít. U malých planet je vhodnější pozorovat více tranzitů, ale pokud k nim dochází jednou ročně, je to složité.

Z tohoto důvodu vždy s oblibou píšu, že se na svět exoplanet díváme klíčovou dírkou.

Kepler však přesto udělal velký posun v našich znalostech o počtu různých typů exoplanet a jejich hojnosti.

V uplynulých letech vyšlo mnoho studií, které se snaží odhadnout Eta Earth. Všechny pracují se stejnými daty z Keplera, používají stejný postup, ale dochází ke zcela odlišným výsledkům.

Krásně to do jednoho obrázku shrnul David Kiping. Eta Earth se pohybuje od 1,3 po 124 % nebo chcete-li od 0,013 po 1,24. Pokud bychom tedy vzali 100 hvězd spektrální třídy F, G,K, měli bychom v jejich obyvatelných zónách najít 1,3 až 124 planet.

The number of habitable planets per star, Eta Earth, varies by a factor of ~100 in the literature. These are all using the same data set, @NASAKepler, and considering the same stellar type, FGK dwarfs. Rarely do astronomers disagree so wildly on the same data! So why?! 1/5 pic.twitter.com/dHGkCHFwIO

— David Kipping (@david_kipping) September 28, 2019

Proč tak obrovský rozptyl? Může za to mimo jiné rozdílný přístup v definování toho, co to je obyvatelná planeta. Různí autoři pracují s různými poloměry planet ale hlavně s různými více čí méně optimistickými definicemi obyvatelné zóny.

Podle Kippinga ale není o moc lepší ani situace u Gama Earth, která pracuje čistě s výskytem planet o velikosti Země ve vzdálenosti od hvězdy, v jaké obíhá Země od Slunce:

So rather than compare Eta Earth, a better like for like comparison is to use Gamma Earth- which measures the rate of planet occurrence at the Earth’s orbit & size. Yet comparing these reveals an even larger spread than Eta Earth, so how could this be? 4/5 pic.twitter.com/VigH2bYE80

— David Kipping (@david_kipping) September 28, 2019