Beta Pictoris je jednou z nejslavnějších exoplanetárních matek. U mladé hvězdy, která se nachází asi 63 světelných let od nás, objevili astronomové nejdříve v 80. letech disk z prachu a plynu a před 11 lety exoplanetu Beta Pictoris b. Jedná se o jednu z mála exoplanet, kterou pozorujeme přímo po odstínění světla mateřské hvězdy.
Od objevu uplynul už nějaký ten pátek. Za tu dobu se podařilo upřesnit hmotnost planety i parametry její oběžné dráhy. Pomohlo nejen pozorování jejího oběhu okolo hvězdy ale také astrometrie. Beta Pictoris b má hmotnost 11 ± 2 Jupiteru, oběžnou dobu na 22 až 24 let a obíhá ve vzdálenosti 9,0 ± 0,5 AU od hvězdy.
Pozice obou planet u Beta Pictoris. Credit: P Rubini / AM Lagrange
Druhá planeta u Bety Pictoris
Betu Pictoris b objevil v roce 2008 tým pod vedením Anny-Marie Lagrange. Stejná vědkyně nyní vedla další tým, který našel druhou planetu! Tentokrát na to šli však úplně jinou metodou. Nashromáždili množství pozorování spektrografu HARPS a našli planetu pomoci metody měření radiálních rychlostí.
Beta Pictoris c se pohybuje k hvězdě mnohem blíže ve vzdálenosti asi 2,7 AU a to po docela protáhlé dráze (e = 0,24). Jeden oběh zabere exoplanetě zhruba 1200 dní. Její hmotnost je 9 Jupiterů.
Je to docela paradoxní. U planety b nedokážeme změřit radiální rychlosti, což mimo jiné souvisí s tím, že je daleko od hvězdy. U planety c to vědci dokázali, ale současně ji nevidí přímo, jako planetu b, protože obíhá poměrně blízko k hvězdě. Pokud bychom ji přemístili do Sluneční soustavy, tak by to zase tak blízko nebylo. Pohybovala by se někde mezi Marsem a Jupiterem.
Planeta c obíhá relativně blízko, je hodně masivní, ale přesto bylo těžké ji najít. Proč? Souvisí to s aktivitou (pulzy) mateřské hvězdy. Vědci na to potřebovali 6600 měření radiálních rychlostí z let 2003 až 2018
Na webu je nová verze animace, která se stala populární na sociálních sítích. Zachycuje sklon, rychlost a směr otáčení planet Sluneční soustavy. V jedné verzi navíc nechybí ani Ceres a Pluto.
Autorem je dr. James O’Donoghue, který dnes pracuje pro Japonskou kosmickou agenturu JAXA. Na jeho profilu najdete i další animace.
Velmi pěkné jsou simulace rychlosti světla. Ve vakuu se světlo pohybuje rychlosti 300 000 km/s. Měsíc se od nás nachází ve vzdálenosti 384 000 km (střední vzdálenost), takže to světlo zvládne za něco málo přes 1 sekundu (viz animace).
Zajímavější je to u Marsu, kde vše trvá samozřejmě déle. Abyste u toho neusnuli, je animace rychlosti světla mezi Zemí a Marsem nastavena pro situaci, kdy jsou obě planety nejblíže od sebe.
Čas od času médii proletí zpráva o objevu nové druhé Země, na jejímž povrchu mohou být podmínky k životu. Málokdy je to však pravda. Není to ale většinou vina novinářů. V tiskové zprávě je objev vykreslen pozitivně a chybí základní fakta a dávka skepse.
Které potenciálně obyvatelné exoplanety můžeme brát vážně? A proč zrovna je? Podívejte se….
Kolik exoplanet známe?
V současné době známe celkem přes 4100 exoplanet.
Co to je druhá Země?
Mediální zkratka. Tento pojem ve skutečnosti neexistuje. Můžeme mluvit o planetách terestrického typu, ale o složení exoplanet většinou nic nevíme. Osobně si pod pojmem druhá Země představuji planetu, která má podobné složení jako Země (tedy podobnou velikost a hmotnost), obíhá po kruhové dráze okolo hvězdy spektrální třídy G (podobné Slunci) a dostává od své hvězdy podobné množství záření jako Země (někde okolo 80 až 100 %). Neznamená to, že na jiných planetách nemůže být život. U zmíněné konfigurace však máme jeden případ, kdy se podobné planetě život prokazatelně vyvinul. Známe takové exoplanety? Ne.
Co je to obyvatelná oblast?
Zjednodušeně řečeno je to oblast okolo hvězdy, ve které může mít planeta podobná Zemi podmínky k tomu, aby na svém povrchu udržela vodu v kapalném skupenství.
Parametry obyvatelné zóny vychází z velmi zjednodušených klimatických modelů. Pokud je planeta v obyvatelné oblasti, tak to neznamená, že na jejím povrchu bude voda, dokonce to neznamená, že na jejím povrchu budou podmínky k tomu, aby se na něm udržela voda v kapalném skupenství. Je to složitější. Mnohem lepší, než obyvatelná zóna, je používat pojmy jako oslunění nebo rovnovážná teplota. První znamená množství záření, které dostává planeta od své hvězdy v násobcích toho, co dostává Země od Slunce. Druhý pojem udává teplotu na povrchu planety, ale bez vlivu atmosféry. Rovnovážná teplota vychází ze zářivosti hvězdy, vzdálenosti planety a albeda (kolik toho planeta odráží, což odhadujeme).
Jak se druhá Země hledá?
Existuje řada metod pro objevování exoplanet. V případě menších planet existují dvě nejčastější metody:
Tranzitní metoda (TR): pokud planeta přechází z našeho pohledu před hvězdou, tak částečně zablokuje její světlo, což se projeví v nepatrném poklesu její jasnosti. Z tranzitní metody lze určit poloměr planety. Teoreticky také hmotnost, pokud je planet více, obíhají blízko sebe a gravitačně se ovlivňují, což se projeví ve změnách v časech tranzitů.
Měření radiálních rychlostí (RV): planeta neobíhá okolo hvězdy, ale okolo společného těžiště s hvězdou. Vzhledem k rozdílům ve hmotnostech obou těles, se těžiště nachází obvykle relativně blízko středu hvězdy. Pohyb planety tak pozorujeme jako oběh, zatímco hvězda se spíše kymácí. Toto kymácení lze pozorovat vlivem tzv. Dopplerova jevu jako posuv spektrálních čar ve spektru hvězdy. Z této metody můžeme určit hmotnost planety, ale pozor… jen tu minimální. Pro přesné určení hmotnosti je nutné znát sklon dráhy planety vůči nám a to je trochu problém.
Jinými slovy: většinu exoplanet nevidíme, pozorujeme jen jejich vliv na mateřskou hvězdu.
Problém 1.: Exoplanety na jedné noze
U většiny malých planet známe hmotnost, nebo poloměr. Ne obojí. Proč? Planety, které objevíme tranzitní metodou můžeme pozorovat také metodou měření radiálních rychlostí. Ale jen teoreticky. Mají většinou tak malou hmotnost, že na ně současné přístroje nestačí. Musíme si pár let počkat.
Pokud planetu najdeme měřením radiálních rychlostí, tak to nutně neznamená, že tranzituje. Aby tranzitovala, musí její rovina oběžné dráhy směřovat k nám. Ve skutečnosti jen velmi malá část ze všech planet objevených metodou měření radiálních rychlostí tranzituje.
Proč je dobré detekovat exoplanetu oběma metodami? Pokud známe poloměr a hmotnost, tak známe hustotu a můžeme odhadnout složení povrchu.
Problém 2: Přesnost především
Už jsme uvedli, že známe obvykle jen minimální hmotnost planety. S přesností dalších parametrů (poloměr, rovnovážná teplota atd.) to nemusí být valné.
Někdy se dokonce může stát, že planeta vůbec neexistuje! U menších planet objevených metodou měření radiálních rychlostí je obtížné rozeznat signál planety od šumu.
Problém 3: Fyzikální parametry? Neznáme
Pokud neznáme hustotu, nevíme nic o složení povrchu. V případě malých planet nevíme také nic o složení atmosféry, která ovlivní i teplotu na povrchu. U větších exoplanet už dnes zkoumat atmosféry dokážeme. U některých z těch, které uvádíme v přehledu, to dokáže kosmický dalekohled Jamese Webba, který odstartuje v roce 2021.
Problém 4: Proč objevujeme malé planety jen u červených trpaslíků?
Červení trpaslíci jsou nejpočetnější skupinou hvězd v Galaxii, ale to není ten hlavní důvod. Exoplanety se u nich hledají lépe než u hvězd podobných Slunci. Proč? Za prvé je to proto, že se obyvatelná oblast nachází mnohem blíže k hvězdě, než u hvězd podobných Slunci, protože červení trpaslíci jsou chladnější.
V případě měření radiálních rychlostí platí, že čím má hvězda menší hmotnost, tím lépe se u ní planeta hledá (planeta o hmotnosti Země dokáže zacloumat snadněji s červeným trpaslíkem než s hmotnějším Sluncem) a také platí, že čím je planeta od hvězdy blíže, tím lépe.
U tranzitní metody je to zejména o praktické stránce věci – pokud planeta tranzituje jednou za 20 dní, tak ji najdete snáze, než když tranzituje jednou ročně. Kromě toho pravděpodobnost tranzitu závisí na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Pokud chcete najít planetu u hvězdy podobné Slunci, musíte pozorovat více hvězd, abyste něco našli a obyvatelná planeta vám bude tranzitovat jen jednou ročně.
Problém 5: Jsou červení trpaslíci cool?
Exoplanety u červených trpaslíků to nemusí mít jednoduché. Většinou mají vázanou rotaci, což znamená, že jsou ke své hvězdě nakloněny stále stejnou stranou. Červení trpaslíci jsou také v mládi hodně aktivní, takže mohly planety připravit o vodu na jejím povrchu.
TOP 10+
Do přehledu jsme zařadili exoplanety, které mají více méně příznivé oslunění a také šanci, že jsou podobné Zemi svým složením. Jak to poznáme? Nijak. Obecně se však předpokládá, že říše terestrických planet končí na poloměru 1,6 Země. Nad tuto velikost jde už spíše o mini-neptuny. Jak je to u hmotnosti? Závisí to na složení planety, ale obecně můžeme stanovit limit na 5 Zemí.
Pokud vás zajímá vztah mezi velikostí a hmotností planet v závislosti na složení, tak se podívejte na tuto tabulku.
Budoucnost kosmonautiky patří soukromým firmám. SpaceX Elona Muska vyvíjí opakovatelně použitelnou raketu Super Heavy a kosmickou loď Starship, které by měly dopravit člověka na Měsíc ale i na Mars.
Na Youtube kanále Hazegrayart najdete několik skvělých animací současných i budoucích nosných raket a lodí.
Animace je potřeba brát trochu s rezervou, protože název i podoba lodě Starship se neustále mění.
Starship na Marsu
Starship na Měsíci
Starship u ISS
Raketa New Glenn
Blue Origin zakladatele Amazonu Jeffa Bezose chce už brzy vozit lidi na hranici vesmíru v raketě a kapsli New Shepard. Firma ale už současně pracuje na skutečné a opakovatelně použitelné raketě New Glenn.
Na internetu je neoficiální animace, která zachycuje start rakety i její přistání na plovoucí lodi a to do nejmenších detailů – včetně vodou pokropené kamery nebo ztráty signálu v poslední fázi letu. Určitě si pusťte také zvuk!
Další videa
Nechybí ale ani velmi zdařilá animace startu rakety Sojuz, která dopravuje astronauty k ISS nebo na sovětskou raketu N1.
A poslední video, které určitě stojí za zhlédnutí… jak cestovat vesmírem rychleji? Třeba odpalováním jaderných bomb mezi lodí a plachtou nebo tlačnou deskou:
Pojízdná laboratoř Curiosity pracuje na Marsu už sedm let. Od roku 2021 nebude sama. Na Mars se chystají dva rovery – jeden americký a druhý evropský.
Podívejte se na nové panoráma na 360stupňovém videu, které vzniklo 18. června a také na výběr nejnovějších fotografií. Video nemusí v mobilním zařízení správně fungovat. Doporučujeme ho otevřít na Youtube.
Astronomové objevili systém, který tvoří tři malé planety. Na povrchu jedné z nich by mohly být podmínky k životu.
Na hvězdu GJ 1061 (Gliese 1061) se zaměřil projekt Red Dots, který se věnuje lovu exoplanet u menších hvězd v okruhu asi 16 světelných let od nás.
Projekt už dokázal objevit exoplanetu u Barnardovy hvězdy a jeho předchůdce našel planetu u nejbližší hvězdy od Slunce Proximy Centauri. Ve všech případech sehrál nejdůležitější roli spektrograf HARPS, který je instalován na 3,6 m dalekohledu na La Silla v Chile.
GJ 1061: tři malé planety
Hvězda GJ 1061 je malý červený trpaslík, který se nachází 12 světelných let od nás v souhvězdí Hodin. Jedná se o 20. nejbližší hvězdu od Slunce. Svými parametry je velmi podobná Proximě Centauri, ale její stelární aktivita bude mírnější.
Srovnání GJ 1061 a Proximy Centauri
Parametr
GJ 1061
Proxima Centauri
Poloměr
0,156 Rs
0,154 Rs
Hmotnost
0,12 Ms
0,12 Ms
Zářivost
0,0017 Ls
0,0017 Ls
Teplota
3 000 K
3040 K
Vzdálenost
12 ly
4,3 ly
Stáří
> 7 mld. let
4,8 mld. let
Počet známých planet
3
1
Ms: hmotnost Slunce, Rs: poloměr Slunce, Ls: zářivost Slunce, ly: světelné roky
Spektrograf HARPS se na hvězdu zaměřil v průběhu 54 nocí od července do září 2018. Pomoci metody měření radiálních rychlostí se podařilo objevit tři planety s oběžnými dobami 3,2, 6,7 a 13 dní. Vědci detekovali ještě jeden signál, ale ten přisuzuji spíše rotaci hvězdy.
Planety pochopitelně nevidíme, ale tím, jak obíhají okolo společného těžiště se svou hvězdou, tak s ní v prostoru cloumají. To se projevuje ve spektru hvězdy posuvem spektrálních čar. Oběžné doby všech tří planet jsou blízko rezonanci 1:2:4. Znamená to, že když vnější planeta oběhne okolo hvězdy jednou, prostřední to za stejnou dobu stihne dvakrát a vnitřní čtyřikrát. Rezonance, nebo to, co vypadá jako rezonance, je zřídkakdy dílem náhody, takže to do určité míry potvrzuje věrohodnost objevu.
Ještě výrazně lepší by bylo pozorovat přechody planet před hvězdou. Družice TESS hvězdu už pozorovala, ale v průběhu 60 dnů pozorování nic nenašla. Neznamená to, že planety neexistují, jen jejich roviny oběžných drah nesměřují k nám.
Fyzikální parametry planet a obyvatelnost GJ 1061 d
Všechny tři planety jsou terestrického typu. Vnitřní planeta má hmotnost nejméně 1,4 Země, prostřední 1,8 a vnější 1,7 Země.
První dvě planety obíhají ke své hvězdě příliš blízko. Vnější planeta GJ 1061d však dostává od hvězdy 60 % záření, které dostává Země od Slunce. Na jejím povrchu by mohly být podmínky k životu.
Co o planetě víme? V podstatě nic. Známe její orbitální parametry, takže víme, jaké množství záření dostává. Známe také její minimální hmotnost. Pokud by planeta tranzitovala, což se nejspíše neděje (jak ukázala TESS), tak bychom dokázali zjistit její poloměr a mohli seriozně diskutovat o složení jejího povrchu.
Vědci nastínili možná složení povrchu, z čehož lze odvodit případnou velikost planety. Pokud by se jednalo o planetu podobnou Zemi, mohla by mít poloměr okolo 1,2 až 1,4 Země. Pokud by obsahovala větší množství těkavých látek, byl by její poloměr až 1,6 Země.
Exoplaneta WASP-121b je už čtyři roky vděčným cílem astronomů a v budoucnu tomu nebude jinak. Planeta byla objevena lovcem tranzitů SuperWASP a je to skutečně extrémní svět.
Její hmotnost je nepatrně větší než Jupiter, ale poloměr je o 90 % větší. Planeta bude nafouknutá a kvůli malé vzdálenosti od své hvězdy také pořádně horká (2500 °C) a deformována do tvaru ragbyového míče. Okolo hvězdy oběhne jednou za 1,27 dní ve vzdálenosti jen 3,8 milionů kilometrů. Pokud by planeta obíhala o 500 tisíc kilometrů blíže, tak by překročila Rocheovou mez a došlo by je jejímu zničení.
Na exoplanetu se nedávno podíval Hubblův kosmický dalekohled, který získal transmisní spektrum. Jak planeta přechází před hvězdou, projde světlo hvězdy atmosférou, která v jeho spektru zanechá otisk. Hubble našel stopy železa a hořčíků. Nacházejí se ve vyšších vrstvách atmosféry, takže patrně unikají do kosmického prostoru.
U stejné exoplanety Hubble dříve objevil stratosféru (více na VTM).
Blížíme se k polovině srpna, což je milovníky astronomie tradiční čas pro pozorování meteorického roje Perseidy. Meteory vylétají zdánlivě ze souhvězdí Persea, podle kterého dostaly svůj název. Letošní maximum nastává v noci z pondělí na úterý, kdy bychom mohli vidět okolo 80 meteorů za hodinu. Pozorovat Perseidy však můžete i o pár dní dříve nebo později.
Většina meteorických rojů má původ v nějaké konkrétní kometě, která na své dráze trousí prachové částice a plyn. Země jednou ročně touto prachovou dálnicí projde a my to pak pozorujeme v podobě meteorického roje. Velikost prachových částic je natolik malá, že všechny shoří v atmosféře ve vysoké výšce.
Na internetu však koluje poplašná zpráva, podle které existuje šance, že se mateřská kometa Perseid srazí se Zemí. Je pravda, že v daleké budoucnosti taková možnost existuje, ale toho se nikdo z nás nedožije.
Mateřská kometa Perseid
Zdrojem Perseid je kometa 109P/Swift-Tuttle, kterou v roce 1862 objevili Lewis Swift a Horace Parnell Tuttle. V době objevu měla kometa jasnost srovnatelnou s Polárkou. Oba pánové ale určitě nebyli prvními lidmi, kteří kometu viděli. Záznamy o jejím pozorování sahají až do roku 69 před našim letopočtem. Díky těmto záznamům se také zjistilo, že dráha komety je dlouhodobě relativně stabilní.
109P/Swift-Tuttle se pohybuje okolo Slunce s periodou 133 let a jako správná kometa tak činí po velmi protáhlé dráze. Nejblíže se ke Slunci dostane na vzdálenost 0,95 AU, což je o něco méně než Země a nejdál na vzdálenost 51 AU, což je za dráhou Pluta. K poslednímu periheliu (nejbližší bod od Slunce) došlo v prosinci 1992.
V budoucnu dojde k relativně těsným průletům komety okolo Země. Dráhu 109P/Swift-Tuttle sice známe přesně, ale přesnost je v kosmických měřítkách relativní pojem.
Není to zase tak dávno, co se očekávalo, že k těsnému průletu okolo Země dojde 11. července 2126. Dnes víme, že se tak stane až 5. srpna 2126. Vzdálenost komety od Země bude nejméně 0,153 AU, což je asi 22,9 milionů kilometrů. Na konci srpna 2261 bude kometa o něco blíže – 0,147 AU.
V roce 3044 bude kometa výrazně blíže – 0,011 AU, což je asi 1,6 milionů kilometrů. To je přibližně 4,3 násobek vzdálenosti Měsíce od Země. Do této doby dojde ještě k sedmi průletům, což nám dává šanci dráhu komety upřesnit a v případě možné kolize se na vše připravit. Pokud by ke srážce skutečně došlo, byly by následky fatální. Průměr komety se odhaduje na 26 km, což je asi dvojnásobek toho, co vyhladilo dinosaury.
K dalšímu blízkému setkání pak dojde v roce 4479, kdy bude kometa dokonce jen 0,05 AU, což je 7,5 milionů.
Kde je kometa 109P/Swift-Tuttle dnes?
K poslednímu periheliu došlo v roce 1992, což znamená, že se kometa nyní vzdaluje od Slunce. Aktuálně se nachází 38,6 AU od Slunce a 39,4 AU od Země, takže v následujícím týdnu můžete klidně spát.
Pozice komety 109P/Swift-Tuttle k 11. srpnu 2018. Credit: JPL
Aktuální pozice 109P/Swift-Tuttle. Kometa obíhá pod velkým sklonem vůči rovně ekliptiky (113 stupňů). Credit: JPL
Setkání s vlasaticemi v minulosti
109P/Swift-Tuttle samozřejmě není jediná kometa ve Sluneční soustavě. V minulosti došlo k několika relativně blízkým setkáním Země a některé z komet. Výše jsme psali, že by se v budoucnu mohla mateřská kometa Perseid dostat na vzdálenost zhruba 4,3 násobků vzdálenosti Měsíce od Země. Pokud se podíváme do historických análů, tak podobně blízko byla jen v roce 1770 kometa Lexell. Zemi tehdy minula o 5,9 násobků vzdálenosti Měsíce od Země. Přehled dalších blízkých setkání s kometami najdete na webu JPL.
Bílí trpaslíci patří mezi nejvíce fascinující objekty ve vesmíru. Hvězdy podobné Slunci nekončí dramatickým výbuchem supernovy ale mnohem poklidnější a delší fází rudého oba. Po něm hvězda odhodí svou plynnou obálku, ze které se stane planetární mlhovina. Na místě hvězdy zůstává malé, extrémně husté a horké obnažené jádro alias bílý trpaslík.
Typický bílý trpaslík má velikost podobnou Zemi a hmotnost okolo poloviny Slunce. Nacházíme však také podstatně méně hmotné bílé trpaslíky, kteří mají jen 0,15 až 0,3 Slunce.
Podobné objekty na první pohled nabourávají teorie. Pokud má bílý trpaslík velmi nízkou hmotnost, musela mít nízkou hmotnost také původní hvězda. Ve vesmíru platí nepřímá úměra, že čím je hvězda méně hmotná, tím delší život ji čeká. Hvězdy s nižší hmotností zkrátka ještě nemohly dospět do fáze bílého trpaslíka. Proces u nich trvá déle, než je stáří vesmíru.
Většina vesmírných záhad se dříve nebo později vysvětlí. V případě bílých trpaslíků o nízké hmotnosti musíme hledat vysvětlení v těsných binárních systémech. Okolo společného těžiště obíhají dvě hvězdy. Jedna z nich materiál postupně ztrácí, její hmotnost klesá, což se sice neprojeví na prodloužení věku hvězdy, ale jakmile se z ní stane bílý trpaslík, tak má i on menší hmotnost.
Potížista jménem KIC 8145411
Kento Masuda (NASA Sagan Fellow at Princeton University) a jeho kolegové využili data z Keplera k objevu zajímavého systému KIC 8145411. Tvoří ho normální hvězda podobná Slunci a bílý trpaslík o hmotnosti jen 0,2 Slunce.
Kepler se proslavil lovem tranzitů ale také zákrytových dvojhvězd, což je vlastně totéž, jen místo planety máme další hvězdu a obě se vzájemně zakrývají. KIC 8145411 byl však objeven trochu jinou metodou.
Je to jeden z pěti známých případů binární gravitační čočky. Jak bílý trpaslík obíhá okolo hvězdy, nastávají tři situace: bílý trpaslík je úhlově vedle hvězdy a my pozorujeme světlo z obou hvězd, bílý trpaslík je schovaný za hvězdou a my pozorujeme jen její světlo (tedy nepatrný pokles celkové jasnosti). Třetí situace je nejzajímavější. Je důkazem teorie relativity. Bílý trpaslík se dostane před hvězdu a svou gravitací ohne a zesílí její světlo. Na rozdíl od tranzitu, kdy jasnost klesá, v tomto případě naopak jasnost systému vystřelí nahoru.
Na první pohled je u KIC 8145411 vše v pořádku. Hmotnost bílého trpaslíka je sice nerealistická, ale už víme, že pokud je v páru s jinou hvězdou, tak to dokážeme vysvětlit. Původní hvězda byla hmotnější, ale její sestřička ji kradla materiál… Má to však háček.
Pokud má tato berlička vysvětlující nízkou hmotnost trpaslíka platit, musí jít o těsný binární systém. Obě hvězdy musí být velmi blízko od sebe. A to v případě KIC 8145411 neplatí. Hvězda se nachází 1,3 AU daleko. Obě složky okolo sebe obíhají s periodou 450 dní.
Autoři studie se snažili najít různé scénáře, kterými by mohli nízkou hmotnost bílého trpaslíka vysvětlit. Patří mezi ně třeba dávná existence třetí hvězdy, která byla vyhozena ven ze systému nebo spolknuta. Žádný scénář však nedokáže záhadu jednoznačně vysvětlit.
Pravděpodobnost, že Kepler dokázal podobný systém najít, je poměrně malá. Mělo by se mu to díky vhodné konfiguraci systému povést jen u jednoho z dvou set případů.
Systémů, jako je KIC 8145411, může být více. Jakmile je najdeme, přijdeme snad i na kloub záhady jejich nízké hmotnosti.
Astronomové běžně používají termíny, které zná laická veřejnost většinou v jiném významu. Na terminátora se nechodí do kina ale spíše k dalekohledu. Je to rozhraní osvětlené a neosvětlené části povrchu (většinou u Měsíce).
Podobným termínem je poušť. V astronomii může být horká ale vždy je bez písku. Jedná se o oblast, ve které se některá tělesa vyskytují velmi vzácně, takže objev každého nového je v jistém smyslu unikátní. Nedávno k tomu došlo u exoplanety NGTS-4b a nyní u hnědého trpaslíka.
Hnědí trpaslíci jsou objekty, které jsou hmotnější než planety, ale zase ne o tolik, aby ve svém nitru zažehli termonukleární reakce jako hvězdy. V lepším případě spalují deuterium.
Hmotnější exoplanety a hnědí trpaslíci mají mnoho společného a nacházíme je v podstatně stejně dlouho. První byl nalezen v roce 1995, kdy byla objevena také 51 Peg b (právě při hledání hnědých trpaslíků).
Dnes známe tisíce hnědých trpaslíků. Hodně jich žije v páru s hvězdou, někteří v páru s dalším hnědým trpaslíkem nebo zcela samostatně.
Obří planety a hnědí trpaslíci mají mnoho společného, ale také je poměrně dost věcí odlišuje. Například vzdálenost od mateřské hvězdy (u hnědého trpaslíka bychom měli spíše mluvit o hlavní složce binárního systému). Jen velmi málo hnědých trpaslíků nacházíme ve vzdálenosti do 3 AU od hvězdy. V případě obřích planet naopak běžně nacházíme takové, které obíhají jen setinky AU od hvězdy.
Proč? Může to souviset se vznikem a vývojem hnědých trpaslíků. Na rozdíl od obřích planet možná nemigrují směrem k hvězdě. Další možností je, že poušť ve skutečnosti neexistuje a jen hnědé trpaslíky v těchto oblastech nedokážeme najít.
Unikátní hnědý trpaslík EPIC 212036875 b
Hnědí trpaslíci mají obvykle hmotnost od 13 po 80 Jupiterů. Nejsušší je poušť pro hnědé trpaslíky od zhruba 35 po 55 Jupiterů s oběžnou dobou kratší 100 dní.
Nyní vědci našli v datech z Keplera hnědého trpaslíka EPIC 212036875 b. Jeho velikost je jen 87 % Jupitera ale o planetu opravdu nejde. Hmotnost tělesa je 52 Jupiterů.
Zmíněná hranice (neostrá) pouště je 3 AU, což je asi 450 milionů kilometrů. EPIC 212036875 b obíhá okolo hvězdy ve vzdálenosti jen 9 milionů kilometrů s periodou pouhých 5,2 dní!
Je to skutečně bizarní svět. Menší než Jupiter, ale mnohem hmotnější. Volně přeloženo – velmi hustý a také horký (5500 Kelvinů).
Objekt musí být zhruba 80krát hustější než Jupiter! To není zrovna číslo, které bychom očekávali od objektů, které jsou považovány za podobné planetám. Ukazuje se, že o hnědých trpaslících toho ještě stále hodně nevíme.
Kepler ani deset měsíců po svém konci neřekl poslední slovo. Jeho data nestárnou, ale detekční metody se neustále zlepšují. Z Keplerových dat budou vědci žít ještě minimálně deset let. V dalších měsících a letech se můžeme dočkat objevů nových planet.
Ethan Kruse z Goddard Space Flight Center se svými kolegy uveřejnil rozsáhlou studii, ve které se jim podařilo objevit 818 kandidátů na exoplanety v datech z prvních devíti pozorovacích kampaní mise K2 (kampaně 0 až 8). Z těchto 818 kandidátů je 374 nových.
Vědci využili vylepšený algoritmus QATS (for Quasiperiodic Automated Transit Search) a program pro analýzu světelných křivek s názvem EVEREST (for EPIC Variability Extraction and Removal for Exoplanet Science Targets).
Celkem bylo prozkoumáno 152 865 hvězd, které Kepler pozoroval od března 2014 do ledna 2016.
Pokud by se existence všech nově objevených planet potvrdila, zvýšil by se počet objevených exoplanet v rámci mise K2 o polovinu.
Kandidáti z nové studie. Na vodorovné ose je oběžná doba ve dnech, na svislé velikost v násobcích Země. Credit: Kruse et al.
Tým také našel 87 nových multiplanetárních systémů (hvězd s více než jednou planetou). Z toho dva s pěti planetami a jeden s šesti. Jedná se o systém EPIC 210965800 alias K2-178. Astronomové u této hvězdy dříve objevili jednu planetu s oběžnou dobou 8,7 dní. Kruse a jeho kolegové našli dalších pět s oběžnými dobami 1,8, 4,3, 13,1, 21,1 a 30,3 dní.
Mezi novými objevy je také pět planet blízko obyvatelné zóny s poloměrem menší než 2 Země. Nejzajímavější je EPIC 210508766.3 (pokud bude potvrzen, dostane název K2- 83 d). Okolo hvězdy obíhají dvě dříve objevené planety s podstatně kratší oběžnou dobou. Pokud potenciálně obyvatelná planeta existuje, bude mít poloměr o 31 až 73 % větší než Země.
Všechny nové i starší objevy Keplera z mise K2 mají jedno společné. Nachází se okolo ekliptiky, což je velká část ze zhruba 20 % oblohy, ve které TESS nepozoruje. V rámci nedávno schválené prodloužené mise TESS by se to však mělo změnit.
TESS se podílela na objevu nového zajímavého planetárního systému. U hvězdy GJ 357, která se nachází 31 světelných let od nás v souhvězdí Hydry, našla jednu planetu, která je o 20 % větší a o 80 % hmotnější než Země.
GJ 357 b obíhá okolo hvězdy s periodou 3,9 dní. Vědci následně využili data z pozemských spektrografů – zejména CARMENES, ale také HARPS a HIRES a našli další dvě planety. TESS je vidět nemohla, protože netranzitují. Podařilo se tak určit jen jejich hmotnost.
Další planeta v systému obíhá s periodou 9 dní a je 3,4krát hmotnější než Země. Nejvzdálenější planeta obíhá s periodou 55 dní a je nejméně 6krát hmotnější než Země. Tato planeta se pohybuje u vnějšího okraje obyvatelné zóny. Dostává od hvězdy 38 % záření, které dostává Země od Slunce.
Kosmický dalekohled Kepler objevil tisíce tranzitujících exoplanet a kandidátů. Je to poměrně velký vzorek, který nám umožňuje vytvářet první ucelenější závěry o světě exoplanet.
Stále je to však jen relativně malý vzorek, který je silně omezený našimi technickými možnostmi. Kepler například objevoval jen planety na vnitřních drahách. Je to jakoby viděl Sluneční soustavu jen někam po Merkur, v lepším případě po Venuši.
Hráškové lusky
Podle některých studií existuje zajímavý trend. Pokud se podíváme na dvě sousední tranzitující planety u jedné hvězdy, obvykle mají podobnou velikost. V nadsázce se tomu říká hráškový lusk. Je to reálný jev, nebo se na exoplanety jen špatně díváme? Odpověď na tuto otázku je velmi důležitá pro naše pochopení vzniku a vývoje planet.
Podle nové studie tento jev ve skutečnosti neexistuje. Jedná se pouze o observační zkreslení. Pokud bychom znali více exoplanet a měli lepší data, tak by hypotéza o hráškovém lusku zmizela jako dobrá hrášková polévka v restauraci.
Současná hrášková hypotéza je založena nejen na relativně velkém vzorku exoplanet, ale také na jednoduchém testu. Pokud vezmeme několik dvojic nesousedních planet, tak zjistíme, že svou velikostí podobné nejsou. Děje se to jen u sousedních planet. To přece nemůže být náhoda. Nebo je?
Na parametru záleží
Wej Ču z Torontské univerzity se ve své studii snažil prokázat, že jde o pouhé observační zkreslení. V rámci práce se podíval na 909 planet v 355 systémech.
Psali jsme, že sousední planety u stejné hvězdy mají podobnou velikost. Tím samozřejmě myslíme poloměr. Jedná se však o parametr, který vám při pozorování tranzitů nevypadne přímo. Samozřejmě platí, že čím je planeta větší, tím větší pokles jasnosti svým přechodem způsobí. Jenomže velikost všech hvězd v Galaxii samozřejmě není stejná. Pokud chcete zjistit velikost planety, musíte znát velikost hvězdy. Pomyslné změření velikosti planety i samotný objev planety vám také zkomplikuje aktivita hvězdy. Jasnost hvězd se totiž mění také z fyzikálních důvodů. Zjednodušeně řečeno: světelná křivka (graf závislosti jasnosti na čase) není rovná.
Astronomové proto často pracují s parametrem S/N neboli signal to noise. Jedná se o poměr mezi základní variabilitou jasu hostitelské hvězdy a změnou jasu v důsledku tranzitu planety.
V nové studii byly také planety rozděleny na ty, které obíhají okolo klidných hvězd (s malým šumem, na grafu níže modře) a ty u hvězd s větším šumem (na grafu oranžově). Proč je to důležité? U hvězd s větším šumem se mnohem hůře hledají menší planety. Velmi složitě rozeznáte změnu jasnosti způsobenou planetou od té, za kterou může aktivita hvězdy.
Credit: Wei Zhu
Na grafech výše vidíte různé korelace mezi dvojicemi planet (na ose x a y jsou jejich velikosti v násobcích Země) u klidných hvězd (modře) a hvězd s vyšším šumem (oranžově).
Hodnota „Pearsonova r“ označuje sílu korelace mezi hodnotami x a y. Levý graf ukazuje sousední planety, které obíhají stejnou hvězdu. Prostřední graf ukazuje dvojice planet náhodně vybraných podle poloměru. Graf vpravo ukazuje dvojice planet náhodně vybraných podle hodnoty S/N.
Malé planety jsou těžko detekovatelné kolem hvězd s vyšším šumem, takže bychom měli očekávat, že oranžové body budou vpravo (směrem k větším poloměrům) a modré vlevo. Tento trend není patrný, když jsou dvojice planet náhodně vybrány podle poloměru, protože v tomto případě dochází k posunu distribuce k větším planetám. Všimněte si, že na prostředním grafu menší planety zcela chybí. Tady jsme graf vyřízli jen pro oblast menších planet, aby to bylo patrnější. V prostředním grafu modré tečky chybí.
Credit: Wei Zhu
Zjednodušeně řečeno: Pokud se díváte na jednu hvězdu, vaše schopnost detekovat planety je omezena hladinou šumu hvězdy. Pokud najdete velkou planetu kolem hvězdy s velkým šumem, je nepravděpodobné, že najdete také malou planetu, která je poblíž ní, protože signál tranzitu malé planety může být příliš malý na to, aby byl detekován. To přirozeně vede ke korelaci velikosti, protože menší sousední planety zůstávají neobjeveny.
Dnes ráno (18. července) prolétla TESS okolo Země ve vzdálenosti 83 500 km a načala svůj 35. oběh okolo Země. Mnohem důležitější informací však je, že začíná pozorovat 14. sektor – první na severní polokouli!
TESS se dostala do druhé poloviny své mise, ale asi bychom měli dodat, že primární mise. Její konec je naplánován na začátek července příštího roku. Co bude dál?
NASA schválila prodloužení mise TESS nejméně do roku 2022. Roční náklady na provoz družice budou v příštím fiskálním roce 14 milionů dolarů a měly by se každý rok o pár set tisíc zvyšovat a to především kvůli podpoře programu Guest Investigator (GI). Do tohoto programu se mohou zapojit různé vědecké týmy a předkládat své návrhy na využití družice. Americké týmy dostávají finanční podporu.
Paliva je dost
Mise byla prodloužena z administrativního hlediska a je téměř jisté, že bude prodloužena i dál, pokud bude TESS v dobrém technickém stavu. Mise Keplera skončila kvůli vyčerpání paliva. Toho má TESS dostatek. Na startu měla 45 kg hydrazinu a při navádění na konečnou dráhu dokonce ušetřila. V případě Keplera sice bylo hlavní příčinou vyčerpání paliva, ale prapůvodní příčinou byla ztráta dvou setrvačníků, která vyústila v misi K2. Podle zprávy o prodloužení mise TESS by se také v jejím případě měly podobné scénáře začít včas plánovat.
Prodloužena mise TESS bude jiná
TESS postupně prohledává velkou část oblohy, ale zejména okolí ekliptiky vynechává. V rámci prodloužené mise by se měla podívat i do těchto oblastí.
Mapa nebeské sféry a vyznačení oblastí, které bude TESS pozorovat. Černé oblasti podél ekliptiky pozorovány nebudou (ne v rámci primární mise). Credit: NASA
V současné době pracuje TESS ve dvou režimech. Vybrané jasné a blízké hvězdy (celkem asi 200 tisíc) sleduje s kadencí 2 minut. Každé dvě minuty je tedy změřena jasnost daných hvězd.
Kromě toho pořídí TESS jednou za 30 minut obrázek celého zorného pole (tzv. FFI – full frame images). Tato data se hodí pro objevování exoplanet u dalších necílových hvězd ale i pro jiné účely. Obecně platí, že data z TESS lze využít i v dalších astronomických oborech. Rozhodně přitom nejde o symboliku. Přibližně 40 % studií založených na datech z TESS se exoplanet vůbec netýká.
V rámci prodloužené mise bude TESS fungovat jinak. Dvouminutová kadence bude zcela využita pro účely GI. Astronomové budou moci navrhovat pozorování v rámci dvouminutové kadence pro jakýkoliv astrofyzikální zdroj. Nemusí tak jít jen o exoplanety.
Kadence FFI se z 30 minut změní na 10 minut! V praxi to znamená, že TESS bude schopna velmi kvalitně hledat exoplanety u všech hvězd v rámci celého zorného pole, které má 2300 čtverečních stupňů (a bude se průběžně měnit). Desetiminutová kadence bude mít také velký dopad na astroseismologii (měření hvězdných oscilací prostřednictvím pozorování změn v jasnosti hvězdy), díky které se o hvězdě dozvíme spoustu informací.
Některé vybrané cíle by měla TESS pozorovat s kadencí 20 sekund, ale to by se mělo dít už i dnes. TESS mimochodem pozoruje některé cíle dokonce s kadencí pouhých 2 sekund. Jedná se však o snímky pro účel navigace družice a na Zemi se vůbec neposílají.
NASA očekává, že prodloužení mise ztrojnásobí počet objevů planet o poloměru menším než 4 Země, planet v obyvatelné zóně a také planet s oběžnou dobou delší než 20 dní.
Astronomové před pár lety možná našli první exoměsíc, ale jeho existence není úplně jistá. V nejbližších letech se na tom navíc nic nezmění. Na objev dalších exoměsíců si musíme počkat. Jejich detekce je samozřejmě velmi obtížná. Jedná se přitom o zajímavé cíle, protože na povrchu větších měsíců mohou být podmínky k životu.
Kromě toho bychom rádi věděli, zda jsou měsíce exoplanet běžné, nebo naopak vzácné. Jedna nedávná studie si pohrává s myšlenkou, že existuje mechanismus, který měsíce úspěšně předělává na planety.
Vznik exoměsíce v přímém přenosu?
Astronomové už hezkých pár let studují disk z prachu a plynu, který obklopuje asi 5 milionů let starou hvězdu PDS 70. Hvězda se nachází asi 370 světelných let od nás.
Disky jsou ve skutečnosti dva. Jeden poblíž hvězdy a druhý větší dál od hvězdy. Mezi nimi se nachází velká mezera.
Fotografie PDS 70 z ALMA. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); A. Isella
Obrázek kombinovaný na základě dat ze dvou přístrojů na VLT a ALMA. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); A. Isella
Vloni astronomové pomoci přístroje SPHERE na VLT v Chile objevili planetu asi 3,5 miliard km od hvězdy. Letos k ní přibyla ještě druhá planeta. Našel ji přístroj MUSE (taktéž na VLT) ve vzdálenosti 5,3 miliard km od hvězdy uvnitř vnitřního okraje vnějšího prstence.
Na okolí hvězdy se nedávno podívala také soustava radioteleskopů ALMA. Na rozdíl od svých dvou kolegů pracuje v oblasti milimetrových vln, které jsou pro studium prachových disků ideální.
Astronomy překvapilo, když spatřili vnější planetu PDS 70c mnohem jasnější, než by měla být. Velmi pravděpodobným vysvětlením je, že planeta má svůj vlastní disk z prachu a plynu. Pokud tomu tak je, bylo by to vůbec poprvé, co takový planetární disk pozorujeme.
Z tohoto disku pravděpodobně vznikají, nebo už vznikly, měsíce. Materiálu by k tomu měli mít dost. Hmotnost disku se odhaduje na zhruba desetinu Země. Náš Měsíc má přitom hmotnost jen 1/80 Země.
Hlavním úkolem TESS je najít exoplanety u blízkých hvězd. Samozřejmě se nabízí otázka, co si máme ve vesmírných měřítkách představit pod pojmem blízké hvězdy. Většinou se tím myslí naše okolí do vzdálenosti zhruba 20 parseků (65 světelných let).
Astronomové nejsou naivní a nehledají blízké exoplanety kvůli tomu, aby k nim poslali sondu. Podobné plány budeme muset ještě hodně dlouho přenechat autorům sci-fi. Blízké (menší) hvězdy jsou ale jasnější, což usnadňuje celou řadu způsobů jejich výzkumu a také mohou být za jistých okolností cílem pro přímé zobrazení.
TESS bude postupně rozšiřovat seznam relativně blízkých exoplanet, i když rekord nepřekoná. Okolo Proximy Centauri zřejmě planeta obíhá, dokonce možná nejen jedna, ale je nepravděpodobné, že některá z nich tranzituje.
Planeta u tří červených trpaslíků
Nejbližším hvězdným systémem s tranzitující planetou je HD 219134 ve vzdálenosti 21 světelných let. TESS v rámci čtvrtého sektoru objevila druhou nejbližší tranzitující exoplanetu. Nachází se v systému LTT 1445 ve vzdálenosti 22,5 světelných let
LTT 1445 seskládá se ze tří červených trpaslíků. Nejjasnější je hvězda A. Okolo společného těžiště s ní obíhá pár červených trpaslíků BC.
Na hvězdný systém se podíval i Hubblův dalekohled. Credit: Winters, et al.
Exoplaneta LTT 1445Ab obíhá okolo nejjasnější hvězdy s periodou jen 5,3 dní, takže podmínky na povrchu nebudou příliš vhodné pro život. Oběžná doba je velmi krátká, ale mateřskou hvězdou je samozřejmě chladný červený trpaslík, takže na povrchu planety bude teplota okolo 160 °C.
Spektrografu HARPS se podařilo prostřednictvím měření radiálních rychlostí zjistit, že maximální hmotnost planety bude něco přes 8 Zemí.
Co byste viděli na povrchu planety?
Systémy s více než jednou hvězdou jsou pro pozemšťany hodně sexy, protože podobnou podívanou nikdo z nás nikdy na vlastní oči neviděl a neuvidí.
Co byste viděli, pokud byste stáli na horkém povrchu LTT 1445Ab? Mateřská hvězda by byla kvůli vázané rotaci zavěšená na stále stejném místě na obloze a 18krát větší než Slunce.
Další dvě hvězdy obíhají okolo sebe ve vzdálenosti asi 1 miliardy km s periodou 36 let. Dohromady pak oběhnou primární hvězdu jednou za 250 let. Pohybují se po eliptické dráze od 30 miliard km po zhruba 180 miliard km.
Pokud byste se na ně dívali z povrchu LTT 1445Ab, dokázali byste je obě rozlišit pouhým okem. Jejich jasnost by byla podobná Měsíci v úplňku, ale úhlová velikost by byla podobná spíše planetám Sluneční soustavy na pozemské obloze.
Na internetu je skvělé video, které se dokonce dostalo do APODu. Ukazuje rostoucí počet objevených exoplanet od začátku 90. let po dnešek. Jednotlivými barvami jsou znázorněny metody detekce. Mezi ty nejčastější patří měření radiálních rychlostí (Radial Velocity), tranzitní metoda (Transit), přímé zobrazení (Imaging) a gravitační mikročočky (Microlensing).
Na videu je velmi dobře vidět nástup Keplera a jeho primární mise, kdy pozoroval jednou část oblohy. Všimnout si můžete také dlouhého pásu modrých koleček táhnoucí se horizontálně zhruba v polovině snímku. To je mise K2 Keplera. Bude zajímavé podobné video sledovat za pár let po započtení objevů TESS.
Družice TESS oběhla Zemi už 33krát. V současné době pozoruje 13. sektor. Od 18. července začne pozorování 14. sektor, což znamená, že se dostane do druhé poloviny své primární mise a začne pozorovat severní polokouli!
Lovec exoplanet to nebude mít snadné. Bude ho rušit rozptýlené světlo Země a Měsíce a to hned v prvních dvou sektorech na severní obloze. NASA kvůli tomu posunula zorné pole TESS trochu více na sever. Podobný problém bude mít družice v menší míře také v sektorech 16, 24, 25 a 26. Jakmile NASA vyhodnotí změny pro první dva sektory severní polokoule, rozhodne se, zda posune zorné pole také pro další zmíněné problematické sektory.
Sektory TESS a posunutí sektorů 14,15 a zřejmě i 16 na sever. Credit: NASA. MIT
V neděli zazněla na jednom z kongresů povzbudivá zpráva. Instrumentální přesnost TESS je 3krát lepší, než se očekávalo a dostává se pod 20 ppm, což je velmi dobré.
Kolik toho TESS zatím našla? Přesná čísla nelze určit. Data se průběžně zveřejňují, do ověřování je zapojeno hodně vědeckých týmů. Přestože je mise v polovině, objevy a potvrzování kandidátů jde samozřejmě pomaleji. Podle statistik NASA našla TESS zatím 20 exoplanet (seznam) a dalších 780 kandidátů.
Připomeňme, že TESS sleduje jasnost vybraných hvězd, ale kromě toho pořídí dvakrát za hodinu snímek celého velkého zorného pole. Téměř polovina odborných studí, které vznikly na základě dat z TESS, se vůbec netýká exoplanet ale dalších astronomických oborů.
Primární mise TESS skončí na začátku června 2020. Pokud nebude mít technické problémy, bude následovat prodloužena mise. Už dnes víme, že se v rámci ní TESS podívá i na část ekliptiky.
Užíváme cookies, abychom vám zajistili co možná nejsnadnější použití našich webových stránek. Pokud budete nadále prohlížet naše stránky předpokládáme, že s použitím cookies souhlasíte.
