Současnou vlajkovou lodí Evropské jižní observatoře je Cerro Paranal v Chile. Nachází se zde čtyři velké dalekohledy o průměru 8,2 m a několik menších pomocných dalekohledů.

Každý z dalekohledů může pracovat zvlášť, ale mohou také pracovat dohromady, čímž vzniká teleskop s více než 20krát větším rozlišením. Pomoci soustavy zrcadel, které se nachází pod povrchem, se světlo vesmírných objektů dopraví do jednoho místa. Říká se tomu interferometrie.

V srpnu 2018 pozoroval přístroj GRAVITY vůbec poprvé v historii pomoci optické interferometrie slavný planetární systém HR 8799.

Okolo mladé hvězdy, kterou nalezneme 130 světelných let od nás v souhvězdí Pegase, obíhá čtveřice obřích planet. První tři planety byly objeveny v roce 2008, o dva roky později přibyla ještě planeta HR 8799e. Právě na ní se zaměřil přístroj GRAVITY.

Planeta se nachází asi 390 tisícin obloukových vteřin od hvězdy, což odpovídá zhruba 16 AU. Přestože je to poměrně daleko, je planeta HR 8799e ze všech čtyř planet k hvězdě nejblíže.

Pozorování interferometru VLT potvrdilo, že planeta bude asi o 20 % větší než Jupiter. Její hmotnost je 6 až 17 Jupiterů. Jedná se o poměrně mladý svět, který je stále ještě horký – má zhruba 1000 °C.

Analýza ukázala, že planeta má atmosféru, která obsahuje mnohem více oxidu uhelnatého než metanu. Zřejmě za to může vertikální proudění v atmosféře, které zabraňují reakci oxidu uhelnatého s vodíkem za vzniku metanu.

Atmosféra také obsahuje oblaky tvořené částicemi železného a křemičitého prachu. V atmosféře planety zřejmě probíhají mohutné a divoké bouře.

Zdroj: First direct detection of an exoplanet by optical interferometry
Astrometry and K-band spectroscopy of HR 8799 e

Před téměř čtyřmi lety byla objevena exoplaneta u hvězdy 51 Eridani. Bylo to trochu jako zjevení. Po všech těch obřích a od hvězdy stovky AU vzdálených světech, které vidíme přímo, tady byla najedou planeta o hmotnosti 2 Jupiterů, která okolo své hvězdy obíhá zhruba stejně daleko jako Jupiter okolo Slunce.

O objev exoplanety se postaral americký přístroj GPI (Geminiho planetárního zobrazovače). V nové studii vzali vědci snímky z roku 2015 z GPI a zkombinovali je s novými snímky z evropského přístroje SPHERE, který je instalován na dalekohledu VLT v Chile.

Tři roky jsou dlouhá doba, planeta se pohybuje okolo hvězdy v absolutních číslech poměrně rychle, ale stále je to jen část jednoho oběhu.

Planeta se i tak posunula o 130 tisícin obloukových vteřin (cca 4 AU) a je vidět náznak zakřivení dráhy. Pěkně je to vidět nahoře vpravo, kde je červeně zobrazeno pozorování GPI z roku 2015 a následná pozorování SPHERE do roku 2018.

Vědci potvrdili původní odhad velké poloosy dráhy planety – je 12 AU (se započtením nejistot 10 až 16 AU). Oběžná doba planety je 32 let (23 až 49 let).

Zajímavé je, že se planeta pohybuje patrně po velmi protáhlé dráze (výstřednost 0,45). Je možné, že ji způsobil zatím neobjevený objekt. Další hmotnější planetu by ovšem vědci na snímcích asi viděli. Druhou možností je vliv druhého člena systému. 51 Eridani není sama. Asi 2000 AU od ní obíhá pár červených trpaslíků.

Zdroj: Hint of curvature in the orbital motion of the exoplanet 51 Eridani b using 3 years of VLT/SPHERE monitoring

Nedávno nám počet potvrzených exoplanet dosáhl hranice 4000. Méně než 1 % z exoplanet se nachází v hvězdokupách. Vloni jsem udělal jejich, dnes už trochu neaktuální přehled.

Když už se nějaká planeta v hvězdokupě objeví, většinou jde o otevřené hvězdokupy. V kulových hvězdokupách je to s planetami ještě horší.

Proč tomu tak je? Jedná se o observační zkreslení nebo jsou planety v hvězdokupách skutečně vzácnější?

Vědci se na tuto otázku podívali v nové studii pomoci podrobných simulací. Pracovali se dvěma modely pro mladé masivní hvězdokupy.

V prvním bylo ve hře 50 nehmotných exoplanet obíhající hvězdy ve vzdálenosti 6 až 400 AU. Ve druhém modelu pracovali s 5 planetami typu super-země obíhající ve vzdálenosti 0,5 až 6 AU od své hvězdy.

Celkem proběhlo 400 simulací, které studovaly chování planetárních systémů v mladých hvězdokupách po dobu 100 milionů let.

Přežijí jen některé 

Výsledky jsou velmi zajímavé. V hvězdokupách jsou samozřejmě vzdálenosti mezi hvězdami menší, takže je logické očekávat, že část planet bude vlivem gravitace jiné hvězdy vyhozena ven ze svého planetárního systému. Podobných bludných planet je plná Galaxie a zdrojem nemusí být nutně jen hvězdokupy.

Jak moc jsou však tyto jevy běžné pro masivní hvězdokupy?

Autoři definovali přežití planety jako situaci, kdy planeta zůstává součástí svého planetárního systému i na konci simulace (tedy po 100 milionech let).

Neptun by měl 50 % šanci na přežití 

Obecně platí, že čím je planetární systém kompaktnější, tím lépe. Planety obíhající dál od svých hvězd mají šanci na přežití podstatně menší. Pro planety s průměrnou vzdáleností 30 AU (zhruba Neptun) klesá pravděpodobnost přežití pod 50 %.

Dalším faktorem je hustota hvězd. Čím větší, tím je větší také pravděpodobnost gravitačních interakcí.

Zajímavé je, že v průběhu prvních 40 milionů let ztrácejí planetární systémy své planety skutečně velmi rychle. Poté míra ztrát postupně klesá.

Další otázkou je, co se stane s vyhozenými planetami. Zůstanou součástí hvězdokupy nebo jsou vyhozeny úplně? Druhá možnost je správná. Planety obíhající blízko od hvězdy mají vysokou orbitální rychlost, takže i rychlost vyhození je větší.

Přibližně třetina vyhozených planet opouští hvězdokupu okamžitě, ale stejný osud čeká nakonec i zbytek. Může za to i hmotnostní segregace. Masivní hvězdy se postupně stěhují směrem ke středu hvězdokupy, méně hmotné hvězdy a bludné planety zůstávají na periferii, kde je snadnější jejich vyhození z hvězdokupy.

Běžné planetární systémy v hvězdokupách se budou skládat spíše z méně hmotných planet s kratší oběžnou dobou. Nedostatek větších planet může souviset spíše s menší metalicitou (obsahem prvků těžších než hélium), než s gravitačními interakcemi.

Zdroj: On the survivability of planets in young massive clusters

Seznam blízkých exoplanet se díky družici TESS postupně pěkně rozrůstá a s ním také počet možných cílů pro budoucí atmosférický průzkum.

Novým přírůstkem je planetární systém TOI-270. Okolo poměrně jasného a blízkého červeného trpaslíka obíhají tři planety. Nejblíže k hvězdě je super-země o poloměru 1,25 Země. Trochu dál se pohybují dva mini-neptuni o poloměrech 2,4 a 2,13 Země. Oběžné doby planet jsou 3,4, 5,6 a 11,4 dní.

Na povrchu nejbližší planety určitě nebudou podmínky vhodné k životu. Rovnovážná teplota nejvzdálenější z planet je 340 Kelvinů.

Jedná se však o poměrně blízký (73 světelných let) planetární systém, který je vhodný pro další výzkum. Mateřská hvězda je klidná a relativně jasná, takže bude možné určit hmotnosti planet měřením radiálních rychlostí. Odhad hmotnosti může obstarat také pozorování změn v časech tranzitů – jak se planety vzájemně gravitačně ovlivňují. Planety jsou také vhodné pro průzkum atmosféry.

Nelze vyloučit, že okolo hvězdy obíhají další planety, které netranzitují, ale na jejichž povrchu by mohly být podmínky vhodné k životu.

Zdroj: A Super-Earth and two sub-Neptunes transiting the bright, nearby, and quiet M-dwarf TOI-270

První mise Keplera, K2 a nyní TESS. Běžní uživatelé internetu mohou prohledávat světelné křivky a hledat tranzity exoplanet, které unikly pozornosti nedokonalých algoritmů.

V nové studii vědci uveřejnili objev 28 kandidátů z mise K2 Keplera. Všechny našli lidé v rámci občanské vědy. Z objevených kandidátů má 9 poloměr menší než 2 Země. U jedné hvězdy se podařilo objevit hned dvě planety.

Na začátku bylo 204 tisíc statisticky významných poklesů jasnosti, které prohledalo 21 tisíc lidí. Přibližně 20 amatérských lovců exoplanet se stalo dokonce spoluautory studie.

Klik sem, klik tam. Začal internetový lov exoplanet z TESS. Zapojit se můžete i vy!

Zdroj: Catalog of New K2 Exoplanet Candidates from Citizen Scientists

Většina tranzitujících exoplanet má poměrně krátkou oběžnou dobu. Metoda je zkrátka na podobné exoplanety citlivější a to jak z praktického hlediska, tak také z toho teoretického – pravděpodobnost tranzitu totiž s rostoucí vzdáleností od hvězdy klesá.

Každý objev tranzitující planety s oběžnou dobou v řádu větších stovek dní má tedy velmi vysokou hodnotu. Kepler-167e je z určitých důvodů ještě cennější.

Planeta obíhá okolo své hvězdy ve vzdálenosti 1,9 AU s periodou 1071 dnů. Její poloměr je srovnatelný s Jupiterem. Planeta se pohybuje za sněžnou čárou, což znamená v oblasti, kde při vzniku planetárního systému bylo dost chladno na to, aby se tam voda držela ve formě ledu.

Kepler během své primární mise stihl pozorovat dva tranzity planety, což tak akorát stačilo na určení její oběžné doby.

Bez TTV

Vědci se na planetu podívali znovu kosmickým dalekohledem Spitzer. Mateřskou hvězdu pozoroval po dobu 10 hodin v polovině prosince 2018 a zachytil část tranzitu.

Přibližně polovina exoplanet s delší oběžnou dobou, které Kepler objevil, má poměrně výrazné TTV od 2 do 40 hodin. TTV jsou změny v časech tranzitů. Jednoduše řečeno k tranzitům nedochází pravidelně kvůli gravitačnímu vlivu nějakého dalšího hmotného tělesa.

Za normálních okolností jsou TTV vítaným efektem, protože umožňují najít planety, které netranzitují, nebo změřit hmotnosti planet v systému. V extrémním případě dokonce objevit exoměsíce.

Všechno zlé je k něčemu dobré, ale bohužel to funguje také obráceně. Výrazné TTV (desítky hodin) u planet s delší oběžnou dobou velmi znesnadňují určení přesných termínů dalších tranzitů.

Proč je to problém? Představte si, že chcete na Kepler-167 namířit Hubblův dalekohled. Tranzit Kepler-167e trvá 16 hodin. Pozorovat musíte už chvíli před a chvíli po tranzitu. Celkem tedy 18 hodin. Už jen žádat takovou dlouhou dobu na Hubblovu dalekohledu chce slušnou odvahu. Pošlete k dalekohledu příkazy a… a nic. Tranzit totiž kvůli TTV nastal třeba o 20 hodin dříve.

V případě Kepler-167e naštěstí k TTV nedochází, nebo určitě ne výrazným. Vědci tak mohli spočítat termíny dalších tranzitů v letech 2021, 2024, 2027 a 2030 s odchylkou maximálně 6 minut! To je hodně dobré a Kepler-167e tak může být vhodným cílem pro průzkum atmosféry dalekohledem Jamese Webba. Očekává se, že by JWST mohl v atmosféře planety detekovat vodu, metan či amoniak.

Kepler-167e sice ve skutečnosti obíhá podstatně blíže své mateřské hvězdě než Jupiter, ale mateřská hvězda je chladnější a menší než Slunce. Rovnovážná teplota planety se tak odhaduje na 131 Kelvinů, což je jen o 20 Kelvinů více než u Jupiteru.

Kepler-167 není v systému sám. Okolo hvězdy obíhají ještě nejméně tři další planety s oběžnými dobami 4, 7 a 21 dní.

Zdroj: Spitzer Detection of the Transiting Jupiter-analog Exoplanet Kepler-167e

Dnes je to přesně 10 let, co se do vesmíru vydal kosmický dalekohled Kepler. A jen nepatrně kratší dobu čekal na své potvrzení jeho první objev.

Název exoplanety Kepler-1658b moc nenapovídá, že jde o první objev lovce exoplanet, ale tato čísla se udělují tak, jak se dané exoplanety z první mise potvrzují.

Jeho prozatímní označení v katalogu Objektů Keplerova zájmu bylo KOI-4.01. První tři čísla si totiž rozebraly planety, které Kepler sice pozoroval, ale byly známy už před jeho startem.

KOI-4.01 spadl do škatulky falešných poplachů. Vědci při prvních analýzách podcenili velikost hvězdy. Domnívali se, že KOI-04 (Kepler-1658) má velikost asi jako Slunce. Tranzit exoplanety způsoboval pokles o 0,13 %, což by ukazovalo na planetu podobnou Neptunu. Problém je, že v datech bylo pozorováno také sekundární zatmění, které nastává v okamžiku, kdy je planeta za hvězdou a přijdeme tedy o světlo, které odráží. Podobný efekt je běžný u obřích planet nebo u dvojhvězd, ale určitě ne u planety o velikosti Neptunu.

Jenomže mateřská hvězda je ve skutečnosti 3krát větší než naše Slunce. Nejedná se o obyčejnou hvězdu. V tomto případě už dochází ke zvětšování velikosti hvězdy, po kterém bude následovat odhození plynné obálky a fáze bílého trpaslíka. Podobnou cestou se jednoho dne vydá také Slunce.

Počet známých exoplanet u vyvinutých hvězd není příliš velký. Kepler-1658b má oběžnou dobu 3,8 dní, což je je nejkratší oběžná doba u podobných planet. Jedná se o horkého jupitera, který je téměř 6krát hmotnější než náš Jupiter.

Planeta byla po deseti letech potvrzena díky měření radiálních rychlostí a astroseismologii. Vzhledem k tomu, že Kepler pozoroval tranzity této planety téměř 4 roky (2009-2013), měli vědci k dispozici dostatek dat pro přesné určení oběžné doby. Ta se postupně zkracuje až o 0,42 s ročně.

Zdroj: The Curious Case of KOI 4: Confirming Kepler’s First Exoplanet Detection

Na obloze existují dvě místa (jedno na severní a druhé na jižní obloze), která jsme překřtili na sladké zóny. Odborně se jim říká Continuous Viewing Zones (CVZ) a mají na obloze asi 5 stupňů. Tyto části oblohy v okolí nebeských pólů pozoruje TESS nepřetržitě po dobu přibližně 350 dní.

Ještě důležitější však je, že v těchto oblastech bude moci kdykoliv během roku pozorovat připravovaný Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Planety, které se nacházejí uvnitř nebo poblíž CVZ, budou vhodnými cíli pro charakterizaci atmosféry. Tranzit exoplanety sice trvá pár hodin, ale pokud chcete prozkoumat její atmosféru, musíte těchto tranzitů pozorovat více a to platí zejména pro menší planety. Pokud je mateřská hvězda pozorovatelná jen část roku, máte situaci hodně zkomplikovanou. To platí mimochodem třeba pro JWST a planetární systém TRAPPIST-1.

TESS objevila horkého jupitera uvnitř jižní CVZ. Planeta TOI-150b má poloměr 1,4 Jupiteru a hmotnost 1,7 Jupiteru. Hmotnost planety se podařilo určit pomoci spektrografu APOGEE-2 [odkaz].

Druhý objev se nachází na severní polokouli a nepřišel od TESS. Novou exoplanetu nedaleko severní CVZ objevil projekt KELT [odkaz] v Arizoně.

KELT-23b má poloměr 1,3 Jupiteru, hmotnost podobnou Jupiteru a obíhá okolo hvězdy velmi podobné Slunci s periodou 2,2 dní.

Dalekohled Jamese Webba by mohl KELT-23b pozorovat po dobu asi 60 % roku.

V polovině příštího desetiletí se dočkáme startu nové astronomické družice. Půjde o hodně drahé udělátko. Náklady na projekt WFIRST převyšují 3 miliardy dolarů.

Jedním z hlavních úkolů WFIRST je studium temné energie. Družice však bude také hledat exoplanety metodou gravitačních mikročoček. Kromě toho bude mít na palubě koronograf pro přímé pozorování exoplanet u blízkých hvězd.

Přímé pozorování planet je atraktivní, ale z hlediska vědy je podstatně důležitější objevování exoplanet gravitačními mikročočkami.

Princip je jednoduchý. Představte si dvě hvězdy, které nemají nic společného. Jsou tisíce světelných let od sebe. Po určitou dobu se však na pozemské obloze promítají do téměř stejného místa.

V souladu s teorií relativity bližší hvězda svou gravitací ohne a zesílí hvězdo vzdálené hvězdy. Pokud okolo této hvězdy obíhá planeta, pak také ona (v menší míře) zesílí světlo vzdálené hvězdy.

Pomoci gravitačních mikročoček loví exoplanety například polský projekt OGLE v Chile nebo japonsko-novozélandský MOA.

WFIRST může najít 1400 exoplanet

Podle nové studie [odkaz] by mohla družice WFIRST najít 1400 exoplanet o hmotnosti nad 0,1 Země. Z tohoto počtu by mohlo být 200 exoplanet o hmotnosti menší než 3 Země.

WFIRST dokáže najít planety o hmotnosti jen 0,02 Země, což odpovídá největšímu měsíci Sluneční soustavy, kterým je Jupiterův Ganymedes!

Jako vše v životě, vesmíru a vůbec, má také tato metoda své výhody a nevýhody. Velkou výhodou je možnost objevu exoplanet o poměrně malé hmotnosti, jak je patrné z výsledku studie.

Další výhodou je otevření zcela nového okna do vesmíru. Měření radiálních rychlostí nebo tranzity jsou citlivé na planety, které obíhají řádově desetiny AU od hvězdy.

Současný stav výzkumu exoplanet je tak podobný situaci, ve které bychom měli napsat knihu o Sluneční soustavě, ale znali jsme ji pouze na základě plakátu visícího v místnosti. Do této místnosti jsme se dívali klíčovou dírkou a viděli jen Merkur a Venuši. Díky gravitačním mikročočkám otevřeme dveře. WFIRST najde planety s velkou poloosou nad 1 AU.

V nadpisu uvádíme, že jsou to planety na jedno použití. Je to nadsázka ale dost přesná. Objevené planety se budou hodit pro statistické účely (podobně jako objevy Keplera). Budeme moci říct, jaké typy exoplanet jsou běžné na vzdálených drahách, jak moc jsou časté planety podobné Zemi apod. Nebude však možné je podrobně prozkoumat. Budou hodně daleko. Tisíce světelných let. Tak daleko, že je jiné metody neuvidí.

Červení trpaslíci jsou nejpočetnějšími hvězdami v Galaxii. Na pozemské obloze jich pouhým okem uvidíte přesně nula. Vyzařují velmi málo záření, takže i pro pozorování těch nejbližších se musíte vybavit hvězdářským dalekohledem.

Nejjasnějším červeným trpaslíkem na severní obloze je Lalande 21185 (označován také také jako Gliese 411, HD 95735, HIP 54035). Nachází se 8,3 světelných let od nás v souhvězdí Velké medvědice a dosahuje jasnosti 7,5 mag. Je to čtvrtý nejbližší hvězdný systém od Slunce.

Velikost a hmotnost červeného trpaslíka je asi 38 % Slunce. V roce 2017 u něj vědci objevili [arxiv] pomoci spektrografu HIRES (Keckův dalekohled) možnou exoplanetu s oběžnou dobou 9,9 dnů.

V nové studii [arxiv] vzal jiný vědecký tým data ze spektrografu SOPHIE, který se nachází na francouzské observatoři Haute-Provence a je to nástupce legendárního spektrografu ELODIE, pomoci něhož byla v roce 1995 objevena exoplaneta 51 Peg b.

SOHPHIE získala od října 2011 do června 2018 celkem 157 měření radiálních rychlostí červeného trpaslíka Gliese 411.

Vědci neobjevili v nových datech signál s periodou 9,9 dní. Dokonce ho nenašli ani v nezávislé analýze dat z HIRES.

Našli však signál s periodou 12,95 dní a jsou celkem jasně přesvědčeni, že nejpravděpodobnějším vysvětlením je existence planety Gliese 411 b. Její hmotnost by měla být nejméně 3 Země.

Planeta bude od své hvězdy dostávat 3,5krát více záření než Země od Slunce. Rovnovážná teplota na povrchu (bez vlivu atmosféry) bude někde okolo 255 až 350 Kelvinů, takže příliš hodně na úvahy o případném životě.

Gliese 411 b může být vhodným cílem pro budoucí přímé pozorování a přímou charakterizaci atmosféry. Je to třetí nejbližší malá exoplaneta od nás – po Proximě b a Barnardové hvězdě b.

Jedním z největších dalekohledů světa je desetimetrový Hobby-Eberly Telescope na texaské observatoři McDonald.

Do provozu byl uveden v roce 1996, ale nedávno prošel modernizací za 40 milionů dolarů v rámci které dostal i novou výzbroj. Nejnovějším přístrojem je Habitable Zone Planet Finder (HPF).

HPF bude pracovat v blízké infračervené oblasti a zaměří se na hledání exoplanet v obyvatelných oblastech zejména červených trpaslíků.

Z názvu to není úplně patrné, ale jedná se o spektrograf, takže planety bude hledat měřením radiálních rychlostí. HPF bude schopen detektovat změny radiálních rychlostí okolo 1 m/s, což by teoreticky stačilo na detekci Proximy b (1,38 m/s).

Na časosběrném videu níže vidíte příjezd HPF na observatoř v roce 2017. Nyní už HPF začíná pracovat.

Exoplanety pozorujeme tranzitní metodou kvůli tomu, že jejich rovina oběžné dráhy směřuje k nám. Ale jak je to s rovinou rovníku mateřské hvězdy? Zkušenosti ze Sluneční soustavy a jistá dávka vesmírného selského rozumu říkají, že by to mělo být stejné.

Planety i hvězda vznikají z disku prachu a plynu připomínající pizzu. Je poměrně velký, ale relativně tenký. A samozřejmě plochý.

Během vývoje systému dojde k drobným interakcím, takže všechny planety obvykle neobíhají v jedné stejné rovině (čest výjimkám). Jsou u nich rozdíly v řádu několika málo stupňů.

Tak tomu je ve Sluneční soustavě, ale platí to tak vždy? Astronomové už objevili několik planet, které mají sklon dráhy v řádu desítek stupňů. Dokonce je občas tak velký, že planeta obíhá okolo hvězdy retrográdně – tedy v opačném směru, než se otáčí hvězda.

Zjistit sklon dráhy planety vůči rovníku není vůbec snadné. Existuje několik metod, mezi které patří například Rossiterův-McLaughlinův efekt, který pracuje s deformací křivky radiálních rychlostí během tranzitu planety před hvězdou. Je také možné odhadnout sklon dráhy na základě pozorování větších hvězdných skvrn (analogie ke slunečním skvrnám).

Některé metody pracují přímo s hvězdou a nepotřebují pozorování tranzitu či obecně oběhu planety okolo ní. Jednou z takových je astroseismologie. Vědci na základě pozorování jasnosti hvězdy studují hvězdné otřesy. Astroseismologie nám může o hvězdě říct spoustu informací a jednou z nich je také její sklon.

Má to několik háčků. Tím největším je jasnost hvězdy. Potřebujete opravdu jasnou stálici. Ze 150 tisíc hvězd, které Kepler pozoroval během hlavní mise, se podařilo určit pomoci astroseismologie sklon jen u 33 hvězd, okolo kterých obíhá exoplaneta.

Kepler-408b

Kepler-408 má jasnost 8,8 mag a je třetí nejjasnější hvězdou, kterou Kepler pozoroval, a u níž byla objevena planeta. Kepler-408b oběhne svou hvězdu za pouhých 2,5 dní a její poloměr je 0,86 Země.

Už dříve vyšly studie, které se pokoušely odhadnout sklon planety vůči rovníku hvězdy, nebo spíše sklon roviny rovníku hvězdy vůči nám. Podle jedné studie je nejspíše 90 stupňů, což by znamenalo, že rovina rovníku směřuje k nám a planeta obíhá v rámci této roviny. Výsledek to byl ale dost nejistý se spodním limitem 54°. Podle další je sklon někde okolo 40 až 45 stupňů.

V nové studii se vědci podívali na důvody zřejmého rozporu a podle jejich závěrů souvisí s tím, jak obě dřívější studie pracovaly se šumem. Podle nové studie je hvězdný sklon 42 stupňů nebo konkrétněji 38 až 47 stupňů.

Pokud je to pravda, je Kepler-408b nejmenší známou planetou, u které známe sklon oběžné dráhy. A je to také důkaz, že velký sklon dráhy planety není jen výsadou obřích planet větších než Neptun, jak ukazovaly dosavadní objevy.

Minimálně část horkých zemí bude mít také velký sklon dráhy. Proč? Nevíme. Může to být výsledek interakcí s jinými planetami. V případě Kepler-408 se ale nepodařilo tranzitní metodou další planety v systému objevit a měření radiálních rychlostí vylučují přítomnost větší planety s dobou oběhu kratší než rok.

Zdroj: The misaligned orbit of the Earth-sized planet Kepler-408b