NASA uveřejnila 360stupňové video z kráteru Gale na Marsu, v němž od roku 2012 pracuje rover Curiosity.
Laboratoř pořídila panoráma 19. prosince 2018. Je na něm patrná hora Mount Sharp a okraj kráteru Gale.
Po chvíli se objeví vyznačení ještě dvou oblastí. Jako Rock Hall je označená část povrchu, ve které byla zatím naposledy v akci vrtačka Curiosity. Clay Unit je pak oblast, na kterou se Curiosity letos zaměří.
Video si pusťte. Poté můžete otáčet svým pohledem pomoci myši.
Panoráma si můžete také stáhnout jako obrázek na webu NASA.
Planetární systém Kepler-107 je relativně typickým kompaktním systémem. Do vzdálenosti 0,12 AU obíhají čtyři planety. Zajímavé jsou první dvě.
U exoplanet o poloměru menší než 3 Země je to taková pěkná všehochuť. Jsou tam malé verze Neptunu, planety s podobným složením jako Země i planety bohaté na železo. Jaká planeta nakonec vznikne závisí na počátečních podmínkách ale také na další evoluci systému. Některé planety o velikosti Země s krátkou oběžnou dobou mohou být svlečená jádra bývalých mini-neptunů. Atmosféru odfouklo záření mateřské hvězdy.
Kepler-107 b a Kepler-107 c mají podobnou velikost, která je asi 1,6 Země. Planety se nachází jen 2 miliony kilometrů od sebe. Jedna oběhne okolo hvězdy za 3,2 dny, druhá za necelých 5 dní.
Velikost planet je podobná, ale jejich hmotnosti už nemohou být rozdílnější. Jedna má 3,5 a druhá téměř 10 Zemí. To se samozřejmě promítá do hustot – 5 300 versus 12 600 kg/m3. Je zřejmé, že planeta Kepler-107 c má větší podíl železného jádra než její kolegyně.
Je spíše nepravděpodobné, že za rozdílnými hustotami stojí počáteční podmínky. Pokud by hustější planeta obíhala blíže k hvězdě, byla by právě ona hlavní podezřelou. Záření z blízké hvězdy by mohlo zlikvidovat plášť planety, takže by zůstalo převážně železné jádro. Ale tak tomu není. Hustější je vzdálenější z planet.
Podle vědců je tak pravděpodobným vysvětlením gigantická kolize, při které byla planeta c připravena o velkou část křemičitanového pláště. Jednoduché simulace potvrzují, že srážka dvou těles o hmotnosti 10 Zemí vede k parametrům planety, jaké má Kepler-107c.
Planety podobné Zemi se skládají z železného jádra, které tvoří asi třetinu hmotnosti planety a křemičitanového pláště. Merkur je ale výjimkou. Má obrovské železné jádro, které se podílí na celkové hmotnosti planety ze 70 %. Proč? Zatím na to nemáme jednoznačnou odpověď. Nalézt nám ji mohou pomoci vzdálení příbuzní planety Merkur.
Pokud známe hmotnost a poloměr exoplanety, můžeme diskutovat o jejím složení. Scénářů může být více. Omezí je znalost atmosféry.
Existuje ale i další možnost. Existují exoplanety s ultrakrátkou oběžnou dobou, které obíhají okolo svých sluncí tak extrémně blízko, že musí mít specifické složení. Vědci definují tzv. Rocheovou mez. Pokud ji nějaký objekt překročí, je roztrhán slapovými silami hvězdy nebo jiného hmotného tělesa. Rocheova mez závisí nejen na vzdálenosti obou těles ale také na hmotnosti většího tělesa a hustotě obou těles.
Pokud už pozorujeme evidentně existují exoplanetu s velmi krátkou oběžnou dobou a není z ní hromada suti, musí mí velkou hustotu. V případě planet o hmotnosti podobné Zemi toho lze docílit jen obřím železným jádrem.
Jednou z nejextrémnějších exoplanet je kandidát KOI 1843.03. Objeven byl v roce 2013 v datech z Keplera. Planeta o velikosti 0,6 Země oběhne svou hvězdu za 4 hodin a 15 minut. Kdyby na této planetě stála dálnice D1, mohli byste říct, že vám cesta z Brna do Prahy zabrala asi jeden (tamní) rok.
To je docela síla a o síly tady jde opravdu hodně. U planet o velikosti nad 300 km jsou vlastní gravitační síly dostačující k překonání materiálových sil. Podobná tělesa pak doslova tečou. Důsledkem je, že se planeta natáhne ve směru osy planeta-hvězda.
Podle 3D modelů je KOI-1843.03 v této ose nejméně o 30 % delší než podél kolmých os. Mohlo by to být ale dokonce až o 80 %.
Železné jádro se podílí na hmotnosti exoplanety nejméně z 60 %. Její hmotnost vědci odhadují na 0,3 až 1,0 Země.
Necelá polovina exoplanet s ultrakrátkou oběžnou dobou má železné jádro. Větší počet objevů podobných těles nám může pomoci objasnit záhadu, proč má také náš Merkur velké železné jádro.
V případě planet s ultrakrátkou oběžnou dobou existuje několik hypotéz. Mohly vzniknout z materiálu velmi bohatého na železo. Na začátku ale mohly mít také relativně normální strukturu. Křemičitanový plášť byl však postupně erodován zářením mateřské hvězdy nebo srážkami s jinými tělesy. Při kolizích hraje důležitou roli rychlost dopadu. Oběžná rychlost planet s ultrakrátkou oběžnou dobou je samozřejmě extrémní. Pohybuje se okolo 200 až 300 km/s.
TESS pozoruje čtyřmi kamerami každé dvě minuty desítky tisíc hvězd. Dvakrát za hodinu ale vyfotí také celé zorné pole. Data budou užitečná pro různé astronomické obory. Mít přesná fotometrická data velké části oblohy se vždy hodí. Z těchto snímků (Full Frame Images, FFI) ale půjde také hledat další exoplanety.
První exoplanetou, kterou se podařilo objevit díky FFI, je TOI-172 b. Jedná se o horkého jupitera, který oběhne svou hvězdu jednou za 9,5 dní po docela protáhlé dráze. Velikost planety je srovnatelná s Jupiterem, ale jeho hmotnost je pětkrát větší.
Tranzit planety před hvězdou trvá 4,7 hodin, takže ho TESS nepřehlédla ani ve 30 minutové kadenci. Přesto byly potřeba následná pozorování ze Země.
Mateřská hvězda je sice podobná Slunci, ale o pár miliard let starší. Pomalu se z ní stává rudý obr. Už dnes je o 70 % větší než Slunce.
Exoplaneta Kepler-410 Ab byla objevena v roce 2013 kosmickým dalekohledem Kepler. Jak už název napovídá, planeta obíhá okolo největší hvězdy ve vícenásobném hvězdném systému.
Kepler-410Ab má poloměr 2,8 Země a okolo své hvězdy obíhá po protáhlé dráze s periodou 18 dní.
Už krátce po objevu bylo zřejmé, že k tranzitům planety před hvězdou nedochází pravidelně. Vědci objevili asi patnáctiminutové odchylky. Změny v časech tranzitů (Transit Timing Variations, TTV) způsobuje svou gravitací další těleso. Ale jaké?
TTV může vyvolat další planeta, která nevykonává tranzity, ale také měsíc nebo další hvězda.
Měsíc v případě Kepler-410 Ab můžeme vyloučit. Změny v časech tranzitů jsou moc velké a neodpovídají přítomnosti exoměsíce. Ve hře tedy byly jen dvě možnosti: planeta nebo další hvězda.
Kepler-410 A je hvězda asi o třetinu hmotnější a větší než Slunce. Víme, že má průvodce. Ve vzdálenosti 1,6 obloukových vteřin se nachází patrně červený trpaslík. Tato hvězda však za změnami v časech tranzitů nebude.
V roce 2017 přišli slovenští astronomové s hypotézou, že za změny v časech tranzitů bude další hvězda či dokonce dvojhvězda. Kepler-410 by tak mohla být trojhvězdou nebo dokonce čtyřhvězdou s minimálně jednou planetou u největší z hvězd.
Hvězdu lovily české a slovenské dalekohledy
Od roku 2016 získal nově vytvořený slovensko-český tým pod vedení Pavola Gajdoše na 60 měření radiálních rychlostí. Do akce se zapojil 60 cm dalekohled ve Staré Lesné, 1,3 m dalekohled na Skalnatém Plese a Perkův dvoumetrový dalekohled v Ondřejově.
Vědci neobjevili žádné periodické změny radiálních rychlostí nad 800 m/s. Mohou tak vyloučit existenci hnědého trpaslíka nebo obecně jakéhokoliv dalšího tělesa o hmotnosti nad 30 Jupiterů s oběžnou dobou do 2 let.
Zbývajícím logickým vysvětlením je přítomnost planety, která netranzituje. Podle autorů by mohla mít hmotnost asi 1,5 Marsu a okolo hvězdy obíhat s periodou 26 dní.
Existenci planety by potvrdilo měření radiálních rychlostí, ale amplituda výchylky bude příliš malá na to, aby planetu současné přístroje detekovaly.
Letos to budou už tři roky, co byla objevena exoplaneta Proxima b. Díky měření radiálních rychlostí známe jen její dolní odhad hmotnosti. Poloměr neznáme. Pravděpodobnost tranzitů planety byla vždy relativně malá, ale i tak se o jejich objevení vědci pokoušeli. Pokud by planeta před svou hvězdou přecházela, dozvěděli bychom se více o její velikosti.
Bohužel pravděpodobnost, že Proxima b přechází před Proximou Centauri, je asi jen 1,5 %. Hledání tranzitů navíc značně komplikují erupce hvězdy, k nimž dochází každých několik desítek minut.
Dax Feliz a jeho tým vzali 329 pozorování Proximy Centauri z let 2006 až 2017. Využili data ze sítě robotických dalekohledů Skynet, dalekohledu Real Astronomy Experience v Austrálii a dalších teleskopů (včetně dalekohledu KELT, který už objevil několik exoplanet).
Pokud by Proxima b tranzitovala, způsobovala by pokles jasnosti hvězdy asi o 5 tisícin magnitudy jednou za zhruba 11 dní. Vědci dokonce vzali simulované tranzity, aby si ověřili, že by v datech skutečně objevili tranzit o podobné hloubce.
Nic
Ve světelných křivkách Proximy Centauri se nepodařilo najít žádné tranzity, které by odpovídaly Proximě b. Zcela vyloučit tranzity této planety však vědci nemohou.
V uplynulých letech se objevily studie, ve kterých autoři velmi opatrně hlásili možné tranzity u Proximy Centauri. Nemělo jít o Proximu b ale spíše o další planetu. Jednalo se jen o jednorázové události a sami autoři upozorňovali, že může jít o falešné poplachy.
V nové studii se nepodařilo najít ani žádné jiné tranzity s jinou periodou. Autoři dokonce vyloučili možnost, že okolo Proximy Centauri obíhá nějaká planeta s periodou kratší než 5 dní, která by způsobovala pokles jasnosti o více než 5 tisícin mag.
Proximu Centauri bude letos pozorovat také TESS. Stane se tak v rámci sektorů 11 až 12 od 22. dubna 2019 do 19. června 2019.
V pondělí brzy ráno také u nás pozorovala řada lidí úplné zatmění Měsíce. Úkaz byl zpestřen bonusem, kterého si ale asi všiml málokdo. Na povrch Měsíce dopadl asteroid… no asteroid, jeho hmotnost byla nejspíše jen pár kilogramů.
Rychlost podobného projektilu vůči Měsíci je v řádu desítek km/s, což je dost na to, aby se při dopadu uvolnilo velké množství energie. Pár setinek či desetinka procenta energie se přemění i na světlo, které bylo vidět až ze Země.
K dopadu došlo v 5:41:43 našeho času. Vědci teď hledají další fotografie, aby mohli upřesnit místo dopadu. Sonda LRO by se pak mohla z oběžné dráhy Měsíce pokusit dohledat kráter.
Dopad můžete vidět na videu níže z Griffith Observatory v Los Angeles jako záblesk v levé části Měsíce v čase 3:43:11. Doporučuji kliknout na ozubené kolečko a nastavit si nižší rychlost přehrávání.
Na nedávném sjezdu Americké astronomické společnosti se probíral objev exoplanety u Barnardovy hvězdy.
Planeta obíhá okolo chladného červeného trpaslíka ve vzdálenosti 0,4 AU. Dostává od něj jen 2 % záření, které dostává Země od Slunce. Je to stejné, jako kdybychom posunuli Zemi 7 AU od Slunce – tedy někam mezi Jupiter a Saturn. Rovnovážná teplota (bez vlivu atmosféry) bude na povrchu okolo -170° C, takže dost málo i pro vášnivé otužilce. Přesto by na planetě mohl být život. Jak je to možné?
Pro vysvětlení nemusíme chodit moc daleko. V současné době nemůžeme vyloučit život na některých Jupiterových či Saturnových měsících. Pod jejich povrchem či ledovou krustou může být voda v kapalném skupenství. Náhradním zdrojem energie jsou v tomto případě slapové síly blízké obří planety.
Barnardově hvězda b se nemůže spoléhat na výrazné slapové síly dalšího tělesa, ale sama může mít vlastní zdroj tepla, který by mohl udržovat dlouhodobou geotermální činnost.
Planeta má hmotnost nejméně 3,2 Země, takže podle vědců může mít velké horké železné jádro. Pokud tomu tak je, může být zdrojem tepla a udržovat pod povrchem kapsy tekuté vody.
Velké železné jádro může také generovat slušné magnetické pole, které by ochránilo povrch planety před dávkami záření z mateřské hvězdy.
Možné podoby planety u Barnardovy hvězdy a srovnání se Zemí. Credit: Edward Guinan, Scott Engle, Ignasi Ribas
V případě údaje o hmotnosti je důležité slovo nejméně. Při měření radiálních rychlostí je přesná hmotnost planety závislá na sinu úhlu sklonu dráhy vůči nám a ten neznáme. Planeta může být i hmotnější.
Pokud by měla 7 až 10 Zemí, může mít natolik silnou gravitaci, že si udržela původní atmosféru z vodíku. V takovém případě by se podobala spíše mini-neptunu a šance na život by byly ještě výrazně nižší.
Barnardova hvězda b je ideální cíl pro budoucí přímé pozorování. Od své hvězdy se totiž nachází přijatelných 0,22 obloukových vteřin. Při přijatelném albedu by její jasnost měla být o 21 mag nižší než jasnost hvězdy.
Červení trpaslíci jsou velmi divocí ve svých počátcích. Rentgenové a ultrafialové záření může zdecimovat atmosféry, vodu a dokonce případné zárodky života. Planety u červených trpaslíků budou mít také převážně vázanou rotaci, což pro podmínky na povrchu také nemusí být úplně nejvhodnější.
Může být ale ještě hůře. Už několik let astronomové pozorují disk u hvězdy AU Microscopii (AU Mic). Nachází se jen 32 světelných let daleko, takže můžeme poměrně dobře pozorovat detaily v tomto disku. AU Mic je mladá hvězda, která má asi 23 milionů let.
Na obrázku nahoře jsou dvě fotografie disku z přístroje STIS Hubblova kosmického dalekohledu. Horní snímek je z roku 2011, dolní z roku 2017. Na fotografiích je dobře patrný útvar, kterému se anglicky říká blob. V češtině tomu říkejme třeba hrudka. Tato konkrétní hrudka materiálu se pohybuje rychlostí 24 tisíc kilometrů v hodině. Za šest let, které dělí oba snímky, urazila vzdálenost 1,3 miliardy kilometrů, což zhruba odpovídá vzdálenosti Saturnu od Země.
Podobných hrudek pozorovali astronomové už několik. Pohybují se rychlostí až 43 500 km/h, což je více, než je úniková rychlost mladé hvězdy.
Astronomové zatím nevědí, co přesně hrudky materiálu akceleruje. V úvodu jsme ale zmínili, že mladí červení trpaslíci jsou velmi aktivní. Mechanismus akcelerace bude souviset s aktivitou hvězdy.
Špatnou zprávou je, že tyto hrudky zametají disk. Dostávají z něj pryč malá zrnka prachu, která mohou obsahovat těkavé látky jako je voda ale třeba také oxid uhličitý a amoniak. Proces odfoukávání je velmi rychlý. Na základě velikosti a hustoty hrudek vědci odhadují, že už za 1,5 milionů let může být disk rozptýlený.
Pokud okolo hvězdy vznikají planety zemského typu, mohou být zcela bez vody. Na planetách, které se rodí blíže k hvězdě, může být nějaká voda přímo, ale očekává se, že spoustu vody a dalšího materiálu přinesou později asteroidy. Pokud je však tento materiál hrudkami zlikvidován, planety zůstanou suché.
Zatím samozřejmě nevíme, zda je AU Mic typickým příkladem mladého červeného trpaslíka, nebo se jedná pouze o ojedinělý případ. Pravděpodobnost života u červených trpaslíků tím však rozhodně nestoupá. Spíše naopak…
Planety vznikají v disku z prachu a plynu. Termín disk celý útvar poměrně dobře vystihuje. Je totiž velký ale poměrně tenký. V centru disku nastanou podmínky, které vedou k zážehu termonukleárních reakcí a vzniku hvězdy.
Logicky můžeme očekávat, že disk kopíruje rovinu rovníku hvězdy a totéž platí pro rodící se planety. Kvůli interakcím mezi planetou a další hvězdou (nebo planetami navzájem) může dojít k vychýlení její dráhy. Rovina oběžné dráhy planety pak může mít sklon vůči rovině rovníku hvězdy i v řádu desítek stupňů.
Existuje i možnost, kdy je nakloněn už celý protoplanetární disk. Proces tvorby protoplanetárních disků může vést k počátečním odchylkám, kdy se rovina disku liší od roviny rovníku hvězdu.
Pokud máme místo hvězdy dvojhvězdu, mohou nastat jen dvě stabilní situace. První se jmenuje koplanární cirkumbinární disk. Představte si dvě hvězdy, které obíhají okolo sebe a okolo obou se nachází protoplanetární disk – v rovině, ve které okolo sebe obíhají obě hvězdy. Takové případy skutečně existují. Dokonce už známe i planety, které z těchto disků vznikly a dnes obíhají okolo dvou hvězd současně. Několik jich našel především dalekohled Kepler.
Existuje ale také druhý stabilní scénář. Disk může být vůči rovině, ve které obíhají obě hvězdy, skloněný o 90 stupňů. Připomíná pak obří ruské kolo, které se vine okolo obou hvězd. Scénář polárního cirkumbinárního disku předpovídaly studie, ale nedařilo se je najít. Až dosud…
Astronomové objevili mladou dvojhvězdu HD 98000, určili rovinu, ve které se obě hvězdy pohybují okolo společného těžiště a prostřednictvím sítě radioteleskopů ALMA určili sklon protoplanetárního disku.
Vypadá to, že polární disk je podobný klasickému protoplanetárnímu disku. Mohou v něm vznikat planety? Minimálně první fáze zrodu planet by v objeveném disku u HD 98000 nastat mohla. Budeme muset najít více takových disků a případně i planety, které z nich vznikly.
Už pár let víme díky simulacím ale i prvním objevům, že v Galaxii existuje spousta planet bez hvězd. Ale nejsou to jen bludné planety. Galaxie je plná odpadlíků.
Bývala mladou planetou, ale spáchala ten nejhorší hřích, protože interagovala s další planetou. Snažila se ji vytlačit, místo toho vytlačila ona ji. Obviněna z gravitačních interakcí nyní bloudí Galaxií. Planeta hledající nový domov. Tulák Galaxií. Odpadlice.
Planety si obvykle představujeme jako tělesa, která obíhají okolo hvězdy. V rodících se planetárních systémech však může docházet ke gravitačním interakcím, které skončí vyhozením jedné nebo více planet ze systému ven.
Vědci zatím pořádně neví, jak běžné jsou tyto bludné planety bez hvězd. Některé odhady říkají, že jich může být více než samotných hvězd. Řádově tedy desítky až stovky miliard.
Podle jedné z teorií (a přišel s ní český astronom David Nesvorný) byla kdysi vyhozena jedna planeta i ze Sluneční soustavy.
Bludné asteroidy
Naší Sluneční soustavu nedávno navštívil mezihvězdný asteroid 1I/ʻOumuamua. Také on kdysi vznikl u některé z hvězd a byl vyhozen ven ze svého planetárního systému.
ʻOumuamua je sice prvním známým mezihvězdným asteroidem, ale podobné návštěvy nemusí být vzácné a už vůbec nejsou vzácné mezihvězdné asteroidy. Na sjezdu Americké astronomické společnosti padlo jedno číslo, které se snaží počet podobných těles v Galaxii odhadnout. Mělo by jich být asi 1026 a jejich souhrnná hmotnost 1011 Zemí.
Bludné exoměsíce
Při gravitačních interakcích mezi planetami to nemusí odnést jen samotná planeta, ale také nebo jen její měsíce.
Protáhlé dráhy mnoha obřích planet ukazují, že k podobným interakcím bude docházet poměrně často.
V nové studii vědci simulovali vliv gravitačních interakcí na případné měsíce. Okolo každé planety existuje tzv. Hillova sféra. Je to oblast, ve které dominují gravitační síly planety. Jakýkoliv měsíc se musí pohybovat uvnitř Hillovy sféry. Pokud by se dostal mimo ni, uletěl by.
Měsíce, které obíhají blízko své planety (do 0,04 poloměrů Hillovy sféry) mají poměrně slušnou šanci případné gravitační interakce jejich a cizí planety přežít (zhruba 20 až 40 %).
Mezi takové patří třeba Galileovy měsíce Jupiteru. V případě Jupiteru odpovídá zmíněných 0,04 poloměrů Hillovy sféry asi 2,1 milionům kilometrů. Nejvzdálenějším z Galileových měsíců je Callisto – obíhá 1,8 milionů km od Jupiteru.
Co se stane s měsíci, které nemají takové štěstí a gravitační interakce planet je poznamená? Scénářů je celá řada. Mohou se srazit s planetou, hvězdou, být zachyceny jinou planetou, dostat se na dráhu okolo hvězdy (takže se z nich fakticky stanou planety). Část měsíců může být vyhozena ven i s planetou nebo i samostatně.
Podle simulací bude v Galaxii také velké množství volně se pohybujících bývalých měsíců.
Je těžké je najít
Normální exoplanety se hledají obvykle pomoci jejich vlivu na mateřskou hvězdu, což u bludných planet samozřejmě nemůžeme využít. Nejlepší metodou k jejich detekci nabízí gravitační mikročočky. Planeta se dostane mezi nás a vzdálenou hvězdu a svou gravitací ohne a zesílí její světlo, což lze pozorovat.
Gravitačním mikročočkám se má věnovat kosmický dalekohled WFIRST, ale na ten si ještě budeme muset počkat.
Nejrůznějších jupiterů, saturnů či neptunů objevili astronomové hodně. Většinou k nim však musíme připojit slovo horký. Jak moc jsou běžné skutečné kopie plynných obrů z naší Sluneční soustavy? Jsou obří planety s dobou oběhu 8, 10, 20 let běžné?
Na tuto triviální otázku je velmi těžké odpovědět. Dvě klíčové metody jsou totiž citlivé převážně na planety s krátkou oběžnou dobou. V případě měření radiálních rychlostí závisí amplituda výchylky na hmotnosti planety, hvězdy, excentricitě a vzdálenosti planety od hvězdy.
V případě tranzitujících planet je to ještě horší. S rostoucí vzdáleností planety klesá pravděpodobnost tranzitu. Pak je zde samozřejmě i praktický problém. Pozorovat tři tranzity planety s oběžnou dobou 12, 15 let je v podstatě nemožné.
Kepler přesto našel pár planet s delší oběžnou dobou. Vědci v nové studii na základě těchto objevů revidovali míru výskytu větších planet na vzdálenějších drahách. Podívali se na planety o velikosti 0,4 až 1,2 Jupiteru s dobou oběhu 2 až 10 let. Je to sice méně než oběžná doba našeho Jupiteru, ale aspoň něco.
V rámci studie vědci identifikovali 12 kandidátů a to včetně 2 nových. K upřesnění velikosti mateřských hvězd a tedy i planet využili nová data z družice GAIA.
Z počtu objevených planet vědci vyvodili, že se vyskytuje 0,43 planety na hvězdu. Odpovídá to výsledkům podobných studií založených na měření radiálních rychlostí a gravitačních mikročoček.
Vyšší míru výskytu mají menší planety. V případě světů podobných Neptunu (0,4 až 0,85 Jupiteru) bude míra výskytu asi 0,24 planet na hvězdu. U planet podobných Jupiteru klesá na 0,15.
Na přesnější odhady si musíme počkat. Mohla by je přinést již zmíněná Gaia prostřednictvím astrometrie, která je citlivá právě spíše na vzdálenější planety.
Dalším a z pohledu exoplanet především statistickým průzkumníkem bude družice WFIRST, která přinese objevy exoplanet prostřednictvím gravitačních mikročoček. Podobné exoplanety budou tisíce světelných let od nás, jinými metodami většinou nedostupné, ale budou obíhat dál od svých hvězd.
TESS má na svém kontě další objev. HD 21749 b bude menším neptunem. Planeta je 3krát větší a nejméně 23krát hmotnější než Země.
Podle NASA jde o třetí objev TESS po objevech planet u LHS 3884 a Pi Mensae. Není to ale tak úplně pravda. Objevů TESS je ve skutečnosti více, ale některé nejsou potvrzené, nevyšla studie nebo za potvrzením stojí jiné týmy. Už v případě Keplera byl v objevech a jejich počtu trochu chaos. V případě TESS to bude mnohem horší. Rychlost objevů je vyšší než klávesnice PR oddělení a novinářů. Data z družice jsou také uveřejňována rychleji, než tomu bylo u Keplera a je jich více. Objevy se tak sypou stejně rychle jako sníh na D1.
Ale zpět k HD 21749 b. Planeta okolo své hvězdy oběhne za 36 dní a najdeme ji ve vzdálenosti 53 světelných let v souhvězdí Sítě. Jedná se o jednu z nejhustějších planet (5700 kg/m3) o hmotnosti nad 15 Zemí. Planeta bude zřejmě obklopena velmi významnou atmosférou.
Podle studie okolo hvězdy možná obíhá ještě planeta (TOI-186.02) o velikosti Země s oběžnou dobou necelých 8 dní.
Kepler chrlil velké množství dat. TESS ho v tomto ještě předčí. Některé tranzity planet mohou algoritmům vědců i vědecké komunitě uniknout. Data z první i druhé mise Keplera proto analyzovali také běžní uživatelé internetu. Pokračují v tom i nyní, kdy se zakousli do dat z TESS. A slaví další úspěchy.
Na ten první z dat TESS si musíme počkat. Na Sjezdu Americké astronomické společnosti ale byly představeny další novinky, které vycházejí ještě z dat Keplera. Ten nejnovější má jméno K2-288 Bb.
Trochu krkolomné označení říká, že planetu našel Kepler v rámci mise K2 a obíhá okolo menší (B) hvězdy, která je součástí vícenásobného hvězdného systému.
Větší z hvězd má zhruba polovinu velikosti Slunce, menší asi třetinu. Obě hvězdy jsou od sebe vzdáleny zhruba 55 AU.
Okolo menší hvězdy obíhá planeta K2-288Bb v obyvatelné zóně s dobou oběhu 31,1 dní. Její rovnovážná teplota bude okolo 226 Kelvinů. Poloměr je asi 1,9 Země, což znamená, že půjde spíše o mini-neptun, než o planetu zemského typu.
K2-138 s šesti planetami
Téměř přesně před rokem vyšla studie o objevu pěti planet u hvězdy K2-138. Internetoví lovci exoplanet u této hvězdy objevili hned pět planet! Jejich velikost se pohybuje od 1,6 po 3,3 Země, přičemž nejvnitřnější planeta (K2-138b) je nejmenší.
Oběžné doby planet jsou od 2,4 po 12,8 dní a jsou v rezonanci 3:2. Pokud tedy například druhá planeta v systému oběhne okolo hvězdy dvakrát, její sousedka to stihne třikrát. Níže vidíte oběžné doby jednotlivých planet, takže si to můžete vyzkoušet a spočítat.
Systém K2-138 a pět planet objevených lovci tranzitů na internetu. Credit: Kevin K. Hardegree-Ullman, Jessie L. Christiansen
Nyní bylo oznámeno, že kosmický dalekohled Spitzer potvrdil tranzity šesté planety. Je to tak trochu vyděděnec. K2-138g je s průměrem 3,7 Země největší planetou v systému a obíhá trochu dál od zbývajících pěti sester – s dobou oběhu necelých 42 dní.
K2-138 je poměrně jasná hvězda, což může usnadnit určení hmotnosti planet prostřednictvím měření radiálních rychlostí.
Astronomové objevují horké jupitery, horké země ale mezi nimi je téměř prázdno. Planet o velikosti a hmotnosti Neptunu s krátkou oběžnou dobou moc nenajdeme. Podobné planety zřejmě existují, ale v průběhu stovek milionů až jednotek miliard let přijdou o svou atmosféru. Zmenší se a přesunou se do kategorie super-zemí.
Hubblův kosmický dalekohled nedávno pozoroval tři tranzity planety GJ 3470 b, která byla objevena před sedmi lety. Vzhledem k tomu, že se jedná o tranzitující planetu, známe její hmotnost a velikost. Poloměr planety bude nepatrně větší ve srovnání s Neptunem. Hmotnost je o dost menší. Neptun má 17 Zemí, GJ 3470 b asi 12,5 Země, ale jde samozřejmě jen o dolní odhad.
Nafouknutá planeta obíhá ve vzdálenosti 5,3 milionů km od červeného trpaslíka. Aktivní hvězda postupně likviduje a odfoukává atmosféru planety. Hubble našel v okolí planety více než velké množství neutrálního vodíku. Podle odhadů ztratí planeta za jedinou sekundu na 100 tisíc tun materiálu.
Horkých a teplých neptunů moc není. Graf ukazuje závislost poloměru planety na její vzdálenosti od hvězdy. Credit: NASA/ESA/A. Feild (STScI)
Stáří hvězdy se vždy odhaduje trochu špatně, ale v tomto případě by hvězda a tedy i planeta mohly mít okolo 2 miliard let. Za dobu své existence ztratila planeta 4 až 35 % své hmotnosti a to už je slušná dieta.
Pokud to půjde takto dál, dostane se planeta se svou hmotností pod 10 Zemí a to už je svět super-zemí. Místo neptunu zůstane jen jeho obnažené jádro.
Družice TESS pokračuje v lovu exoplanet. Za sebou už má pozorování téměř šesti sektorů, takže se blíží do čtvrtiny své práce. Co vlastně vidí? Podívejte se na unikátní videa.
Autorem videí je astronom Ethan Kruse. Připomeňme, že TESS disponuje čtyřmi kamerami (na videu označené jako Cam). Každá kamera obsahuje čtyři CCD čipy (CCD 1 až CCD 4), které jsou od sebe vzdálené 2 mm a vytváří účinný detektor s rozlišením 4096 x 4096 pixelů, který pracuje při teplotě -75 ° C.
Každá kamera zabere zorné pole o rozměrech 24 x 24 stupňů. Jak velká část oblohy to je, si můžete představit poměrně snadno. Natáhněte ruku, a co nejvíce rozevřete prsty. Úsek od palce po malíček představuje asi 20 stupňů. Pokud použijete obě ruce, můžete si na obloze „vykreslit“ čtverec o rozměrech zhruba 20 x 20 stupňů, což téměř odpovídá zornému poli jedné kamery.Všechny 4 kamery pozorují oblast o celkových rozměrech 24 x 96 stupňů.
Na videu níže je vidět průběh pozorování prvního sektoru (od 25. července 2018 do 23. srpna 2018) jednotlivými čipy všech čtyř kamer.
Na dalším videu je vybráno jen jedno políčko a to konkrétně kamera číslo 1 a CCD 2. Vpravo nahoře si můžete všimnout zeleného ducha. Jedná se o světlo, které odráží Mars. Pro astronomy to není úplně vítaný host. Mars je poměrně jasný a svým světlem může ovlivnit měření jasnosti hvězd ve své blízkosti (na obloze).
Kepler v rámci první mise pozoroval takovou část oblohy, kde podobné rušivé vlivy neměl. TESS ale prohledává téměř celou oblohu, takže se tomu nevyhne.
Astronomové objevili dalšího horkého jupitera. HATS-71b se ale trochu vymyká běžným standardům pro horké jupitery. Obíhá totiž okolo červeného trpaslíka.
HATS-71 je nejchladnějším (3500 K) červeným trpaslíkem, u kterého byl objeven horký jupiter. Hvězda má přibližně polovinu hmotnosti jako Slunce. Planeta okolo ní obíhá s periodou 3,8 dní a má poloměr 1 Jupiteru.
Astronomové objevili planetu prostřednictvím projektu HATSouth. Mateřská hvězda se nacházela v prvním sektoru družice TESS, která samozřejmě také pozorovala tranzity planety.
Přechod planety před hvězdou obvykle způsobí pokles jasnosti o pár setin až desetin procenta. Maximálně to bývá okolo 1 až 2 %. Tranzit HATS-71b způsobuje mezi horkými jupitery rekordní pokles jasnosti o 4,7 %.
Na základě měření radiálních rychlostí se podařilo zjistit, že exoplaneta HATS-71b má hmotnost nejméně 0,45 Jupiteru.
HATS-71b je sice horkým jupiterem, ale až tak horký nebude. Blízký červený trpaslík ohřívá planetu na teplotu méně než 600 Kelvinů.
Vzácný mezi vzácnými
Horkých jupiterů se zatím podařilo objevit přes 400, ale ve skutečnosti jsou ve vesmíru spíše výjimečné. Horké jupitery u červených trpaslíků jsou ještě o dost vzácnější. Známe jen čtyři další: Kepler-45b, HATS-6b, NGTS-1b a HD 41004Bb. Poslední jmenovaný navíc může být hnědým trpaslíkem.
Je otázkou, zda jsou horcí jupiteří u červených trpaslíků skutečně ještě vzácnější než u hvězd podobných Slunci, nebo jde jen o observační zkreslení.
Možná má průvodce
HATS-71 možná není sama. Data ukazují, že může mít hvězdného společníka o hmotnosti asi čtvrtiny Slunce. Pokud existuje (přímý důkaz není), tak parametry exoplanety ovlivní jen nepatrně.
Užíváme cookies, abychom vám zajistili co možná nejsnadnější použití našich webových stránek. Pokud budete nadále prohlížet naše stránky předpokládáme, že s použitím cookies souhlasíte.
![Během pondělního zatmění dopadl na Měsíc asteroid [video]](https://www.exoplanety.cz/wp-content/uploads/2019/01/mesic-768x515.jpg "Během pondělního zatmění dopadl na Měsíc asteroid [video]")
