Svět exoplanet je velmi pestrý a mnohdy i velmi extrémní. Existuje však místo, kde se zatím žádné planety najít nepodařilo – u bílých trpaslíků. Je to z toho důvodu, že se u nich žádné exoplanety nevyskytují? Pravděpodobně nikoliv. Vědci doufají, že první planety u těchto mrtvých hvězd najde dalekohled LSST.

Hvězdy podobné Slunci se na konci života stanou rudými obry. Zvětší svůj objem a pohltí vnitřní planety. Poté dojde k odhození plynné obálky a na místě bývalé hvězdy zůstane obnažené horké a husté jádro. Bílí trpaslíci mají velikost podobnou Zemi ale hmotnost okolo 60 % Slunce, což je asi 200 tisíc Zemí!

Špinaví hnědí trpaslíci 

Fáze rudého obra a odhození obálky nejsou pro případné planety ničím pozitivním. Vnitřní planety pohltí rudý obr, ty vnější může rozhodit úbytek hmotnosti centrální hvězdy.

Na druhou stranu je přehnané tvrdit, že prostor okolo bílých trpaslíků je od planet a planetek vyčištěn. Naopak! Atmosféry mnoha bílých trpaslíků jsou špinavé. Jsou znečištěné prvky, které se v nich rozhodně nemají vyskytovat. Jde o zbytky těles, které se k bílému trpaslíkovi přiblížily až moc blízko a byly roztrhány jeho slapovými silami.

Astronomové se už několik let pokoušejí objevit planety u bílých trpaslíků. Zapojili se dokonce amatérští astronomové. Zatím však bez úspěchu. U bílého trpaslíka WD 1145+017 se sice podařilo objevit poklesy jasnosti, ale místo planety ho obíhá spíše hromada suti.

Kamenožrout WD 1145+017: u bílého trpaslíka se děje něco velkého

Tranzity jsou o velké náhodě

Vědci touží po objevu skutečné planety. Na první pohled je vhodnou metodou tranzitní fotometrie. Bílý trpaslík má velikost podobnou Zemi, takže tranzit planety o velikosti Země způsobí pokles jasnosti o velké desítky procent. Skvělé! Ale každá mince má dvě strany.

Pravděpodobnost tranzitu planety před hvězdou není moc velká. Matematicky (geometricky) závisí na vzdálenosti planety od hvězdy a také na velikosti hvězdy! V případě malého bílého trpaslíka je tedy pravděpodobnost tranzitu hodně malá.

Large Synoptic Survey Telescope

Situaci by mohl změnit připravovaný dalekohled LSST (Large Synoptic Survey Telescope, LSST). Dokončuje se na hoře Cerro Pachón v Chile a bude mít průměr 8 metrů. Do provozu začně být uváděn v příštím roce.

LSST bude prohledávat celou oblohu a fotit. Bude fotit opravdu hodně a všechno. Během několika dní prohledá celou oblohu. Vědci pak budou moci data použít k mnoha rozličným astronomickým účelům.

Jorge Cortes a David Kipping se zamysleli nad tím, zda půjde LSST efektivně využít k hledání exoplanet u bílých trpaslíků.

Pokud hledáte tranzitující exoplanety a musíte bojovat s malou pravděpodobností tranzitu, máte dvě možnosti. Můžete spoléhat na zázrak nebo pozorovat obrovský počet objektů. LSST bude mít v hledáčku 10 milionů bílých trpaslíků. To by už mohlo stačit…

Autoři vzali různé parametry: velikosti bílého trpaslíka, jeho jasnost, velikost planety a oběžnou dobu.

Následně si položili dvě otázky: jak pravděpodobné je, že planeta bude tranzitovat před bílým trpaslíkem? A za druhé, jak pravděpodobné je, že LSST takovou planetu odhalí?

První otázka je docela jednoduchá. Je to jen geometrie okořeněná o pár dalších parametrů. Druhá otázka je už trochu složitější.

Autoři provedli simulace pro 3,5 z 10 milionů bílých trpaslíků, které bude LSST pozorovat. Výsledky jsou na první pohled dost pesimistické. Drtivá většina planet nebude objevena. Důvody jsme už popsali výše. Z tisícovky planet půjde objevit jen asi čtyři. Pokud budou objekty menší, bude to ještě těžší.

Na druhou stranu bude LSST pozorovat bílých trpaslíků opravdu hodně. Na základě pozorování znečištěných bílých trpaslíků víme, že zhruba 10 % z nich by mohlo mít planety.

LSST by tak mohl objevit až stovky planet u bílých trpaslíků o velikosti Cerery až Země. Oproti současnému stavu je to velká revoluce.

Zdroj: On the detectability of transiting planets orbiting white dwarfs using LSST

Konec Keplera se velmi rychle blíží. Mise lovce exoplanet už možná i skončila.

Kepler je opět v režimu spánku. Nespotřebovává žádné palivo a čeká na 10. října, kdy se pokusí nasměrovat svou anténu na Zemi. Cílem bude stažení dat z 19. kampaně. Kepler pozoroval od 29. srpna po dobu 27 dní více než 30 tisíc hvězd v souhvězdí Vodnáře. V hledáčku byl i slavný systém TRAPPIST-1.

Na základě dostupných dat je zřejmé, že přesné navádění Keplera už selhává.

Pokud se podaří stáhnout data z 19. kampaně, což není jisté, bude se NASA snažit zahájit pozorování 20. kampaně. Nikdo přesně neví, kolik paliva má ještě Kepler na palubě.

Planety se obvykle pohybují přibližně v rovině rovníku své mateřské hvězdy. Souvisí to se vznikem celého systému z relativně plochého protoplanetárního disku.

Horcí jupiteři ale občas tuto tradici velmi silně naruší. Jejich dráhy vykazují extrémní sklony a občas jsou dokonce překlopené (mají sklon přes 90 stupňů).

Astronomové nyní pomoci projektu WASP-South objevili ultra-horkého jupitera WASP-189b. Planeta je o 30 % větší a dvakrát hmotnější než Jupiter. Okolo své hvězdy oběhne jednou za 2,7 dní.

Zajímavý je sklon dráhy. Podle vědců je přibližně 90 stupňů, takže se planeta pohybuje asi 7 milionů km nad póly hvězdy.

Sklon dráhy vědci zjistili prostřednictvím Rossiterova-McLaughlinova efektu, který pracuje s deformací křivky radiálních rychlostí během tranzitu planety před hvězdou.

Teplota exoplanety je přes 2600 Kelvinů, což z ní dělá jednu ze tří nejteplejších exoplanet. Mateřská hvězda HIP 73608 zase patří mezi tři nejjasnější hvězdy s tranzitující exoplanetou.

Na následném pozorování tranzitů exoplanety se podílel dalekohled TRAPPIST. O spektrální pozorování se postaraly přístroje HARPS a CORALIE.

Zdroj: WASP-189b: an ultra-hot Jupiter transiting the bright A star HR 5599 in a polar orbit

Beta Pictoris b je patrně nejslavnější přímo pozorovanou exoplanetou. V uplynulých měsících se astronomům ztratila z dohledu. Před pár dny se však zase objevila.

Pozorovat exoplanety přímo (doslova) je nemožné. Jsou nejen menší než hvězdy, ale především nemilosrdně přezářeny jejich světlem. Lepší je situace v infračervené oblasti. Pokud je planeta dostatečně velká a mladá (vyzařuje stále ještě hodně infračerveného záření), můžeme ji pozorovat přímo poté, co odstíníme světlo mateřské hvězdy.

Na snímcích a videu níže to vypadá, že se nám Beta Pictoris b schovala za svou hvězdou. Chyba lávky! Přecházela před ní, což ale koronografy nelze pozorovat. Planeta byla příliš blízko od své hvězdy.

Betu Pictoris b ztratili astronomové z dohledu v listopadu 2016, kdy se nacházela asi 1,6 AU od své hvězdy. Na obloze dělila oba objekty vzdálenost 125 tisícin obloukových vteřin.

Znovu se exoplaneta objevila 17. září 2018 na snímcích z přístroje SPHERE, který je součástí výzbroje dalekohledu VLT Evropské jižní observatoře v Chile.

Planetu a hvězdu nyní odděluje 139 tisícin obloukových vteřin. Jen pět dní po pozorování vyšla studie pod vedením A. Lagrange.

Exoplanetu zachytily sice koronografy poprvé v roce 2003, ale vědci ji pozorují trvale až od roku 2009, takže asi polovinu její oběžné doby.

Podle nových pozorování se planeta pohybuje okolo hvězdy po téměř kruhové dráze s velkou poloosou 9,0 ± 0,5 AU.

Nedávno vyšla jiná studie. Vědcům se pomoci astrometrie podařilo zjistili hmotnost planety (11 ± 2 Jupiteru) a upřesnit oběžnou dobu na 22 až 24 let.

Událost z roku 1981

V listopadu 1981 došlo k poklesu jasnosti Bety Pictoris a objevila se hypotéza, že pokles jasnosti mohl způsobit tranzit Bety Pictoris b.

Planeta by musela mít oběžnou dobu přes 30 let a obíhat po trochu výstřední dráze s velkou poloosou 13 AU. Obě zmíněné studie a nezávislé určení velké poloosy a oběžné doby tuto možnost vylučují.

Těsně vedle

Už jsme zmínili, že planeta nyní přecházela před svou hvězdou, takže byla od listopadu 2016 do září 2018 úhlově příliš blízko od hvězdy a nebylo možné ji pozorovat.

V nové studii vědci upřesnili také inklinaci, nebo-li úhel mezi rovinou oběžné dráhy a námi. Inklinace je 89,3 stupňů, což je o pomyslný planetární chlup nad rovinou směřující k nám. Beta Pictoris b tak bohužel netranzituje.

Před hvězdou ovšem tranzitovala její Hillova sféra, což je oblast, ve které by se musely pohybovat případné měsíce či prstence planety. Z tohoto důvodu byla jasnost hvězdy pod drobnohledem a to i jedním CubeSatem, o němž jsme před časem také psali.

První tranzit exoplanety byl objeven sice až v roce 1999, ale princip detekce znali astronomové už mnohem dříve. Stejným způsobem se hledají zákrytové dvojhvězdy. Rozdíl je jen ve velikosti a zářivosti menšího objektu.

Pokud menší a chladnější hvězda přechází před větší hvězdou, dochází k poklesu jasnosti. K sekundáními poklesu dojde také v okamžiku, kdy se menší hvězda schová za větší.

Kepler objevil stovky nových zákrytových dvojhvězd a dokonce i trojhvězd. Na jejich seznam nyní přibyla EPIC 249432662. Kepler objevil zajímavý systém v rámci 15. kampaně mise K2.

Vnitřní binární systém má periodou 8,23 dní. Dvojhvězdu tvoří dva červení trpaslíci. Při jejich vzájemném zákrytu poklesne jasnost o 3 %.

V rámci mise K2 pozoruje Kepler jedno zorné pole necelých 80 dní, takže se mu podařilo zachytit jen jeden pokles, do kterého byl zapojen i třetí člen systému. Jedná se o skutečně velký pokles. Jasnost systému spadne téměř o polovinu a to na 1,7 dne! Mezi zákrytovými trojhvězdami je to z hlediska délky zákrytu rekord.

O další práci se postarali pozemští lovci tranzitů. Díky mezinárodní pozorovací kampani se podařilo určit periodu velkého zákrytu na 188 dní.

Třetí člen je oranžovým trpaslíkem a podílí se tak na jasnosti celého systému největším dílem. Zatímco červení trpaslíci vyzařují 2,4 a 1,7 procent záření Slunce, oranžový trpaslík 27 procent.

Velký pokles jasnosti je způsoben přechodem červených trpaslíků před oranžovým trpaslíkem. Pozemští pozorovatelé se tři měsíce po velkém poklesu jasnosti pokoušeli zachytit sekundární minimum – tedy situaci, kdy se červení trpaslíci schovají za oranžového trpaslíka. V tomto případě ale byli úspěšní jen částečně.

Systém se nachází asi 1600 světelných let od nás.

Zdroj: Photodynamical analysis of the triply eclipsing hierarchical triple system EPIC 249432662

National Academies of Sciences, Engineering, and Medicine připravila pro americký Kongres velmi podrobnou strategii pro budoucí výzkum exoplanet.

Výzkum planet mimo Sluneční soustavu zažívá velký a rychlý rozmach. Náš web bude mít brzy deset let své existence. Když vznikl, znali jsme pár (menších) stovek exoplanet a hltali každý nový objev. Dnes známe tisíce exoplanet a v nejbližších několika letech se jejich počet dále výrazně rozšíří o další tisíce a dokonce desítky tisíc nových světů.

Podle strategie je nutné:

• Zaměřit se na porozumění formování a vývoje planetárních systémů jako produktů tvorby hvězd a charakterizovat rozmanitost jejich architektury, složení a prostředí.
• Naučit se dostatečně o exoplanetách k identifikaci potenciálně obyvatelného prostředí a hledání vědeckých důkazů o životě na světech, které obíhají jiné hvězdy.

Strategie dobře popisuje jeden z hlavních současných problémů. Kepler i pozemské přístroje nám poměrně dobře charakterizovaly skupinu exoplanet, které obíhají blízko ke svým hvězdám.

Naše znalosti vzdálenějších exoplanet jsou značně omezené, protože nejběžnější metody (tranzitní fotometrie a měření radiálních rychlostí) se na objevování těchto planet příliš nehodí.

Strategie zmiňuje očekávaný přínos kosmického dalekohledu WFIRST, který odstartuje v příštím desetiletí. Měl by pomoci gravitačních mikročoček objevovat právě planety dál od svých hvězd (ale jen pro statistické účely, budou od nás moc daleko). WFIRST bude také pozorovat exoplanety přímo, což by podle strategie měl být další cíl.

Doporučení je jasné. Je potřeba pracovat na obřím kosmickém dalekohledu, kterým bychom dokázali pozorovat přímým zobrazením planety podobné Zemi, na jejichž povrchu může být život.

Dalekohled JWST má průměr zrcadla 6,5 metrů. K pozorování exoplanet zemského typu bychom potřebovali dalekohled se zrcadlem okolo 12 metrů.

V současné době se pracuje na koncepci nástupce JWST. Vynést by ho mohla raketa SLS nebo BFR od Muska. Nedávno jsem o tom psal na VTM.cz. Architektura A dalekohledu LUVOIR počítá se zrcadlem o průměru 15 metrů. Podobným dalekohledem bychom mohli planety zemského typu pozorovat přímo a také zkoumat jejich atmosféry.

Právě JWST však může stavbu dalších obřích kosmických observatoří pořádně přibrzdit. JWST ještě ani neodstartoval a už za sebou zanechal pořádně velkou pachuť. Jeho start se mnohokrát posunul, ale především jeho rozpočet nabobtnal do neúnosných výšin.

Strategie nemluví jen o vesmíru. Doporučuje také investovat do pozemské astronomie a do exoplanetárních přístrojů na velkých dalekohledech, které se aktuálně staví – Giant Magellan telescope (GMT) a Thirty Meter Telescope (TMT).

K nim můžeme a musíme ještě přidat Extrémně velký dalekohled (ELT), který ale staví Evropa.

Strategii si můžete stáhnout na nap.edu.

Před 12 lety se na Valném shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Praze zrodila definice planety. Pluto bylo vyřazeno ze seznamu planet, ale problém tím neskončil. Definice totiž vůbec nemyslí na planety mimo Sluneční soustavu.

Planeta je podle pražské definice zjednodušeně řečeno objekt, který obíhá okolo Slunce, má přibližně kulovitý tvar a vyčistilo okolí své dráhy.

Definici nelze příliš dobře aplikovat na exoplanety. Přijít s univerzální definici planety by v roce 2006 bylo asi hodně pošetilé. Schválená definice se rodila ve velkých bolest a výzkum exoplanet byl v roce 2006 ještě v plenkách.

V případě pojmu planeta čelili astronomové před 12 lety zejména tlaku směrem zdola. Hledal se rozdíl mezi planetou a planetkou.

U exoplanet je podobných výzev mnohem více. Máme exoplanety nebo raději objekty planetární hmotnosti u hvězd hlavní posloupnosti, ale také u hnědých trpaslíků, pulsarů a dokonce máme podobné objekty, které neobíhají okolo ničeho a jen se potulují vesmírem.

Mohou také existovat objekty planetární hmotnosti, které nevznikly akrecím ale zhroucením mračna, což je scénář vzniku hvězd a hnědých trpaslíků.

Na univerzální definici planety máme několik požadavků:

• Říká jasně, který druh objektu je planetou.
• To, že je objekt planetou, musí být zřejmé na základě kvantitativních parametrů.
• Musí být unikátní a neměnná. Objekt musí být planetou a ničím jiným.
• S případným jednoduchý komentářem je pochopitelná i veřejností.

Základy nové definice planety

Na Valném shromáždění Mezinárodní astronomické unie ve Vídni se definice planety opět řešila.

Pracovní návrh počítá s touto definicí nebo základem budoucí definice (volně přeloženo):

Objekt o skutečné hmotnosti pod limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria, který obíhá okolo hvězdy, hnědého trpaslíka nebo hvězdného pozůstatku a má hmotnostní poměr s centrálním tělesem pod nestabilitou L4/L5, je označován jako planeta.

Poznámky:

Limit pro fúzi deuteria je dnes asi 13 Jupiterů pro objekt o sluneční metalicitě. Nad 13 Jupiterů už máme hnědé trpaslíky.

Nezáleží na tom, jak planeta vznikla.

Minimální hmotnost pro exoplanetu by měla být stejná u planet Sluneční soustavy. Nevíme přesně, co je tím myšleno.

L4/L5 jsou Lagrangeovy body. Pro každou soustavu dvou vesmírných těles (např. Slunce a Zemi) lze nalézt pět významných bodů v souřadném systému, který se otáčí společně se spojnicí obou těles.

V Lagrangeovově bodu (libračním centru) se vyrovnávají gravitační a odstředivé síly soustavy. Do těchto bodů se běžně umisťují různé kosmické sondy. Bod L1 umožňuje nerušený pohled na Slunce, do bodu L2 zamíří například JWST, bod L3 je z pohledu kosmonautiky k ničemu.

Body L1 a L2 jsou v určitém časovém měřítku nestabilní (u Slunce-Země je to asi 23 dní), takže sondy musí provádět korekce.

Nás ale zajímají spíše body L4 a L5, které poskytují stabilní dráhy tak dlouho, dokud hmotnostní poměr mezi dvěma velkými hmotnostmi přesahuje 24,96. V případě definice planety je tedy důležité, aby byl hmotnostní poměr mezi centrálním tělesem a planetou alespoň 1/25.

Jedná se o pracovní návrh a na přesné znění si budeme muset počkat. Definice by se navíc průběžně vyvíjela s tím, jak se zlepšují naše znalosti o světě planet mimo Sluneční soustavu.

Během kampaní 5 a 16 objevil kosmický dalekohled Kepler exoplanetu s označením EPIC211682544b.

Její oběžná doba je 50 dní, což není na první pohled hodně, ale pokud vezmeme malé planety (pod 4 poloměry Země), tak se jedná o planetu s jednou z nejdelších oběžných dob, u které známe přesně hmotnost.

Nesmíme také zapomenout, že při misi K2 dalekohled Kepler mění zorné pole po necelých 80 dnech, takže objevení planet s delší oběžnou dobou není snadné.

Exoplaneta má hmotnost 14,8 ± 3,1 Země, což je velmi podobné Uranu. Údaje o hmotnosti získal spektograf HARPS-N na Kanárských ostrovech.

Zatímco Uran má poloměr 4 Země, exoplaneta EPIC211682544b je jen 2,4krát větší než Země.

Hustota planety bude zhruba 5700 kg/m³, což je 4krát více než v případě Uranu. Planeta se patrně formovala podobně jako čtyři vnější planety Sluneční soustavy, ale z nějakého důvodu nevysála ze svého okolí příliš mnoho plynu.

Podle hustoty to vypadá, že se EPIC211682544b skládá z kamenného jádra a atmosféry z vody nebo jiných těkavých látek.

Zdroj: EPIC211682544b: A 50-day period sub-Neptune with a mass measurement using HARPS-N

Od 2. července byl Kepler v nouzovém režimu. NASA zaznamenala pokles tlaku v palivové nádrži, což je neklamný důkaz docházejícího paliva. Vědci chtěli mít jistotu, že na Zemi dorazí data z 18. kampaně. V nouzovém režimu Kepler nepozoruje, ale ani nespotřebovává žádné palivo.

Data z 18. kampaně jsou už na Zemi, ale Kepler opět nepracuje. NASA v současné době vyhodnocuje jeho stav a rozhodne o dalších krocích.

Exoplaneta Beta Pictoris b patří mezi nejslavnější exoplanety. Objevili ji před 10 lety na archivních snímcích a je to jedna z mála exoplanet, kterou po odstínění světla mateřské hvězdy vidíme přímo.

Po 10 letech (s archivními snímky ještě více) už můžeme pozorovat i pohyb planety okolo hvězdy.

Je to trochu paradoxní, ale fyzikální vlastnosti přímo pozorovaných exoplanet se zjišťují obtížněji, než je tomu u planet objevených nepřímými metodami.

Beta Pictoris b a samozřejmě i její hvězda jsou ještě velmi mladé. Okolo mateřské hvězdy se dokonce stále nachází disk z prachu a plynu. Kvůli svému nízkému stáří je planeta ještě horká (asi 1500 stupňů Celsia), takže vyzařuje v infračervených vlnových délkách a my ji vidíme.

Na základě množství záření, modelů chladnutí podobných planet a očekávaného stáří můžeme odhadnout i hmotnost exoplanety. Podobné postupy jsou ale opravdu jen odhadem a to už jen z toho důvodu, že stáří hvězdy a planety se zjišťuje ještě hůře.

Beta Pictoris b se narodila někdy před 8 až 20 miliony lety. Její hmotnost se tak odhaduje na 4 až 17 Jupiterů. Nic moc, že?

Astrometrie přišla na pomoc

Mateřské hvězdě v souhvězdí Malíře a vůbec všem hvězdám se sice říká stálice, ale ony až tak stálé nejsou! Mají vlastní pohyb. Pokud z tohoto nepatrného pohybu odfiltrujete vedlejší jevy, jako je pohyb Země okolo Slunce, dostanete „vlastní dráhu hvězdy“ po obloze. V případě, že s ní cloumá planeta, pohybuje se hvězda po vlnovce.

Vědci vzali data ze slavné družice Hipparcos z 80. let a nová měření z družice Gaia, která odstartovala v roce 2013, a zjistili, že dokonalý pohyb Bety Pictoris po obloze někdo narušuje – exoplaneta Beta Pictoris b!

Metodě se říká astrometrie, ale k objevu exoplanet až dosud nevedla. Alespoň ne k jednoznačným objevům.

Metoda je v principu podobná měření radiálních rychlostí. Kymácení hvězdy způsobené gravitací planety se ale v tomto případě projeví v pozorovaném vlastním pohybu hvězdy a ne ve spektru.

Díky tomu mohli vědci určit, že hmotnost Bety Pictoris b je asi 11 ± 2 Jupiterů.

Kromě toho byla také upřesněna oběžná doba planety, která bude někde mezi 22,2 a 24 lety.

Zdroj: The mass of the young planet Beta Pictoris b through the astrometric motion of its host star

Související článek

Objevili vodu a oxid uhelnatý v atmosféře exoplanety Beta Pictoris b, kterou pozorujeme přímo!