Spektrograf ESPRESSO objevil svou první exoplanetu. Data z lovce exoplanet použili astronomové už dříve, ale teprve nyní byl učiněn objev založený primárně na datech z tohoto úchvatného přístroje.

První metodou pro objevování exoplanet bylo měření radiálních rychlostí. Planeta a hvězda obíhají okolo společného těžiště. Planeta s hvězdou jakoby cloumá v prostoru, což se projevuje ve spektru posuvem čar. Amplituda výchylky radiální rychlosti hvězdy závisí na hmotnosti hvězdy, hmotnosti planety, vzdálenosti planety a výstřednosti dráhy. Dlouho se astronomové dostávali na přesnost okolo 1 m/s, ale pokud chceme hledat planety o hmotnosti Země a to zejména v obyvatelné zóně hvězd typu Slunce, musíme se dostat na centimetry za sekundu! ESPRESSO to umí.

ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations) je instalován na interferometru VLT v Chile. Může pracovat se světlem z jednoho dalekohledu, což přináší velkou přesnost, nebo se světlem ze všech čtyř dalekohledů (světlo se do přístroje dostane v podzemí pomoci soustavy zrcadel). Přesnost se tím sníží, ale dostupné jsou i slabší hvězdy.

ESPRESSO spatřil první světlo na konci roku 2017. Do práce se pustil o pár měsíců později, ale při objevech měřením radiálních rychlostí potřebujete data za určitý časový úsek. Astronomové ho už použili třeba na potvrzení existence Proximy b, ale na první objev založený převážně na jeho datech, jsme si museli počkat.

HD22496 b

Astronomové pomoci spektrografu ESPRESSO pozorovali hvězdu HD22496 a to po dobu téměř 900 dní od konce října 2018 do dubna 2021. Získali 41 měření, na základě kterých objevili planetu HD22496 b s oběžnou dobou 5 dnů a hmotnosti nejméně 5,6 Zemí.

Na povrchu planety nebudou podmínky vhodné k životu. Mateřskou hvězdou je oranžový trpaslík a s ohledem na vzdálenost od hvězdy, dostává planeta 23krát více záření než Země od Slunce.

Před 22 lety jsme pozorovali první tranzit planety před hvězdou. Dnes je tato metoda běžná. Využíval ji mimo jiné Kepler a dnes družice TESS. Tranzitní metoda otevírá zajímavé možnosti. Můžeme objevovat prstence exoplanet, zkoumat jejich atmosféru, zvážit planety v těsnějších systémech a dokonce najít exoměsíce. Poslední z výdobytků tranzitní metody se zatím příliš nedaří.

Exoměsíc se může projevit svou gravitací, kdy ovlivňuje oběh planety okolo hvězdy. Ve světelné křivce (graf závislosti jasnosti hvězdy na čase) se to projeví proměnlivou délkou tranzitů nebo jejich nepravidelností.

V hledáčku máme IPMO

Mary Anne Limbach a její kolegové v nové studii nabízí úplně jiný level tranzitní fotometrie. Chtějí se zaměřit na IPMO. Nejde o termín z burzovního obchodování ale o zkratku slov isolated planetary-mass objects alias izolované objekty o planetární hmotnosti. Podobná tělesa jsou možná známější pod termíny jako volně plovoucí nebo bludné planety. Jedná se o objekty, které neobíhají okolo žádné hvězdy. Podobných objektů může být opravdu hodně. Podle některých odhadů dokonce více než hvězd. Většinou půjde o planety, které byly vyhozeny ven z planetárního systému při gravitačních interakcích.

V rámci studie vědci dohledali 57 podobných objektů, ale jejich počet bude postupně přibývat.

Můžeme očekávat, že okolo podobných objektů budou obíhat měsíce, které by mohly tranzitovat před planetou. Je to úplně stejné, jako tranzit planety před hvězdou. Ve studii vědci odhadli, že se tranzitující měsíce budou nacházet u 10 až 15 % IPMO.

Pravděpodobnost tranzitu je závislá na velikosti centrálního objektu a vzdálenosti oběžnice. V případě tranzitu měsíce před planetou jsou geometrické (pravděpodobnostní) podmínky více než vynikající.

Výhodou IPMO na rozdíl od klasických přímo pozorovaných planet je samozřejmě absence hvězdy, kterou musíme odstínit.

Podle simulací vědců bychom mohli prostřednictvím Kosmického dalekohledu Jamese Webba pozorovat u IPMO tranzity měsíců o velikosti Ganymedese. Teoreticky je možné je pozorovat u 33 z 57 IPMO na seznamu. Ganymedes je největším měsícem ve Sluneční soustavě. Se svým průměrem 5 268 km je dokonce větší než Merkur.

Dostupné ale mohou být i menší měsíce o velikosti Europy (3100 km). Teoreticky by je mělo být možné najít u 11 z 57 IPMO ze seznamu.

Máme první?

První tranzit před IPMO už možná máme. Vědci se díky archivním datům ze Spitzerova dalekohledu podívali na objekty 2MASS J1119-1137 AB. Jedná se o dvojici IPMO, které jsou od sebe vzdálené asi 4 AU. Okolo jednoho z těles možná obíhá tranzitující měsíc o poloměru 1,7 Země. Spitzer ale pozoroval jen jeden možný tranzit a už nefunguje, takže na potvrzení si budeme muset počkat.

Před více než 20 lety byla objevena exoplaneta Epsilon Eridani b, která dodnes patří mezi nejslavnější. Mateřská hvězda se nachází jen 10,5 světelných let od nás. Je stále ještě relativně mladá (řádově stovky milionů let). U hvězdy se nachází několik pásů trosek, které jsme začali zkoumat dlouho před objevem planety.

Epsilon Eridani b není žádným horkým jupiterem. Obíhá poměrně daleko od své hvězdy.

V nové studii astronomové výrazně upřesnili hmotnost planety i její orbitální parametry. Planeta byla před více než 20 lety objevena měřením radiálních rychlostí. V případě této metody známe jen dolní mez hmotnosti. Pokud chceme znát přesnou hmotnost, musíme vědět, jaký úhel svírá rovina oběžné dráhy planety vůči nám. Říká se tomu inklinace a zjistit ji přesně není vůbec snadné.

V rámci studie vzali vědci data o měření radiálních rychlostí za velmi dlouhou dobu. Kromě toho použili také astrometrii a to konkrétně z družic Hipparcos a Gaia. Astrometrie funguje v základu podobně jako měření radiálních rychlostí. Využívá toho, že planeta a hvězda obíhají okolo společného těžiště. Místo spektra ale sleduje vlastní pohyb hvězdy a co je důležité, údaj o hmotnosti není závislý na inklinaci.

Do třetice využili autoři přímého zobrazení. U něj platí, že i nevidět znamená vědět. Vědci si mohou spočítat, jak hmotnou planetu dokáží současnými přístroji pozorovat. Pokud ji nevidí, je zřejmé, že musí být méně hmotná, než jsou maximální možnosti přístroje. Na Epsilon Eridani se podíval přístroj na Keckově dalekohledu.

Výsledek? Planeta má hmotnost 0,66 Jupiteru. Inklinace je pod 80 stupni. Mimochodem, když byla planeta objevena, její hmotnost se odhadovala na 0,86 Jupiteru.

Autoři také upřesnili parametry oběžné dráhy, což může pomoci Kosmickému dalekohledu Jamese Webba nebo Nancy Grace Roman Space Telescope ve snaze pozorovat planetu přímo.

Současná studie není poslední. Postupně získáváme další měření radiálních rychlostí, která jsou tak nejen za delší dobu, ale jsou také přesnější. Kromě toho vědci čekají na konečná data z družice Gaia. Její astrometrická data udělají ve výzkumu exoplanet obrovský průlom srovnatelný snad jen s misí Keplera.

Astronomové objevili nebo spíše detekovali zatím nejlehčí exoplanetu měřením radiálních rychlostí.

Příběh systému L 98-59 se začal psát už v roce 2018. Na hvězdu o hmotnosti a velikosti třetiny Slunce, která se nachází jen 34 světelných let od nás, se zaměřila družice TESS. Lovec tranzitujících exoplanet se na hvězdu podíval už v rámci druhého sektoru na konci srpna 2018. Od té doby ji pozoroval ještě 14krát.

V roce 2019 byl oznámen objev tří planet, které obíhají blízko své hvězdy. Planety mají oběžné doby 2,2, 3,6 a 7,5 dne. Jedná se tedy o kompaktní planetární systém. Je ale větší, než nám TESS dokázala odhalit.

ESPRESSO v akci

Na hvězdu se podíval také spektrograf HARPS a také jeho lepší kolega ESPRESSO, který je nainstalován na dalekohledu VLT Evropské jižní observatoře. Na základě dat se podařilo určit hmotnosti a hustoty planet.

K hvězdě nejbližší planeta L 98-59 b má hmotnost jen 0,4 Země. Je to exoplaneta s nejnižší hmotností, která kdy byla měřením radiálních rychlostí detekovaná. Její hmotnost je přibližně poloviční ve srovnání s Venuší. Poloměr planety bude asi 0,85 Země a hustota asi 3600 kg/m³, což je o dost méně ve srovnání s Venuší.

Planeta c je mnohem hmotnější. Její hmotnost je asi 2,2 Země, poloměr 1,4 Země. Hustota planety je blíže terestrickým planetám ze Sluneční soustavy a dosahuje asi 4500 kg/m³.

Třetí planeta d má hmotnost 2 Země a poloměr 1,5 Země. Její hustota je pod 3000 kg/m³.

První dvě planety budou mít nejspíše velmi malé železné jádro, které tvoří jen 12 až 14 % celkové hmotnosti planety. Pokud má planeta L 98-59 d podobný hmotností poměr jádra, mohla by být s ohledem na svou nízkou hustotu tvořena až ze třetiny vodou.

Třetí a čtvrtá planeta?

Astronomové objevili v systému čtvrtou planetu, kterou TESS nemohla vidět, protože netranzituje. Její hmotnost bude kolem 3 Zemí a obíhá nejdál ze všech – s periodou téměř 13 dnů a ve vzdálenosti 10,5 milionu kilometrů od hvězdy.

Žádná ze čtyř exoplanet nemá podmínky vhodné k životu. Na nově objevené planetě L 98-59 e je rovnovážná teplota kolem 70 °C, ale atmosféra nejspíše něco přidá.

Ale… v datech je signál, který ukazuje na pátou planetu. Pokud planeta s hypotetickým označením L 98-59 f existuje, má hmotnost 2,5 Země a oběžnou dobu 23 Zemí. Planeta by se pohybovala uprostřed obyvatelné oblasti! Její hmotnost je však poměrně vysoká a navíc jde o minimální hmotnost, takže je otázkou, zda by byla vhodná k životu. Samotná dráha v obyvatelné zóně samozřejmě nestačí.

Tři tranzitující planety, které objevila TESS, jsou velmi dobrými kandidáty pro Kosmický dalekohled Jamese Webba, který by se mohl podívat na jejich atmosféry.

Zdroj: A warm terrestrial planet with half the mass of Venus transiting a
nearby star

HR 8799 je mladá hvězda se stářím asi 30 milionů let, kterou najdeme ve vzdálenosti 133 světelných let v souhvězdí Pegase. Okolo této mladé stálice obíhají čtyři exoplanety, které jsou mnohem hmotnější než Jupiter.

Díky jejich hmotnosti, mládí a také poměrně solidní separaci (vzdálenosti od hvězdy) je už hezkých pár let pozorujeme přímo. Dokonce tak dlouho, že astronomové mohou sestavovat videa, která zachycují jejich oběh okolo hvězdy.

Exoplanety se označují malými tiskacími písmeny. Jejich pořadí závisí na pořadí objevu, což nemusí vždy nutně respektovat pořadí planet směrem od hvězdy. V případě planet u HR 8799 jsou to směrem od hvězdy planety e, d, c, b. Planety obíhají ve vzdálenostech 16, 26, 41 a 71 AU.

Změřili rychlost rotace

Astronomové nyní v rámci nové studie využili přístroj Keck Planet Imager and Characterizer (KPIC) na havajském Keckově dalekohledu a změřili s vysokým rozlišením spektra jednotlivých planet.

V atmosférách HR 8799 c, d a e jasně detekovali vodu a oxidu uhelnatý. V atmosféře planety b se voda a oxid uhelnatý nachází zřejmě také, ale důkazy nejsou zatím tak výrazné.

Kromě toho se ale autorům podařilo změřit rychlost rotace planet! Zjistili, že minimální rychlosti rotace planet d a e dosahují 10,1 km/s, respektive 15 km/s. To znamená, že délka dne může být krátká až tři hodiny, nebo může trvat až 24 hodin v závislosti na sklonu osy. Pro představu, jeden den na Jupiteru trvá téměř 10 hodin a rychlost jeho rotace je přibližně 12,7 km/s.

Pokud jde o další dvě planety, tým byl schopen určit horní hranici rotace planety HR 8799 c, která se otáčí rychlostí méně než 14 km/s. Měření rotace planety b bylo neprůkazné.

Znalost rychlosti otáčení planety umožňuje nahlédnout do historie jejího vzniku. Jak na sebe planeta nabaluje prach a plyn z disku, její rotace se zvětšuje. Poté ale rychlost rotace zpomalí magnetické pole planety. Jakmile je proces akrece dokončen a planeta se ochladí, začne se znovu otáčet rychleji.

Planety u HR 8799 tyto teorie potvrzují. Kromě toho se potvrzuje, že planety s nižší hmotností rotují rychleji, protože magnetická brzda není tak silná.

Astronomové využili měření radiálních rychlostí červených trpaslíků k novému odhadu míry výskytu planet.

Metoda vychází z toho, že má planeta nenulovou hmotnost, a tak ve skutečnosti obíhají hvězda i planeta okolo společného těžiště, které je posunuté vůči středu hvězdy. Planeta s hvězdou jakoby cloumá, což se projevuje posuvem spektrálních čar.

Amplituda výchylky radiálních rychlostí je závislá na hmotnosti hvězdy (čím nižší, tím lepší), hmotnosti planety (čím vyšší, tím lepší) nebo vzdálenosti planety od hvězdy (čím blíže obíhá, tím lépe). Je zřejmé, že hmotné planety dokážeme u červených trpaslíků najít i na vzdálenějších drahách, kam poněkud hůře dohlédne tranzitní metoda.

Silvia Sabotta a její tým využil pozorování spektrografu CARMENES, který je instalován na 3,5 metrovém dalekohledu na observatoři Calar Alto ve španělské provincii Almería.

Spektrograf už získal 18 tisíc měření 329 blízkých červených trpaslíků. Pro účely studie bylo vybráno 71 hvězd, u kterých měli vědci k dispozici více než 50 pozorování. Celkem 6512 spekter pochází z let 2016 až 2020. Ve vzorku je 27 exoplanet ve 21 planetárních systémech.

Už delší dobu se předpokládá, že okolo červených trpaslíků obíhají převážně méně hmotné planety. Studie to potvrzuje. Na základě analýzy autoři zjistili, že:

Míra výskytu obřích planet (hmotnost 100 až 1000 Zemí) s oběžnou dobou do 1000 dní je u červených trpaslíků asi 0,06 planet na hvězdu. Jinými slovy bychom našli zhruba jednu takovou planetu u jednoho ze 17 červených trpaslíků. Autoři ale připouští, že jejich vzorek je malý a tak může být míra výskytu podobných planet až pětkrát nižší.

V případě horkých jupiterů, tedy obřích planet s oběžnou dobou do 10 dnů, je míra výskytu menší než 0,03 planet na hvězdu.

V případě středně hmotných planet (10 až 100 Zemí) je míra výskytu 0,18 planet na hvězdu.

Nejméně hmotné planety (1 až 10 Zemí) se u červených trpaslíků vyskytují nejvíce. Míra výskytu je 1,32 planet na hvězdu.

Pokud bychom se podívali jen na červené trpaslíky o hmotnosti pod 0,34 Slunce, budou planety hmotnější než 10 Zemí velmi vzácné a budou naopak výrazně převažovat planety o hmotnosti menší než 10 Zemí a s oběžnou dobou kratší než 10 dnů.

Červení trpaslíci podle studie hostí nejméně dvakrát více planet o hmotnosti do 10 Zemí než hvězdy slunečního typu (spektrální třídy G). Na rozdíl od předešlých studií, tato ve svém vzorku nachází u hvězd s nízkou hmotností vyšší míru výskytu planet s oběžnými dobami kratšími 10 dnů.

Většina exoplanet byla objevena tranzitní metodou. Pokud planeta z našeho pohledu přechází před svou hvězdou, zastíní část jejího kotoučku, což pozorujeme jako pokles jasnosti. Přechod planety trvá obvykle větší desítky minut až několik hodin. Jasnost hvězdy poklesne o desetiny, maximálně nízké jednotky procent.

V květnu 2017 oznámili vědci objev tranzitu, který se těmto hodnotám vymyká. Jasnost hvězdy poklesla na 25 dní o 30 %. Trochu to připomínalo slavnou Tabbyinu hvězdu, ale byl zde přece jen jeden zásadní rozdíl. Pozemští lovci exoplanet SupeWASP a KELT pozorovali dva velmi podobné tranzity. Jeden v listopadu 2008 a druhý v lednu 2011. Mezi oběma událostmi byl rozdíl 808 dnů.

Podle tehdejší studie před velmi mladou hvězdou PDS 110 se stářím 10 milionů let přechází planeta nebo hnědý trpaslík s vlastním diskem z prachu a plynu o průměru 0,3 AU.

K dalšímu tranzitu mělo dojít v září 2017, ale… nic. K tranzitu nedošlo. Výsledky pozorování uveřejnili vědci v roce 2019. Ve studii se podívali na hvězdu pomoci měření radiálních rychlostí. Vyloučili přítomnost další hvězdy v blízkosti PDS 110. Kromě toho dohledali archívní data za posledních 50 let, ale nenašli žádné známky dalšího velkého tranzitu. To, co se jevilo jako periodická událost, tak podle nich zřejmě periodickou událostí nebylo.

Uplynuly další dva roky a na stole je nová studie. Vrací do hry existenci planety nebo obecně objektu PDS 110 b, který má obíhat okolo naší mladé záhadné hvězdy a mít obří prstence.

Pomocí tisíců numerických simulací problému tří těles určili autoři hmotnost a excentricitu této planety, ale také velikost a sklon jejího prstence.

Preferovaným řešením je, že prstenec má sklon menší než 60 stupňů a poloměr mezi 0,1 a 0,2 AU.  Objekt je hmotnější než 35 Jupiterů, což ho jasně řadí mezi hnědé trpaslíky a má nízkou excentricitu (<0,05).

Simulace mají ovšem jednu vadu na kráse. Autoři připouštějí, že prezentované výsledky jsou odvozeny z numerických simulací prováděných po dobu více než 6 000 let (104 oběžných dob) a je mimo rámec jejich analýzy vysvětlit, proč v roce 2017 nedošlo k předpovězenému tranzitu.

Záhada PDS 110 tak pokračuje…

Kosmický dalekohled Kepler už dávno nepracuje, ale vědci stále analyzují jeho data z primární i následné mise K2. Od dubna do června 2016 pozoroval lovec exoplanet oblast s vysokou hustotou hvězd (viz níže schéma zorného pole kampaně číslo 9).

Vědci tehdy vyzkoušeli Keplera jako lovce gravitačních mikročoček. Princip je vlastně podobný jako u tranzitní metody. Pozoruje se jasnost hvězd. Zatímco u tranzitu klesá, u gravitační mikročočky naopak stoupá. Před velmi vzdálenou hvězdou přejde k nám bližší objekt, který svou gravitací ohne a zesílí její světlo. Objektem může být hvězda, hvězda s planetou nebo bludná planeta.

Iain McDonald a jeho tým v nové studii představili výsledky. Kepler pozoroval 22 mikročočkových událostí, které byly zaznamenány také ze Země. Kromě toho objevil jednu událost, u které šlo o klasický případ hvězdy s planetou. Pozoroval ale také 4 gravitační mikročočky, které patrně způsobily bludné planety bez hvězd. Zřejmě o hmotnosti Země.

Kepler nebyl postaven pro hledání mikročoček, vědci spíše využili příležitosti. Na jeho pozorování se ale naučili pár věcí, které budou moci využít při misích specializovaných lovců gravitačních mikročoček, jako bude třeba Nancy Grace Roman Space Telescope.

Ve studii upozornili, že mikročočkové události způsobené malými planetami trvají jen hodiny a mohou tak být snadno zaměněny například s erupcemi hvězd. Bude proto potřeba se opřít o souběžná pozorování ze Země. Pozorovacích míst bude potřeba více s ohledem na rotaci Země (střídání dne a noci) a vrtochy počasí.

Planety vznikají společně s hvězdou z disku prachu a plynu. Zbytky disku později odfoukne záření mateřské hvězdy, ale minimálně jedna památka na něj zůstane. Planety obíhají přibližně v rovině rovníku své hvězdy. Neplatí to doslovně. Nesou si dohry různých gravitačních interakcí, kvůli kterým mají vůči této rovině několikastupňový sklon. Jenomže ne všechny…

Astronomové už roky nachází exoplanety s extrémními sklony drah. Přestože planety nevidíme, sklon dráhy lze určit s využitím tzv. Rossitera-McLaughlinova efektu, který měří deformaci křivky radiálních rychlostí během tranzitu planety.

V nové studii se vědci podívali na 57 exoplanet a sklony jejich drah. Tým zjistil, že dvě třetiny planet mají normální dráhu, která není skloněna o více než 40 stupňů. Zbývajících 19 planet je vychýlených.

Nesouměrné systémy však nepokrývají celý rozsah sklonů, ale vykazují preferenci téměř kolmých oběžných drah (ψ=80 až 125 stupňů), což se nezdá být statistickou náhodou.

Jinými slovy: pokud už má exoplaneta skutečně výraznější sklon dráhy, obíhá většinou přibližně nad póly své hvězdy (kolmo k rovině rovníku). Pravidlo v daném vzorku narušuje jen jedna planeta, která je také nejhmotnější – má pět až osm Jupiterů. Není jasné, zda hmotnost může v tomto případě hrát roli.

Na skloněnou dráhu by planetu mohla dostat interakce s další planetou či blízkou hvězdou. Přesný důvod, proč je většina drah polárních, však zatím neznáme

Nejsou tam podmínky k životu, ale je to zajímavý cíl pro další pozorování. Družice TESS objevila exoplanetu TOI-1231 b. Její poloměr je 3,6 Země. Následná pozorování radiálních rychlostí mateřské hvězdy pomoci Planet Finder Spectrograph přinesla i údaje o hmotnosti, která je zhruba 15 Zemí.

TOI-1231 b je tak menší verzí Neptunu, ale má o něco větší hustotu. Planeta obíhá okolo červeného trpaslíka s periodou 24 dní ve vzdálenosti 0,12 AU. Ve Sluneční soustavě by to byl pekelný svět. U červeného trpaslíka ale jde o poměrně velkou vzdálenost, díky které je rovnovážná teplota planety kolem 60 °C.

TOI-1231 b můžeme zařadit mezi hrstku planet s relativně chladnou atmosférou, kterou lze studovat transmisní spektroskopií. Exoplanetu samozřejmě nevidíme, ale jednou za zhruba tři týdny přechází po dobu třech hodin před svou hvězdou.

Světlo hvězdy projde atmosférou planety a ta v něm zanechá otisk, který můžeme pozorovat ve spektru. Na exoplanetu nebo spíše na její mateřskou hvězdu se zřejmě brzy zaměří Hubblův dalekohled a poté Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Nízká hustota TOI-1231 b naznačuje, že je obklopena značnou atmosférou a nejedná se o kamennou planetu. Složení a rozsah této atmosféry však neznáme. TOI-1231 b by mohla mít rozsáhlou vodíkovou nebo vodíko-heliovou atmosféru, případně hustší atmosféru s vodní párou.

Nově objevenou planetu můžeme srovnat s K2-18 b, kterou našel Kepler v rámci druhé mise. V jejím případě už složení atmosféry známe. Byla v ní objevena vodní pára, což okamžitě vyvolalo spekulace ohledně obyvatelnosti. K2-18 b však není druhá Země, ale jde o svět podobný právě TOI-1231 b, i když je menší – její poloměr je 2,6 Země.

Výzkum TOI-1231 b nám může také pomoci osvětlit, jaký vliv má ultrafialové a rentgenové záření mateřské hvězdy na erozi atmosféry planety.

Mateřská hvězda NLTT 24399 se nachází 88 světelných let od nás.

Zdroj: TOI-1231 b: A Temperate, Neptune-Sized Planet Transiting the Nearby M3 Dwarf NLTT 24399

Ve vesmíru mohou existovat obrovské počty planet, které neobíhají okolo žádné hvězdy. Vznikly sice u hvězdy v disku z prachu a plynu, ale po interakcích s další planetou nebo hvězdou byly ze systému vyhozeny. Některé bludné nebo odborně správně volně plovoucí planety mohly vzít s sebou na pouť vesmírem také větší měsíc. Mohly by na jeho povrchu existovat podmínky k životu?

Na Zemi je zdrojem energie 149 600 000 km vzdálená obří koule plazmy, které říkáme Slunce. Ve vzdálenějších končinách našeho planetárního systému ale hrají větší roli planety. Pod ledovým povrchem některých měsíců může být kapalný oceán vody a to ne díky Slunci ale slapovým silám Jupiteru a Saturnu.

Vědci provedli simulace chemického vývoje atmosféry exoměsíce o hmotnosti Země, který obíhá okolo volně plovoucí exoplanety o hmotnosti Jupiteru. Nezajímal je podpovrchový oceán, ale tekutá voda na samotném povrchu.

Podle studie mohou být na exoměsících volně plovoucích planet podmínky k udržení vody v kapalném skupenství. Potřeba jsou vhodné parametry oběžné dráhy, dostatek energie ze slapových sil, slušná atmosféra a samozřejmě dobré počáteční podmínky.

Vědci simulovali množství vody, které by vzniklo v atmosféře, které na začátku dominuje oxid uhličitý s 10 % vodíku.

Výsledky naznačují, že množství vody přítomné na povrchu měsíce by bylo asi 10 000krát menší než celkový objem oceánů naší planety, ale 100krát větší než množství vody v zemské atmosféře. To by stačilo k tomu, aby se na něm mohl vyvinout a rozvíjet život.

První objevené exoplanety byli horcí jupiteři. Dnes už díky Keplerovi víme, že podobné planety nejsou až tak běžné. Jaká je ale míra výskytu plynných obrů a jejich rozložení podle vzdálenosti od hvězdy?

Na podobné otázky je trochu obtížné odpovědět. Dnes nejúspěšnější metoda detekce (pozorování tranzitů) se na to nehodí. Čím dál od své hvězdy planeta obíhá, tím menší je pravděpodobnost tranzitu. Navíc všechny vyhledávací projekty fungují maximálně roky.

Měření radiálních rychlostí je lepší, ale i tak platí, že čím dál planeta obíhá od hvězdy, tím menší výchylku amplitudy radiální rychlosti své hvězdy způsobí. Na druhou stranu mají vědci k dispozici data za tři dekády.

V poslední době vyšly dvě studie, které se na tuto oblast zaměřily. Vědce zajímalo míra výskytu plynných obrů v různých vzdálenostech od hvězdy. Detekovat vzdálenější planety typu Uran je stále obtížné, ale u větších planet máme už poměrně dost zářezů pro obecnější závěry. Přesto se na tento svět do značné míry díváme klíčovou dírkou. Nepotrvá to však dlouho. Naše závěry mohou doplnit například objevy družice Gaia. Astrometrie je citlivá právě na plynné obry na vzdálenějších drahách.

Ve studiích vědci využili data z California Legacy Survey. Převážně jde o pozorování spektrografu HIRES na Keckově dalekohledu. Doplnila je data z dalekohledů Shane a Automated Planet Finder na Lickově observatoři.

V průběhu průzkumu se zaměřili na 719 hvězd, u kterých objevili 177 planet, z nichž 14 bylo nově objevených. Zjištěné hmotnosti se pohybovaly mezi setinou a 20násobkem hmotnosti Jupiteru.

Podle závěrů studie připadá na 100 hvězd v Galaxii asi 14 plynných obrů s oběžnými dráhami ve vzdálenosti 2 až 8 AU a 8,9 planet s oběžnými dráhami ve vzdálenosti 8 až 32 AU.

Studie také potvrzuje, že nejvíce obřích planet najdeme ve vzdálenosti 1 až 10 AU, což v podstatě odpovídá Sluneční soustavě. Jupiter obíhá ve vzdálenosti 5 AU, Saturn ve vzdálenosti 9 AU.

Na hodně pěkném grafu níže vidíte na svislé ose míru výskytu plynných obrů na 100 hvězd. Na vodorovné ose pak vidíte vzdálenost od hvězdy v AU (1 AU je vzdálenost Země od Slunce).

Zdroje:

• The California Legacy Survey I. A Catalog of 177 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades
• The California Legacy Survey II. Occurrence of Giant Planets Beyond the Ice line

Před třemi lety byl v rámci projektu Red Dots, který se zaměřuje na hledání exoplanet u blízkých červených trpaslíků, oznámen objev exoplanety u Barnardovy hvězdy. Z mnoha důvodu to byla obrovská zpráva. Barnardova hvězda je po trojhvězdě Alfa Centauri čtvrtou nejbližší hvězdou od nás.

Vědci tehdy využili data ze sedmi spektrografů za období téměř 20 let. Nejvíce jich pocházelo z HARPS (3,6 metrový dalekohled v Chile) a HIRES (Keckův dalekohled, Havaj).

Planeta měla mít hmotnost 3,2 Země a oběžnou dobu 232 dní. Vzhledem k tomu, že Barnardova hvězda je červený trpaslík o hmotnosti menší než pětina Slunce, panují na povrchu planety mrazivé podmínky. Tedy pokud existuje…

Falešný signál?

Jack Lubin a jeho kolegové nyní vydali studii, která existenci exoplanety zpochybňuje. Není to neobvyklé. Planeta byla objevena měřením radiálních rychlostí. Jak exoplaneta obíhá okolo své hvězdy, tak s hvězdou jakoby cloumá, což se projevuje v posuvu spektrálních čar. Zní to jednoduše, ale stačí, aby byla planeta na vzdálenější dráze (což je), měla menší hmotnost a hned je na hraně toho, co lze detekovat. Vědcům pak může zkomplikovat problém aktivita hvězdy, její doba rotace (ta často vytváří falešné detekce) apod.

Exoplaneta u Barnardovy hvězdy není dokonce ani nejbližší planetou, jejíž existence byla zpochybněna. Tou je Alfa Centauri B b.

V nové studii se Lubin a spol. opřeli o data ze spektrografu Habitable-zone Planet Finder (HPF), který je součástí výzbroje Hobby-Eberly Telescope na McDonald Observatory v Texasu.

Autoři vzali vlastní data i ta původní, ale žádný signál, který by naznačoval existenci planety, nenašli. Podle nich signál, který před třemi lety považovali jejich kolegové za super-zemi, ve skutečnosti souvisí s rotací hvězdy a její aktivitou. Barnardova hvězda se otáčí pomaleji než Slunce, jedna otočka ji zabere 145 dní.

Autoři zjistili, že signál spojený s planetou byl v minulosti po dobu tří let silnější. V dalších letech (zejména těch posledních) byl slabý nebo dokonce žádný. Zatímco signály planety jsou trvalé, signály související s aktivitou hvězdy jsou přechodné. V době, kdy byl signál silnější, vykazovala Barnardova hvězda také vyšší magnetickou aktivitu.

Déjà vu

Není to poprvé, co byla u Barnardovy hvězdy objevena a následně zpochybněna exoplaneta. V roce 1963 oznámil objev planety (později dokonce dvou planet) astronom Peter van de Kamp. Nevyužil k tomu měření radiálních rychlostí, ale astrometrii – přesné měření vlastního pohybu hvězdy. Planety neměly s tou novou nic společného. Měly mít mnohem větší hmotnost a obíhat výrazně dál. Ostatní astronomové existenci planety vyvrátili. Van de Kamp zemřel v květnu 1995. O pár měsíců později byla objevena první exoplaneta u hvězdy hlavní posloupnosti – 51 Peg b.

Od TESS se očekávalo, že naváže na kosmický dalekohled Kepler a objeví velké množství cirkumbinárních planet. Zatím se však podobné objevy rodí jen pomalu. Vědci na začátku roku oznámili objev první (TOI-1338 b) a nyní druhé.

Cirkumbinární planety jsou takové, které obíhají dvě hvězdy současně. V tomto případě TESS pozorovala systém s označením TIC 172900988 od poloviny ledna do poloviny února loňského roku.

Dvě hvězdy jsou si velmi podobné. Mají o třetinu větší hmotnost a velikost ve srovnání se Sluncem. Okolo sebe obíhají s periodou 20 dnů a vzájemně se zakrývají.

Okolo nich obíhá exoplaneta TIC 172900988 b. V průběhu měsíčního pozorování TESS tranzitovala před primární (větší) hvězdou a poté o 5 dní později i před sekundární hvězdou. Na základě pozorování vědci odhadují, že poloměr planety je 11 Zemí nebo také srovnatelný s Jupiterem.

Oběžnou dobu však na základě omezeného množství pozorování nedokázali přesně určit. Existuje šest možných scénářů a všechny mají zhruba stejnou pravděpodobnost. Planeta může mít oběžnou dobu 89, 190, 194, 199, 200 nebo 204 dní.

Dobrou zprávou je, že mateřské hvězdy jsou poměrně jasné (10 mag), takže systém je vhodný pro spektroskopická pozorování. Na základě nich by vědci mohli určit oběžnou dobu i hmotnost planety.