Jen velmi malou část exoplanet vidíme přímo. Jedná se o mladé a stále ještě poměrně horké světy, které se nacházejí dál od svých hvězd. HD 131399Ab měla mít hmotnost jen asi 4 Jupitery, což by ji řadilo mezi nejméně hmotné exoplanety, které pozorujeme přímo. Navíc se měla nacházet ve vícenásobném hvězdném systému.
Na první pohled se zdá, že přímá metoda je jistější než nepřímé metody. Místo bodů v grafu vidíme skutečný planetární svět. Jenomže ve světě exoplanet vidět neznamená vědět.
Bodový zdroj světla, který se jeví jako planeta, může být ve skutečnosti hvězda v pozadí. Je potřeba delšího pozorování, abychom se utvrdili, že se objekt pohybuje se svou mateřskou hvězdou – v případě HD 131399Ab s celým hvězdným systémem.
Pozorování nejprve skutečně ukázala, že se HD 131399Ab zřejmě pohybuj s hvězdami v systému HD 131399. Jenomže nakonec asi ne…
Na hvězdu se kromě SPHERE podíval i Planetární zobrazovač na dalekohledu Gemini (GPI) a přístroj NIRC2 na Keckově dalekohledu.
Je hmotnější, než by měla být
Teplota zářícího objektu závisí na teplotě (teplé objekty jsou modřejší, chladnější červenější). U mladých planet závisí teplota na hmotnosti. Pozorování HD 131399Ab ukazují, že půjde přinejmenším o hnědého trpaslíka, ale spíše o oranžového nebo červeného trpaslíka.
Pokud by se takto hmotný objekt nacházel v systému HD 131399, musel by už celý systém s ohledem na vzdálenosti hvězdy HD 131399A opustit.
HD 131399Ab je tak zřejmě skutečně jen hvězdou v pozadí a jednu z nadějných přímo pozorovaných exoplanet si můžeme z katalogu exoplanet vyškrtnout.
Všechny dosud objevené exoplanety se nacházejí v naší Galaxii. Většina je paradoxně dál, než bychom si přáli – stovky světelných let. Může za to Kepler a výběr zorného pole pro primární misi, ale postupně se daří hledat planety také u nejbližších hvězd.
Nejčastější používané metody jsou citlivé na planety u hvězd do vzdálenosti stovek světelných let, protože kvůli poměru signál/šum je nutné, aby byla hvězda jasná.
Metoda gravitačních mikročoček naopak přináší objevy exoplanet vzdálené tisíce světelných let. Teoreticky je možné dokonce objevit planety v jiných galaxiích. Vědci z University of Oklahoma možná tento předpoklad přetavili do prvních objevů.
Do jedné přímky se nám dostanou dva objekty. Bližší objekt svou gravitací v souladu s teorií relativity zesílí světlo vzdáleného objektu. V případě mikročoček uvnitř naší Galaxie jsou to dvě hvězdy (a ta bližší s exoplanetou) nebo hvězda a bludná planeta.
U nového objevu ale hrály hlavní role trochu větší objekty. Vědci využili data z kosmického dalekohledu Chandra. Čočkovaným objektem tentokrát nebyla vzdálená hvězda ale kvasar s označením RXJ1131-1231, který se nachází 6 miliard světelných let od nás v souhvězdí Poháru.
Kvasary jsou objekty, které jsou na první pohled podobné hvězdám (bodové zdroje), ale jsou velmi vzdálené a vyzařuji častokrát více záření než celé galaxie.
V srdci kvasaru RXJ1131-1231 se nachází obří černá díra, díky které se do médií dostal už před čtyřmi lety. Vědcům se tehdy podařilo vůbec poprvé změřit rychlost rotace černé díry, která je v tomto případně rovna polovině rychlosti světla.
Kvasar RXJ1131-1231 vidíme zásluhou čočkující galaxie ve vzdálenosti 3,8 miliard světelných let.
Vědci zkoumali vlastnosti emisí záření poblíž horizontu událostí supermasivní černé díry a dospěli k závěru, že pozorované vlastnosti tohoto záření nejlépe vysvětluje přítomnost bludných planet v čočkující galaxii. Planety mají hmotnost Měsíce až Jupiteru.
Podle simulací tvoří bludné planety až 0,01 % hmotnosti galaktického hala, což by znamenalo, že na jednu hvězdu hlavní posloupnosti připadá 2000 bludných planet!
Nádherný úkaz zachytili Andé Luiz Nassif v brazilském Ribeirao Claro. Přímo v mracích se vytvořila duha. Jevu se říká cirkumhorizontální oblouk a vzniká na ledových krystalcích.
Většinu exoplanet nevidíme. Pozorujeme jen jejich vlivy na mateřskou hvězdu. Pokud už nějakou planetu pozorujeme přímo, jedná se o mladého obra a i ten je vidět jen jako světelný bod. Mohli bychom v nejbližší době pozorovat na povrchu exoplanet nějaké detaily? Vědci přišli s jednoduchým způsobem, jak objevit na povrchu kamenných planet hory!
V relativně nedaleké budoucnosti by se mohla zrodit exotopografie. Moiya McTier a David Kipping přišli s jednoduchých způsobem, který by nám umožňoval objevit velké pohoří na planetách desítky světelných let od nás. Princip je jednoduchý, ale provedení bude poněkud složitější.
Pokud planeta přechází před svou hvězdou, způsobuje nepatrný pokles její jasnosti. Tranzitní metoda umožňuje změřit velikost planety a parametry její oběžné dráhy, ale nabízí i další možnosti – například objev exoměsíců nebo prstenců.
Představme si, že povrch planety není dokonale kulatý (nebo spíše hladký, kulatá není ani Země), ale nachází se na něm velké hory podobné například Himálajím. Pozorováním dostatečně velkého množství tranzitů můžeme tyto hory objevit. Pěkně je to znázorněno na obrázku níže.
Tranzit planety s horou a změny ve světelné křivce. Credit: Moiya McTier, David Kipping
Když dojde k tranzitu planety v době, kdy se na hory díváme z boku, projeví se to ve světelné křivce. Planeta samozřejmě nesmí mít vázanou rotaci, což je bohužel případ velké části dosud objevených planet tranzitní metodou – jednoduše proto, že se planety s kratší oběžnou dobou hledají nejlépe.
Deformace světelné křivky vlivem nějakého velkého pohoří nebo sopky bude samozřejmě velmi malá. Obecně platí, že hloubka tranzitu je o to větší, čím větší je planeta a čím menší je hvězda.
V případě planet u hvězd podobných Slunci nebudeme mít šanci. U červených trpaslíků bude situace lepší, ale úplně nejlepší by byla u bílých trpaslíků, kteří mají velikost podobnou Zemi. Bílí trpaslíci jsou obnažená jádra bývalých hvězd podobných Slunci. Zatím jsme sice planety u bílých trpaslíků neobjevili, ale astronomové věří, že by nějaké planety okolo nich obíhat mohly. Bílí trpaslíci mají obvykle velikost srovnatelnou se Zemí.
Současné dalekohledy nemají dostatečnou přesnost. Podle autorů si budeme muset počkat až na daleko větší dalekohledy s průměrem okolo 100 metrů (takový měl být Overwhelmingly Large Telescope).
Ideální by podle autorů byla planeta o velikosti Marsu, která obíhá okolo bílého trpaslíka s periodou asi 10 hodin. Tranzit podobné planety by trval asi 2 minuty. Dalekohled o průměru 100 metrů by podobných tranzitů musel pozorovat asi 400, což odpovídá přibližně 20 hodinám pozorování (musíte začít pozorovat chvíli před tranzitem).
Kromě vázané rotace ale mohou nastat i další komplikace, které pozorování hor znemožní – oblaka, osa rotace planety apod.
Před 4 lety touto dobou začal na dalekohledu Gemini pracovat planetární zobrazovač (Gemini Planet Imager –GPI).
V listopadu 2014 se vědci pustili do průzkumu asi 600 mladých hvězd. Ke konci roku 2014 prozkoumal GPI už více než 400 z nich.
Mladé hvězdy nejsou v hledáčku GPI náhodou. Přístroj dokáže částečně blokovat světlo hvězdy. V kombinaci s adaptivní optikou (pro minimalizaci vlivu zemské atmosféry) a pokročilým zpracováním obrazu dokáže GPI najít přímým zobrazením větší exoplanety. Vidí je díky tomu, že jsou stejně jako mateřská hvězda ještě mladé a tedy poměrně horké.
Na videu z přehlídky více než 400 hvězd je šum, hnědí trpaslíci, ale také hvězdy – ať už další složky daného hvězdného systému, nebo hvězdy, které se jen náhodně promítají do blízkosti zkoumané hvězdy. Jsou tam ale i exoplanety milionkrát slabší než mateřská hvězda a disky trosek.
Při hledání názvů pro lovce exoplanet projeví astronomové častokrát smysl pro humor. V celém názvu projektu (který ale stejně nikdo nepoužívá) je obvykle ukryt fádní popis a cíle projektu, ale zkratka je výrazně vtipnější: Trappist (belgické pivo), Mascara (řasenka), Espresso nebo nově ExTrA.
Francouzský projekt spatřil v Chile první světlo. ExTrA (Exoplanets in Transits and their Atmospheres) se nachází na observatoři La Silla a jedná se o soustavu tří dalekohledů o průměru 60 cm.
Trojice dalekohledů ExTrA sbírá světlo přicházející ze sledované hvězdy a čtyř hvězd srovnávacích. Záření je pomocí optických vláken přivedeno do spektrografu. Tento postup, který přidává spektrální informaci k tradičně používané fotometrické metodě, pomáhá redukovat rušivý vliv zemské atmosféry a také efekty vznikající v přístrojích i detektorech. Tím se značně zvyšuje dosažitelná přesnost.
Cílem projektu je hledání exoplanet tranzitní metodou a to zejména planet u červených trpaslíků.
Horký jupiter CoRoT-2b nejspíše přepíše teorie, ale nevíme, které a jak moc.
CoRoT-2b objevil kosmický dalekohled CoRoT v prvních měsících své mise, která započala na začátku roku 2007. CoRoT byl evropský předchůdce Keplera. Do rok 2012 hledal exoplanety tranzitní metodou.
CoRoT-2b je na první pohled jedním z mnoha horkých jupiterů. Je 1,4krát větší a 3,3krát hmotnější než Jupiter a okolo své hvězdy oběhne za 1,7 dne.
Horcí jupiteři mají řadu společných rysů. Mezi ně patří vázaná rotace. Planeta je k hvězdě nakloněna stále stejnou stranou, což znamená, že na jedné polokouli je věčný den a na druhé zase věčná noc. Samozřejmě to vede k obrovským teplotním rozdílům, které ale částečně vyrovnává atmosféra – to vede k velmi rychlým větrům.
V atmosféře planety se nachází tzv. substelární bod, což je místo, které je nejblíže k mateřské hvězdě – tu byste v tomto bodě měli přímo nad hlavou.
Selský rozum velí, že právě v tomto místě by měla být s ohledem na vázanou rotaci nejvyšší teplota. Paradoxně tomu tam ale není.
Dnes již dokážeme vytvářet hrubé teplotní mapy horkých jupiterů. Ty ukazují, že nejteplejší místo je posunuto o pár desítek stupňů na východ. Souvisí to se zmíněnými silnými větry, které vanou na východ a teplou skvrnu posouvají.
CoRoT-2b má špatný vítr
U horkého jupiteru CoRoT-2b je ale teplá skvrna posunuta asi o 23 stupňů směrem na západ! Autoři studie srovnali CoRoT-2b s devíti dalšími podobnými horkými jupitery a všechny mají skvrnu posunout na východ.
Proč se CoRoT-2b liší? Přesná odpověď není. Vědci nabízejí tři možnosti:
Východní stranu planety pokrývají velká oblaka.
Atmosféra planety by mohla interagovat s magnetickým polem planety, což by znamenalo, že nám CoRoT-2b nabízí vzácnou příležitost ke studiu magnetického pole exoplanety!
Planeta se okolo své osy otočí za delší dobu, než za jakou oběhne okolo hvězdy. V takovém případě by neměla vázanou rotaci, což by znamenalo, že naše představy o interakcích mezi hvězdou a planetou nejsou úplně správné.
Hubblův kosmický dalekohled se podíval na slavnou mlhovinu v Orionu, kterou můžete vidět za dobrých podmínek i pouhým okem.
Hubble se zaměřil na 1200 hvězd a hledal jejich společníky. Na podrobnosti si budeme muset ještě počkat, ale už dnes víme, že Hubble byl na lovu hodně úspěšný.
Vědcům se podařilo rozlišit hnědé trpaslíky od menších hvězd detekcí vodní páry v jejich atmosférách.
Celkem se podařilo objevit 17 hnědých trpaslíků, jeden pár hnědých trpaslíků, jednoho hnědého trpaslíka s planetárním průvodcem a jednoho červeného trpaslíka s planetárním průvodcem.
Zajímavým objevem je ale dvojice planet, které obíhají okolo sebe bez přítomnosti hvězdy.
Silnější vnitřní kruh představuje primární těleso (hlavní složka), vnější kruh označuje společníka. Červená: planeta, oranžová: hnědý trpaslík, žlutá: hvězda. Credit: NASA , ESA, and G. Strampelli (STScI)
Zavřeno! Americký národní úřad pro letectví a vesmír zavře v nejbližších hodinách své brány.
Americký senát se nedohodl na rozpočtu, což znamená uzavření federálních úřadů a to včetně NASA.
Nastal tzv. shutdown. Není to poprvé a určitě ani naposledy, kdy se politici za velkou louží nedokázali dohodnout na rozpočtu.
Během shutdown zůstanou v úřadu jen lidé, jejichž práce je považována za rozhodující pro ochranu zdraví, bezpečnosti nebo majetku. NASA má plán a seznam lidí, kterých se to týká. Je to absolutní menšina z celkových více než 18 tisíc zaměstnanců NASA.
Například v Johnsonově vesmírném středisku by v práci z více než 3000 zaměstnanců zůstalo asi 200 až 300. V Kennedyho vesmírném středisku (KSC) z 2 000 zaměstnanců asi 100 až 200.
U svých obrazovek například zůstane minimální tým pro řízení operací na ISS. V současné době běží přípravy na dva výstupy do otevřeného kosmu (23. a 29. ledna). Přípravy budou pokračovat, ale pokud se v termínu nakonec uskuteční a bude stále shutdown, zřejmě je neuvidíme v NASA TV, která nebude fungovat.
Zejména delší shutdown by mohl mít vliv na přípravy startu družice TESS.
SpaceX před pár dny uvedla pro The Verge, že se ji shutdown nedotkne. Na KSC je ale nyní ke statickému zážehu připravována raketa Falcon Heavy a shutdown se samozřejmě týká i zaměstnanců a podpůrného personálu na KSC.
Podrobnější informace o vlivu shutdown na NASA získáme až v dalších hodinách a dnech. Klíčová bude samozřejmě také jeho délka. V roce 2013 trval 16 dní.
METEOR OVER THE MIDWEST: Folks from Chicago to Michigan reported seeing a meteor light up the skies tonight. Mike Austin's dash camera captured a great shot of its final burn. Many people also reported a loud 'BOOM.' https://t.co/XyHuSA0tyZpic.twitter.com/8zbCzyqW0W
Vloni v listopadu jsme psali o objevu planety s oběžnou dobou jen 6,7 hodin. Planeta dostala označení K2-141b a máme i několik novinek.
Planetu objevil na přelomu let 2016 a 2017 dalekohled Kepler v rámci mise K2. Velikost planety je 1,5 Země a její hmotnost asi 5 Zemí. Jedná se o typickou představitelku planet s ultra-krátkou oběžnou dobou, což jsou planety s oběžnou dobou kratší než jeden den a poloměrem menším než 2 Země.
Na mateřskou hvězdu se podíval spektrograf HARPS-N, který se nachází na Národním dalekohledu Galileo na Kanárských ostrovech.
Kromě toho vědci objevili devět tranzitů planety Kepler-141c. Planeta je 7krát větší než Země a okolo hvězdy oběhne za více než 7 dní.
Zatímco planeta c bude nejspíše podobná Neptunu, bližší planeta bude horkým světem bez husté atmosféry. Složení planety bude zřejmě podobné Zemi – s velkým železným jádrem, které zabírá 30 až 50 % hmotnosti planety.
Studium hustoty a tedy očekávaného složení podobných planet je velmi důležité, protože původ planet s ultra-krátkou oběžnou dobou (USP) zůstává stále trochu záhadou. Může se jednat o obnažená jádra horkých jupiterů, ale možná také mini-neptunů.
Planeta mění fáze
Jak planeta Kepler-141b obíhá okolo své hvězdy, mění fáze. Vědci také objevili tzv. sekundární zatmění. V době, kdy je planeta za hvězdou, k nám přichází ze systému méně záření.
Z dat Keplera a následných modelů nelze rozpoznat, zda za fázovou křivkou a sekundárním zatměním stojí vysoké albedo planety (Kepler-141b by odrážela asi třetinu záření) nebo termální emise z velmi horkého povrchu (3000 Kelvinů).
Exoplanety.cz slaví 9 let na českém internetu. Doména byla registrována 16. ledna 2009 a web následně spuštěn 28. ledna.
Web byl tehdy spuštěn při příležitosti startu dalekohledu Kepler, ale fungovat bude samozřejmě i po jeho konci, který se už bohužel blíží. Lovec exoplanet má palivo na posledních pár týdnů (maximálně).
V pátek 12. ledna odstartovala z kosmodromu Šríharikota indická raketa PSLV-XL, která na oběžnou dráhu vynesla několik desítek CubeSatů. Mezi nimi je i nový lovec exoplanet PicSat.
CubeSaty jsou malé krychličky o hraně 10 cm. Samozřejmě můžete těchto krychliček poskládat více. Ve většině případů jsou CubeSaty využívány jako školní projekty nebo plní jednoduché vědecké úkoly.
PicSat postavila Francie a jedná se o CubeSat verze 3U nebo-li tři krychličky. Na projektu se podílí několik institucí. Tou hlavní je laboratoř LESIA Pařížské observatoře. Na stejné observatoři mimochodem běží nejslavnější katalog exoplanet.
Zaměří se na Betu Pictoris
Pokud hledáte exoplanety tranzitní metodou, potřebujete velké štěstí a tomu je nutné jít naproti. Kepler nebo pozemské přehlídky pozorují desítky tisíc hvězd současně, aby u hrstky z nich objevili tranzity planet.
PicSat je malý, levný, a tak si může dovolit odvážnější cíle. V jeho hledáčku bude jediná hvězda – Beta Pictoris.
Druhá nejjasnější hvězda souhvězdí Malíře se nachází asi 63 světelných let od nás a v historii výzkumu exoplanet má velmi speciální místo.
Už v 80. letech byl u Bety Pictoris objeven disk trosek. Ve skutečnosti se okolo hvězdy nachází tři disky a také planeta. Beta Pictoris b byla objevena v roce 2008 přímým zobrazením.
Exoplaneta beta Pictoris b má hmotnost asi 7 Jupiterů, oběžnou dobu zhruba 22 let a obíhá ve vzdálenosti 9,7 AU.
Vzhledem k tomu, že planetu pozorujeme už mnoho let, můžeme vidět její skutečný pohyb okolo hvězdy.
Najde tranzity?
Sklon dráhy planety vůči nám je podle novějších pozorování asi 88,8 stupně, což dává jistou naději, že by planeta mohla tranzitovat.
Přesný termín možného tranzitu není znám. Pokud k němu už nedošlo, tak by k němu mohlo dojít někdy do léta letošního roku. Vzhledem k odhadované velikosti planety by PicSat měl tranzity zaznamenat.
Pravděpodobnost, že Beta Pictoris b tranzituje je spíše malá. Přesto by před mateřskou hvězdou měla projít její Hillova sféra. O co jde? Oběh měsíce okolo planety je vymezen dvěma mantinely. Prvním je určitá hranice, kterou když měsíc překoná, je roztrhán slapovými silami planety. Druhým je na opačném konci Hillova sféra, která vymezuje prostor, v němž jsou gravitační vlivy planety větší, než gravitační vlivy hvězdy. Pokud se tedy měsíc dostane mimo tuto sféru, uletí.
PicSat by mohl najít exoměsíce nebo objekty v Hillově sféře Bety Pictoris b. V neposlední řadě bude v jeho hledáčku i třetí typ objektu – exokomety.
Jádra komet nejsou obvykle velká, mají stovky metrů až kilometry. Podobný objekt nezpůsobí dostatečně velký pokles jasnosti hvězdy, aby ho dokázala současná technika zaznamenat. Okolo komety se ale vyskytuje oblak prachu (koma) a chvost, což jsou útvary výrazně větší.
Cílem mnoha CubeSatů je také testování nových technologií. V případě PicSatu jde o využití optických vláken pro fotometrická měření ve vesmíru.
PicSat pod kapotou
Už jsme zmínili, že PicSat je CubeSat typu 3U, což znamená, že to jsou tři krychličky – každá o rozměrech 10x10x10 cm. Skutečné rozměry družice jsou ale po vyklopení antény a solárních panelů větší. Hmotnost PicSatu je asi 3,5 kg.
Celková spotřeba družice je pouze 5 W, což je na úrovni jedné úsporné žárovky.
Credit: Lesia / Observatoire de Paris
V dolní části družice je elektronika, anténa, komunikační a navigační systémy, baterie, setrvačníky a systém řízení polohy.
V horní části je umístěn sledovač hvězd a vědecká aparatura. Zatímco Kepler má hlavní zrcadlo o průměru necelého jednoho metru, PicSat si musí vystačit s parabolickým zrcátkem o průměru jen 5 cm.
Od zrcátka jde světlo Bety Pictoris do sekundárního zrcátka a odtud se dostává do optického vlákna, které je umístěno v ohniskové rovině primárního zrcátka. Optické vlákno o průměru 3 mikrometrů a délce 5 cm je připojené k fotodiodě.
Credit: Lesia / Observatoire de Paris
Průměr vlákna 3 mikrometry odpovídá na obloze jen dvěma obloukovým vteřinám, takže jsou kladeny velké požadavky na polohovací systém, aby se zajistilo, že vlákno bude vždy ve středu cíle. Toho je dosaženo speciálním algoritmem řídicím dvouosý piezoelektrický aktuátor, na němž je vlákno namontováno.
Spojení zajistí radioamatéři
O spojení s družicí se stará pozemní stanice Pařížské observatoře v Meudonu (jihozápadně od francouzské metropole). Družice je ale v dohledu stanice jen pár minut denně. Se spojením tak mohou pomoci radioamatéři.
PicSat je navázán na horkou linku do chilské pouště Atacama. Pokud něco objeví, bude na Betu Pictoris okamžitě nasměrován slavný spektrograf HARPS.
Po startu se s družicí, která se pohybuje po polární dráze ve výšce 500 km, podařilo úspěšně navázat spojení. Nyní nezbývá než čekat…
Kepler během obou svých misí získal obrovské množství dávat, které prohledávají algoritmy týmu Keplera, další týmy, umělá inteligence ale také běžná veřejnost.
Zatímco distribuované výpočty, u kterých přenecháváte část výkonu svého počítače zvolenému projektu, nikdy k žádnému většímu objevu nevedly, přímé zapojení do občanské vědy nese ovoce. Amatérští lovci objevují komety na snímcích z družice SOHO nebo právě exoplanety.
Po úspěšném projektu Planet Hunters byl vloni spuštěn Exoplanet Explorers, který se věnuje datům z mise K2.
V dubnu byl uveřejněn objev systému K2-138. K jeho odhalení pomohla i propagace v australském televizním pořadu Stargazing Live na ABC TV. Do hledání exoplanet se mohl pustit opravdu kdokoliv. Nejúspěšnější lovci se stali autory studie, která nyní vychází.
Okolo hvězdy K2-138 obíhá do vzdálenosti 0,1 AU pět planet s oběžnými dobami: 2,4; 3,5; 5,4; 8,3 a 12,8 dní. Pokud si podělíte oběžné doby sousedních planet, vyjde vám něco okolo 1,5 nebo-li poměr 3:2. Oběžné doby všech planet tvoří téměř dokonalý řetězec – jsou v tzv. rezonanci.
Na jejich povrchu podmínky k životu určitě nebudou. Jejich velikost se pohybuje od 1,6 po 3,3 Země, takže se jedná o mini-neptuny. Nejvzdálenější z planet dostává více než 50krát více záření než Země od Slunce.
Malá vzdálenost planet dává naději na budoucí změření změn v časech tranzitů (planety se vzájemně gravitačně ovlivňují) a odhadu hmotnosti planet.
Vědci zjistili, že exoplanety obíhající stejnou hvězdu mají tendenci mít podobné velikosti a pravidelné rozestupy. Něco podobného ve Sluneční soustavě neplatí, takže z tohoto pohledu můžeme naší planetární domovinu považovat za výjimečnou.
Lauren Weiss z Université de Montréal a její tým vydali opravdu pěknou studii, která pracuje s daty z Keplera a spektrálními měřeními Keckova dalekohledu na Havaji.
Hlavním cílem Keplera bylo přinést obecné závěry o exoplanetách. Kosmický dalekohled ovšem viděl jen na jedno oko – objevoval exoplanety spíše ve vnitřních částech planetárních systémů, takže některé závěry jsou omezené nebo je musíme brát s rezervou.
Hrášková hypotéza
Weiss a její tým upřesnil poloměry, velké poloosy a oslunění pro 909 exoplanet v 355 muliplanetárních systémech. Také se podívali na hmotnosti mateřských hvězd.
Výsledky zpracovali a snažili se najít nějaké korelace, což se jim podařilo:
Pokud se podíváme na multiplanetární systémy, tak platí, že planeta bude mít podobnou velikost jako její sousedka. Okolo hvězdy tak obvykle obíhá několik menších nebo naopak několik větších exoplanet.
V systémech se třemi a více planetami jsou obvykle mezi planetami pravidelné rozestupy. Weiss to v tiskové zprávě trefně přirovnala ke kuličkám hrášku v lusku.
Poměry oběžných dob jsou menší v systémech s menšími planetami, což bude souviset se vznikem a vývojem planet.
U 93 % párů je vzdálenost mezi planetami nejméně 10 vzájemných Hillových poloměrů [1] a nejběžnější vzdálenost je 20 Hillových poloměrů.
V 65 % případů je vnější planeta větší.
Existuje hodně zajímavá korelace mezi poměry vnější a vnitřní planety a jejich teplotami. Kepler objevil především planety, které obíhají blíže k hvězdě. Korelace může souviset s odpařováním jejich atmosfér.
Výše popsané korelace budou mít původ ve vzniku a vývoji planetárních systému a ve Sluneční soustavě neplatí. Příčinou může být vliv Jupiteru a Saturnu, které narušily počáteční formování vnitřních planet.
Ve Washingtonu probíhá tento týden sjezd Americké astronomické společnosti. Robert Wilson z University of Virginia na něm vystoupil se zajímavým příspěvkem, který s výše popsaným také souvisí. Podíval se na množství železa u hvězd, u nichž Kepler objevil planety.
Podle jeho závěrů se u hvězd bohatších na železo vyskytují ve větší míře planety s oběžnou dobou kratší než 8 dní. Naopak u hvězd s nižším obsahem železa jsou spíše planety na vzdálenějších drahách (s oběžnou dobou nad 8 dní).
Zmíněné hvězdy bohatší na železo mají jen o 25 % železa více než jejich chudší kolegyně. Ukazuje se, že přesné složení původní mlhoviny může mít skutečně velký vliv na konečnou podobu planetárního systému.
Buďme rádi, že mlhovina, ze které jsme vznikli my, měla ty správné ingredience.
Poznámka:
[1] Okolo Země a jakékoliv jiné planety existuje jakási oblast (sféra), ve které jsou gravitační vlivy planety větší než gravitační vlivy hvězdy. Této oblasti se říká Hillova sféra. V případě Země sahá do vzdálenosti asi 1,5 milionů km.
Asi není potřeba rozebírat pojem obyvatelná oblast. Pokud se planeta pohybuje uvnitř obyvatelné oblasti, může mít na svém povrchu vodu v kapalném skupenství. Reálně však závisí obyvatelnost na mnoha dalších podmínkách. Na začátku všeho je zářivost hvězdy, vzdálenost planety od hvězdy a také historie celého systému, jak ukazuje třeba TRAPPIST-1, kde planety mohly v minulosti přijít o veškerou vodu.
Na obyvatelnost se musíme dívat také v podstatně větším a širším měřítku. Vliv bude mít i samotná Galaxie. Nathan A. Kaib se ve své práci podíval na obyvatelnost planet v rámci Galaxie. Můžeme život očekávat jen v tenkém páse, jako je tomu v případě obyvatelné oblasti hvězd nebo je život možný ve většině Galaxie?
Pokud chcete uplácat planetu, potřebujete kovy – prvky těžší než hélium. Vzhledem k tomu, že hvězda i planety vznikají ze stejného mračna, můžeme ze spektra hvězdy zjistit, jaké podmínky v mračnu panovaly. Podílu kovů v hvězdě se říká metalicita. Obecně se předpokládalo, že čím dál od galaktického centra se nacházíte, tím horší metalicitu naměříte. Ideální suroviny pro výrobu planet tedy najdeme blíže k centru Galaxie.
Galaktická obyvatelná oblast možná vůbec neexistuje
Výzkum exoplanet ale ukazuje, že u menších planet to s metalicitou nebude tak horké a planety objevujeme i u hvězd relativně chudých na kovy. Přesný vztah ale zatím neznáme. Méně hmotných planet je více než těch hmotných, ale také se špatně hledají, což komplikuje možnost udělat skutečně kvalitní závěry a zjistit, jaký je vztah mezi metalicitou a výskytem planet podobných Zemi.
Pokud se už rozhodneme bydlet blíže centru, můžeme narazit na problémy. Je to jako ve městě. Blíže centru najdeme více obchodů, škol, kulturních zařízení, ale také je tam větší hluk a horší vzduch. Předpokládalo se, že blíže k centru budou případné obyvatelné exoplanety častěji vystaveny výbuchům supernov a dalších podobných událostí.
Ukazuje se však, že podobná rizika budou nižší, než se předpokládalo. Množství ultrafialového záření se jen zdvojnásobí (ve srovnání s množstvím UV záření, které dostává Země od Slunce), pokud k výbuchu supernovy dojde ve vzdálenosti 8 parseků.
Vliv dalších hvězd
Většina hvězd se rodí v hvězdokupách. Vzdálenosti mezi hvězdami jsou v počátku menší, což může destabilizovat rodící se planetární systémy. Také toto riziko ale nebude velké. Hvězdokupy se rozpadnou dříve, než by to mohlo začít dělat neplechu.
Galaktických vlivů může být ale více. Průchod blízkých hvězd může třeba do vnitřních částí planetárního systému vrhnout objekty ze vzdálených disků (analogie Oortova mračna). Další problém mohou představovat planety u hvězdy, která je součástí dvojhvězdy. Pokud jsou obě složky (hvězdy) od sebe velmi vzdálené (100 AU a více), může být průchodem ostatních hvězd dráha jedné z hvězd ovlivněna, což pak v planetárním systému nadělá pořádný chaos.
Na začátku tohoto století byl zaveden pojem galaktická obyvatelná oblast, která pracuje s výše popsanými galaktickými vlivy. Kaib však v závěru článku uvádí, že Galaxie bude pro život mnohem příznivější, než jsme si mysleli.
Některé oblasti Galaxie budou pro obyvatelné planety mnohem pohostinnější než jiné, ale je těžké jednoznačně definovat regiony, které jsou příznivé, nebo naopak regiony, ve kterých to bude mít život velmi těžké.
Prvními objevenými exoplanetami byli horcí jupiteři. Kepler ale ukázal, že se jednalo jen o observační zkreslení a minimálně ve vnitřních částech planetárních systémů dominují mini-neptuni.
Pokud bychom si rozdělili objevy Keplera podle velikosti, tak bychom zjistili, že nejvíce planet má poloměr od 1,9 do 3,1 Zemí. Druhá nejpočetnější skupina leží hned vedle – planety o velikosti 1,2 až 1,9 Země. Podle současných teorií končí říše zemí a super-zemí přibližně okolo 1,6 poloměrů Země. Větší planety už jsou mini-neptuni.
Podobnou planetu je těžké si představit, protože ji ve Sluneční soustavě nemáme. Jedná se o planetu větší než 1,6 Země, ale hmotnosti menší než 10 Zemí.
U planet zemského typu tvoří atmosféra méně než… řekněme desetitisícinu celkové hmotnosti planety. V případě mini-neptunů je to řádově 10 až 25 %.
Pokud planeta během svého vzniku přesáhne hmotnost 10 Zemí, stane se z ní nenasytný jedlík, který vysaje veškerý plyn ze svého okolí. Z planety se stane plynný obr podobný Jupiteru a rozložení hmotnosti se otočí. Například Jupiter má hmotnost asi 300 Zemí a na jádro připadá méně než 20 %, takže většinu hmotnosti planety tvoří atmosféra.
Na vodorovné ose jsou poloměry exoplanet v násobcích Země. Credits: NASA Ames/W. Stenzel
Julia Venturini a Ravit Helled se pokusili vznik mini-neptunů simulovat. Vzali zárodek budoucí planety a umístili ho do disku v rodící se planetární soustavě, v němž je stále ještě dostatek plynu a špetka prachu.
V první fázi rostlo pouze kamenné jádro. Ve druhé se zárodek planety stává již dostatečně gravitačně dominantní, aby na sebe začal nabalovat plyn z okolí. V této fázi roste jádro i atmosféra. Ve finále potřebujeme zárodek planety, který se dostane do fáze mini neptunu, ale současně v této fázi zůstane zhruba 3 miliony let, než se protoplanetární disk rozptýlí a růst planet ustane. Pokud bude růst planety příliš rychlý, před zánikem protoplanetárního disku překročí planetární embryo hmotnost 10 Zemí a z mini-neptunu se nám stane plynný obr.
Kde a jak vznikly?
Kepler objevil velkou část mini-neptunů v poměrně malé vzdálenosti od jejich hvězd. Předpokládá se, že v těchto oblastech planety nevznikly, ale migrovaly ze vzdálenějších končin. Někteří mini-neptuni mohou následně vlivem záření mateřské hvězdy o svou plynnou obálku přijít a zůstanou pak jen jejich obnažená jádra.
Planetárnímu embryu naordinovali autoři různé podmínky:
Místo vzniku: 5 AU / 20 AU
Atmosféra: z vodíku a hélia / z vodíku, hélia a vody
Atmosféra: průhledná, zaprášená
Způsob: z malých oblázků (cm) / z větších planetesimál (stovky m, km)
V případě vzniku z oblázků se může mini-neptun zformovat ve větší vzdálenosti od hvězdy (nad 20 AU). Potřebujeme ale atmosféru, která je obohacena o vodu a ideálně také zaprášená. Pokud je atmosféra neprůhledná, planeta chladne pomaleji, což zpomaluje vysáváni plynu z okolí.
Pokud planeta vzniká z planetesimál, může se mini-neptun zformovat i blíže k hvězdě ve vzdálenosti 5 AU. Potřebujeme ale opět atmosféru, která je obohacena o vodu, ale není zaprášená (v takovém případě by se mini-neptun do zániku protoplanetárního disku nestihl zformovat). Ve větších vzdálenostech od hvězdy může mini-neptun vzniknout dokonce i s atmosférou, která se skládá jen z vodíku a hélia. V případě obohacené a zaprášené atmosféry je ale situace příznivější .
Výše zmíněný maximální poloměr 1,6 Země pro planety zemského typu zapadá do scénáře vzniku mini-neptunů. Tyto planety budou kamennými jádry bez těkavých látek (ty jsou v atmosféře).
Samostatnou kapitolou může být vznik planet podobných Neptunu. Jejich vznik je ještě složitější. Možným scénářem je kolize vznikajících mini-neptunů.
Od května loňského roku došlo k několika poklesům jasnosti záhadné hvězdy KIC 8462852.
Tabetha Boyajian z Louisiana State University a její kolegové (studie má přes 200 autorů) dali na papír vše, co zjistili o čtyřech poklesech jasnosti v loňském roce.
Jako první objevil poklesy jasnosti hvězdy KIC 8462852 kosmický dalekohled Kepler v rámci své hlavní mise (2009-2013).
Tabetha Boyajian vybrala peníze na Kickstarteru a od března 2016 sleduje hvězdu 0,4 m dalekohledem na Las Cumbres (Chile) a také dalekohledem TFN (Kanárské ostrovy) a OGG (Havaj). Ke konci loňského roku přibyl ještě dalekohled v Texasu.
Pozemská pozorování jsou samozřejmě méně přesná než ty z Keplera, ale zase jsou prakticky online a také v různých vlnových délkách. Od května do konce roku 2017 došlo ke čtyřem poklesům jasnosti o 1 až 2,5 % – dostaly názvy Elsie, Celeste, Skara Brae a Angkor.
Vědci pozorovali poklesy v různých vlnových délkách. Pokud by byl za poklesy neprůhledný objekt, klesala by jasnost ve všech vlnových délkách stejně. To se však nestalo. V kratších vlnových délkách jsou poklesy hlubší než v dlouhých. Podle modelů se zdá, že za pozorovanými poklesy z loňského roku je opticky tenký prach o rozměrech mnohem menších než 1 mikrometr.
Kromě těchto ohraničených poklesů o délce dní až týdnů jasnost Tabbyiny hvězdy klesá také dlouhodobě a to o 6,3 ± 1,4 mmag za rok. Závislost na vlnové délce je u dlouhodobého stmívání menší. Podle autorů způsobuje krátkodobé poklesy jasnosti a dlouhodobé stmívání prach o různé velikosti. V případě dlouhodobého stmívání by měl mít velikost několika mikrometrů.
Existence prachu nevylučuje předešlé a vlastně hned počáteční hypotézy o existenci roje komet. Se zajímavou hypotézou přišli nedávno také slovenští vědci (L. Neslušan a J. Buda) ze slovenského Astronomického ústavu v Tatranské Lomnici. Podle jejich hypotézy mohou být všechny poklesy jasnosti vysvětleny existencí pouhých čtyř objektů obklopených prachem.
![V Brazílii spatřili neuvěřitelnou duhu v oblacích [video]](https://www.exoplanety.cz/wp-content/uploads/2018/02/duha-768x431.jpg "V Brazílii spatřili neuvěřitelnou duhu v oblacích [video]")
![Planetární zobrazovač prozkoumal okolí 400 mladých hvězd [video]](https://www.exoplanety.cz/wp-content/uploads/2018/01/679264948-768x432.jpg "Planetární zobrazovač prozkoumal okolí 400 mladých hvězd [video]")
