Dvacet let hledání a výzkumu exoplanet přineslo objevy mnoha multiplanetárních systémů, kdy okolo jedné hvězdy obíhají alespoň dvě planety.

Mezi nejpočetnější patří Kepler-90 a TRAPPIST-1 se sedmi planetami. Okolo hvězdy HD 10180 obíhá šest planet, ale může jich tam být i o dost více. Nyní k nim přibyl planetární systém HD 34445, který se nachází 150 světelných let daleko směrem v souhvězdí Orionu. Šest planet má oběžné doby od 49 dní po více než 15 let. 

V roce 2010 oznámili astronomové objev planety HD 34445b s oběžnou dobou 1049 dní a hmotnosti 0,79 Jupiteru. Už tehdy se ale předpokládalo, že okolo hvězdy může obíhat více planet. Nyní dal tým pod vedením zkušeného lovce exoplanet Stevena Vogta dohromady měření radiálních rychlostí a další data z Keckovy observatoře, dalekohledu Magellan (Chile) a dalekohledu APF na Lickeho observatoři. Celkem se jedná o kolekci dat za 18 let. Z celkového počtu 333 měření je 277 nových.

Velmi dlouhé rozpětí dat bylo klíčové, protože některé z planet mají oběžnou dobu v řádu let. Jiné ale oběhnou hvězdu za kratší čas, než Merkur Slunce. Planety by měly být ve všech případech podobné Neptunu (hmotnost 17 Zemí) až Saturnu (95 Zemí).

Samotná mateřská hvězda je o něco hmotnější a větší než Slunce a vyzařuje 2krát více záření. Je také starší – zhruba 8,5 miliard let a velmi bohatá na kovy.

Žádná z planet pravděpodobně není podobná Zemi. Obyvatelná oblast by se měla nacházet ve vzdálenosti asi 1,3 až 2,3 AU. Pokud okolo planet HD 34445b a HD 34445f obíhají větší měsíce, mohly by mít ony podmínky vhodné k udržení vody v kapalném skupenství.

Bohužel není příliš velká pravděpodobnost, že by planety tranzitovaly, což značně omezuje další možnosti výzkumu tohoto planetárního systému.

Planetární systém HD 34445

Zdroj: A Six-planet System around the Star HD 34445

V historii objevování exoplanet najdeme případy, kdy byla existence planety zpochybněna. Ať už šlo o Gliese 581g nebo Alfa Centauri Bb. Podobně tomu bylo také u několika planet u pulsarů. Objev těch prvních konec konců oznámil v lednu 1992 Aleksander Wolszczan na sjezdu Americké astronomické společnosti, na kterém byl odvolán objev planet u jiného pulsaru.

PSR B0329+54 je v tomto ohledu jako Pyšná princezna. Planetu u něj našli, nenašli, našli,… a tak to jde už téměř 40 let. Nyní je zpět. Tedy skoro…

Připomeňme, že pulsary jsou rychle rotující neutronové hvězdy – pozůstatky po výbuchu supernovy o velikosti jen pár kilometrů. Případná planeta ovlivní polohu pulsaru v prostoru a to se projeví ve zpožďování záblesků.

Pulsar PSR B0329+54 byl objeven v roce 1968. V roce 1979 oznámili dva astronomové (Demianski a Prószynski) objev exoplanety s dobou oběhu 3 let.

V roce 1985 další astronomové signál planety nepotvrdili, ale jiný tým využívající radioteleskop na Jodrell Bank Observatory naopak ano. Později se dokonce podařilo objevit možný signál s periodou 17 let.

V roce 1999 se k pulsaru vrátili astronomové znovu. Další tým využil radioteleskopy v polské Toruni (32 m) a největší anténu na starém kontinentu (Effelsberg, 100 m). Podle závěrů okolo pulsaru žádná planeta neobíhá.

Později vyšla další studie, která sice připustila možnost existence dvou planet, ale preferovala spíše možnost, že jde jen o šum způsobený samotným pulsarem.

E. Starovoit a A. Rodin nyní přichází s novou studií, která pracuje hned s několika soubory dat:

• 1968 až 1985: data z radioteleskopů JPL a to konkrétně z DSS 13 (26 m) a DSS 14 (64 m).
• 1978 až 2012: data z radioteleskopu na ruské observatoři Puščino.
• 1997 až 2001: data z 64 m radioteleskopu Kaljazin.

Podle výsledků se zdá, že okolo PSR B0329+54 neobíhá žádná planeta s periodou 3 let. Na druhou stranu ale byla zřejmě objevena planeta o hmotnosti 2 Zemí s periodou 27,8 let, což je zhruba srovnatelné se Saturnem. Planeta obíhá ve vzdálenosti 10,2 AU.

Pokud planeta existuje, pak jsou dvě možné scénáře jejího původu: planeta mohla vzniknout společně s původní hvězdou a přežít výbuch supernovy. Druhou možností je, že vznikla až po výbuchu supernovy z vyvrženého materiálu.

V prvním případě by měla mít protáhlou eliptickou dráhu, což se u mnoha planet u pulsarů nepotvrdilo, ale v případě PSR B0329+54 ano. Výstřednost dráhy by měla být něco přes 0,2.

Zdroj: On The Existence of Planets Around the Pulsar PSR B0329+54

Díky Keplerovi můžeme rozdělit exoplanet podle několika kritérií do různých skupin. Právě zásluhou tohoto lovce exoplanet vznikly kategorie jako planety s ultrakrátkou oběžnou dobou, kompaktní systémy, cirkumbinární exoplanety, mini-neptuni a další.

V nejbližších letech by vědci rádi začali podobně škatulkovat exoplanety také podle jejich atmosfér. Angelos Tsiaras z londýnské University College a jeho tým prezentovali na nedávném Evropském kongresu planetárních věd své závěry z průzkumu atmosfér vybraných exoplanet. V rámci vzorku bylo vybráno 30 exoplanet s poloměrem 0,35 až 1,9 Jupiteru a rovnovážnou teplotou 600 až 2400 K.

Tým využil data z přístroje Wide Field Camera 3 Hubblova dalekohledu. U 16 horkých jupiterů byla detekovaná atmosféra a také vodní pára. Zbývajících 14 exoplanet je bez významné detekce atmosféry – většinou zřejmě vlivem neprůhledných mraků nebo nízké míry výskytu vody.

U většiny exoplanet s detekovanou atmosférou se vyskytují mraky. Dvě exoplanety (WASP-76 b a WASP-121 b) o rovnovážné teplotě nad 1700 K mají minimálně ve vysokých výškách průzračnou atmosféru a obsahují vodní páru, oxid titaničitý a oxid vanadnatý.

Aby mohli autoři zhodnotit statistickou významnost atmosférické detekce, zavedli Atmospheric Detectability Index (ADI). Podle studie pro většinu teplých a horkých jupiterů platí, že detekovatelnost atmosféry závisí na poloměru planety a nikoliv na její hmotnosti. To naznačuje, že planetární gravitace je sekundárním faktorem ve vývoji planetárních atmosfér.

Obecně lze říci, že atmosféra je dobře detekovatelná u ADI nad 3 a ideálně nad 11. Zmíněných 16 exoplanet má ADI nad 3.

Velmi horké a vysoce ozařované planety s atmosférickými teplotami nad 1800 K mají vysoký ADI. Exoplaneta WASP-76 b s teplotou 1900 K má ADI 20, exoplaneta WASP-12b s teplotou téměř 2000 K má ADI 13,5.

Planety s teplotami nad 1800 K se vyznačují čirou atmosférou, což potvrzuje, že většina komponent bude při tak vysokých teplotách v plynné formě a mraky se u nich nevytváří nebo jen vzácně.

Zdroj: A population study of hot Jupiter atmospheres

Astronomové se podívali na dvě hvězdy: HD 240430 a HD 240429, kterým dali přezdívky Kríos (HD 240429) a Kronos (HD 240430) podle bratrů z řecké mytologie. Hned si povíme, proč zvolili zrovna tato jména.

Obě hvězdy jsou součástí binárního systému. Obíhají okolo sebe ve vzdálenosti asi 2 světelných let. Obě jsou velmi podobné našemu Slunci, ale zřejmě mírně mladší. Pomoci spektrografu HIRES se podařilo jejich stáří odhadnout na 4 miliardy let.

Pokud mají obě hvězdy stejné stáří, je možné předpokládat, že vznikly současně z jednoho mezihvězdného oblaka.

Stejný původ by měl znamenat, že budou mít velmi podobné složení – konkrétně metalicitu neboli obsah prvků těžších než hélium.

Jenomže tomu tak není, což astronomy velmi zaujalo. Kronos má větší obsah některých prvků jako hořčík nebo železo a také výrazně více lithia.

Existuje možnost, že obě hvězdy vznikly samostatně z jiných mračen o jiném složení a později se gravitačně zasnoubily. Je zde ale i další scénář. Kronos mohl v minulosti pozřít kamennou planetu nebo spíše několik planet. Podle složení Kronosu odhadli vědci celkovou hmotnost planet na zhruba 15 Zemí. V řecké mytologii Kronos pozřel své děti, protože měl strach, že ho v budoucnu nahradí.

Katastrofický scénář je možné otestovat. Pokud byly v minulosti slapovými silami hvězdy roztrhány nějaké planety, pak se zřejmě muselo v planetárním systému odehrát něco dramatického.

Svou roli mohl hrát gravitační vliv dalšího tělesa. Pokud byly v systému další obří planety, pak ty sice gravitační interakce asi přežily, ale měly by mít výrazně protáhlé eliptické dráhy. Zatím se žádné planety u této hvězdy nenašly, ale mohli bychom je najít v budoucích datech z družice Gaia.

Zdroj: Kronos & Krios: Evidence for accretion of a massive, rocky planetary system in a comoving pair of solar-type stars

Hubblův kosmický dalekohled určil albedo u teprve druhého horkého jupitera.

Astronomové se podívali na zoubek exoplanetě WASP-12b. Jeden z nejprozkoumanějších horkých jupiterů byl objeven před necelými 10 lety. Je o 40 % hmotnější a o 70 % větší než Jupiter a okolo své hvězdy oběhne za jeden pozemský den.

Vázaná rotace a blízkost k hvězdě samozřejmě rozpalují denní stranu na obrovskou teplotu asi 2500 K. Předešlé studie ukázaly, že se planeta postupně odpařuje.

Pomoci pozorování Hubblova dalekohledu se podařilo zjistit, že WASP-12b odráží jen asi 6,4 % záření své hvězdy. Jedná se tedy o pořádně tmavý svět.

Pro srovnání uveďme, že například obří planety ve Sluneční soustavě odráží asi polovinu slunečního záření.

Jak se albedo exoplanet měří? V principu je to jednoduché. Pokud exoplaneta tranzituje, tak se musí logicky během svého oběhu také dostat za hvězdu. Jak obíhá okolo hvězdy, mění fáze – podobně jako Měsíc. Exoplanetu natož její fáze samozřejmě nevidíme, ale víme, že krátce předtím, než za hvězdou zmizí, pozoruje plnou fázi. Totéž samozřejmě platí krátce poté, co se zase vynoří zpoza hvězdy.

V době plné fáze k nám přichází záření hvězdy a záření odrážené planetou. Jakmile planeta zmizí za hvězdou, tak pozorujeme jen záření mateřské hvězdy.

Výhodné je pozorovat celý úkaz ve viditelné části spektra, kde tolik neruší tepelné emise.

Zní to snadně, ale snadné to není. Je potřeba alespoň o řád přesnější fotometrie (měření jasnosti) než v případě pozorování tranzitu.

Není divu, že WASP-12b je teprve druhým horkým jupiterem se spektrálně proměřeným albedem. Poprvé se to povedlo u exoplanety HD 189733b, která je chladnější, ale odráží 40 % záření, což je docela zajímavý rozpor.

Zdroj: The Very Low Albedo of WASP-12b From Spectral Eclipse Observations with Hubble

Exoplaneta WASP-19b je o 10 % hmotnější ale o 30 % větší než Jupiter. Okolo své hvězdy oběhne jednou za 19 hodin, takže není překvapením, že teplota atmosféry bude kolem 2000 K.

Spektrograf FORS2 na jednom z dalekohledů VLT pozoroval v letech 2014 až 2016 celkem tři tranzity planety. Vědcům se podařilo v její atmosféře detekovat oxid titanitý.

Jeho přítomnost je docela důležitá, protože podle některých modelů právě oxid titanitý způsobuje v atmosférách horkých jupiterů teplotní inverzi – teplota s rostoucí výškou stoupá.

Exoplanetu objevil v roce 2009 pozemský lovec tranzitujících exoplanet SuperWASP. a najdeme ji v souhvězdí Plachty.

Nedávno se vědcům podařilo sice nepřímo, ale dosti přesvědčivě pozorovat přímo stratosféru exoplanety.

Zdroj: Detection of titanium oxide in the atmosphere of a
hot Jupiter

Většina exoplanet byla zejména zásluhou dalekohledu Kepler objevena tranzitní metodou. Pokud před hvězdou přechází planeta, způsobí nepatrný pokles její jasnosti.

Metoda vyžaduje poměrně velkou dávku štěstí, protože rovina oběžné dráhy planety musí směřovat přesně k nám. Jinak tranzit neuvidíme.

Pravděpodobnost závisí na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní a pohybuje se řádově v desetinách procenta až jednotek procent. Z tohoto důvodu se také vždy pozoruje větší počet hvězd současně.

Představme si ale obrácenou situaci. Tranzity planet Sluneční soustavy pozorované ze vzdálených exoplanet. R. Wells a jeho kolegové se na tuto problematiku podívali trochu blíže.

Autoři studie definovali Transit Visibility Zone nebo jen zkráceně Transit Zone, což jsou v podstatě místa na obloze, ze kterých by bylo možné pozorovat tranzit alespoň jedné planety Sluneční soustavy.

Kepler objevil i multiplanetární systémy – tedy systémy s více než jednou planetou. A nejen Kepler. Například slavný TRAPPIST-1 obsahuje hned sedm tranzitujících planet! Podobné systémy vyžadují ještě větší dávku štěstí, protože všechny planety musí obíhat prakticky v jedné rovině.

Jak je to s tranzitujícími planetami Sluneční soustavy? Případný pozoroval, nacházející se na libovolném místě v Galaxii, má asi 2,52 % pravděpodobnost, že může pozorovat tranzit alespoň jedné planety Sluneční soustavy.

V případě dvou planet klesá pravděpodobnost na 0,229 % a v případě tří na 0,027 %.

Z žádného místa ve vesmíru nelze pozorovat tranzit více než tří planet Sluneční soustavy. To je mimochodem jeden z praktických důsledků studie – ukazuje, že planetární systémy s tranzitujícími planetami mohou obsahovat daleko více planet, které nevidíme, protože netranzitují.

Autoři našli celkem 68 exoplanet, z jejichž povrchu by bylo možné pozorovat tranzit některé z planet Sluneční soustavy. Tuto statistiku ale trochu deformuje Merkur, na který připadá 43 planet. Tranzit Země by bylo možné pozorovat z 9 dosud objevených exoplanet, ale tento počet i díky Keplerovi ještě poroste. Žádná z těchto 9 planet nemá příliš vhodné podmínky pro život.

Zajímavým případem je EPIC211913977 b (K2-101 b). Z povrchu planety, která je na pomezí super-země a mini-neptunu, by bylo možné pozorovat tranzit tří planet (Jupiteru, Saturnu a Uranu).

Pokud už nějaký pozorovatel vidí tranzit Země, má 24 % šanci, že uvidí tranzit i další planety Sluneční soustavy.

Před časem vyšla jiná studie, která se zase věnovala způsobu, jak tranzit Země neutralizovat a schovat tak naší planetu před případnými Mzáky:

Jak vynulovat tranzit a ochránit Zemi před šmejdem z vesmíru?

Zdroj: Transit Visibility Zones of the Solar System Planets