Naše Slunce je hvězdný jedináček, ale velká část hvězd je součástí vícenásobných systémů. Také okolo těchto hvězd obíhají planety.

Vědci rozeznávají dva typy těchto systémů. V prvním případě obíhá planeta okolo jedné z hvězd. Druhá hvězda v systému může hrát významnou roli v evoluci systému. Velmi často je spouštěčem migrace plynných obrů, které se posouvají k hvězdě a stávají se z nich horcí jupiteří.

Druhým typem jsou systémy, ve kterých planeta obíhá okolo obou hvězd současně. Těmto planetám se říká cirkumbinární. Zatím bychom je plus mínus spočítali na prstech obou rukou. Většinu našel kosmický dalekohled Kepler. S trochou nadsázky však tyto planety známe déle. Proslavily je Hvězdné války. Slavná Tatooine má také dvě slunce.

Ve složitém vztahu

Potenciálně obyvatelná planeta se v ideálním případě pohybuje po kruhové dráze, což rozhodně není samozřejmost. Pokud se pohybuje po protáhlé dráze, může se dostávat mimo obyvatelnou oblast, což zóna okolo hvězdy, ve které může mít planeta podobná Zemi podmínky k udržení vody v kapalném skupenství.

Představme si však situaci, kdy planeta obíhá okolo dvou hvězd. Nejen, že musíme brát v úvahu záření druhé hvězdy, problémů je daleko více. Druhá hvězda bude na planetu působit svou gravitací, což povede k tomu, že se její dráha stane eliptická. Pokud se navíc v systému nachází větší planeta, je potenciálně obyvatelný svět ovlivňován gravitací hned tří těles.

Nikolaos Georgakarakos a jeho tým se podívali na některé Keplerem objevené cirkumbinární systémy. Zajímalo je, zda v nich mohou existovat obyvatelné oblasti se stabilní oběžnou dráhu pro planetu zemského typu. Konkrétně šlo o Kepler-16, Kepler-34, Kepler-35, Kepler-38, Kepler-64, Kepler-413, Kepler-453, Kepler-1647 a Kepler-1661.

Vědci použili spíše analytický přístup než počítačové simulace. Z výsledků se zdá, že Kepler-35, Kepler-38 a Kepler-64 nabízejí nejpříznivější prostředí. Naproti tomu je nepravděpodobné, že by Kepler-16 a Kepler-1647 hostovaly obyvatelné světy.

Nejlepším systémem pro přítomnost obyvatelné planety je ve zkoumaném vzorku Kepler-38. Systém tvoří dvě hvězdy – jedna o hmotnosti Slunce, druhá o hmotnosti čtvrtiny Slunce, které okolo sebe obíhají s periodou 19 dní. Okolo obou pak obíhá planeta podobná Neptunu s periodou 106 dní.

Zdroj: Circumbinary Habitable Zones in the Presence of a Giant Planet

Hubblův kosmický dalekohled nedávno oslavil 31. narozeniny a stále dělá skutečně velkou vědu. Astronomové uveřejnili historicky první snímek exoplanety v ultrafialové části spektra.

Exoplanet jsme už našli tisíce, ale stále platí, že jen hrstka z nich je pozorována přímo. Současná technika umožňuje pozorovat obří planety s dostatečnou separací (vzdálenosti od hvězdy) a velmi nízkým věkem. Mladé planety jsou horké a září v infračervené části spektra.

Když už máme otevřený jen svět mladých planet, tak bychom toho mohli využít a zjistit, jak rychle planety vznikají. Obří světy podobné Jupiteru po překročení určité hranice (cca 10 Zemí) začnou vysávat plyn z protoplanetárního disku a jejich hmotnost tak začne růst. Jak rychlá je ale podobná výroba planet?

Před třemi lety vědci objevili exoplanetu u hvězdy PDS 70, která se nachází 370 světelných let od nás a její stáří se pohybuje okolo 5 milionů let. V roce 2019 přidali objev druhé planety.

Okolo PDS 70 jsou také dva disky. Jeden se nachází blízko hvězdy, druhý je od ní vzdálenější. Obě planety se pohybují v mezeře mezi těmito disky. PDS 70 b má pravděpodobně stejnou hmotnost jako Jupiter a obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 3,5 miliardy kilometrů (zhruba ve vzdálenosti Uranu od Slunce). Druhá exoplaneta PDS 70 c má 4krát větší hmotnost než Jupiter a obíhá asi 5 miliard km od hvězdy (zhruba jako Neptun od Slunce).

Vědci chtěli zjistit, zda planety stále nabalují materiál z disku a zda tedy jejich růst i nadále pokračuje. Rychlost růstu planet je ale obtížné změřit. Jedním ze způsobů je měření teplého vodíku s nízkou hustotou, který září v charakteristické vlnové délce 0,656 mikrometrů. Říká se tomu H-alfa. Vodík padá na planetu a jeho jasnost v H-alfa odpovídá tomu, jak rychle planeta akumuluje plyn.

Teoretický vztah mezi tím, jak jasná je H-alfa a jak rychle planeta roste, však není přesný a závisí na mnoha faktorech, které je obtížné měřit.

Existuje ale ještě druhá možnost. Když materiál proudí z disku na planetu, přichází tak rychle, že narazí na planetu a v plynu vznikne rázová vlna. Tím se plyn zahřeje, což způsobí, že zazáří v ultrafialové části spektra.

Vědci se podívali na hvězdu a její okolí v ultrafialové části spektra pomoci přístroje Wide Field Camera 3 na Hubblově dalekohledu.

Na snímku se překvapivě ukázala i planeta PDS 70 b. Díky tomu mohli vědci odhadnout, že planeta získává z disku materiál o hmotnosti 0,00000001 Jupiteru ročně – nebo také hmotnost jednoho Jupitera každých sto milionů let. Vzhledem k tomu, že planeta má zhruba 5 milionů let, je zřejmé, že pokud jsou pozorování přesná, proces vzniku už zřejmě skončil, nebo probíhá jen velmi pomalu.

Tým také provedl měření H-alfa a zjistil, že planeta v této oblasti spektra jasnější, než očekávali. Je možné, že se rychlost růstu planety v průběhu času mění, ale musela by se měnit velmi rychle, protože o něco starší měření z roku 2018 byla výrazně slabší. Podle autorů studie to ukazuje, že používání H-alfa pro změření rychlosti růstu planety nemusí být zrovna věrohodnou a přesnou metodou. Jejich ultrafialová metoda nabízí přesnější výsledky.

Zdroj: Hubble Space Telescope UV and Hα Measurements of the Accretion Excess Emission from the Young Giant Planet PDS 70 b

Na konci roku 2013 odstartovala do vesmíru družice Gaia, která by v budoucnu mohla přinést spoustu objevů pomoci astrometrie. Metoda je citlivá na relativně blízké hvězdy (desítky parseků), ale na ty úplně nejbližší se nehodí. Pomůže radioastronomie?

Astrometrická metoda je v jistém ohledu podobná měření radiálních rychlostí. Planeta a hvězda obíhají okolo společného těžiště, které se obvykle nachází uvnitř hvězdy, ale je samozřejmě posunuté vůči jejímu středu. Pohyb hvězdy tak připomíná cloumání. V případě měření radiálních rychlostí se projeví v posuvu spektrálních čar, u astrometrie musíme po delší dobu měřit pozice hvězd na obloze a jejich vlastní pohyb. Astrometrie je vhodná zejména k detekci planet na vzdálenějších drahách.

Gaia by mohla najít mnoho planet u relativně blízkých hvězd, ale na systém Alfa Centauri se moc nehodí. Hvězdy jsou moc blízko a jsou relativně jasné.

Vědce proto před časem napadlo využít delší vlny – konkrétně sestavu 66 radioteleskopů ALMA v Chile.

Pro představu: pokud bychom se dívali na Sluneční soustavu ze vzdálenosti 10 parseků (32 světelných let), tak by Jupiter pohyboval Sluncem v rozmezí asi 500 mikrosekund. Gaia by měla dosáhnout u některých hvězd přesnosti až 10 mikrosekund.

ALMA je v tomto ohledu méně přesná. Vědci navíc musí pracovat s maximální základnou, která je 16 kilometrů. Rozmístit radioteleskopy takto daleko od sebe není snadné a hlavně příliš rychlé, takže pozorovací čas je omezen. Rachel Akeson a její tým uskutečnil v letech 2018 až 2019 tři pozorování.

Tým použil nová data, archivní data i měření radiálních rychlostí a věří, že by mohl přesnost zvýšit až 2,5krát. Dosáhl by tak rozlišení asi 100 mikrosekund, což by mohlo u hvězd Alfa Centauri A a B pomoci najít exoplanetu o hmotnosti v řádu desítek Zemí ve vzdálenosti 1 až 3 AU. Držme palce!

Zdroj: Precision Millimeter Astrometry of the α Centauri AB System

Astronomové objevili u hvězdy slunečního typu novou exoplanetu přímým zobrazením.

Mateřská hvězda TYC 8984-2245-1 se nachází ve vzdálenosti 110 parseků (cca 360 světelných let) a má hmotnost 1,1 Slunce. Hvězda je součástí asociace Scorpius-Centaurus, což usnadnilo určit její věk na zhruba 14 milionů let.

Z hlediska stáří se tak hvězda od našeho Slunce značně liší, ale to není u tohoto objevu překvapením. Přímým zobrazením dnes dokážeme najít jen hmotnější planety, které jsou ještě mladé a tedy relativně teplé.

Exoplaneta YSES 2b má hmotnost 6,3 Jupiterů. Pokud to srovnáme s hmotností hvězdy, je to zhruba 0,5 %, což je nejnižší hmotnostní poměr pro planetu objevenou přímým zobrazením u hvězdy slunečního typu.

Planeta byla objevena přístrojem SPHERE na dalekohledu VLT. Na něm běží projekt Young Suns Exoplanet Survey (YSES), od kterého je také odvozen název systému.

Podle měření se zdá, že planeta obíhá ve vzdálenosti asi 115 AU.

Zdroj: Discovery of a directly imaged planet to the young solar analog YSES 2

Evropská družice Gaia se do vesmíru vydala v prosinci 2013. Její současná prodloužená mise končí v prosinci příštího roku, ale očekává se prodloužení – možná až do roku 2025.

Gaia patří mezi nejvíce podceňované astronomické družice v historii. Možná za to může částečně i tradičně slabá PR Evropské kosmické agentury. Výsledky družice najdete snad ve většině současných astronomických odborných studií.

Gaia měří velmi přesně pozice stovek milionů hvězd v Galaxii. Studuje ale i další její parametry. Její výsledky budou mít dopad i na výzkum exoplanet – ke studiu exoplanet potřebujete znát přesně parametry mateřské hvězdy. Ale nejde jen o hvězdy. Očekáváme, že Gaia bude nacházet exoplanety astrometrickou metodou. Na rozdíl od měření radiálních rychlostí a tranzitů dokáže najít planety na vzdálenějších drahách a také určit jejich hmotnost bez nutnosti znalosti sklonu dráhy vůči nám (klíčový údaj o měření radiálních rychlostí). Metoda však vyžaduje čas a data z družice jsou uvolňována pomalu, takže si musíme počkat.

První tranzitující exoplaneta

Gaia teoreticky dokáže pozorovat také tranzity exoplanet, i když to není její cíl. V minulosti zachytila tranzity některých již známých exoplanet. Nyní vědci z ESA oznámili objev první tranzitující exoplanety družicí Gaia. Evropská družice se tak sice skromně ale přesto zapisuje po bok takových jmen, jako jsou CoRoT, Kepler, TESS nebo Spitzer.

Exoplaneta byla objevena u hvězdy s označením Gaia EDR3 3026325426682637824 už v prvních 34 měsících pozorování družice. Gaia zachytila čtyři tranzity o hloubce asi 1,5 %, které se opakovaly s periodou 3 dnů.

Vědci následně využili spektrografu PEPSI na dalekohledu Large Binocular Telescope (LBT) v Arizoně, aby měřením radiálních rychlostí ověřili povahu objektu. Planeta má hmotnost o něco větší než Jupiter.

Nedávno navíc exoplanetu pozorovala také TESS, která potvrdila její existenci a parametry. V katalogu družice je pod označením TIC 11755687. TESS pozorovala mateřskou hvězdu na přelomu let 2019 a 2020 a následně znovu o rok později (sektory 6 a 33).

Před pár dny se objevily informace, že nový kosmický dalekohled Nancy Grace Roman Space Telescope (zkráceně Roman Space Telescope) může najít až 100 tisíc nových exoplanet. V nové studii se tím myslí tranzitující exoplanety, což je trochu paradoxní, protože tento kosmický dalekohled je obvykle zmiňován spíše v souvislosti s hledáním gravitačních mikročoček.

Roman Space Telescope, který dříve vznikal pod názvem WFIRST, bude ale hledat i tranzitující exoplanety. Obě metody se výborně doplňují. Tranzity lze úspěšně hledat planety na krátkých oběžných drahách. Pravděpodobnost tranzitu totiž s rostoucí vzdáleností planety od hvězdy klesá. Gravitační mikročočky jsou naopak citlivé na planety s delší oběžnou dobou.

Principy obou metod jsou ale podobné. Jde o sledování jasnosti hvězd. Zatímco u tranzitů jasnost hvězdy klesá, u mikročoček stoupá. Dochází k zesílení a ohnutí světla vzdálené hvězdy gravitací mateřské hvězdy i její planety.

Objevené planety jsou velmi daleko od nás, takže se nehodí pro další podrobnější výzkum, ale jsou skvělým nástrojem pro statistiky. Podle toho, kolik planet najdeme, dokážeme odhadnout, kolik jich ve skutečnosti existuje. Roman Space Telescope může přijít se zajímavými čísly a upřesnit hodnoty ze studie, která právě teď vychází.

Polští astronomové v nové studii prošli data ze svého lovce gravitačních mikročoček OGLE za posledních 20 let. Cílem bylo zjistit míru výskytu planet ve větších vzdálenostech od hvězdy. Konkrétně jde o úsek od 5 do 15 AU, což by odpovídalo ve Sluneční soustavě zhruba Jupiteru až Saturnu.

Ve vzorku 3112 událostí našli autoři šest dříve známých planet s velkou oběžnou dráhou a novou planetu nebo hnědého trpaslíka OGLE-2017-BLG-0114L b, který ale okolo hvězdy obíhá spíše po bližší dráze.

Na základě simulací pak odhadli, že okolo každé hvězdy pozorované gravitačními mikročočkami obíhá 1,4 ledových obrů… respektive 0,8 až 2,3.

Astronomové objevili extrémního hnědého trpaslíka. Využili k tomu družici TESS a také spektrograf ESPRESSO.

Objekt TOI-263 b vzbudil pozornost hned po svém objevu a to díky dvěma parametrům – svému poloměru a oběžné době. Těleso má poloměr 0,87 Jupiteru a oběžnou dobu jen 13,4 hodin. Mohlo by se jednat o nafouknutého horkého neptuna ale i hnědého trpaslíka. Abychom to zjistili, musíme změřit jeho hmotnost.

V listopadu 2019 se proto na mateřskou hvězdu podíval spektrograf ESPRESSO. Vědci chtěli využít světlo ze všech čtyř dalekohledů VLT v Chile a změřit hmotnost prostřednictvím měření radiálních rychlostí. Kvůli technickým problémům nakonec fungovaly jen tři dalekohledy, ale cíl se podařilo splnit. TOI-263 b má hmotnost 61 jupiterů, takže jde zcela určitě o hnědého trpaslíka.

Mateřskou hvězdou je červený trpaslík, který se nachází 900 světelných let od nás.

TOI-263 b se pohybuje v poušti hnědých trpaslíků. Neznáme totiž mnoho hnědých trpaslíků, kteří by obíhali v páru s klasickou hvězdou s obdobím kratším než 100 dní. Krátké oběžné doby mají jen horcí jupiteři nebo menší planety s tzv. ultrakrátkou oběžnou dobou.

TOI-263 b můžeme přirovnat snad jen k hnědému trpaslíkovi NGTS-7Ab, který má podobnou hmotnost ale je větší. Jeho oběžná doba je 16 hodin. TOI-263 b je hnědým trpaslíkem s nejkratší oběžnou dobou, který obíhá okolo jakéhokoliv typu hvězdy.

Vědci také zjistili, že vztah mezi hnědým trpaslíkem a červeným trpaslíkem je poněkud intimnější, než je u podobných párů běžné. Dochází u nich k interakcím. Doba rotace červeného trpaslíka je synchronizována s dobou oběhu hnědého trpaslíka. Obě tělesa jsou tak k sobě nakloněna stále stejnými polokoulemi.

Oba objekty zřejmě vznikly z jednoho mračna, které se rozpadlo. Poté se k sobě přibližovaly. Je docela reálné, že je pár nestabilní a červený trpaslík v budoucnu hnědého trpaslíka pohltí. Dokonce je překvapivé, že se tak už nestalo…

V únoru loňského roku se astronomové pochlubili prvním zachycením rádiových emisí mezi exoplanetou a její mateřskou hvězdou. Planeta by měla podle těchto měření obíhat s periodou 1,5 dne okolo červeného trpaslíka. Podrobněji jsme o objevu psali v článku Exopolární záře: Vědci poprvé zachytili rádiové emise z interakce mezi hvězdou a planetou. Pohyb planety silným magnetickým polem červeného trpaslíka působí jako elektrický motor. To generuje obrovský proud, který pohání polární záře a rádiové záření.

Letos v únoru vyšla nová studie, která se na mateřskou hvězdu podívala tradičními způsoby. Celkem 69 měření radiálních rychlostí potvrdilo existenci planety o hmotnosti nejméně 2,5 Země s oběžnou dobou 2 dnů. Autoři pracovali s daty ze spektrografů HPF (Hobby-Eberly Telescope na McDonald Observatory) a HARPS-N na (Kanárské ostrovy). Dokonce využili pozorování TESS. Exoplaneta sice před hvězdou netranzituje, ale družice potvrdila, že mateřská hvězda je poměrně klidným červeným trpaslíkem, což je při měření radiálních rychlostí vždy výhodou.

Jenomže nyní vyšla další studie, která vzala výše zmíněných 69 měření a přidala dalších 70 nových ze spektrografu CARMENES z let 2016 až 2020 a nic… podle autorů jde o falešný signál. Kromě popření údajného signálu spočítali limity. Okolo hvězdy neobíhá žádná planeta o hmotnosti nad 1,2 Země a oběžnou dobou pod 5 dnů.

Kdo má pravdu? Uvidíme v dalších měsících a letech na základě dalších dat. Ty ve druhé studii (CARMENES) jsou ale přesnější, takže pokud už okolo červeného trpaslíka GJ 1151 nějaká planeta obíhá, nebude zřejmě zodpovědná za pozorované rádiové emise.

Vega patří mezi nejjasnější hvězdy na pozemské obloze. Pokud odmyslíme Slunce, je z hlediska jasnosti na pátém místě. Vegu najdeme ve vzdálenosti 25 světelných let v souhvězdí Lyry. Dobře je pozorovatelná v létě, kdy tvoří společně s hvězdami Deneb a Altair tzv. letní astronomický trojúhelník.

Nedávno vyšla studie, která představuje analýzu 1524 spekter získaných v průběhu 10 let. Autoři využili také data z dalších přístrojů a to včetně družice TESS.

Podle autorů okolo Vegy možná obíhá planeta. Měření radiálních rychlostí ukazují signál s periodou 2,43 dne. Minimální hmotnost planety je 20 Zemí.

S přesnějším odhadem nám může i nemusí pomoci samotná Vega. Už dlouho víme, že se velmi rychle otáčí okolo své osy. Na internetu naleznete údaj 12 hodin, v samotné studii se píše něco o 16 hodinách. Bez ohledu na přesnou hodnotu je to výrazně kratší doba ve srovnání se Sluncem, kterému jedna otočka trvá skoro jeden pozemský měsíc. Kvůli rychlé rotaci je Vega vyboulena jako ragbyový míč. Přes rovník bychom naměřili poloměr 2,8 Slunce, přes póly 2,3 Slunce.

Vyboulení Vegy nám moc nepomůže, ale víme, že se na ni díváme tak, že její rotační osa svírá s rovinou, která směřuje k nám, úhel asi 5 stupňů. Pokud planeta obíhá v rovině rovníků hvězdy, měla by hmotnost v kategorii jupiterů. Nemusí tomu tak ale být. Známe spoustu exoplanet, jejichž roviny oběžných drah jsou vůči rovině rovníku hvězdy značně skloněné.

Pokud planeta existuje, bude její atmosféra pořádně horká – přes 3200 Kelvinů. To je už solidní hodnota i na chladnější hvězdu, ale rozhodně to není rekord. Atmosféra exoplanety
KELT-9 b dosahuje více než 10 tisíc Kelvinů!

Na základě měření radiálních rychlostí i starších přímých pozorování hvězdy mohou vědci stanovit horní limity pro další planety. Pokud jde o planety, které obíhají v rovině rovníku hvězdy, byla studie citlivá na planety o hmotnosti Jupiteru (řádově) do vzdálenosti 1 AU. Pro planety s vychýlenou dráhou byla studie citlivá na planety o hmotnosti Saturnu pro menší vzdálenost od hvězdy a pro hmotnější planety do vzdálenosti 10 AU.

Vědci také vyloučili tranzitující planety o poloměru nad 3 Země s periodou 0,5 až 15 dní.

Astronomové objevili u červeného trpaslíka o hmotnosti a velikosti třetiny Slunce novou exoplanetu.

Gliese 486 b je o třetinu větší a 2,8krát hmotnější než Země. Vědci pozorovali její tranzity několika dalekohledy na Zemi: MuSCAT2 na 1,5 metrovém Telescopio Carlos Sánchez na Kanárských ostrovech, LCOGT na Siding Spring Observatory ale i lovcem exoplanet SuperWASP. Hvězdu pozorovala před rokem také družice TESS.

Měření radiálních rychlostí byla získána převážně v rámci projektu CARMENES, který využívá 3,5 metrový dalekohled na Calar Alto ve Španělsku. Projekt se zaměřuje na 350 blízkých hvězd. Samotnou hvězdu pozoroval v letech 2016 až 2020.

Vzhledem k tomu, že známe hmotnost i velikost planety, můžeme určit i další parametry. Hustota planety je asi 7000 kg/m³, což znamená o třetinu více než Země. Pravděpodobně tak bude mít podobné složení jako Země ale s masivnějším železným jádrem.

Mezi potenciálně obyvatelné světy Gliese 486 b určitě řadit nebudeme. Okolo hvězdy obíhá s periodou necelého 1,5 dne. Na denní straně bude teplota kolem 500 °C. Kromě pořádného horka by vám na povrchu i pořádně ztěžkly nohy. Gravitace je na planetě 1,7krát větší než na Zemi.

Vhodný cíl pro JWST aneb hvězdné okolí

Gliese 486 b by mohla být vhodným cílem pro Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST), který odstartuje v letošním roce.

Planeta v sobě snoubí dva základní předpoklady pro pozorování JWST: tranzituje a obíhá okolo blízké hvězdy. Mateřskou hvězdu nalezneme ve vzdálenosti jen 26 světelných let od nás.

Na internetu se už objevily informace, že bychom mohli atmosféru planety pozorovat přímo, což samozřejmě není pravda.

Gliese 486 sice byla v hledáčku přímého lovu exoplanet, ale žádné planety objeveny nebyly. Oblast pátrání byla někde mezi 1,2 AU a 161 AU, což je samozřejmě mnohem dál, než leží oběžná dráha Gliese 486 b (0,01 AU).

Pro přímé pozorování je sice potřeba, aby se mateřská hvězda nacházela blízko od nás, ale současně je také nutná rozumná separace hvězdy a planety, abychom mohli odstínit hvězdu a pozorovat planetu. V případě horkých planet typu Gliese 486 b to bude téměř nemožné a těžké to bude v dohledné době i v případě planet v obyvatelných oblastech červených trpaslíků. Výjimku tvoří snad jen Proxima Centauri, která je přece jen velmi blízko od nás.

Bohužel vesmír nám v tomto ohledu není příliš nakloněný. Jako blízké okolí se chápe vzdálenost 20 parseků. Konec konců katalog Gliese se věnuje právě těmto hvězdám. Jako velmi blízké hvězdné okolí můžeme stanovit okruh 10 parseků, což je asi 32 světelných let.

V této oblasti se nachází 357 hvězd hlavní posloupnosti. V 283 případech (79 %) jde o červené trpaslíky. Kvůli jejich nízké zářivosti (Gliese 486 vyzařuje jen 1,2 % světla co Slunce) je na obloze pouhým okem neuvidíte. Naši nejbližší vesmírní sousedé se nám tak v drtivé většině případů schovávají!

V okruhu 10 parseků bylo objeveno cca 80 exoplanet ve 40 systémech. Asi 50 z nich obíhá okolo 35 červených trpaslíků.

Kde vám vesmír zabouchne jedny dveře, občas otevře druhé. Gliese 486 b může být vhodným cílem pro JWST. Ten sice planetu neuvidí, může se ale podívat na spektrum její hvězdy. Vzhledem k malé vzdálenosti je i na své proporce hvězda celkem jasná – pro vaše oko ne, pro JWST ale ano. Vědci tak mohou dostat slušný poměr signál šum.

V době, kdy planeta přechází pře hvězdou, projde atmosférou planety světlo hvězdy, které si s sebou odnese spektrální otisk atmosféry.

Kromě atmosféry planety můžeme pozorovat i její fáze. V době tranzitu pozorujeme noční stranu, okolo toho, co je v obrázku níže označeno jako sekundární zákryt, pak denní stranu.

S ohledem na fakt, že planeta dostává 40krát více záření než Země od Slunce, je otázkou, zda vůbec má nějakou významnou atmosféru.

Po svém vzniku mají podobné planety atmosféru z vodíku a hélia (i Země ji měla), ale očekává se, že menší planety tuto atmosféru ztratí v důsledku fotoevaporačních procesů (záření hvězdy). Gliese 486 b je pod limitem 1,4 až 1,8 poloměrů Země, což je zhruba hranice oddělující světy, které o prvotní atmosféru přišly a ty, které si ji mohly udržet.

Planeta je sice horká, ale zase ne tolik jako třeba slavná 55 Cnc e, u níž se očekává roztavený povrch. Je tedy otázkou, zda si dokázala vytvořit a udržet sekundární atmosféru, kterou by mohl JWST detekovat.

Zdroj: A nearby transiting rocky exoplanet that is suitable for atmospheric
investigation (Trifon Trifonov et al., 2020)

Gravitační mikročočky hrají stále důležitější roli při hledání exoplanet. V uplynulých dnech vyšly studie o dvou nových objevech.

Pomoci gravitačních mikročoček bylo zatím objeveno asi 138 exoplanet. Exoplaneta KMT-2018-BLG-1025Lb je jedenáctou super-zemí, která byla touto metodou objevena. Planeta by měla mít hmotnost 6 Zemí a pohybovat se ve vzdálenosti 1,3 AU. Samotná hvězda, která je patrně červeným trpaslíkem, se nachází 22 tisíc světelných let od nás.

Druhým úlovkem z poslední doby je OGLE-2018-BLG-1428Lb. Obíhá okolo menší hvězdy o hmotnosti 0,4 Slunce ve vzdálenosti 3,3 AU. Hmotnost planety je okolo 0,7 Jupiteru.

Planeta se pohybuje za sněžnou čárou neboli v oblasti, kde už při vzniku planet bylo dostatečně chladno, aby tam voda kondenzovala do podoby ledových krystalků. Planety, jako je OGLE-2018-BLG-1428Lb, vznikají právě v těchto oblastech. Jiné metody detekce exoplanet většinou nachází podobné planety blíže k hvězdám, kam migrovaly.

Mateřská hvězda se opět nachází ve vzdálenosti asi 22 tisíc světelných let.

Stále více planet

Do jedné přímky se nám dostanou dva objekty. Vzdálená hvězda a bližší hvězda, planetární systém, bludná planeta… cokoliv hmotného. Bližší objekt svou gravitací v souladu s teorií relativity zesílí světlo vzdálené hvězdy. Pokud máme hvězdu a okolo ní obíhá planeta, pak také ona zesílí svou gravitací světlo vzdálené hvězdy.

Objevené planety jsou obvykle velmi daleko od nás, takže se nehodí pro další průzkum. Vhodné jsou ale ke statistickým účelům. Gravitační mikročočky dokáží najít i planety na vzdálenějších drahách a dokonce i bludné planety bez hvězd.

Na objevu exoplanet gravitačními mikročočkami se podílí zejména tři projekty: polský OGLE disponuje dalekohledem v Chile, novozélandsko-japonský MOA na Havaji a projekt KMTNet má dalekohledy v Chile, Jižní Africe a v Austrálii.

Vloni bylo touto metodou objeveno zhruba 18 planet, což je v podstatě stejně jako o rok dříve. Počty objevů i díky novým projektům stoupají. Před pěti, šesti lety byly počty objevů za rok zhruba třetinové.

V roce 2025 by měl do vesmíru odstartovat Nancy Grace Roman Space Telescope, který se bude věnovat mimo jiné i objevování planet gravitačními mikročočkami.

Astronomická družice TESS se vydala do vesmíru v dubnu 2018. Po dvouleté hlavní misi, při které pozorovala rok jižní a rok severní oblohu, začala vloni v létě prodloužená mise.

Kolik toho lovec exoplanet zatím našel? Z mnoha důvodů je to těžká otázka. Data TESS jsou veřejně dostupná, takže s nimi pracují různé týmy. Kromě toho data TESS někdy pomáhají jako doplněk k datům z jiných přístrojů. Slibně se začíná rozvíjet spolupráce mezi TESS a evropskou družicí CHEOPS, která upřesňuje velikosti již známých planet, ale objevuje i nové.

Podívali jsme se alespoň na oficiální statistiky. TESS sice měla objevit větší stovky až velké tisíce planet, ale jejich potvrzování samozřejmě nějakou dobu trvá. Konec konců i dnes stále čerpáme z dat z Keplera a to dokonce i z jeho primární mise, která skončila v roce 2013.

Oficiálně TESS objevila 113 exoplanet, které již byly potvrzeny. Nejmenší z nich stále zůstává úlovek oznámený v roce 2019 – planeta v systému L 98-59, která má jen 0,8 Země.

Nejbližší potvrzenou exoplanetou je LTT 1445 A b, která obíhá okolo červeného trpaslíka a člena trojhvězdy vzdálené 22 světelných let od nás.

Z hlediska potenciálních obyvatelných podmínek vypadá zatím nejlépe TOI-700 d.

Podobně jako dříve Kepler také TESS nachází velké množství kandidátů – tedy případů, které mohou ale také nemusí být planetami. Tým TESS eviduje zatím 2510 tranzitních událostí. Může jít o planety, ale také o falešné poplachy či jiné astrofyzikální jevy.

Celkem 1406 kandidátů jsou případy tranzitů, které zatím nebyly potvrzeny a ani vyloučeny jako falešné případy.

Hlavním cílem lovců exoplanet je pozorovat přímo planety podobné Zemi a nespoléhat jen na nepřímé metody. Samozřejmě i nepřímé metody jsou přínosné a nejlepším scénářem je kombinace několika metod detekce.

Pozorovat přímo dnes dokážeme planety, které jsou mladé, horké, mají velikost srovnatelnou s Jupiterem a nachází se dál od svých hvězd.

Kevin Wagner a jeho kolegové ale věří, že udělali v přímém pozorování exoplanet velký krok vpřed. Jejich projekt NEAR (New Earths in the Alpha Centauri Region) má demonstrovat možnosti středního infračerveného pásma pro přímé zobrazení exoplanet a také hledání planet v nejbližším hvězdném systému Alfa Centauri.

Systém tvoří tři hvězdy. U červeného trpaslíka Alfa Centari C (Proxima Centauri) byla objevena nejméně jedna planeta. U hvězdy B byla před léty objevena jedna planeta měřením radiálních rychlostí, ale její existence byla později zpochybněna.

V nové studii vědci dosáhli více než desetinásobného zlepšení oproti předešlým přímým pozorováním. Není to ale zadarmo. Je potřeba asi 100 hodin pozorování hvězdy dalekohledem VLT, ze kterého se pak vybere 75 až 80 % nejlepších snímků.

Nový způsob přímého pozorování by v systému Alfa Centauri mohl v obyvatelné oblasti odhalit planety o velikosti Neptunu. Jeden signál ve vzdálenosti asi 1,1 AU dokonce tým našel. Zatím není jasné, zda se jedná o instrumentální artefakt, exoplanetu o velikosti Saturnu či Neptunu nebo prachový disk.

U mnoha exoplanet známe alespoň přibližně jejich hustotu. Spočítáme ji na základě znalosti hmotnosti (obvykle z měření radiálních rychlostí) a poloměru. Druhý údaj získáváme z pozorování tranzitů. Čím je planeta větší, tím více světla své mateřské hvězdy zablokuje.

Některé planety mají extrémně nízkou nebo vysokou hustotu. Pokud chcete snížit hustotu planety, máte několik možností. Záleží na typu planety. U menších planet můžete ubrat železa, přidat vodu. U větších planet zase můžete nafouknout atmosféru. To se týká hlavně horkých jupiterů.

Je ale docela možné, že existuje ještě jedno vysvětlení – mnoho obřích planet s velmi nízkou hustotou mohou být ve skutečnosti normální planety s prstenci. Při tranzitu planety před hvězdou blokuje světlo hvězdy nejen samotná planeta ale také její prstence, což pak dělá planetu větší, než ve skutečnosti je.

V nové studii se vědci zaměřili na planetu HIP 41378 f, která je 10krát větší než Země, ale její hustota je 60krát menší – méně než 100 kg/m³. S vlivem záření blízké hvězdy na atmosféru planety příliš počítat nemůžeme. HIP 41378 f není horký jupiter, okolo hvězdy obíhá s periodou 542 dní.

HIP 41378 f je podle vědců ideálním kandidátem na planetu s prstenci. Autoři vzali modely pro různé situace planety s prstenci i bez nich a porovnali je s daty od Keplera, který tranzity planety pozoroval v rámci mise K2.

S ohledem na tvar světelné křivky (graf závislosti jasnosti na čase) je zřejmé, že pokud prstence existují, musí začínat velmi blízko od planety. Není to nic nereálného. Prstence Saturnu začínají už ve vzdálenosti 0,1 poloměrů planety.

HIP 41378 f sice není horkým jupiterem, ale její rovnovážná teplota je okolo 300 Kelvinů. Případné prstence se tak nejspíše nebudou skládat z ledových těles ale spíše z kamenů.

Pokud skutečně existují, pak se rozprostírají ve vzdálenosti 1,1 až 2,6 poloměrů planety (měřeno od středu planety).

Když do pozorovaného tranzitu zahneme existenci prstenců, poloměr planety klesne z 10 na 4 Země. Skutečná hustota planety tím dramaticky vzroste na více než 1200 kg/m³, což je srovnatelné s Uranem.

Hvězda HIP 41378 se nachází 348 světelných let od nás v souhvězdí Raka.

Astronomové pozorují už pár let velmi podivný pár objektů. Dostal označení CFHTWIR-Oph 98 podle kamery WIRCAM, která je součástí dalekohledu Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) a souhvězdí Hadonoše (Ophiuchus), v němž se nachází.

Příběh CFHTWIR-Oph 98 se začal psát už v roce 2006, kdy kamera WIRCAM pozorovala poprvé zajímavého hnědého trpaslíka. V roce 2013 se na objekt podíval Hubblův dalekohled a vloni pak pozemský dalekohled UKIRT. Nedaleko hnědého trpaslíka se nachází další objekt. Vědci samozřejmě nevěděli, zda nějak souvisí s hnědým trpaslíkem nebo se jedná o hvězdu, která se jen promítá do blízkosti trpaslíka na pozemské obloze.

Po 14 letech mají už jistotu. CFHTWIR-Oph 98 tvoří dva objekty: hnědý trpaslík a planeta. Samotný objev planety u hnědého trpaslíka je poměrně vzácný. Tento pár je však v některých ohledech ještě unikátnější.

Na základě odhadovaného stáří (3 miliony let) vědci odhadli, že hnědý trpaslík má hmotnost jen 15 Jupiterů. To je opravdu velmi málo, je to blízko hranice mezi planetami a hnědými trpaslíky (cca 13 Jupiterů). Připomeňme, že hnědí trpaslíci jsou objekty mezi planetami a hvězdami, které nemají dostatečnou hmotnost k tomu, aby se v jejich nitru zažehly klasické termonukleární reakce. Spalují nějakou dobu jen deuterium.

Planeta má hmotnost 8 Jupiterů, takže asi polovinu. Na obrázku výše je hnědý trpaslík označen písmenem A, planeta trochu nešťastně B. Planety se správně označují malým písmenem, velká písmena se používají pro hvězdy a hnědé trpaslíky. Ale to není podstatné. Na obloze dělí obě tělesa 1,5 obloukové vteřiny. Vzhledem k tomu, že se nachází 450 světelných let od nás, můžeme odhadnout i skutečnou vzdálenost a ta je skutečně velká – asi 200 AU (cca 30 miliard kilometrů), to je asi šestinásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce.

Hnědý trpaslík o tak nízké hmotnosti nebude mít zrovna oslnivou gravitaci. Je tedy skoro zázrak, že pár vůbec drží pohromadě jako binární systém. Podle vědců je to dokonce pár s nejnižší známou vazebnou energií. Je skoro jisté, že pár čeká vesmírný rozvod. Stačí průchod hvězdy, který nemusí být ani příliš blízký, a pár se rozdělí.

Otázkou je, jak tento pár vznikl. Hnědí trpaslíci vznikají stejně jako hvězdy – zhroucením oblaku z plynu a prachu. U planet očekáváme spíše akreční scénář – z disku okolo mladé hvězdy se postupně z prachových a ledových částeček zformuje jádro planety, které v případě plynných obrů po dosažení určité hmotnosti vysaje plyn z okolí.

Hnědý trpaslík o hmotnosti CFHTWIR-Oph 98 A ale nebude mít tak hmotný a velký protoplanetární disk, ze kterého by vznikla planeta o proporcích CFHTWIR-Oph 98 B. Navíc by se musela pohybovat mnohem blíže k hnědému trpaslíkovi. Mohla samozřejmě po svém vzniku migrovat například vlivem působení procházející hvězdy, ale nezapomeňme, že pár je velmi mladý, takže by to zřejmě nestihla. Navíc by byla velká náhoda, pokud by svou migraci zastavila na samotném okraji gravitačního působení hnědého trpaslíka.

CFHTWIR-Oph 98 B pravděpodobně nevznikl akrecí, ale stejně jako hnědý trpaslík zhroucením oblaka plynu a prachu.

Zdroj: A wide planetary-mass companion to a young low-mass brown dwarf in Ophiuchus