Letos v září to bude 40 let, co se na svou pouť vesmírem vydala kosmická sonda Voyager 1. V březnu 1979 prolétla sonda kolem Jupiteru.
Na internetu se nyní objevily fascinující videa, která zachycují Jupiterův měsíc Io. Jedná se o jeden ze čtyř tzv. Galileových měsíců, které můžete na obloze spatřit i malým hvězdářským dalekohledem. Io je znám pro svou značnou vulkanickou činnost. Na jeho povrchu se nachází stovky aktivních sopek.
Voyger 1 míří i se slavnou zlatkou desku pro případné nálezce ven ze Sluneční soustavy. Aktuálně je 137,8 AU od Země.
Záhadná hvězda KIC 8462852, která je někdy také označována jako Boyajianova hvězda nebo Tabbyina hvězda, vzbudila před dvěma lety velký rozruch. Kosmický dalekohled Kepler objevil u hvězdy neobvyklé poklesy jasnosti. Začalo se spekulovat i o mimozemských artefaktech. Nyní po letech dochází k dalšímu poklesu její jasnosti, který pozorují astronomové po celém světě.
21. května 19:16: Pokles stále pokračuje…
21. května 10:00: Vypadá to, že by v poklesech jasnosti mohla být přece jen perioda. Pokud před hvězdou přechází jednou za 750 dní objekt(y) a tranzit trvá 2,5 dne, musí být velké jako 5 Sluncí!
#TabbysStar may be quasi-periodic but doesn’t look strictly periodic right now (although a future event could pop-up on event #3) pic.twitter.com/2FPOIamtT4
20. května 19:45: Seznam některých observatoří, které se zapojily a zapojí do pozorování.
20. května 11:00: Aktuální dramatickou situaci odstartoval v pátek 19. května ráno amerického času telefonát. Jasona Wrighta z Pennsylvania State University vzbudili kolegové. 35 cm velký dalekohled na Fairborn Observatory v jižní Arizozně zaznamenal pokles jasnosti KIC 8462852. Pokud se nepletu, mělo by jít o první pokles jasnosti od dubna 2013, kdy je pozoroval v rámci první mise Kepler.
Pokles jasnosti byl přibližně 0,02 mag. Amatérský astronom Bruce Gary potvrdil, že také on zaznamenal mezi 16. a 19. květnem pokles jasnosti. Dalekohledy na observatoři Las Cumbres zaznamenaly také pokles o 2 %. Nyní jsou přenastaveny tak, aby jasnost hvězdy měřily 3x až 4x za hodinu.
V současné době přicházejí pozorování od desítek pozorovatelů. Zapojit by se měly i největší americké dalekohledy. K samotnému kvalitnímu změření jasnosti ale obří dalekohled není potřeba. Stačí i lepší amatérské vybavení a CCD kamera – řádově za větší desítky nebo menší stovky tisíc korun.
20. května 10:45: Hvězda je vidět v souhvězdí Labutě na večerním nebi i u nás. Její jasnost je samozřejmě příliš malá na to, abyste ji mohli pozorovat pouhým okem.
Přibližná pozice KIC 8462852 v souhvězdí Labutě. Zdroj: Stellarium
KIC 8462852 ve zkratce
Kosmický dalekohled Kepler je určen k tomu, aby hledal poklesy jasnosti hvězd a našel tak tranzitující planety. Chování KIC 8462852 bylo ale mimořádně nestandardní. Jasnost se měnila nepravidelně, poklesy jasnosti měly různou intenzitu a zatímco tranzit exoplanety způsobí pokles jasnosti maximálně o 1-2 %, v případě KIC 8462852 byly zaznamenán i pokles jasnosti o 20 %.
V tabulce vidíte poklesy jasnosti, které zaznamenal Kepler. BJD jsou dny od začátku mise dalekohledu, aby bylo patrné, jak často k poklesům docházelo (mezi druhým a prvním poklesem uplynulo 261-140 = 121 dní atd.). Uvedené poklesy Kepler pozoroval od 21. května 2009 do 18. dubna 2013. V polovině května 2013 pak skončila primární mise poruchou druhého setrvačníku. Kepler sice stále funguje, ale v rámci mise K2 pozoruje jiné části oblohy a nasměrovat ho zpět na KIC 8462852 nelze.
#
DIP
Hloubka
BJD
1
(D140)
0.5 %
140.49
2
(D260)
0.5 %
261.00
3
(D360)
0.2 %
359.11
4
(D425)
0.2 %
426.62
5
(D800)
16 %
792.74
6
(D1200)
0.4 %
1205.96
7
(D1500)
0.3 %
1495.97
8
(D1520)
21 %
1519.60
9
(D1540)
3 %
1540.40
10
(D1570)
8 %
1568.49
Později byl údajně objeven postupný pokles jasnosti v průběhu století a další postupný pokles v průběhu mise Keplera.
Rozhodně není obvyklé, aby hvězda podobného typu takto měnila jasnost. Nejrůznějších hypotéz se vyrojila celá řada – od magnetického pole hvězdy až po roj komet. Kosmický dalekohled Spitzer u hvězdy nenašel nic, co by naznačovalo přítomnost prachu. Hvězdu ale nepozoroval v době poklesů (ty byly v datech z Keplera objeveny až zpětně). V médiích se samozřejmě spekulovalo také o možnosti, že za poklesy stojí artefakty mimozemské civilizace.
Jak jsme nedávno psali, díky kampani na Kickstarteru je záhadná hvězda KIC 8462852 pod dohledem sítí dalekohledů LCO. Peníze vystačí na pozorování až do 30. listopadu příštího roku.
Nyní jasnost hvězdy opět klesá a to poprvé od chvíle, kdy poklesy jasnosti objevil ještě v rámci první mise Kepler. Astronomové mají samozřejmě pohotovost. Kdokoliv má v nejbližší době jasno, má pozorovat. Cílem je získat nejen údaje o jasnosti ale také spektra.
U KIC 8462852 byly dříve objeveny tři možné druhy poklesů jasnosti. Nejdříve to bylo několik velkých – objevených Keplerem, které vše odstartovaly. Později byl údajně objeven postupný pokles jasnosti v průběhu století a nedávno další postupný pokles v průběhu mise Keplera.
Johannes Kepler, William Herschel a Edwin Hubble se nikdy nemohli potkat. Všichni tři ale mají jedno společné. Jejich jména nesou významné kosmické dalekohledy. A nyní společně objevily měsíc trpasličí planety 2007 OR10.
Transneptunický objekt 2007 OR10 je největším tělesem Sluneční soustavy bez oficiálního jména. Okolo Slunce oběhne jednou za necelých 550 let po velmi protáhlé eliptické dráze, takže se nejblíže dostává 33 a nejdál 101 AU.
2007 OR10 se dostal do hledáčku kosmického dalekohledu Kepler. To je přeborník v měření jasnosti a ze změn jasnosti dokáží astronomové odhadnout dobu rotace.
2007 OR10 je ideálním světem pro všechny workoholiky. Jeden den na něm totiž trvá 45 hodin! Pomalá rotace astronomy zaujala, protože je pro objekty Kuiperova pásu netypická. Logickým vysvětlením by bylo, že 2007 OR10 má stejně jako většina trpasličích planet za dráhou Neptunu svůj měsíc.
2007 OR10 a jeho měsíc na snímcích z Hubblova dalekohledu. Credits: NASA, ESA, C. Kiss (Konkoly Observatory), and J. Stansberry (STScI)
Astronomové se proto podívali do archívu Hubblova dalekohledu a na snímcích skutečně měsíc našli. 2007 OR10 je dál od Slunce, měsíc byl velmi slabý a při dřívějších analýzách ho vědci přehlédli. Měsíc byl objeven na dvou snímcích, které dělí jeden rok, takže astronomové jsou si prakticky jistí, že se jedná o objekt, který je gravitačně vázán s 2007 OR10.
Parametry oběžné dráhy bude potřeba ještě v budoucnu určit, ale díky pozorování infračerveného kosmického dalekohledu Herschel alespoň známe odhad velikosti měsíce. Zatímco 2007 OR10 průměr 1500 km, měsíc bude asi 240 až 400 km velký.
Spektrograf HARPS, který se nachází na 3,6 m dalekohledu v Chile objevil u osmi hvězd celkem 20 planet o hmotnostech 2 až 30 Zemí.
3 dny a 3 roky
Velmi zajímavý systémem je HD 134060. Hvězda je nepatrně hmotnější než Slunce a vyzařuje o 40 % více záření.
HARPS se na této hvězdě skutečně vyřádil. Celkem bylo získáno 335 spekter v průběhu dlouhých 11 let.
Okolo hvězdy obíhají dvě planety. První má hmotnost 10 Zemí a oběžnou dobu 3,2 dní. Planeta se pohybuje po velmi protáhlé eliptické dráze (výstřednost 0,45). To by mohlo znamenat, že za posuvem spektrálních čar jsou ve skutečnosti dvě planety, které jsou v rezonanci 2:1. Jinými slovy: ještě blíže k hvězdě by se mohla nacházet planeta s poloviční oběžnou dobou (1,65 dní). Astronomové situaci modelovali, ale tento scénář nevypadá příliš reálně. Nedalo od hvězdy se tak skutečně nachází jen jedna planeta s poměrně velkou výstředností.
Okolo hvězdy ale přesto neobíhá sama. Druhá planeta je třikrát hmotnější a obíhá ve vzdálenosti 2,4 AU s dobou oběhu 1291 dní (3,5 let). Právě migrace po interakci s touto planetou by mohla stát za výstředností vnitřní planety. HD 134060b se na své protáhlé dráze dostává k hvězdě nejblíže na vzdálenost asi 3,6 milionů km. Blízká setkání vedou ke zkracování oběžné doby a postupnému zmenšování výstřednosti.
Planeta by kvůli interakcím s vnější planetou (tzv. Lidovův-Kozaiův mechanismus) měla mít nemalý sklon roviny oběžné dráhy vůči rovině rovníku mateřské hvězdy. Sklon lze měřit využitím Rossiterova-McLaughlinova efektu. Zjednodušeně řečeno je křivka radiálních rychlostí během přechodu planety před hvězdou deformována.
Vědci se podívali na všechny hvězdy, u kterých v rámci této studie objevili planety s krátkou oběžnou dobou, kosmickým dalekohledem Spitzer. Žádné tranzity ale bohužel objeveny nebyly a to ani u HD 134060.
Extrémní svět
Když už jsme zmínili velkou výstřednost vnitřní planety u hvězdy HD 134060, nemůžeme vynechat zmínku o hvězdě HD 20782. V rámci stejné studie totiž astronomové upřesnili parametry dříve objevené exoplanety HD 20782b. Jedná se o planetu o hmotnosti 1,4 Jupiteru s oběžnou dobou 597 dní. Planeta se pohybuje po extrémně protáhlé oběžné dráze s výstředností 0,95! Nejblíže se k hvězdě dostane na vzdálenost 0,068 AU a nejdál se dostává 2,3 AU daleko.
Nelze nezmínit, že mateřská hvězda je součástí binárního systému. Druhá hvězda HD 20781 se nachází asi 9000 AU daleko a obíhají okolo ní dvě planety.
Další zajímavou soustavou je HD 20781. Jedná se o oranžového trpaslíka o hmotnosti 70 % Slunce. Systém obsahuje čtyři planety s oběžnými dobami 5, 14, 29 a 85 dní. Vnitřní planeta má hmotnost minimálně 1,93 Země. Ty další pak 5, 11 a 14 Zemí.
Zejména díky Keplerovi byla v posledních letech objevena řada planet o hmotnost pod 15 Zemí, které ale mají velmi rozdílné hustoty.
Pokud známe poloměr i hmotnost, můžeme vypočítat hustotu planety a alespoň přibližně říci něco o jejím složení. Planety s vyšší hustotou budou kamennými světy a naopak ty s menší hustotou budou obsahovat z velké části těkavé látky. Planety s hustotou někde uprostřed mohou mít různé složení, ale předpokládá se, že se bude dost často jednat o světy s kamenným jádrem a větší vodíkovou atmosférou.
Velmi zajímavým případem jsou planety s ultra krátkou oběžnou dobou. Jedná se o světy, na kterých trvá rok méně než 24 hodin. Je zajímavé, že planety s menší hmotností a ultra krátkou dobou oběhu mají velmi vysoké hustoty. Je prakticky vyloučeno, že by měly vodíkovou atmosférou.
Velmi důležitým aspektem při vývoji planet bude postupná ztráta atmosféry vlivem vysokých dávek záření od blízké hvězdy.
Bylo by dobré mít systém se dvěma podobnými planetami, která se ale nacházejí v různých vzdálenostech od hvězdy a dostávají různé dávky ultrafialového záření. A Kepler takový systém našel.
Dvě planety o podobné hmotnosti, ale každá jiná
K2-106 je hvězda jen nepatrně menší a méně hmotná než Slunce. Okolo hvězdy obíhají dvě planety o podobné hmotnosti, ale zcela rozdílných hustotách.
První planeta má hmotnost 7,69 ± 0,82 Země, druhá pak 6,79 ± 2,29 Země. Planeta b oběhne okolo hvězdy za 13,6 hodin, vnější planeta za 13,3 dní.
Poloměr první planety bude přibližně 1,52 Země a hustota 12 000 kg/m3. Druhá planeta bude mít velikost 2,6 Země a hustotu výrazně menší – velmi zhruba 2 400 kg/m3.
K2-106b není jedinou známou exoplanetou, která má poměrně malou hmotnost, ultra krátkou oběžnou dobu a velmi vysokou hustotu. Podobných planet existuje více. Příkladem je třeba KOI-1843.03 s dobou oběhu jen 4,4 hodiny a hustotu větší než 7 000 kg/m3. Dalším příkladem je EPIC 203533312 s dobou oběhu 4,4 hodiny a hustotou 8900 kg/m3.
Tyto planety jsou světy bez atmosféry, o kterou vlivem extrémních dávek záření od hvězdy přišly. Často mohou být velmi bohaté na železo. K2-106b může být tvořená z železa z více než 50 % a musela tedy vzniknout v oblasti, která byla bohatá na železo. Přirovnat bychom ji mohli k Merkuru. Na povrchu bude teplota přibližně 2200 Kelvinů.
Hnědí trpaslíci jsou objekty na pomezí planet a hvězd. Nemají dostatečnou hmotnost k tomu, aby ve svém nitru zažehli termonukleární reakce a začali spalovat vodík. Spalují jen deuterium nebo lithium.
Hnědí trpaslíci mají hmotnost v řádů desítek Jupiterů. Hranice mezi planetou a hnědým trpaslíkem není úplně přesně definována. Obvykle se uvádí 13 Jupiterů.
Jonathan Gagné a jeho tým se podívali na zoubek objektu s označením SIMP J013656.5+093347 (zkráceně SIMP0136) pomoci Keckova dalekohledu na Havaji.
SIMP0136 byl zkoumán již dříve a byly u něj objeveny změny jasnosti, které souvisí s počasím v jeho atmosféře. V nové studii určili vědci jeho hmotnost.
K určení hmotnosti je nutné znát věk a teplotu. Astronomové v nové studii zjistili, že SIMP0136 je na 99,99 % členem pohybující se skupiny Carina-Near. Jedná se o hvězdy a objekty podobného stáří – 200 milionů let. Když známe teplotu (1100 Kelvinů) a věk, můžeme odhadnout jeho hmotnost, která je 12,7 ± 1 Jupiterů.
SIMP0136 je tak těsně pod hranicí, která odděluje hnědé trpaslíky a planety a mělo by se jednat o bludnou planetu. Vzhledem k tomu, že se nachází pouze 20 světelných let od nás v souhvězdí Ryb, jedná se o ideální laboratoř nejen pro výzkum objektů na hranici mezi hnědými trpaslíky a planetami ale také pro výzkum atmosféry plynných obrů.
Nová práce je součástí projektu BANYAN All-Sky Survey-Ultracool, který se zaměřuje právě na hledání hnědých trpaslíků a bludných planet, které jsou členy volně se pohybujících skupin. Brzy tak můžeme očekávat objevy dalších podobných objektů.
V roce 1999 objevili astronomové první tranzitující exoplanetu HD 209458 b. Horký jupiter byl nejdříve objeven měřením radiálních rychlostí a později se podařilo objevit i jeho tranzity.
Rozvoj tranzitní fotometrie ale nastal až o mnoho let později a vyvrcholil v roce 2009 startem Keplera.
Robert Gilliland a jeho tým se v roce 1999 pokusili hledat tranzitující exoplanety Hubblovým dalekohledem. Legendární astronomický přístroj není pro hledání tranzitů z několika důvodů příliš vhodný. Především nemá velké zorné pole a hledání tranzitů vyžaduje trpělivost. Dostat pozorovací čas na Hubblově dalekohledu není vůbec snadné.
Gilliland a jeho tým na to šli chytře. Rozhodl se hledat tranzity v kulové hvězdokupě. Vysoká koncentrace hvězd v hvězdokupě umožnila pozorovat velké množství hvězd současně. V červenci 1999 pozorovat Hubblův dalekohled po dobu více než 8 dní hvězdokupu 47 Tucanae.
Kde nic není, ale být mělo
Výsledek? Nula. Hubble nenašel vůbec nic. Pozdější objev HD 209458 b umožnil vědcům odhadnout, kolik exoplanet měl Hubblův dalekohled najít. Provedli simulace pro podobné horké jupitery. Tehdejší odhad říkal, že Hubble měl u 34 tisíc hvězd objevit přibližně 17 tranzitujících exoplanet. Proč se tak nestalo?
Nyní vyšla nová studie, která se snažila na otázku, proč Hubble před téměř dvaceti lety nic nenašel, odpovědět znovu. Za dvacet let se výzkum exoplanet změnil k nepoznání. Vědci mohli využít například data z Keplera.
Podle nové simulace měl tehdy najít Hubble přibližně 4 exoplanety. Pokud bychom však vzali z dat Keplera jen míru výskytu planet u hvězd o podobné hmotnosti, jakou mají hvězdy hlavní posloupnosti v 47 Tucanae, došli bychom jen k 2,2 planetám. To je hodně velký pokles oproti původně očekávaným 17 planetám.
Proč je takový rozdíl? Počet očekávaných tranzitujících exoplanet je o polovinu menší, než v roce 1998 očekával Gilliland se svým týmem a v případě méně hmotných hvězd je ještě o polovinu menší. Navíc horcí jupiteři, které Kepler objevil, mají často menší poloměry než je velikost HD 209458 b, na jejichž parametrech byly odhady v roce 1999 založeny. Menší exoplanety se samozřejmě hledají hůře.
Musíme zkoumat hvězdokupy
To, že Hubble v roce 1999 nic nenašel, je nyní s daty z Keplera méně překvapivé. Problém je, že Kepler v rámci první mise nehledal exoplanety v kulových hvězdokupách. Srovnáváme míru výskytu exoplanet u hvězd v kulové hvězdokupě s mírou výskytu u hvězd, které nejsou členy hvězdokupy. Je takový postup možný? Je míra výskytu v obou skupinách podobná? Pokud se vezmou data z Keplera o menších hvězdách (které jsou v 47 Tucanae), tak to vypadá, že ano.
Jak ale upozorňují autoři nové studie, bude potřeba se znovu podívat na kulové hvězdokupy a hledat znovu.
Nejen na Zemi dochází k zatměním Slunce. Pozorovat byste tento úkaz mohli také na povrchu rudé planety. Lidská noha zatím na Mars nevkročila, a tak jsme odkázání na pozorování roverů.
Zatmění Slunce na Marsu probíhá samozřejmě úplně jinak než na Zemi. Náš Měsíc je na pozemské obloze stejně velký jako Slunce, takže nám dokáže vykouzlit krásné úplné zatmění s viditelnou sluneční koronou.
Na marsovské obloze je Slunce úhlově menší, ale menší jsou také oba marsovské měsíce a to o dost ve srovnání s naším Měsícem. Oba se také pohybují po obloze podstatně rychleji. Například zatmění nebo možná spíše tranzit Phobosu přes sluneční kotouč trvá maximálně okolo 30 sekund.
Marsovské rovery v minulosti zatmění Slunce několikrát pozorovaly. Rover Opportunity, který na Marsu pracuje od ledna 2014, přidal 6. května do sbírky další pozorování – zatmění Slunce způsobené Phobosem:
This is what a solar eclipse looks like on Mars. Phobos passing in front of the Sun on May 6, 2017, as observed by @MarsRovers Opportunity pic.twitter.com/iAwg9Vbr6D
Pokud bude v neděli večer jasno, určitě se podívejte na oblohu. Největší planeta Sluneční soustavy si dá na pozemské obloze rande s Měsícem.
Měsíc bude v neděli 12 dní po novu – tedy krátce před úplňkem, který nastane 10. května.
Obě tělesa vyjdou kolem 17. hodiny, ale na oblohu se vyplatí podívat až někdy po 21. hodině, kdy už bude po západu slunce. Kolem půlnoci bude Jupiter a Měsíc dělit jen asi 1,3 stupně. Obě tělesa pak zapadnou brzy ráno.
Pokud se vybavíte hvězdářským dalekohledem o průměru alespoň 60 mm, můžete se velmi dobře a snadno podívat nejen na krátery na Měsíci ale také na čtyři největší Jupiterovy měsíce.
Vědci dnes znají na 400 disků trosek okolo hvězd. Epsilon Eridani je ale natolik blízko, že její disky lze zkoumat podrobněji.
Disky trosek jsou v podstatě zbytek z formování planet. Může se jednat o pásy asteroidů, ledových těles i prach.
U Epsilon Eridani se nachází dva disky – analogie našeho hlavního pásu planetek a Kuiperova pásu.
V nové studii se astronomové zaměřují na vnitřní disk. Využívají data z observatoře SOFIA a kosmického dalekohledu Spitzer.
Existují dva modely. První předpokládá, že vnitřní disk je rozdělen na dva pásy. Jeden je přibližně stejně daleko jako ve Sluneční soustavě hlavní pás planetek (mezi Marsem a Jupiterem) a druhý přibližně ve vzdálenosti Uranu.
Druhý model předpokládá, že disk je pouze jeden, je široký a je zásobován materiálem z vnějšího disku.
Údaje z observatoře SOFIA neumožňují rozlišit, zda je vnitřní disk rozdělen na více než jeden pás, ale umožnily týmu vyloučit možnost, že by tepelné emise vnitřního disku byly způsobeny prachovými zrny, která jsou přitahována z vnějšího disku. Pozorování tedy favorizují první model.
První model také předpokládá možnou existenci planety, která by přesunu materiálu zabraňovala.
Připomeňme, že okolo Epsilon Eridani obíhá již dříve objevená exoplaneta Epsilon Eridani b, která by se měla nacházet přibližně 3,4 AU daleko.
Systém Epsilon Eridani a srovnání se Sluneční soustavou… Credits: NASA/JPL/Caltech/R. Hurt (SSC)
SOFIA
Už pár desítek let máme významné astronomické observatoře nejen na Zemi ale také ve vesmíru. SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) je něco mezi. Jedná se o upravený Boeing 747, který má v zadní části velké dveře. Za nimi se uvnitř letadla ukrývá 2,5 m dalekohled.
Pozorování z letadla je výhodné nejen proto, že SOFIA může operovat odkudkoliv, ale ve výšce několika kilometrů je už podstatně menší množství vodní páry, která blokuje infračervené záření.
Od roku 2014 probíhá mise K2 dalekohledu Kepler. Kosmický dalekohled se postupně otáčí a jednou za zhruba tři měsíce změní své zorné pole. Do hledáčku se mu tak dostává řada zajímavých objektů a to včetně těles Sluneční soustavy.
Už před dvěma lety bylo uveřejněno video z kampaně číslo 3, který probíhala od listopadu 2014 do ledna 2015. V 15. den kampaně se v zorném poli objevil Neptun. Na 101 580 snímcích je zachycen nejen pohyb Neptunu, ale také jeho největší měsíc Triton, který okolo něj oběhne jednou za 5,8 dní. Později se objeví i měsíc Nereid.
Nedávno objevená exoplaneta Proxima b se sice nachází v obyvatelné oblasti, ale jak už jsme psali v dřívějších článcích, není to s její hvězdou tak jednoduché.
Proxima b dostává od své hvězdy 65 % záření, co dostává Země od Slunce. To je docela dobré.
Proxima b se ale nachází tak blízko, že bude mít možná vázanou rotaci nebo bude rotace v rezonanci 3:2.
Kromě toho jsou červení trpaslíci pořádní prevíti. Proxima Centauri vyzařuje jen 0,15 % záření ve srovnání se Sluncem. V minulosti to ale bylo více a navíc i dnes vyzařuje více v krátkovlnné části spektra.
Astronomové proto provedli analýzu velké části spektra Proximy Centauri od rentgenová záření až po infračervené. Vzali data z různých přístrojů a to včetně kosmických dalekohledů XMM Newton nebo Hubblova dalekohledu.
Na základě dat se podařilo zjistit, že Proxima b dostává od Proximy Centauri 60x více XUV, což je extrémní ultrafialové záření. Kvůli vyšším dávkám záření v minulosti mohla planeta ztratit 0,5 až 2 pozemské oceány vody.
Přebytek infračerveného záření
Velmi zajímavý byl ale také pohled na oblast infračerveného záření. Astronomové totiž objevili přibližně 20 % přebytek záření v oblasti 3 až 30 mikrometrů. Příčinou by mohla být existence teplého prachu okolo Proximy Centauri… možná zbytky po formování planetárního systému?
Podobný přebytek infračerveného záření byl kdysi objeven u hvězdy HD 69830 a příčinou byl prachový disk do vzdálenosti 1 AU. Jiný teplý disk zatím u žádného dalšího staršího červeného trpaslíka objeven nebyl, ale chladný disk, jako analogie Kuiperova pásu ze Sluneční soustavy, ano.
Alternativním vysvětlením může určitá nedokonalost nebo nepřesnost teoretických modelů, ale to není příliš reálné už jen proto, že přebytek 20 % je prostě příliš velký.
Nepravděpodobná je také varianta, že za přebytkem záření je samotná Proxima Centauri (například hvězdné skvrny).
Vědci se proto domnívají, že příčinou je skutečně rozptyl světla na teplých prachových částicích blízlo hvězdy.
Okolo hvězdy TRAPPIST-1 obíhá sedm planet s názvy b, c, d, e, f, g a h. Jak to dopadne, když se každé planetě přidělí odpovídající hudební nota, která pak přijde ke slovu v době, kdy planeta tranzituje?
Po několika horkých super zemích skočili astronomové do království ledu. Exoplaneta OGLE-2016-BLG-1195Lb bude patrně ledovým světem.
Planeta má podobnou hmotnost jako Země. Dokonce obíhá také přibližně stejně daleko od hvězdy, jako obíhá Země kolem Slunce. Mateřskou hvězdou je ale zřejmě hnědý trpaslík. Množství záření, které planeta dostává, tak bude velmi nízké a planeta bude chladným světem.
Poučení čtenáři asi tuší, že nová exoplaneta byla objevena metodou gravitačních mikročoček. Svědčí o tom její název. OGLE je polský projekt věnující se gravitačním mikročočkám a BLG znamená, že se planeta nachází v galaktické výduti.
Mateřská hvězda svou gravitací ohnula a zesílila světlo vzdálené hvězdy a totéž udělala i planeta.
OGLE-2016-BLG-1195Lb je dokonce exoplanetou s nejmenší hmotností, která kdy byla objevená pomoci gravitační mikročočky.
Do následného pozorování se zapojila také síť KMTnet (Korea Microlensing Telescope Network), která má přístroje v Austrálii, Chile a Jižní Americe. Pozorování se zúčastnil i kosmický dalekohled Spitzer, což je obzvláště cenné. Dalekohled se nachází na heliocentrické dráze daleko od Země. Pozorováním mikročočkové události ze dvou vzdálených míst je možné změřit tzv. mikročočkovou paralaxu, což astronomům pomůže upřesnit některé údaje o pozorovaných objektech.
OGLE-2016-BLG-1195Lb se nachází 13 tisíc světelných let od nás.
Čas letí. Už je to rok a půl, co světlo světa spatřila nová astronomická celebrita. Kosmický dalekohled Kepler objevil záhadné poklesy jasnosti hvězdy KIC 8462852.
Poklesy neodpovídaly tranzitu planety a ani ničemu jinému, na co jsme u hvězdy hlavní posloupnosti zvyklí. Později byly odhaleny ještě dva možné poklesy a to v průběhu století a v průběhu první mise Keplera.
Objevitelka prvních poklesů Tabetha Boyajian z Yale University, po které je hvězda i neoficiálně pojmenována (Tabbyina hvězda), šla vloni na Kickstarter, aby vybrala peníze od lidí a mohla hvězdu dlouhodobě pozorovat. Peníze se vybraly — přes 107 tisíc dolarů a pozorování tak mohlo začít.
Tabbyina hvězda pod dohledem
Hvězda je už od 1. dubna pozorována sítí dalekohledů LCO. Peníze vystačí na pozorování až do 30. listopadu příštího roku.
Hvězda už byla pozorována také v únoru, kdy končila 727 dnů dlouhá perioda mezi dvěma největšími poklesy v datech z Keplera. K nim došlo v 792. den mise (pokles o 18 %) a v 1519. den (22 %). Poklesy tedy nejsou stejné, ale pokud by okolo hvězdy něco obíhalo, mohlo by to změnit tvar. Únorová pozorování ale žádný pokles nezjistila.
Je dobré také zmínit, že pokud odečteme od 792 onu periodu 727 dní, dostaneme se do 65. dne mise. V té době ale Kepler žádný pokles jasnosti hvězdy nepozoroval.
Chce zapojit i Hubblův dalekohled
Tabetha Boyajian chce pozorovat KIC 8462852 také v ultrafialové části spektra pomoci Hubblova dalekohledu. Získat čas na slavném přístroji, který právě oslavil 27 let provozu, je ovšem velmi těžké.
První objevené exoplanety byly horkými jupitery, ale data z Keplera ukázala, že nejčastějším typem planet minimálně ve vnitřních částech planetárních soustav jsou super země. Jedná se o planety obvykle o něco větší a hmotnější než naše rodná hrouda. Mnoho z těchto světů navíc obíhá okolo hvězdy poměrně blízko.
Našli vědci odpovědi na některé klíčové otázky?
Na začátku všeho je disk z prachu a plynu, který obklopuje mladou hvězdu. Zárodky mnoha slavných i méně slavných super zemí vznikly podstatně dál, než je dnes nacházíme. Obvykle to bylo za sněžnou čárou, kde je už dost chladno na to, aby zde voda kondenzovala do podoby ledových krystalků.
Zárodek budoucí planety vytváří v plynném disku vlny. Slabší vlna před planetou nutí planetu migrovat směrem dál od hvězdy, silnější za hvězdou dělá přesný opak. Zárodek planety se tak vydává směrem k hvězdě, dokud nenarazí na hranu disku. Jakmile dojde plyn, migrace se zastaví.
Podobných zárodků se ale okolo hvězdy rodí více a také ony se vydávají na pouť směrem k hvězdě. Co se stane? Zárodky se nesrazí, ale stabilizují se v tzv. rezonanci.
Gravitační rezonance znamená, že oběžné dráhy objektů jsou v poměru celých kladných čísel. Jinými slovy: zatímco vnitřní planeta oběhne okolo hvězdy dvakrát, vnější to stihne přesně jednou (nebo v jiném poměru).
Okolo mladé hvězdy se tak tvoří rezonanční řetězce. Druhá planeta rezonuje s první, čtvrtá se třetí atd.
Nádherným příkladem rezonance je TRAPPIST-1, kde je v rezonanci všech sedm planet! Dokonalý pohyb dokonalého kompaktního systému.
A pak se něco pokazí….
Rezonance není v případě exoplanet nic výjimečného, ale také ne příliš častého. Proč?
Vědci provedli simulace, ve kterých si pohráli se 120 planetárními systémy. Každý byl na začátku tvořený 20 až 30 zárodky planet o hmotnosti 0,1 až 4,5 Země.
Podle vědců existuje několik fází vývoje. V první fázi (prvních 5 milionů let) planety migrují kvůli přítomnosti existenci plynného disku, který také udržuje planety na plochých a kruhových drahách.
Ve druhé fázi (5 až 100 milionů let) se migrace zastaví, protože disk se rozptýlí. Další osud planet je řízen vzájemnými interakcemi. Dráhy planet se mění na excentrické a nakloněné.
Jen malá část systémů si udrží rezonanční řetězce. V případě těch, které jsou až příliš kompaktní a jejich planety jsou hmotnější, se rezonanční řetězce rozruší. Planety se mohou i srážet, takže vznikají větší planety.
S tím souvisí i pravděpodobnost, že Kepler planety objeví. V případě stabilních rezonančních řetězců obíhají planety prakticky v jedné rovině a logicky tedy tranzitují všechny nebo žádná. Kepler objevil 3 a více planet v 66 % těchto systémů. V 18% to byla jedna planeta. V případě nestabilních systémů jsou sklony drah různé. Kepler objevil jen 1 planetu v 78 % těchto systémů a jen 7 % systémů má 3 a více planet.
Užíváme cookies, abychom vám zajistili co možná nejsnadnější použití našich webových stránek. Pokud budete nadále prohlížet naše stránky předpokládáme, že s použitím cookies souhlasíte.
