V roce 1977 spatřily světlo světa Hvězdné války a v nich planeta Tatoonie, na které se narodil Luke Skywalker. Planeta je zajímavá mimo jiné tím, že má dvě slunce. Museli jsme si počkat 23 let, než byla objevena první taková planeta. Obíhá okolo pulsaru a bílého trpaslíka, takže na ne zcela dobrém místě. O dalších téměř deset let později odstartoval kosmický dalekohled Kepler a přidal přes 10 dalších tak zvaných cirkumbinárních planet.

Od družice TESS se očekávalo, že počet cirkumbinárních planet, které obíhají okolo dvou hvězd současně, významně rozšíří. Téměř tři roky po startu tady máme teprve první. V datech z družice jich ale bude určitě více, o některých se už možná píšou odborné studie. Konec konců tato nová studie byla sepsána už vloni, ale tisková zpráva se objevila teprve letos v lednu.

TOI-1338 tvoří dvě hvězdy. Jedna je o třetinu větší než Slunce, druhá je červeným trpaslíkem o velikosti třetiny Slunce. Obě hvězdy obíhají okolo sebe s periodou necelých 15 dní.

Samotná planeta TOI-1338 b obíhá s periodou 95 dní a svou velikostí je podobná Saturnu, což je velmi zajímavé. Většina cirkumbinárních planet, které byly objeveny tranzitní metodou, má poloměr okolo 4 až 8 Zemí. TOI-1338 b s poloměrem 7 Zemí mezi ně docela dobře zapadá. Zatím nevíme, zda se jedná o observační zkreslení, nebo to nějak souvisí se vznikem podobných planet.

Zdroj: TOI-1338: TESS‘ First Transiting Circumbinary Planet

Astronomové objevili nový početný tranzitující systém. Okolo oranžového trpaslíka TOI-178 obíhá šest planet.

TESS při svém pozorování odhalila tři periodické poklesy jasnosti: 6,5, 10,3 a 9,9 dní. Později se v průběhu 11 dní podívala na hvězdu evropská družice CHEOPS, která má především upřesňovat parametry již objevených planet, ale jak se ukazuje, při této činnosti najde i další planety.

CHEOPS potvrdila první a třetí planetu. Prostřední perioda patří ve skutečnosti planetě s dvojnásobnou oběžnou dobou. Kromě toho přidala CHEOPS ještě další tři planety. Jejich oběžné doby jsou 1,9, 3,2, 6,5, 9,9, 15,2 a 20,7 dní. Kromě první planety jsou oběžné doby všech ostatních planet v rezonanci (jejich oběžné doby jsou v poměru celých kladných čísel) 2:4:6:9:12.

Poloměry planet jsou od 1,1 po 2,8 Země. Vědci pozorovali mateřskou hvězdu také pozemskými lovci exoplanet – SPECULOOS a NGTS a přidali také spektrální měření díky přístroji ESPRESSO. K dispozici proto máme hmotnosti a hustoty planet, které se pohybují od 1,1 po 0,177 hustoty Země.

TOI-178 je v podstatě kompaktním planetárním systémem. Mezi první a poslední planetou je asi 15 milionů kilometrů. Přesto můžeme pozorovat pěkný skok v hustotách sousedních planet. Zatímco první dvě vnitřní planety mají hustotu podobnou Zemi, třetí planeta má hustotu jen 0,17 hustoty Země.

Zdroj: Six transiting planets and a chain of Laplace resonances in TOI-178

Astronomickými weby se šíří informace, že už známe, nebo minimálně odhadujeme složení planet u slavného systému TRAPPIST-1.

Ve skutečnosti je tisková zpráva založená na studii, která byla v preprintu už vloni v říjnu, kdy jsme o ní také psali.

Eric Agol a jeho kolegové s až brutální přesností zjistili hmotnosti planet v systému. Na krásných obrázcích od NASA je posuvné měřítko a váha. Je to samozřejmě velká nadsázka. Velikosti planet byly zjištěny tranzitní metodou – čím je planeta větší, tím více zastíní svou mateřskou hvězdu.

Místo vah mohl dát autor stopky. Hmotnosti planet byly totiž (opět s nadsázkou) změřeny díky času. Planety u TRAPPIST-1 jsou velmi blízko od sebe (mezi první a sedmou je jen 7,7 milionu kilometrů), takže se gravitačně ovlivňují, což se projeví v nepravidelnostech tranzitů.

Vědci při učení hmotnosti dosáhli přesnosti 3 až 5 procent! To je asi o dva řády přesnější, než je současná přesnost měření radiálních rychlostí.

Díky poloměru a hmotnosti známe hustoty. Všechny parametry naleznete na obrázku níže. U jednotlivých planet najdete (shora dolů) oběžnou dobu ve dnech, vzdálenost od hvězdy v AU (1 AU je vzdálenost Země od Slunce) a žlutou barvu fyzikální parametry v násobcích parametru pro Zemi: poloměr, hmotnost, hustotu, gravitaci. Dole je pak ještě srovnání s terestrickými planetami.

Jak je patrné, hustoty jsou srovnatelné se Zemí pro první dvě planety a o něco nižší pro ty ostatní. Můžeme nám to napovědět něco o složení planet, ale jistotu nemáme.

Pokud předpokládáme, že atmosféra přispívá k poloměru planety zanedbatelným způsobem a že planety jsou diferencované (mají železné jádro a křemičitanový plášť), lze spočítat, jak velká část hmotnosti planety je obsažena v jádru.

Průměrně 21 % hmotnosti planety připadá na jádro (pro jednotlivé planety od 16 po 26 %), což je méně než u Země (32 %). Planety tak budou zřejmě na železo chudší než naše planeta.

Možností je ale více. Planety také mohou mít vrstvu povrchové vody nebo jsou bez jádra s oxidovaným železem v plášti.

Exoplanetu WASP-62 b objevil pozemský lovec tranzitů WASP před devíti lety. Nedávno se na tranzity planety podíval Hubblův kosmický dalekohled a také jeho už nefungující kolega Spitzer. Vědci se zaměřili na atmosféru planety a byli překvapeni…

Munazza Alam a její kolegové zkombinovali data ze dvou kosmických dalekohledů a získali transmisní spektrum exoplanety WASP-62 b. Na první pohled se jedná o typického nafouknutého horkého jupitera. Okolo své hvězdy oběhne jednou za čtyři a půl dne, má hmotnost jen 0,6 Jupiteru, ale je o 40 % větší.

Vědci se pokoušeli detekovat v atmosféře planety draslík, což se nepovedlo, za to však byli schopni detekovat velmi silný spektrální podpis sodíku. Podle závěrů studie to znamená, že planeta nebude mít žádné mraky. V opačném případě by sodík detekován nebyl nebo jen slabě.

V případě WASP-62 b máme hned dvakrát štěstí. Obřích plynných planet s čistou atmosférou bez mraků bude velmi málo – podle odhadů jen asi 7 %. Mateřská hvězda se navíc nachází ve vzdálenosti 575 světelných let od nás v souhvězdí Mečouna. První údaj není podstatný, ten druhý ano. Jedná se o jedinou hvězdu s větší tranzitující planetou, kterou najdeme v tzv. CVZ (continuous viewing zone) Kosmického dalekohledu Jamese Webba.

Jde o oblasti, které pozoruje družice TESS téměř rok vkuse, protože z pohledu výzkumu exoplanet jde o velmi exkluzivní části oblohy. Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST) v nich totiž může pozorovat kdykoliv v průběhu roku. Autoři studie věří, že JWST detekuje v atmosféře WASP-62 b i další molekuly a prvky.

Další exoplaneta se stala mediální hvězdou. TOI-561 b nebo spíše celý planetární systém TOI-561 je starý 10 miliard let, což z něj dělá jeden z nejstarších nebo možná nejstarší známý planetární systém. Stáří hvězd se měří docela špatně a nepříliš přesně, takže vytvářet nějaké pořadí nemá smysl.

O systému TOI-561 jsme psali na exoplanety.cz už v září. Od té doby byly studie aktualizovány, ale nic zásadního se nezměnilo.

Médii nyní rezonuje tisková zpráva založená na „havajské“ studii týmu pod vedením Lauren Weiss. Existuje ale ještě jedna studie a ta přináší značně odlišné výsledky.

Planetární systém TOI-561 byl objeven družicí TESS (odtud název TOI, což je objekt zájmu TESS). Družice u něj našla více tranzitujících planet.

Obě studie se více méně shodují na velikosti planety TOI-561 b, která bude mít asi 1,4 poloměrů Země. Shodují se také samozřejmě na tom, že jde o planetu s ultrakrátkou oběžnou dobou – alias USP. Planeta okolo hvězdy oběhne za necelých 11 hodin. Společně se stářím lákadlo pro palcové titulky, ale my víme, že podobných planet dnes už známe více. Patrně se jedná o obnažená jádra bývalých neptunů.

Vědci se na mateřskou hvězdu podívali spektrografy, aby změřili radiální rychlosti a odhadli hmotnosti planet.

Weiss a její tým pracovali se spektrografem HIRES na Keckově dalekohledu. Podle jejich závěrů má planeta TOI-561 b hmotnost asi 3,2 Země a hustotu 5500 kg/m³. Kromě planety b obíhají okolo hvězdy ještě nejméně další dvě planety s periodami asi 11 a 16 dní, které můžeme zařadit spíš do kategorie mini-neptunů. Hustota planety b ukazuje na složení podobné Zemi. Možná je planeta chudší na železo.

Gaia Lacedelli a její tým pracoval se spektrografem HARPS-N na Kanárských ostrovech. Podle jejich měření má planeta TOI-561 b hmotnost jen 1,6 Země a hustotu 3000 kg/m³, což z ní dělá nejméně hustou planetu s ultrakrátkou oběžnou dobou.

V systému se podle studie nachází další tři planety. Jedna s oběžnou dobou necelých 11 dní (v tom se obě studie shodují) a další s oběžnými dobami 25 a 77 dní. Změny jasnosti s periodou 16 dní, které TESS pozorovala, podle studie nelze měřením radiálních rychlostí potvrdit jako možnou planetu.

Pokud by byla hustota planety opravdu tak nízká, byla by TOI-561 b nejen stará ale také velmi zajímavá planeta.

Hustotu podobné planety můžete snížit přidáním významné atmosféry, která nafoukne velikost planety, tím se zvětší objem a sníží hustota. Je ale nepravděpodobné, že by atmosféra vydržela tak extrémní dávky záření od blízké hvězdy – navíc tak dlouho.

Druhou možností je odebrání železa a přidání ledu nebo vody. Na extrémně horkém povrchu TOI-561 b si určitě nezaplavete a ani nezabruslíte. Jednalo by se o speciální formu ledu, který existuje pod velkým tlakem.

Musíme si počkat na další studie, které zrevidují data z obou současných, případně přidají další a rozhodnou, které z údajů platí.

Astronomové představili objev exoplanety HD 110113 b (TOI-755.01) pomoci družice TESS. Údaje o hmotnosti získali pomoci měření radiálních rychlostí spektrografem HARPS.

Exoplaneta obíhá okolo hvězdy podobné Slunci s periodou 2,5 dne. Její poloměr je 2 Země. Vzhledem k velikosti planety a její vzdálenosti od hvězdy (0,035 AU alias asi 5,2 milionu kilometrů) vědci očekávali, že mají co do činění se svlečeným jádrem větší planety, které atmosféru odfouklo záření blízké hvězdy. Očekávaná hmotnost podobného jádra by byla okolo 10 Zemí. Není divu, že si planetu vzali na paškál vědci z projektu NCORES, který se právě podobným horkým světům věnuje.

Jenomže planeta má poloviční hmotnost! Jen asi 4,5 Země. Z toho vychází překvapivě nízká hustota 2900 kg/m³.

HD 110113 b bude spíše mini-neptunem s významnější atmosférou. Planeta samozřejmě vznikla dál od hvězdy a poté migrovala do oblasti, které se říká údolí poloměrů.

Údolí poloměrů

U hvězd podobných Slunci je nižší míra výskytu planet okolo 1,7 až 2,0 poloměrů Země, u menších hvězd je pak podobná mezera mezi 1,5 až 1,7 Země.

Údolí poloměru pravděpodobně souvisí s přechodem mezi kamennými planetami a planetami s významnou obálkou z vodíku a hélia. Je možné, že některé planety s významnou obálkou o tuto obálku vlivem ultrafialového záření blízké hvězdy přijdou a jejich poloměr se zmenší, takže vyčistí právě oblast v rámci údolí poloměru.

Stáří systému HD 110113 se odhaduje na 4 miliardy let, takže je skutečně překvapující, že si planeta stále udržela atmosféru nebo její významné zbytky. Na planetu by se mohl v budoucnu podívat Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Kromě planety HD 110113 b našli vědci v datech z HARPS ještě další dva signály. Jeden s periodou necelých 21 dní bude souviset s rotací hvězdy, za druhým s periodou 6,7 dní ale bude druhá planeta ( HD 110113 c) o hmotnosti 10,5 Země.

Kosmický dalekohled Kepler se vydal do vesmíru v březnu 2009. Po navedení na heliocentrickou dráhu a úvodních testech začal v květnu téhož roku hledat exoplanety. První data, první světelné křivky a také první kandidáti na exoplanetu… V pořadí druhým (i když číslo tomu nenasvědčuje) kandidátem byl KOI-5Ab.

Astronomové tohoto kandidáta hodili s trochou nadsázky do koše. KOI-5Ab se měl totiž pohybovat okolo hvězdy ve vícenásobném hvězdném systému a to je vždy trochu složitější.

David Ciardi z Exoplanet Science Institute nyní planetu po 12 let vzkřísil. Pomohl tomu i fakt, že exoplanetu našla také TESS jako kandidáta s označením TOI-1241 b.

Objev byl prezentován na sjezdu Americké astronomické unie, kde před 11 lety spatřily světlo světa i první potvrzené exoplanety od Keplera. Studie zatím nevyšla, ale nějaké podrobnosti už přesto známe.

KOI-5 je trojhvězda v souhvězdí Lyry ve vzdálenosti 1800 světelných let. Z hlediska skladby je trochu podobná Alfě Centauri, ale parametry jsou jiné. Dvě hvězdy (A a B) obíhají okolo sebe s periodou 30 let. Okolo nich pak s periodou 400 let obíhá hvězda C.

Planeta se pohybuje okolo hvězdy A s dobou oběhu asi 5 dní. Její velikost má být srovnatelná se Saturnem.

Vědci se na trojhvězdu podívali prostřednictvím pozemských dalekohledů a to včetně Keckova dalekohledu a Gemini North. Spektrální pozorování potvrdila, že planeta obíhá okolo největší z hvězd.

Vědci také zjistili, že dráha planety je nakloněná. Jak už jsme psali, musíme si počkat na studii, ale není to překvapující. Planeta po svém vzniku migrovala a to zřejmě kvůli gravitačnímu vlivu další hvězdy (B). Podobné migrace většinou končí protáhlou a nakloněnou dráhou.

Je to už více než rok, co se do vesmíru vydala evropská družice CHEOPS. Hlavním úkolem je výzkum exoplanet tranzitní metodou, ale na rozdíl od Keplera nebo TESS, neprohledává CHEOPS obří zorné pole s desítkami tisíc hvězd. Soustředí vždy jen jednu hvězdu. Jeho úkolem je upřesnit parametry již existujících exoplanet. Při této činnosti samozřejmě občas zakopne i o nějaký ten nový objev. A přesně to se stalo.

Vyšla první nebo jedna z prvních studií, která vychází z dat CHEOPS. Vědci se v březnu a dubnu loňského roku celkem třikrát podívali na hvězdu HD 108236 (také známou jako TOI-1233). Družice TESS našla u této hvězdy čtyři planety – jednu super-zemi a tři mini-neptuny. Planety obíhají s periodami asi 3,8, 6,2, 14,1 a 19,6 dní.

CHEOPS pozoroval tranzit každé planety jen jednou, ale vědci mohli data zkombinovat s těmi od TESS (ta pozorovala 2 až 12 tranzitů každé z planet). Díky tomu se podařilo určit poloměry planet s přesností na větší setiny poloměru Země. Konkrétně jsou: 1,62, 2,07, 2,54, 3,08 a 2,02 Země.

Poslední poloměr patří planetě HD 108236 f, kterou se podařilo najít právě díky pozorování družice CHEOPS, i když její tranzity pozorovala už také TESS. Planeta obíhá s periodou 29,5 dne (bude muset být upřesněna).

Jak konkrétně pomáhá vědcům CHEOPS, si můžeme ukázat na velikosti planety b, která je nejmenší v systému:

• Jen data z TESS: 1.563 +0.078 / −0.072 Země
• Jen data z CHEOPS: 1.756 +0.096 / −0.12 Země
• TESS + CHEOPS: 1.615 ± 0.051 Země

Upřesnění poloměru je důležité, protože z něj v kombinaci s hmotností můžeme spočítat hustotu a diskutovat tak o možném složení planety. V případě systému HD 108236 zatím neznáme hmotnosti planet, což se však brzy změní. Planety jsou v dosahu pozemských spektrografů HARPS a ESPRESSO a měření radiálních rychlostí, ale pomoci mohou opět i lovci tranzitů. TESS bude hvězdu pozorovat znovu v dubnu. Od března do června bude také v dosahu CHEOPSu. Na základě pozorování změn v časech tranzitů mohou vědci odhadnout hmotnosti planet.

Hustoty planet zatím neznáme, ale autoři odhadli možné podoby atmosfér všech planet. První dvě planety by tak mohly mít hustotu podobnou Zemi, ty další budou mít větší plynnou obálku.

Přesné efemeridy

Data z CHEOPSu nemusí upřesnit jen velikosti ale také efemeridy, které jsou velmi důležité. Letos odstartuje do vesmíru Kosmický dalekohled Jamese Webba, který se mimo jiné zaměří na atmosféry exoplanet. K efektivnímu pozorování potřebujete znát přesně začátek a konec tranzitu a to je často problém.

Pokud by měli vědci jen data z TESS, znali by časy tranzitů planet u HD 108236 pro jaro a léto letošního roku s přesností řádově v hodinách. Díky CHEOPSu je to s přesností na minuty. Efemeridy po pozorování CHEOPSu navíc budou pro předpovědi tranzitů použitelné na několik následujících let.

Vše, co potřebujete vědět o evropské družici pro výzkum exoplanet CHEOPS

Výzkum planet u mladých hvězd je samozřejmě velmi důležitý, protože nám pomáhá pochopit vznik planetárních systémů a to včetně naší vlastní Sluneční soustavy.

Hvězda AU Microscopii (AU Mic) je v hledáčků astronomů už poměrně dlouho. Má poloviční hmotnost ve srovnání se Sluncem a je pouze 22 milionů let stará. Pokud by bylo naše Slunce ženou středního věku (řekněme 40 let), pak byl AU Mic měla 2,5 měsíce.

Stáří hvězdy je podobné slavné hvězdě Beta Pictoris. Není to náhoda. Obě hvězdy jsou členky pohybující se skupiny hvězd, do které patří třeba také 51 Eridani.

Okolo obou hvězd byl objeven pás trosek. Nově také víme, že okolo obou obíhají nejméně dvě planety.

AU Mic se ale nachází zhruba dvakrát blíže než Beta Pictoris – ve vzdálenosti je jen 32 světelných let. Je tak nejbližší hvězdou před hlavní posloupnosti.

Od první planety ke druhé

O objevu planet(y) se začalo naplno spekulovat v létě 2019 na kongresu o exoplanetách na Islandu. Za objevem měl stát kosmický dalekohled Spitzer, TESS a pozemské spektrografy. Nejen, že jsme měli šanci objevit planety u blízké mladé hvězdy, ale tyto planety měly být také tranzitující!

V létě letošního roku byl potvrzen objev AU Mic b. Exoplaneta je podobně velká jako Neptun (4,3 Země) a má hmotnost asi 17 Zemí. Její hustota tak bude srovnatelná nebo o něco menší než Neptun. Podle nové studie spíše menší, což naznačuje, že jde o planetu podobnou Neptunu, ale mírně nafouknutou. Tím ale podobnost končí.

AU Mic b obíhá s periodou jen 8,5 dnů. Je tedy zřejmé, že AU Mic b už stihla migrovat směrem k hvězdě. Několik týmů už také pomoci Rossiterova-McLaughlinova jevu (studie 1, studie 2, studie 3) určilo sklon roviny dráhy, který se shoduje s rovinou rovníku hvězdy.

AU Mic b je nejmladší planetou, u které se podařilo určit sklon dráhy a je to zásadní, protože to hodně vypovídá o způsobu migrace planety. Některé planety jsou po migraci poznamenány vysokým sklonem vůči rovině rovníku hvězdy (a tedy rovině, ve které se pohybovaly po svém vzniku) a velkou excentricitou. Nízký sklon AU Mic b napovídá, že planeta migrovala vlivem interakcí s protoplanetárním diskem a nikoliv po interakci s blízkým tělesem (planetou, hvězdou).

Už při objevu AU Mic b se očekávalo, že brzy bude oznámen objev druhé planety. K tomu došlo na Štědrý den.

Velká sprška studií okolo AU Mic b přišla kolem června. V červenci (od 4. do 30.) se na hvězdu opět podívala TESS v rámci sektoru 27.

Vědci pozorovali další tranzity, což výrazně zvýšilo šance, že druhá planeta (AU Mic c) není jen přeludem. Planeta má oběžnou dobu 18,9 dní a poloměr 3,5 Země.

Pokud se podíváme na oběžné doby obou planet, podělíme je, tak zjistíme, že jsou v rezonanci 9:4, což nejen podporuje věrohodnost existence AU Mic c, ale současně to ukazuje na stabilitu systému.

Obě planety by se měly gravitačně ovlivňovat, takže bude docházet ke změnám v časech tranzitů. V případě prvně objevené planety (AU Mic b) ale žádné výrazné změny v časech tranzitů objeveny nebyly, což lze použít na omezení hmotnosti planety AU Mic c, která bude menší než 7 Zemí.

Vědci se podívali na vybrané hvězdy slunečního typu v okruhu 25 parseků od nás (80 světelných let). Zajímala je míra výskytu v binárních systémech (takových, kde dvě hvězdy obíhají okolo sebe).

Autoři studie využili dalekohledů na Palomaru a Lickově observatoři, kterými se podívali na dané binární systémy. Planety u nich pak prověřili pomoci měření radiálních rychlostí z California Planet Search (mimo jiné data ze spektrografu HIRES na Keckově dalekohledu). K dispozici měli i nová data.

Autoři měřili míru výskytu planet v systémem s jednou i více hvězdami. Zaměřili se samozřejmě spíše na hmotné planety o hmotnosti 0,1 až 10 Jupiterů, které obíhají okolo svých hvězd ve vzdálenosti 0,1 až 10 AU.

Pro systémy s jednou hvězdou byla míra výskytu 0,18. Pro systémy se dvěma hvězdami 0,12.

Pouze jeden systém ve zkoumaném vzorku měl binární separaci (vzdálenost mezi hvězdami) menší než 100 AU a žádný neměl separaci menší než 50 AU.

Vědci zjistili, že u systémů s binární separací nad 100 AU je míra výskytu 0,2 a pro systémy se separací pod 100 AU je to 0,04.

Výsledky tedy ukazují, že v binárních systémech, ve kterých jsou obě hvězdy odděleny více než 100 AU, by mělo být celkově více hmotnějších planet než u samostatných hvězd, protože tyto systémy obsahují více potenciálních mateřských hvězd.

Vědce zajímala nejen míra výskytu jako taková, ale šli i více do hloubky a podívali se na míru výskytu pro konkrétnější oběžné dráhy.

U systému s jednou hvězdou byla významně vyšší míra výskytu za hranicí 1 AU ve srovnání s mírou výskytu uvnitř 1 AU. Není to žádné překvapení. Souvisí to s tzv. sněžnou čárou, což je v protoplanetárním disku oblast, ve které je už dostatečně chladno, aby se z vody stal led. Z ledových krystalků pak vznikají jádra obřích planet.

V případě planet v širších binárních systémech ale podobné rozložení míry výskytu nenašli. V oblastech pod 1 AU i nad 1 AU byla míra výskytu zhruba stejná.

Je dobré si uvědomit, že vzorek zkoumaných systémů je poměrně malý, takže při vyvozování obecných závěrů je potřeba poměrně velké opatrnosti, ale pokud by se tento jev potvrdil, nemusel by být až tak překvapivý. Pokud vznikne u hvězdy v binárním systému planeta, může ji druhá hvězda ovlivňovat a přinutit k migraci směrem k hvězdě.

Nové planety a další změny

V rámci studie vědci zrevidovali informace o části našeho exoplanetárního sousedství. Některé nové planety u blízkých hvězd přibyly, u dalších byly upřesněny parametry:

• 20 Leonis Minoris Ab
• GJ 777 Ad
• HD 3765 b
• HD 23439 Ab
• HD 156668 c
• HD 164922 e
• HD 168009 b
• Lambda Serpentis b

Zajímavým novým přírůstkem jsou například planety u HD 164922. Hvězda se nachází v souhvězdí Herkula ve vzdálenosti 72 světelných let. Je sice hmotnostně podobná Slunci, ale je mnohem starší – její věk se odhaduje na 13,4 miliard let. Naši potomci tak budou moci sledovat budoucnost Slunce v předstihu takřka na podnose. Z HD 164922 se brzy stane rudý obr.

Již dříve byly u hvězdy objeveny planety s oběžnými dobami 75 a 1200 dní. Ve studii pak vědci přidali další s oběžnými dobami 12 a 42 dní, ale reálně je nová jen ta druhá. Zmínku o první můžeme najít i v jedné z dřívějších studií.

Za zmínku stojí ještě trojhvězda 40 Eridani, která se nachází jen 17 světelných let od nás. U největší z hvězd byla před dvěma lety objevena planeta o hmotnosti přes 8 Zemí, která okolo hvězdy obíhá s periodou 42 dní. Už tehdy ale objevitelé varovali, že se oběžná doba planety shoduje s dobou rotace hvězdy, což není nikdy dobré. V nové studii bylo potvrzeno, že planeta neexistuje a jedná se o falešný signál generovaný právě rotací hvězdy.

Vánoční pozdrav od Mzáků to nebude. Už jen proto, že byl zachycen před delším časem. Objevy v reálném čase se bohužel odehrávají jen ve filmech.

Letošní rok byl z hlediska hledání mimozemských signálů trochu emotivní. Na začátku roku bylo oznámeno, že minimálně dočasně končí legendární SETI@home a před pár dny se zřítil radioteleskop Arecibo, který byl vydatným zdrojem dat nejen pro SETI@home.

Pátrání po mimozemských signálech ale pokračuje. Už pět let běží kampaň Breakthrough Listen, která je podpořena tučnou finanční injekcí podnikatele Jurije Milnera.

Záhadný signál od Proximy Centauri

29. dubna 2019 zachytil radioteleskop Parkes v Austrálii podivný signál, který přišel od  Proximy Centauri. Nejbližší hvězda od Slunce byla zkoumána z čistě astrofyzikálních důvodů, ale data byla později předána lidem z Breakthrough Listen. V červnu se do nich zakousl stážista Shane Smith, který na konci října narazil na podivný signál s frekvencí 982,002 MHz.

Signál prošel základními filtry, jejichž úkolem je odstranit signály, které pochází z pozemského rušení apod. Těmito filtry však projde více signálů, takže to samo o sobě moc neznamená. Vědce přesto zaujal tento jeden, který na první pohled skutečně vypadá jako umělý. Jde o nejnadějnější signál v historii projektu Breakthrough Listen a dost možná o největší záhadu tohoto typu od slavného wow signálu z roku 1977. Není divu, že dostal označení BLC-1 (Breakthrough Listen Candidate 1).

Tím jsme vyčerpali dávku optimismu, ale nyní je potřeba se vrátit nohama na zemi. Vždy si vzpomenu na článek na jistém nejdůvěryhodnějším zpravodajském webu o Tabbyině hvězdě. Jediným možným vysvětlením poklesů jasnosti je prý mimozemšťany vytvořena Dysonova sféra. Když odmyslím, že si to autor článku tehdy vymyslel, tak je to dobrá ukázka toho, jak nesmí fungovat vědecká novinařina a jak rozhodně nefunguje věda. Mimozemšťané jsou vždy až ta poslední možnost po vyloučení všech ostatních – a těch je u zachycených rádiových signálů vždy hodně, zejména, když se signál neopakuje.

Proč je BLC-1 záhadný? 

Z vesmíru k nám přichází velké množství rádiových signálů. Některé z nich jsou umělé (družice, sondy) a jiná jsou přírodního původu. Radioteleskop Parkes v minulosti přijímal signály z misí Apollo, ale stojí také za objevem záhadných FRB (rychlé rádiové záblesky). Ty jsou sice také záhadné, ale jsou nepochybně přírodního původu. Jejich zdrojem budou některé extrémní objekty (například magnetary) nebo extrémní astrofyzikální události.

Proxima Centauri je sice divočejší, ale stále jen obyčejný červený trpaslík, kterých je ve vesmíru mnoho. Dokonce jde o nejpočetnější typ hvězdy v Galaxii. Proč si tedy signál BLC-1 vysloužil tak velkou pozornost? Protože je divný. Hvězdy obvykle vyzařují v širokém rozsahu frekvencí. Některé přírodní procesy vyzařují v relativně úzkém rozsahu, ale v tomto případě byl rozsah tak úzký, že bylo obtížné jej vysvětlit.

Standardní technikou, která zajistí, že to, co vidíte, vychází z objektu, který pozorujete, je trochu pohnout radioteleskopem tam a zpět, aby ukázal na jinou část oblohy a vy jste zjistili, zda signál skutečně přichází jen z daného místa na obloze (od pozorovaného objektu). Když to vědci udělali, signál zmizel a po návratu k Proximě Centauri se zase objevil.

Signál tedy s největší pravděpodobností přišel od Proximy Centauri nebo z místa na obloze, kde se nachází. Rovněž se zdá, že má velmi úzký frekvenční rozsah. Další charakteristika, kterou můžete od signálu umělého původu očekávat, je to, že se v průběhu času frekvence sama trochu posune. Pokud by na povrchu exoplanety stál mimozemšťan a vysílal, dojde v důsledku rotace (pootočení) planety k Dopplerově jevu. BLC-1 vykazuje toto posunutí.

Snad to nebyla večeře

Skepticismus je ale na místě. Bude potřeba vyloučit například rušení. Konec konců kde jinde, než na observatoři Parkes s tím mají bohaté zkušenosti. Za rušením nemusí být vždy jen družice či telefonní operátor ale také kolega, který si dělá večeři. Některé FRB, o kterých jsme psali výše, se ukázaly jako falešné. Mohlo za ně rušení mikrovlnou troubou na observatoři. Těmto falešným signálům se říkalo perytons. Pokud vás zajímá původ jména, budete se muset ponořit do knihy El libro de los seres imaginarios (autor Jorge Luis Borges).

Na druhou stranu, zachycená frekvence 982,002 MHz není příliš běžná u družic nebo jiného zdroje pozemského signálu. Budeme si muset počkat na další analýzy a uvidíme.

Planety bychom u Proximy Centauri měli

První planeta byla u Proximy Centauri objevena v roce 2016. Proxima b obíhá s periodou 11 dní a na jejím povrchu by mohly být podmínky k životu. Mateřskou hvězdou je ale červený trpaslík, hodně aktivní červený trpaslík, což v sobě nese řadu známých problémů od vázané rotace po extrémní erupce. Druhá planeta (Proxima c) byla objevena nedávno. Obíhat má mnohem dál od Proximy Centauri s periodou 5,2 let. Stále jde ale jen o kandidáta.

Zdroje informací: scientificamerican, syfy.com/syfywire

Známe hmotnost Proximy b s nebývalou přesností?

Chladná a krutá: Proxima Centauri bičuje svou planetu drtivými erupcemi

Extrémně extrémní a ještě jednou extrémní. Není těch extrémů moc? Není. HD106906 b taková je. Pokud už píšeme o nějaké exoplanetě, že je extrémní (a že těch extrémních je opravdu dost), většinou tím myslíme velmi malou vzdálenost od hvězdy, vysokou teplotu apod. Tentokrát je to přesně naopak.

HD106906 b obíhá okolo svých hvězdných matek skoro 737 AU daleko! To je asi 110 miliard kilometrů daleko. Připomeňme, že Neptun obíhá okolo Slunce ve vzdálenosti 30 AU. Bavíme se tedy o vzdálenosti 25krát větší. To je ale jen současná vzdálenost.

Dvě mladé matky

Ale hezky od začátku. Ve vzdálenosti 336 světelných let od nás se nachází dvojhvězda. Obě hvězdy obíhají okolo sebe s periodou 49 dní. Jedná se o velmi mladý hvězdný systém. Jeho věk odhadují vědci na 15 milionů let. Není tedy žádným překvapením, že hvězdy obklopuje disk trosek. V něm je mezera, kterou možná vymetla dosud neobjevena planeta.

Jednu planetu ale vědci už našli a to před sedmi lety, kdy jsme o tom také psali. Planetu HD106906 b objevil ze Země Magellanův dalekohled v Chile přímým zobrazením, takže planetu vidíme přímo na snímcích. Jak vypadá? Podívejte se sami:

Astronomové vzali data z Hubblova kosmického dalekohledu z let 2004, 2016, 2017 a 2018. Zjistili zajímavou věc. Planeta se mezi léty 2004 a 2017 pohnula o 32 tisíc obloukové vteřiny. To je nic, ale v reálu to znamená asi půl miliardy kilometrů.

Autoři ve studii popsali parametry dráhy planety. Velká poloosa je 850 AU, výstřednost je 0,44, což je hodně. Dráha planety je tak výrazně eliptická. Nejblíže se k oběma hvězdám dostává planeta na vzdálenost 470 AU, nejdál na vzdálenost 1200 AU. Oběžná doba planety je asi 15 tisíc let.

Normálně očekáváme, že rovina dráhy planety bude přibližně odpovídat disku trosek. Je to z toho důvodu, že samotná planeta by měla vznikat z protoplanetárního disku – tedy útvaru velkého ale tenkého. HD 106906 b ale obíhá se sklonem přes 50 stupňů vůči disku.

Ve skutečnosti by to mohlo vysvětlit jeho zvláštnost. Na jedné straně hvězd je tenký a táhne se poměrně daleko, ale na druhé straně je silnější a končí v mnohem menší vzdálenosti. Zřejmě za to může planeta. Pohybuje se po protáhlé nakloněné dráze, a tak může ovlivnit tvar a podobu disku.

Naděje pro Planetu Devět?

Nyní přichází to nejchutnější. Z hvězdných dálek se přesuňme na domácí dvorek. Do naší vlastní Sluneční soustavy.

Některá transneptunická tělesa daleko za Neptunem mají hodně neobvyklé dráhy. Před pár lety přišli astronomové s hypotézou, že dráhy těchto těles ovlivnila dosud neobjevená planeta, která dostala přezdívku Planeta Devět.

HD 106906 b je obr o hmotnosti 11 Jupiterů, Planeta Devět má být super-země o hmotnosti někde od 5 do 10 Zemí, ale v ostatních parametrech jsou si obě podobné. Planeta Devět se má pohybovat po protáhlé dráze ve vzdálenosti 400 až 800 AU s dobou oběhu 10 až 20 tisíc let.

HD 106906 b ukazuje, že planeta daleko od hvězd(y) může ovlivnit podobnu disku.

Kde se tam HD 106906 b vzala?

Existují i teorie popisující vznik Planety Devět, ale ty nechme spát. Jak se mohla na svou současnou dráhu dostat HD 106906 b?

Na začátku mohla být migrace po interakci s diskem, která planetu paradoxně poslala směrem k dvojhvězdě. Ta planetu vykopla na protáhlou dráhu. Následně však dráhu planety stabilizovala hvězda, která procházela okolo. Trochu složitější scénář předpokládající vliv externího hráče, ale možný.

Sehrál se podobný příběh také ve Sluneční soustavě? Slunce není dvojhvězda, ale Planetě Devět mohl šťouchanec udělit třeba Jupiter. Nejdříve musíme Planetu Devět najít a pak se ji můžeme zeptat.

Zdroj: First Detection of Orbital Motion for HD 106906 b: A Wide-separation Exoplanet on a Planet Nine–like Orbit

Většina tranzitujících exoplanet byla objevena některým z lovců exoplanet (pozemní přehlídky, Kepler, TESS aj.). Některé ale byly objeveny opačným způsobem. Vědci je našli pomoci měření radiálních rychlostí a až potom detektovali tranzit. Je to i případ exoplanety 55 Cnc e, která je součástí početnějšího planetárního systému v souhvězdí Raka. O objev tranzitů se v roce 2011 postaraly dalekohledy MOST a Spitzer. Ani jeden z nich už nefunguje.

55 Cnc e obíhá okolo své hvězdy s periodou jen 18 hodin. Hmotnost planety je 9krát větší než Země a poloměr 2krát větší. Půjde tak spíše o kandidáta na mini-neptun.

Mateřská hvězda je podobně velká a jen o něco chladnější než Slunce, takže planeta 55 Cnc e je vystavena velkým dávkám záření. Na denní straně planety se očekává teplota přes 2700 Kelvinů.

Podle teorií by podobně velké planety měly mít atmosféru… tzv. prvotní atmosféru z vodíku a hélia. Je to ale i případ exoplanety 55 Cnc e?

Kvůli vysokým dávkám záření od blízké hvězdy by měla planeta přicházet o velké množství hmoty. Vědci dokáží podobný úbytek simulovat. Dokonce i v případě, že by atmosféra planety byla tenká, měla by ztrácet asi 10 tisíc tun materiálu za sekundu.

Vědci pozorovali dva tranzity planety pomoci Keckova dalekohledu. Nenašli ale žádný únik hélia o hmotnosti 1000 tun za sekundu a více.

Podle vědců to znamená, že 55 Cnc e nikdy neměla prvotní atmosféru, nebo o ní přišla krátce po svém vzniku.

Zdroj: No escaping helium from 55 Cnc e

Astronom Hugh Osborn vytvořil pěknou animaci, která znázorňuje postupný nárůst známých planet.

Animace začíná v hluboké minulosti. Některé planety tady s námi byly vždy, protože jsou vidět pouhým okem (Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn). Další dvě musely být objeveny (Uran a Neptun) hvězdářským dalekohledem. V polovině 90. let minulého století pak astronomové začali objevovat planety také u jiných hvězd.

Vpravo dole běží rok a počet známých planet. Na vodorovné ose je oběžná doba planety v letech, na svislé pak hmotnost v násobcích Země.

Jednotlivé tečky znázorňují způsob detekce:

• Solar System: planety Sluneční soustavy
• RVs: planety objevené měřením radiálních rychlostí
• Transits: planety objevené pozorování tranzitů. Patrný je nástup Keplera v roce 2009.
• Microlensing: planety objevené gravitačními mikročočkami
• Imaging: planety objevené přímým zobrazením

Animace je na webu autora k dispozici v několika verzích.

Před pár dny jsme psali o průzkumu atmosféry exoplanety LHS 1140 b Hubbleovým kosmickým dalekohledem. Legendární přístroj objevil vodu, i když výsledky je potřeba brát s rezervou.

Když byla LHS 1140 b v roce 2017 objevena, byla považována z hlediska možnosti života za nejnadějnější. O rok později přišla druhá studie, která oznámila objev druhé planety v systému, a také revidovala parametry planety LHS 1140 b. Nově už nebyly z astrobiologického hlediska tak atraktivní, protože posouvaly planetu trochu do vod mini-neptunů. Studie z roku 2018 byla založena na datech ze spektrografu HARPS. Nyní vyšla další studie, která pracuje s daty z družice TESS a také ze spektrografu ESPRESSO.

TESS pozorovala hvězdu ve třetím sektoru (září / říjen 2018) a znovu ve třicátém sektoru, který skončil před měsícem a do studie samozřejmě zahrnut není.

Spektrograf ESPRESSO získal 113 měření radiálních rychlostí v průběhu 1,5 roku. Díky datům vědci upřesnili informace o planetách LHS 1140 b (oběžná doba 24,7 dne) a LHS 1140 c (oběžná doba 3,77 dne).

Nové hmotnosti byly získány s přesností 6 % pro LHS 1140 b a 9% pro LHS 1140 c. V případě planety b je hmotnost 6,48 ± 0,46 Země, takže nižší, než vyplynulo ze studie z roku 2018. Snížil se také poloměr planety na 1,6 Země, což je přesně na pomezí super-zemí a mini-neptunů.

Hmotnost planety LHS 1140 c je 1,78 ± 0,17 Země. To je sice pěkná hodnota, ale planeta obíhá velmi blízko ke své hvězdě, takže s podmínkami k životu u ní počítat nemůžeme.

Se znalostí poloměrů a hmotnosti lze spočítat hustoty a možné složení Planeta LHS 1140 b může být obohacena železem a LHS 1140 c může být skutečným dvojčetem Země. V obou případech je obsah vody kompatibilní s maximálním podílem 10–12 % hmotnosti, což odpovídá oceánu o hloubce 779 ± 650 km pro planetu LHS 1140 b, která se pohybuje v obyvatelné zóně. U planety LHS 1140 c se naopak očekává, že bude suchá, bez přítomnosti vody.

Třetí planeta?

V nové studii oznámili vědci také objev třetí možné planety o hmotnosti 5 Zemí s oběžnou dobou 78,9 dne.

Autoři také trochu proklepli planetární systém jako celek a mohou vyloučit existenci dalších planet a to konkrétně planety o hmotnosti nad 0,5 Země s oběžnou dobou kratší než 10 dní a nad 2 Země s oběžnou dobou až jednoho roku.

Psal se rok 1977. Zrodil se fenomén Hvězdných válek, odstartovaly sondy Voyager a v Československu se podepisovala Charta.

V pondělí 15. srpna toho roku přijal radioteleskop s příznačným názvem Velké ucho na Ohio State University signál, který trval 72 sekund a vymykal se všemu, co jsme kdy předtím i potom zachytili.

Když pak Jerry Ehman vyhodnocoval data z radioteleskopu, zakroužkoval na výstupu z tiskárny šest znaků 6EQUJ5 a připsal k nim slovo wow! Dal tak název jedné z největších záhad v historii astronomie.

Později se našlo pár lidí, kteří se dokonce pokoušeli těchto šest čísel rozluštit. Ve skutečnosti jde ale jen o zápis intenzity signálu pro tisk – čísly od 0 do 9, poté od 10 písmeny abecedy. Wow signál měl přijít z oblasti v souhvězdí Střelce. Už tehdy se vědci pokoušeli najít hvězdy, ze kterých mohl signál přijít, ale žádné nenašli.

Máme zdrojovou hvězdu Wow signálu?

Se zajímavou prací nyní přišel amatérský astronom Alberto Caballero. Využil dostupná data z evropské družice GAIA, která měří pozice i vlastnosti stovek milionů hvězd. Na základě dat Caballero vyhledal hvězdy, ze kterých mohl přijít Wow signál.

Celkem našel 66 hvězd typu G a K, ale pouze jedna z nich je s ohledem na dostupné informace v archivu GAIA identifikována jako potenciální hvězda podobná Slunci.

Tento kandidátský zdroj má název 2MASS 19281982-2640123. V oblasti se také nachází dalších 14 potenciálních hvězd podobných Slunci (s odhadovanými teplotami mezi 5 730 a 5 830 K), informace o jejich svítivosti a poloměru však nejsou známy.

Samozřejmě je také možné, že signál přišel z nějaké hvězdy, která je příliš slabá na to, aby ji GAIA zaznamenala. Caballero tak trochu očekává, že zdroj signálu přišel od hvězdy, která je podobná Slunci, což je spíše přání než předpoklad, pro který bychom měli nějaký důkaz.

K čemu je tedy podobný přehled hvězd a pátrání po možném zdroji? Inu… na rozdíl od konce 70. let máme dnes podrobnější informace o hvězdách v dané oblasti a také umíme hledat exoplanety, což je právě to, čemu se Caballero věnuje v rámci projektu Exoplanet Channel. U daných hvězd bychom se mohli pokusit hledat planety podobné Zemi, případě na ně zaměřit radioteleskopy. Co kdyby někdo zase vysílal?

Wow signál se bohužel neopakoval. V roce 1998 bylo Velké ucho po 35 letech provozu rozebráno, dnes se na jeho místě nachází golfové hřiště.

Kometární vysvětlení wow signálu vědci odmítli

Se zajímavým vysvětlením přišel před pár lety Antonio Paris (St. Petersburg College). Podle něj existuje možnost, že se zdroj signálu nacházel ve Sluneční soustavě. Nejednalo se ovšem o umělý objekt ale o oblak vodíku z dvojice komet – 266P/Christensen a P/2008 Y2 (Gibbs). Jeho hypotézu ale někteří zpochybnili a to včetně lidí přímo z Ohio State University.

Gaia zatím nic nenašla. První náznaky jsou však velmi zajímavé

Kepler-90 je velmi zajímavý planetární systém. Okolo jedné hvězdy obíhá 8 planet, čímž se vyrovná naší Sluneční soustavě. Je to ale mnohem kompaktnější systém. Nejbližší planeta obíhá 11 milionů kilometrů od hvězdy, ta nejvzdálenější pak ve vzdálenosti 1 AU (149 milionů km).

Najít osm planet u jedné hvězdy pomoci tranzitní metody je také poměrně nečekané. Vyžaduje to, aby všechny planety obíhaly v jedné rovině a samozřejmě nepříliš daleko od hvězdy, protože s rostoucí vzdáleností od hvězdy pravděpodobnost tranzitu klesá.

V určitém ohledu se Kepler-90 podobá systému TRAPPIST-1, ale je zde minimálně jeden zásadní rozdíl. Kepler-90 není ultrachladný trpaslík. Je to naopak hvězda o teplotě podobné Slunci, ale hmotnosti a velikosti o něco větší.

Za objevem všech planet stojí kosmický dalekohled Kepler. V jeho datech se hrabaly algoritmy, ale pomohly i netradiční metody. Jednu planetu našli internetoví lovci exoplanet a druhou umělá inteligence alias správněji neuronová síť.

Kepler-90

TTV na ně!

O Kepler-90 nyní vyšla nová zajímavá studie. Vědci vzali znovu data od Keplera a podívali se na tranzity dvou vnějších planet.

Kepler-90 g obíhá s periodou 210 dní, Kepler-90 h s periodou 331 dní. Vzhledem k poměrně dlouhé oběžné době pozoroval Kepler v průběhu své čtyřleté primární mise jen omezený počet tranzitů obou planet. Konkrétně 6 tranzitů u planety Kepler-90 g a 3 tranzity u Kepler-90 h.

Vědci se zaměřili na obě planety a zkoumali změny v časech tranzitů. Pohyb planety okolo hvězdy může být narušen další planetou, která nemusí ani tranzitovat, případně exoměsícem. V datech se to pak projevuje nepravidelností tranzitů (TTV) nebo proměnlivou dobou trvání tranzitu (TDV).

Pomoci TTV se dají změřit výstřednosti planet nebo jejich hmotnosti. Nedávno byly tímto způsobem znovu a poměrně přesně změřeny hmotnosti planet u TRAPPIST-1.

Odchylky v časech tranzitů jsou obvykle v řádu minut nebo desítek minut. Šestý pozorovaný tranzit Kepler-90 g ale vykazuje 25hodinovou anomálii – jednoznačně největší TTV, která byla dosud objevena!

Nízká hustota Kepler-90 g 

Díky TTV mohli vědci odhadnout hmotnosti obou planet. Kepler-90 h má typickou hmotnost velké obří plynné planety – přibližně 203 ± 5 Zemí (cca 0,7 Jupiteru).

V případě Kepler-90 g ale vychází hmotnost na 15 ± 0,9 Země při poloměru asi 8 Zemí. To je dost málo. Není těžké si spočítat hustotu, která by měla být asi 150 kg/m³.

Jedním z možných vysvětlení nízké hustoty je přítomnost zaprášené atmosféry (tzv. super-puff), která nafukuje pozorovaný poloměr planety. Trochu zjednodušeně řečeno platí, že to, co v datech vidíme jako povrch planety, je ve skutečnosti jen vrchol pořádně zaprášené atmosféry.

Podobné atmosféry by měly mít planety, které obíhají blíže k hvězdě (0,3 AU a méně), ale existují teorie, že se podobné planety formují dál od hvězdy (kolem 1 AU) a poté migrují. Kepler-90 g se nachází v oblasti, kde by podobné planety mohly vzniknout a migraci se zřejmě vyhnula.

Existuje ještě alternativní vysvětlení a to je přítomnost velkých a opticky silných prstenců. Důkazy pro existenci prstence vědci nenašli, ale data nejsou dostatečně citlivá na to, aby mohla být tato možnost spolehlivě vyloučena.