Před 3,5 lety obletěla svět zpráva o objevu údajně nejnadějnější exoplanety LHS 1140 b. Nejnadějnější z hlediska obyvatelnosti. Nadšení poté trochu splasklo, protože fyzikální parametry exoplanety se poněkud zhoršily… Nyní se na planetu podíval Hubblův kosmický dalekohled a našel vodu. Ale hezky popořadě…

Z hlediska množství záření a rovnovážné teploty je na tom LHS 1140 b celkem dobře. Rovnovážná teplota se očekává okolo 235 Kelvinů. To je hodně hluboko pod bodem mrazu, ale vhodná atmosféra může teplotu o pár desítek stupňů Celsia zvýšit.

Bohužel se nám trochu rozjely fyzikální parametry. Planeta je nejméně sedmkrát hmotnější než Země a více než 1,7krát větší. To ji posouvá spíše do říše mini-neptunů.

Planeta na tom může být podobně jako K2-18b, která je dokonce ještě větší (2,3 poloměrů Země). K2-18 b zmiňujeme záměrně. V její atmosféře se totiž podařilo vloni objevit vodu a stejnou detekci nyní hlásí Hubble také u LHS 1140 b.

Opatrnost je však namístě. Nejen kvůli zmíněným fyzikálním parametrům, ale také kvůli nepříliš jisté detekci. Poměr signálu k šumu, a tedy význam detekce, je nízký.

Na druhou stranu to ukazuje, že dokážeme prozkoumat atmosféry stále menších planet. Potvrdit či vyvrátit vodu v atmosféře LHS 1140 b může Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST), jehož start je naplánován na příští rok.

K potvrzení či vyvrácení výraznější atmosféry z vodíku a hélia, což očekáváme u mini-neptunů, bude stačit pozorovat snad jen jediný tranzit. JWST ale dokáže potvrdit i vodu, metan a oxid uhličitý a to s poměrně slušným poměrem signálu k šumu. K tomu bude potřeba pozorovat podstatně více tranzitů.

JWST bude moci v některých částech oblohy pozorovat kdykoliv. Jsou to oblasti poblíž nebeských pólů, na které se nyní po celý rok dívá TESS, aby našla vhodné cíle. LHS 1140 se však nachází poblíž ekliptiky, takže JWST dokáže pozorovat asi 4 tranzity exoplanety ročně. Podle autorů studie je tedy vhodné, aby se dalekohled na planetu podíval co nejdříve.

LHS 1140: Blízká obyvatelná exoplaneta povyrostla, přibrala a má horkou sestřičku

Evropská kosmická agentura chystá novou družici pro průzkum exoplanet. ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) odstartuje v roce 2029 na vrcholu připravované rakety Ariane 62.

Menší družice bude dopravena do libračního centra L2, odkud se zaměří na atmosféry exoplanet transmisní spektroskopií. Při dnes již běžně využívané metodě se pozoruje spektrum hvězdy v okamžiku, kdy před ní planeta tranzituje. Světlo hvězdy projde atmosférou planety, která v něm zanechá otisk.

Projekt vedou vědci z britské University College London, ale celkově se na něm podílí přes 50 institucí ze 17 zemí a to včetně České republiky (Ústav fyzikální chemie J. Heyrovského AV).

Dalekohled bude vybaven eliptickým zrcadlem o rozměrech 1,1 x 0,7 metru. Vzhledem k tomu, že se bude pracovat v široké oblasti infračerveného záření (0,5 až 7,8 mikrometru), počítá se nejen s pasivním chlazením na 55 K ale také s aktivním chlazením neonem na 42 K pro pozorování v delších vlnových délkách.

ARIEL se během čtyřleté mise zaměří na atmosféry tisícovky exoplanet od super-zemí až po plynné obry.

Hnědí trpaslíci jsou objekty na pomezí planet a hvězd. Jejich hmotnost se pohybuje od 13 do 80 Jupiterů. Mají některé vlastnosti hvězd ale i planet.

Hnědí trpaslíci příliš mnoho nezáří, a tak je musíme hledat stejně jako exoplanety prostřednictvím jejich vlivu na další objekty (měření radiálních rychlostí, tranzity) nebo prostřednictvím infračerveného záření.

Nyní však vědci poprvé objevili hnědého trpaslíka prostřednictvím rádiových vln. Objekt s označením BDR 1750 + 3809 se nachází asi 200 světelných let od nás.

Pomoci radioteleskopu či spíše sítě radioteleskopů LOFAR (LOw Frequency ARray) prohledávali oblohu na dlouhých rádiových vlnách a pátrali po zdroji polarizovaného rádiového světla. Našli mnoho zdrojů, ale museli samozřejmě vyloučit hvězdy, galaxie a další objekty. Nakonec jim zbyl zdroj, který mohl být hnědým trpaslíkem. Ale je?

Na pomoc si vzali data z infračervených dalekohledů. Našli slabý zdroj v průzkumu provedeném dalekohledem UKIRT (Infračervený dalekohled Spojeného království). Jeho kolega na Palomaru nenašel nic. Na pomoc tak musel přijít větší dalekohled – osmimetr Gemini-North a byl úspěšný. Další data poskytla také družice WISE.

Spektra ukázala přítomnost vodní páry a metanu v atmosféře objektu. Pro hnědého trpaslíka nic výjimečného. V tomto ohledu má hnědý trpaslík blízko k atmosférám obřích planet. Detekce metanu je důležitá, protože omezuje teplotu tělesa. Metan nevydrží teploty nad zhruba 1000 °C, takže máme co do činění s chladným hnědým trpaslíkem. To však neřeší klíčovou záhadu – zdroj rádiového signálu.

Podle studie nejde o kontinuální signál ale spíše o rádiový záblesk. Přesný mechanismus jeho vzniku není znám, ale je velmi pravděpodobné, že bude souviset s magnetickým polem hnědého trpaslíka.

Magnetické siločáry v průběhu času vytváří energii, která se poté uvolní v jednom velkém záblesku, jakmile se stane nestabilní. Říká se tomu nestabilita cyklotronového maseru. Roli by teoreticky mohl hrát i případný blízký společník (exoplaneta).

Kde je magnetické pole a nějaký ten plyn, tak může být i polární záře. U hnědých trpaslíků už byla dříve detekována. Možná se to podaří také u BDR J1750 + 3809.

Zdroj: Direct radio discovery of a cold brown dwarf

Polský projekt OGLE opět zabodoval. Objevil novou exoplanetu bez hvězdy, která má rekordně nízkou hmotnost.

Galaxie je plná planet, které neobíhají okolo žádné hvězdy. Podle některých odhadů jich mohou být stovky miliard a dokonce jich může být více než samotných hvězd. Bludné planety vznikly z disku prachu a plynu, ale poté byly při gravitačních interakcích vytlačeny ven z rodícího se planetárního systému.

Podobné planety lze nají prostřednictvím gravitačních mikročoček. Stačí, aby podobný objekt přešel před vzdálenou hvězdou. Svou gravitací ohne a zesílí světlo hvězdy v souladu s teorií relativity.

V červnu 2016 pozorovali astronomové podobnou mikročočkovou událost OGLE-2016-BLG-1928 o rekordně krátké délce – trvala jen 41,5 minut. Podle odhadů způsobila událost bludná planeta o hmotnosti Marsu až Země (pravděpodobně spíše méně hmotná než Země).

Nelze zcela vyloučit, že planeta ve skutečnosti obíhá okolo hvězdy, i když je to velmi nepravděpodobné. Vyloučit lze jen to, že se tato hvězda nachází blíže než ve vzdálenosti 8 AU od planety.

Jak už název napovídá, za objevem stojí projekt OGLE, který vedou astronomové z Varšavské univerzity. Projekt využívá 1,3 metrový dalekohled na observatoři Las Campanas v Chile.

Zdroj: A terrestrial-mass rogue planet candidate detected in the shortest-timescale microlensing event

Mediální a astronomický svět teď trochu žije objevem první exoplanety o velikosti Země v obyvatelné oblasti družicí TESS. My tím nežijeme, protože jsme tím žili už v lednu letošního roku. Z tohoto objevu by měl radost i Jara Cimrman. Planeta má označení TOI-700 d, což se dá dobře zapamatovat. Aktuální tisková zpráva vychází ze studie, se kterou jsme pracovali v lednu.

Zajímavé novinky ale mají mnohem čerstvější datum. Když se astronomové nudí, počítají Eta Earth (η⊕). Ale vážně… Je to nesmírně důležitý údaj, který se už pokoušelo odhadnout mnoho vědeckých studií. Doufejme, že s přibývajícím časem a objevy budeme blíže přesnější hodnotě.

Jedná se o míru výskytu planet, které jsou podobné Zemi a obíhají v obyvatelné oblasti hvězd podobných Slunci.

Steve Bryson a jeho tým využili v nové studii data z kosmického dalekohledu Kepler. Přesnou definici Eta Earth si každý tým dělá sám. V tomto případě jde o výskyt planet s poloměrem mezi 0,5 a 1,5 Země, které obíhají kolem hvězd s efektivní teplotou mezi 4 800 a 6 300 Kelvinů. Eta Earth jim vychází pro konzervativní obyvatelnou oblast mezi 0,37 a 0,60. Pro optimistickou obyvatelnou oblast je to mezi 0,58 a 0,88. Ve skutečnosti je to ještě složitější, protože každé ze čtyř uvedených čísel má ještě velké nejistoty.

Tisková zpráva mimochodem uvádí, že podobných planet bude v Galaxii 300 milionů. Je to ovšem trochu hrubý odhad.

Určit přesněji Eta Earth je těžké, protože jsme kamenných planet v obyvatelných oblastech našli poměrně málo – zejména tedy u hvězd podobných Slunci. Není to proto, že by těchto planet bylo málo a Eta Earth byla nízká, ale protože se špatně hledají.

Obyvatelné oblasti jsou u hvězd podobných Slunci dál než u červených trpaslíků a navíc jsou tyto hvězdy samozřejmě hmotnější. Odchylky v měření radiálních rychlostí jsou současnými spektrografy neměřitelné a tranzitní metoda také moc nefunguje teoreticky a ani prakticky.

Autoři studie také určili, že je 95 % pravděpodobnost, že existuje planeta v obyvatelné oblasti hvězdy spektrální třídy G (podobná Slunci) a K (oranžový trpaslík) v okruhu 6 pc (20 světelných let) a 4 planety u stejných skupin hvězd v okruhu 10 parseků (32 světelných let).

Většinu exoplanet objevili astronomové prostřednictvím tranzitní metody. Přítomnost planety se projeví poklesem jasnosti hvězdy v době, kdy planeta přechází před svou hvězdou.

Samozřejmě existuje i situace opačná. Z některých exoplanet bude možné sledovat tranzity planet Sluneční soustavy a to včetně Země.

Dráha planety musí směřovat k pozorovateli. Pravděpodobnost tranzitu je závislá na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Naše Země obíhá samozřejmě poměrně daleko (v porovnání s tranzitujícími exoplanetami, které jsme objevili). Počet míst v Galaxii, ze kterých je tranzit Země vidět, tak bude omezen.

Lisa Kaltenegger a Joshua Pepper vzali data ze vstupního katalogu TESS a katalogu Gaia DR2 a podívali se na zoubek nejbližším hvězdám v okruhu 100 parseků (326 světelných let). Celkem identifikovali 1004 hvězd, z 508 z nich je možné sledovat tranzit Země po dobu nejméně 10 hodin.

Na seznam je 77 % hvězd spektrální třídy M (červení trpaslíci), 12 % hvězd spektrální třídy K (oranžoví trpaslíci), 6 % třídy G (podobných Slunci), 4 % třídy F a 1 % třídy A. Nejbližší taková hvězda ze seznamu je 28 světelných let od nás.

Na podobné hvězdy se zaměřují projekty SETI, jako je třeba Breakthrough Listen Initiative. V příštím roce by část těchto hvězd mohla prozkoumat TESS, která bude pátrat v oblasti ekliptiky.

Seznam samozřejmě není statický. Hvězdám se sice říká stálice, ale mají svůj vlastní pohyb. Od roku 2044 bude možné po dobu 450 let pozorovat tranzity Země z Teergardenovy hvězdy, u které byly objeveny exoplanety.

Srovnání: Teegardenova hvězda versus TRAPPIST-1

Podobná studie není první. Něco podobného vyšlo už před třemi lety. Vědci tehdy dokonce identifikovali konkrétní planety, ze kterých by bylo možné pozorovat tranzit některé z planet Sluneční soustavy. Z 9 planet by bylo možné pozorovat tranzit Země.

Ve studii také určili, že případný pozoroval, nacházející se na libovolném místě v Galaxii, má pravděpodobnost asi 1/40, že může pozorovat tranzit alespoň jedné planety Sluneční soustavy. V případě dvou planet klesá pravděpodobnost na 1/440 a v případě tří na 1/3700.

Astronomové objevili dvě exoplanety u červeného trpaslíka TOI-1266, který se nachází asi 120 světelných let od nás.

Planeta TOI-1266 b má poloměr 2,3 Země a oběžnou dobu 11 dní. Vzdálenější a menší planeta TOI-1266 c má poloměr 1,5 Země a oběžnou dobou 18,8 dní.

Hvězdu pozorovala během čtyř sektorů družice TESS, ale o následná pozorování se poprvé postaral dalekohled SAINT-EX, který pozoroval jeden tranzit každé z planet v lednu, respektive únoru letošního roku.

Planety obíhají blízko od sebe, takže se gravitačně ovlivňují. Vědci díky tomu odhadli hmotnosti planet na 13 a 2,2 Země, ale jde o velmi hrubé odhady.

Nový dalekohled z Mexika

Většina zejména evropských lovců exoplanet má název v podobě zkratky nebo zkratkového slova. Nejinak je tomu také v případě SAINT-EX, což znamená Search And characterIsatioN of Transiting EXoplanets, tedy Hledání a charakterizace tranzitujích exoplanet.

Zkratky lovců exoplanet ale mají vždy i samy o sobě nějaký neastronomický význam. Máme zde třeba TRAPPIST, což je typ belgického piva, řasenku alias MASCARA, nebo třeba SPECULOOS, což jsou sušenky.

SAINT-EX je pojmenován po autorovi Malého prince (Antoine Marie Roger de Saint-Exupéry) a nachází se na observatoři San Pedro Mártir v mexické částí Kalifornského poloostrova. Průměr dalekohledu je 1 metr a designově vychází ze zmíněných dalekohledů SPECULOOS.

Na provozu dalekohledu se podílí astronomové z tradičních evropských exoplanetárních bašt, primárně z univerzit v Bernu a Ženevě a samozřejmě také místní z Astronomického ústavu Národní autonomní univerzity Mexiko.

Zdroj: A super-Earth and a sub-Neptune orbiting the bright, quiet M3 dwarf TOI-1266

Před dvěma lety vyšla studie, ve které vědci upřesnili hmotnosti planet u TRAPPIST-1. Eric Agol a jeho kolegové nyní vydali novou studii, ve které jdou s přesností ještě dál.

Oproti předešlé studii využili dalších 163 pozorování tranzitů z kosmického dalekohledu Spitzer, Keplera, Hubblova dalekohledu a z dalekohledů na Zemi. Celkem tak měli k dispozici 447 tranzitů. Přesný počet pro jednotlivé planety samozřejmě klesá s jejich rostoucí oběžnou dobou. U první planety (TRAPPIST-1 b) je k dispozici 160 tranzitů, u poslední (TRAPPIST-1 h) jen 14.

Tradiční měření radiálních rychlostí u TRAPPIST-1 nefunguje, protože planety jsou moc malé. Vědci ale mohou využít jednu ze základních vlastností systému – jedná se o kompaktní planetární systém, ve kterém všech sedm planet obíhá velmi blízko od sebe. První a poslední planetu dělí jen asi 7,5 milionu kilometrů.

Všechny planety se gravitačně ovlivňují, což se projevuje v časech tranzitů, ke kterým nedochází úplně pravidelně. Tento gravitační vliv mohou vědci přepočítat na hmotnost. Ta je pro jednotlivé planety nově (v násobcích hmotnosti Země):

• TRAPPIST-1b: 1,37
• TRAPPIST-1c: 1,31
• TRAPPIST-1d: 0,38
• TRAPPIST-1e: 0,69
• TRAPPIST-1f: 1,04
• TRAPPIST-1g: 1,32
• TRAPPIST-1h: 0,32

S přesností to většinou u výzkumu exoplanet není úplně ideální. V tomto případě se však vědci dostali na přesnost 3 až 5 procent! To je asi o dva řády přesnější, než je současná přesnost měření radiálních rychlostí.

Vědci také upřesnili jízdní řád celého systému. Jinými slovy jsou schopni lépe předpovídat časy tranzitů, což se bude hodit, až se na některou z planet zaměří Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Studie také stále předpokládá možnou existenci osmé planety, i když silnější důkazy zatím chybí.

Hustoty planet (v násobcích Země):

• TRAPPIST-1b: 0,98
• TRAPPIST-1c: 0,99
• TRAPPIST-1d: 0,79
• TRAPPIST-1e: 0,89
• TRAPPIST-1f: 0,91
• TRAPPIST-1g: 0,92
• TRAPPIST-1h: 0,75

Pokud už máme přesnou hmotnost a také poloměr, můžeme díky údaji o hustotě diskutovat o možném složení.

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.

Astronomové vzkřísili pojem superobyvatelná planeta a prý dokonce objevili 24 takových světů.

Už před šesti lety jsme psali o studii, která zavedla pojem superobyvatelná planeta. Myšlenka je jednoduchá. Možná existuje soubor parametrů, které definují obyvatelnost planety. Pokud si vezmeme možné planety ve vesmíru a Zemi, tak zjistíme, že některé exoplanety splňují tyto parametry lépe než naše rodná hrouda. Existují planety, které jsou pro život vhodnější než Země.

Problém je, že podobné planety neumíme najít, čímž padá tvrzení, že jsme jich našli už dokonce 24! Většina z nich jsou kandidáti od Keplera a to včetně dvou potvrzených (Kepler 1126 b a Kepler-69c).

Některé definované parametry dnešní technikou nedokážeme zjistit a bude obtížné to v nejbližších letech změnit.

Vědci tak mají v rukou pouze planety, které splňují jeden nebo několik z mnoha parametrů. Dnes dokážeme zjistit, okolo jaké hvězdy planeta obíhá, kolik záření dostává od své hvězdy, jak je velká a hmotná. U menších planet ale nedokážeme zjistit složení atmosféry, natož říci, zda se na jejím povrchu nachází oceány, kontinenty a jak to má s magnetickým polem.

Superobyvatelná planeta

Dirk Schulze-Makuch (Washingtonská státní univerzita) se svými kolegy prozkoumali dosud objevené exoplanety a pokusili se také definovat parametry obyvatelnosti.

Nejde jen o samotné planety. Například už delší dobu víme, že hvězdy podobné Slunci nemusí být nutně nejlepší hvězdné matky. Určitě jsou lepší než početní červení trpaslíci, kteří své planety bičují dávkami ultrafialového záření, ale ještě mnohem lepší jsou zřejmě oranžoví trpaslíci. Jsou poměrně klidní a dožívají se nejméně dvojnásobného věku ve srovnání s hvězdami podobnými Slunci.

Velké super-země nemusí být ideální, ale taková planeta o 1,5 násobku hmotnosti Země může být vhodnější. Udrží si ohřev z radioaktivního rozpadu déle a silnější gravitace by umožňovala zachování atmosféry planety po delší dobu.

Planeta stará mezi 5 a 8 miliardami let vypadá jako ideální. Má geotermální teplo a ochranné magnetické pole. Zajímavým faktorem je také teplota. Vyšší teploty, než v současnosti existují na Zemi, vypadají příznivější. Musí k tomu být ale vhodná vlhkost. Vyprahlá suchá poušť není pro život dobrá, ale vzpomeňte si na deštné pralesy nebo se podívejme do historie. V karbonu bylo tepleji a vlhkost byla vyšší. Vzniklo tolik biomasy, že stále těžíme ropu, plyn, uhlí, které vznikly v této době.

Ideální planeta

• Obíhá okolo oranžového trpaslíka.
• Má stáří 5 až 8 miliard let.
• Má hmotnost 1,5krát větší než Země a velikost o 10 % větší.
• Průměrná povrchová teplota je asi o 5 °C vyšší než na Zemi.
• Má vlhkou atmosféru
• Na povrchu je mnoho malých vodních ploch.
• Planeta má velký měsíc (1 až 10 % hmotnosti planety), která obíhá ve střední vzdálenosti (10 až 100 planetárních poloměrů).
• Má deskovou tektoniku.
• Má silné magnetické pole.

Pro lepší pochopení světa exoplanet je vždy skvělé, pokud se nám podaří pozorovat exoplanetu větším počtem na sebe nezávislých metod. Objev je v takovém případě věrohodnější a získáme také více informací o planetě.

Je však velmi těžké zkombinovat například metodu měření radiálních rychlostí a přímé zobrazení. Navzájem si v současné době odporují. Pro měření radiálních rychlostí potřebujeme, aby planeta s hvězdou pořádně cloumala, což závisí nejen na hmotnostech obou těles ale také na vzdálenosti – čím blíže je planeta k hvězdě, tím lépe. U přímého zobrazení je to právě naopak. Pokud chceme planetu rozlišit, měla by se nacházet dál od hvězdy.

V případě slavného systému Beta Pictoris se ale astronomům podařilo obě metody zkombinovat. Už před 12 lety byla u hvězdy objevena přímým zobrazením exoplaneta Beta Pictoris b, kterou se později podařilo prozkoumat také s využitím astrometrie. Planeta má hmotnost 11 ± 2 Jupiteru, oběžnou dobu 22 až 24 let a obíhá ve vzdálenosti 9,0 ± 0,5 AU od hvězdy.

Beta Pictoris c

Vloni astronomové oznámili objev exoplanety Beta Pictoris c s využitím měření radiálních rychlostí.

Beta Pictoris c se pohybuje k hvězdě mnohem blíže ve vzdálenosti asi 2,7 AU a to po docela protáhlé dráze (e = 0,24). Jeden oběh zabere exoplanetě zhruba 1200 dní. Její hmotnost je asi 9 Jupiterů.

V nové studii představili vědci snímek exoplanety. Podařilo se ho získat prostřednictvím přístroje GRAVITY, který kombinuje světlo ze všech čtyř dalekohledů VLT v Chile.

Vědci zjistili, že planeta má teplotu 1250 ± 50 K a hmotnost 8,2 ± 0,8 Jupiterů, takže to odpovídá údajům z měření radiálních rychlostí.

Planetární systém u Beta Pictoris je poměrně mladý (18 milionů let), takže je ideální pro průzkum vzniku planet. Obě planety jsou také zhruba stejně hmotné, přesto je Beta Pictoris b asi 6krát jasnější než její planetární sestřička.

Proč tomu tak je? Obecně se předpokládá, že existuje vztah mezi jasností a hmotností. Kromě toho nám však do hry vstupuje ještě proces vzniku. U podobných obřích exoplanet mohou nastat dva způsoby. Jeden se nazývá akreční a známe ho ze Sluneční soustavy, protože tak vznikly všechny naše planety. Z částeček prachu se utvoří jádro, které postupně roste, stane se gravitačně dominantní a vysaje plyn z okolí. Druhý model předpokládá, že se plyn rovnou zhroutí do podoby planety (proces je tedy podobný vzniku hvězdy).

V případě Bety Pictoris c zde máme planetu, která je jasnější, než bychom očekávali u akrece, ale zase chladnější a méně jasná pro model zhroucení mračna. Vědci se ale i s ohledem na vzdálenost planety od hvězdy přiklání k akrečnímu scénáři.

Související

Přesně podle učebnice: Vědci změřili sklon dráhy exoplanety Beta Pictoris b

V prosinci loňského roku se do vesmíru vydala evropská družice CHEOPS, která se zaměřuje na výzkum již objevených exoplanet. Jedním z hlavních úkolů družice je upřesnit parametry známých exoplanet. Podrobněji jsme o samotné družici psali v článku Vše, co potřebujete vědět o evropské družici pro výzkum exoplanet CHEOPS.

Po testech a kalibraci začala v březnu vědecká pozorování. Jedním z prvních cílů byl velmi zajímavý horký Jupiter WASP-189 b, na které se CHEOPS zaměřila v březnu a dubnu a následně také v červnu.

Planeta dvakrát hmotnější než Jupiter oběhne okolo své hvězdy za 2,7 dne. Ve srovnání s některými dalšími planetami to není až tak málo, ale mateřská hvězda je větší, hmotnější a také teplejší než Slunce. Podle měření CHEOPSu má denní strana exoplanety teplotu asi 3200 °C.

CHEOPS také na jedničku splnil jeden z hlavních úkolů. Pozoroval asi o 25 % hlubší tranzit ve srovnání s objevitelskou studií, a tak došlo k upřesnění velikosti planety, která je asi o 15 % větší, než se myslelo… konkrétně 1,619 ± 0,021 Jupiteru. Větší poloměr se také promítl do hustoty, která klesla na 469 kg/m³.

Astronomové dokázali určit sklon planety vůči rovníku hvězdy. Z fotometrie to obvykle nejde, používá se tzv. Rossiterův-McLaughlinův efekt, který pracuje s křivkou radiálních rychlostí a její deformací v době tranzitu planety. Jinými slovy se pracuje se spektrem. Prostřednictvím této metody se podařilo dříve určit sklon planety na asi 85 stupňů, což by znamenalo, že se planeta pohybuje téměř nad rovníkem hvězdy.

Normálně by měla planeta obíhat přibližně v rovině rovníku, ale horcí jupiteři za sebou mají migraci, která je někdy vyvolána interakcí s dalším objektem v systému, což pak vede k podobné dráze.

CHEOPS pracovala při určení sklonu dráhy trochu jinak. Vědci využili faktu, že mateřská hvězda není kvůli rotaci zrovna dokonalou koulí. Pozorujeme u ní tzv. gravitační ztmavnutí.

Rovníková oblast hvězdy je vypouklá směrem ven, což vede k tomu, že je dál od středu hvězdy, má nižší hustotu a také teplotu. Říká se tomu gravitační ztmavnutí.

Naopak u pólů je situace přesně opačná. Póly hvězdy se dostávají ke středu hvězdy blíže a teplota je tam tak vyšší.

Exoplanety u nekulatých hvězd

Díky gravitačnímu ztmavnutí a asymetrii světelné křivky vědci odhadli, že sklon planety vůči rovníku hvězdy je asi 86,4 stupňů, což velmi pěkně koresponduje s výsledkem, který přinesl Rossiterův-McLaughlinův efekt. Je vždy skvělé, když se dvě nezávislé metody vzájemně potvrzují!

Zdroj: The hot dayside and asymmetric transit of WASP-189 b seen by CHEOPS

Nejběžnější metody detekce exoplanet jsou z praktického hlediska závislé na vzdálenosti hvězdy od nás. Údaje o hloubce tranzitu nebo výchylce amplitudy radiálních rychlostí na vzdálenosti nezávisí, ale čím je hvězda vzdálenější, tím je méně jasná a poměr signálu a šumu se tím zhoršuje.

Metodou gravitačních mikročoček se naopak nachází planety ve velkých vzdálenostech od nás. Až dosud však byly všechny v rámci naší Galaxie.

V nové studii vědci představili možný objev exoplanety ve Vírové galaxii M51, která se nachází v souhvězdí Honicích psů. Vzdálenost exoplanety má být asi 28 milionů světelných let.

Exoplanetu M51-ULS-1 b měli vědci najít v datech z kosmického dalekohledu Chandra. Využili při tom pozorování tranzitů, ale ne to klasické, které známe. Pozorovali změnu toku rentgenová záření v průběhu času.

Už před léty se objevil nápad, že by se mohly exoplanety v cizích galaxiích hledat prostřednictvím sledování rentgenových zdrojů (XRS).

Exoplaneta M51-ULS-1 b má být součástí binárního systému, ve kterém je jedna složka hmotná hvězda a druhá je hvězdným pozůstatkem – neutronová hvězda nebo černá díra. Z hvězdy přetéká materiál na hvězdný pozůstatek, zahřívá se a vzniká rentgenové záření. Pokud ho z našeho pohledu zablokuje planeta, dojde k poklesu jasnosti. Oblasti emitující rentgenové záření mohou být srovnatelné nebo dokonce menší než průřez planety, takže pokles záření bude znamenat úplné nebo téměř úplné zablokování rentgenového zdroje. Exoplaneta M51-ULS-1 b má mít velikost asi třetiny Jupiteru.

Existence planety je teoreticky možná. Konec konců první planety byly objeveny u pulsarů, takže víme, že v tomto prostředí mohou planety nebo objekty o hmotnosti planet existovat.

Někteří vědci jsou však k objevu velmi skeptičtí. Jedním z důvodů je výsledná světelná křivka. Tranzity planet u podobných hvězd by měly být krátké a mít ploché dno. V tomto případě ale tranzit trvá 3 hodiny a má tvar písmene V.

Při nedávném objevu exoplanety u bílého trpaslíka jsme psali, že pravděpodobnost tranzitu je závislá na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Bílí trpaslíci jsou o něco větší než Země, takže tuto pravděpodobnost sráží hodně dolů. Neutronové hvězdy jsou ale ještě mnohem menší, takže pravděpodobnost tranzitu je extrémně malá a vědci by museli mít obrovské štěstí, aby ho dokázali pozorovat.

Astronomové objevili exoplanetu, která nemá existovat. Tohle se v titulcích v médiích objevuje poměrně často, takže se z toho stalo klišé. V případě TT9779 b to ale skutečně platí.

Vědci objevují planety, které obíhají extrémně blízko svých hvězd. Nejedná se o úplně běžné planety. Jen asi okolo jedné z 200 hvězd obíhá planeta s oběžnou dobou kratší než jeden den. Planety s krátkou oběžnou dobou můžeme rozdělit do dvou skupin. Jedná se o horké jupitery o poloměru zhruba 10 Zemí, kteří ale většinou mají oběžnou dobu v řádu dní. Druhou skupinou jsou planety s ultrakrátkou oběžnou dobou (v řádu hodin). Jejich velikost se pohybuje někde od 0,6 do 2,1 Země s průměrem okolo 1,3 Země.

Mezi těmito dvěma skupinami není téměř nic. Vědci to označují jako poušť neptunů, protože planety o velikosti Neptunu se v těchto končinách v podstatě nevyskytují.

Je to poměrně logické. Obrovské záření blízké mateřské hvězdy napíše jen dva možné osudy planety – pokud má planeta silnou gravitaci, může si zachovat svou atmosféru, případně je atmosférický únik malý (vzhledem k velikosti plynné obálky).

Pokud je planeta velká jako Neptun, o atmosféru přijde. To může být případ planety TOI-849 b, která má hmotnost 40 Zemí a poloměr 3,4 Země, takže je poměrně dost hustá. Pokud už má nějakou atmosféru z vodíku a hélia, tak jen velmi slabou. Podle vědců bude tvořit maximálně 4 % z celkové hmotnosti. Spíše se ale díváme na odhalené jádro bývalého neptuna.

LTT 9779 b: Oáza uprostřed pouště?

V časopise Nature teď ale vědci představili objev velmi zajímavé exoplanety, které jsou výše napsané řádky tak nějak jedno.

Exoplaneta LTT 9779 b oběhne okolo své hvězdy za 19 hodin, takže se pohybuje v poušti neptunů. Její poloměr je ale 4,6 Země (Neptun má 3,8 Země) a hmotnost 29 Zemí (Neptun má 17 Zemí). Hustota planety bude velmi podobná Neptunu, což znamená, že by mohla mít poměrně slušnou plynnou obálku, která tvoří asi 9 % hmotnosti planety. Teplota planety dosahuje 2 tisíc Kelvinů.

Vědci zatím neví, jak si mohla planeta, kterou objevila družice TESS, zachovat svou plynnou obálku. Je možné, že se planeta nepohybuje na současné dráze příliš dlouho, takže ještě nestihla přijít o svou atmosféru.

Trocha legrace nikoho nezabije a v dnešní době je dokonce nutná, řekli si astronomové. Přímo v titulku odborné studie pojmenovali exoplanetu jako π-zemi. Může za to její oběžná doba, která je 3,14 dní.

Exoplanetu objevil ještě kosmický dalekohled Kepler v rámci 15. kampaně a její oficiální název je K2-315 b nebo také EPIC 249631677 b.

Tranzity planety později pozorovaly také dalekohledy SPECULOOS, které se nahází v Chile a doplňuje je dalekohled ArTéMiS na Kanárských ostrovech. Spektrální pozorování provedl Keckův dalekohled na Havaji.

Planeta je stejně velká jako Země (0,95 poloměrů Země), ale život na jejím povrchu určitě nebude. Od své hvězdy dostává 7,5krát více záření než Země od Slunce.

Kepler-315 je červeným trpaslíkem, který se nachází 200 světelných let od nás.

Mikuláš nadělil astronomům čtyři dalekohledy. Budou lovit další trappisty

Před pár dny jsme psali o objevu první exoplanety u bílého trpaslíka. Objev exoplanety WD 1856 b vědce pořádně namlsal.

Lisa Kalteneggerová a její kolegové hned přišli se studií, podle které by mohl připravovaný Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST) zkoumat atmosféry planet o velikosti Země u bílých trpaslíků.

Bílý trpaslík je konečné stádium ve vývoji hvězdy podobné Slunci. Mediální zkratkou je, že jde o mrtvou hvězdu, což je poměrně výstižné, ale neznamená to, že mrtvo musí být i v jejím okolí.

Obyvatelná oblast bílého trpaslíka

Astronomové už před pár lety zavedli pojem obyvatelná zóna bílého trpaslíka (WDHZ). Na exoplanety.cz jsme o tom psali už v roce 2011.

Na začátku má bílý trpaslík velmi vysokou teplotu ale postupně chladne. Obyvatelná oblast – tedy vzdálenost, ve které je dostatek tepla pro udržení vody v kapalném skupenství, se tedy bude posouvat. Ochlazování se však později zpomalí. Bílému trpaslíkovi trvá miliardy let, než se dostane z teploty 6000 Kelvinů na 4000 Kelvinů. WD 1856+534 má teplotu 4700 Kelvinů a bílým trpaslíkem se stal před 6 miliardami let. Exoplaneta podobná Zemi může setrvat v obyvatelné oblasti bílého trpaslíka dokonce déle než Země v obyvatelné oblasti Slunce! Nejde tedy o žádný krátkodobý jev.

Exoplaneta WD 1856 b obíhá ve vzdálenosti 3 milionů kilometrů a dostává od bílého trpaslíka sotva pětinu záření co Země od Slunce. Pro trochu lepší podmínky tak musíme blíže. Potenciálně obyvatelná planeta by obíhala s periodou 9,8 hodin.

V článku o aktuálním objevu jsme popsali, že pravděpodobnost tranzitu závisí na velikosti hvězdy (a bílý trpaslík je skutečně malinký) a vzdálenosti planety od hvězdy. V případě obyvatelné oblasti se bavíme o pravděpodobnosti tranzitu okolo 1,2 %, což je už srovnatelné s planetami u červených trpaslíků.

JWST může prozkoumat atmosféry

Bílí trpaslíci o velikosti Země nabízí ještě lepší kontrastní poměry než červení trpaslíci. Podle autorů nové studie jsou exoplanety o velikosti Země v obyvatelné oblasti bílých trpaslíků ideálním cílem pro charakterizaci atmosféry. Astronomové to umí už dnes u velkých planet prostřednictvím transmisní spektroskopie.

Světlo hvězdy projde atmosférou planety a tam v něm zanechá otisk. Stačí získat spektrum světla hvězdy v době, kdy před ní planeta přechází. Problém je, že u menších exoplanet je to velmi náročná záležitost. Pro detekci některých molekul je potřeba pozorovat desítky tranzitů, u některých je to dokonce z praktického hlediska nemožné. JWST by nesměl dělat skoro nic jiného.

V případě exoplanet u bílých trpaslíků je situace příznivější. Pro detekci vody a oxidu uhličitého stačí pouhých 5 tranzitů. Detekce biosignatur (zdravíme Venuši), jako jsou ozon a metan, ozon a oxid dusný stačí 25 tranzitů. Dusík a kyslík v molekulární podobě lze detekovat za 100 tranzitů.

Atraktivitě exoplanet u bílých trpaslíků nahrává také délka tranzitů. U běžných exoplanet trvá velké desítky minut až hodiny a pozorovat musíme začít samozřejmě před tranzitem a pokračovat v tom také po jeho skončení. Například tranzit exoplanety TRAPPIST-1 e u chladného a slavného červeného trpaslíka TRAPPIST-1 trvá 55 minut a to je ještě dobrý čas. V případě exoplanety WD 1856 b trvá tranzit jen 8 minut, u případné exoplanety v obyvatelné oblasti by trval jen 2 minuty!

Exoplanety o velikosti Země u bílých trpaslíků však musíme nejdříve najít. Krátká délka tranzitů sice pomůže při transmisní spektroskopii, ale komplikuje samotný objev. Pro transmisní spektroskopii také potřebujeme, aby byl cílový bílý trpaslík blízko. Do 5 parseků se nachází asi 48 červených trpaslíků. U bílých trpaslíků máme 139 kusů do 20 parseků. V blízkém okolí je tak koncentrace bílých trpaslíků asi 20 menší ve srovnání s červenými trpaslíky.