Astronomové už objevili tisíce exoplanet. Postupně nacházíme takové, které jsou stále menší a obíhají dál od svých hvězd. Některé mety však odolávaly. Astronomové dlouho usilovali o objev planet u bílých trpaslíků, ale kde nic tu nic… až do teď!

V časopise Nature vyšla studie, ve které autoři oznámili zásadní objev prostřednictvím družice TESS. Bílý trpaslík WD 1856+534 najdeme 88 světelných let od nás v souhvězdí Draka. Okolo bílého trpaslíka obíhá exoplaneta WD 1856 b o velikosti Jupiteru s periodou 1,4 dne.

Výhled trpkého konce

Výzkum bílých trpaslíků nám může pomoci pochopit náš vlastní osud. Slunce spaluje vodík na hélium. V současné době je zhruba v polovině. V budoucnu (za pár miliard let) se ze Slunce stane rudý obr, jehož hranice bude sahat až někam k dráze Země. Bude to konečná pro Merkur, Venuši a možná i Zemi. Ostatní planety však zůstanou, i když jejich dráhy budou pozměněny. Jakmile Slunce odvrhne svou plynnou obálku, zůstane na jeho místě bílý trpaslík a okolo něj zbytky Sluneční soustavy a mlhovina.

Roky výzkumů ukazují, že poblíž bílých trpaslíků je poměrně živo. V atmosférách mnoha z nich nacházíme nečistoty – prvky, které tam nemají co dělat. Jedná se o zbytky kamenných planet a asteroidů, které byly vymrštěny směrem k bílému trpaslíkovi. Nedávno byl oznámen objev materiálu, který se zřejmě uvolňuje z odpařující se planety u bílého trpaslíka WDJ0914+1914. Objev skutečné planety však chyběl.

Najít exoplanety u bílého trpaslíka je těžké

Na nově objevený systém je bizarní pohled. Dokonce i velmi malí a chladní červení trpaslíci, jako je třeba TRAPPIST-1, mají velikost okolo desetiny Slunce – jsou tedy zhruba 10krát větší než Země.

Bílý trpaslík WD 1856+534 má velikost 1,4 Země a hmotnost asi 0,5 Slunce, což je asi 165 tisíc Zemí. Planeta, která okolo něj obíhá, je podobně velká jako Jupiter nebo přesněji 10,4 Zemí, takže je 7krát větší než bílý trpaslík.

Najít exoplanety u bílých trpaslíků není vůbec jednoduché, o čemž svědčí i to, že se to až do nástupu TESS nepovedlo, přestože snažení vědců nebylo malé. Vznikly dokonce projekty, prostřednictvím kterých se do hledání zapojili amatérští astronomové.

Nedostatek exoplanet u bílých trpaslíků může být způsoben jejich nízkým počtem, ale také obtížností detekce.

Vezměme si tranzitní metodu, která sehrála roli i při objevu exoplanety u WD 1856+534. U normální hvězdy způsobí tranzit exoplanety pokles jasnosti o desetiny procenta, u obřích planet obvykle o 1, 2 %. V případě tranzitu planety před bílým trpaslíkem to jsou desítky procent. Konkrétně u WD 1856+534 je pokles jasnosti o 56 % (planeta je větší, ale nezakryje z našeho pohledu celého trpaslíka). To je dobré! Na druhou stranu je pravděpodobnost tranzitu planety závislá na velikosti hvězdy a vzdálenosti planety od ní. Malí bílí trpaslíci sráží tuto pravděpodobnost hodně nízko.

V neposlední řadě jde o čas. WD 1856+534 b tranzituje před bílým trpaslíkem jednou za 1,4 dní, ale samotný tranzit trvá pouhých 8 minut. U normálních hvězd trvá tranzit řádově velké desítky minut až jednotky hodin.

Jak se tam dostala?

Před fází bílého trpaslíka projde hvězda fází rudého obra. Mohla planeta tuto fázi přežít v její blízkosti? Je to spíše nepravděpodobné. Aktuálně planeta obíhá ve vzdálenosti 3 milionů kilometrů. Podle autorů studie se v systému zřejmě nachází více planet a po konci mateřské hvězdy došlo k interakcím, které objevenou planetu vymrštily směrem k bílému trpaslíkovi.

Astronomy by samozřejmě zajímala také hustota planety, ze které bychom se mohli dozvědět něco o její historii (zda například přišla o část atmosféry). Poloměr díky TESS známe, ale hmotnost astronomové zatím dokázali jen omezit na maximálně 14 Jupiterů.

Pomohl jim už nefungující kosmický dalekohled Spitzer, který se na systém podíval v infračervené části spektra a planetu neviděl. To je docela dobrá zpráva. Pokud by měla větší hmotnost, zářila by v infračervené části spektra a Spitzer by ho detekoval. Nelze vyloučit, že planeta je ve skutečnosti méně hmotným hnědým trpaslíkem, ale je to dosti nepravděpodobné.

Země se hlásí o slovo 

Před zhruba dvěma lety vyšla studie, která se věnovala odhadu počtu exoplanet u bílých trpaslíků, které by mohl objevit dalekohled LSST (později přejmenován na Vera C. Rubin Observatory).

Velký pozemský dalekohled bude skenovat pozemskou oblohu pro různé astronomické obory. Autoři provedli simulace pro 3,5 z 10 milionů bílých trpaslíků, které bude LSST pozorovat. Výsledky jsou na první pohled dost pesimistické. Drtivá většina planet nebude objevena. Důvody jsme už popsali výše. Z tisícovky planet půjde objevit jen asi čtyři. Budiž to důkazem, jak vzácný a historický je nový objev exoplanety u WD 1856+534.

Bílým trpaslíkem déle než je stáří Sluneční soustavy

Bílí trpaslíci postupně chladnou. WD 1856+534 má teplotu už jen 4710 Kelvinů, z čehož vědci vypočítali, že se stal bílým trpaslíkem před 5,9 ± 0,5 miliardami let.

Planeta sice obíhá velmi blízko, ale od chladnoucího bílého trpaslíka dostává jen pětinu záření, co dostává Země od Slunce. To také znamená, že teplota planety je hodně nízká… zhruba 160 Kelvinů. Pomoci transmisní spektroskopie bychom mohli prozkoumat atmosféru planety s využitím Kosmického dalekohledu Jamese Webba (JWST). Nejde jen o to, že planeta obíhá okolo bílého trpaslíka, je to také jedna z nejchladnějších obřích planet. JWST by mohl detekovat třeba metan či amoniak.

Nízká svítivost bílého trpaslíka také znamená, že infračervená pozorování pomocí JWST by
mohla odhalit tepelné emise WD 1856 b s neobvyklými detaily.

V atmosféře Venuše našli mikroby, hlásila jedna televize včera večer. Samozřejmě je to poněkud jinak. Carl Sagan kdysi řekl, že mimořádná tvrzení žádají mimořádné důkazy. Existence mimozemského života je vždy mimořádné tvrzení.

Vědci našli v atmosféře Venuše fosfan, který na Zemi vyrábí jen bakterie a průmysl, a pokud víme, tak na Venuši průmysl není.

Může jít o chybu měření nebo fosfan vyrábí proces, o kterém zatím nevíme. Vědci všechny známé procesy vyloučili a to včetně vulkanické činnosti nebo blesků. Může ale existovat nějaký, který jim unikl.

V atmosféře planety se nachází asi 20 ppb fosfanu, což znamená 20 molekul na miliardu. Není to mnoho, ale je to příliš hodně na to, aby za tím stál nějaký ze známých procesů.

Fosfan na exoplanetách  

Už dnes dokážeme zejména díky transmisní spektroskopii zkoumat atmosféry exoplanet. Jedná se však o planety podobné Jupiteru a navíc obíhající blízko od hvězdy. Většinou.

Postupně se nám daří a bude dařit prozkoumávat také atmosféry potenciálně obyvatelných planet. Jednou z hlavních věcí, kterou budou vědci hledat, jsou biomarkery. Jedná se o prvky a plyny, které mohou ukazovat na přítomnost života. Nebude to ale úplně jednoduchý úkol. Například kyslík se sice na Zemi do atmosféry dostává díky rostlinám, ale na jiných planetách může mít odlišný původ. Podobně je na tom také metan, který před léty zamotal vědcům hlavu na Marsu.

Vloni vyšla zajímavá studie, která přidala na seznam biomarkerů další plyn – fosfan. Většina autorů tehdejší studie je současně autorem nové studie o fosfanu v atmosféře Venuše.

Vědci tehdy vzali hypotetickou exoplanetu, ve které by převládal oxid uhličitý nebo vodík. Na Zemi vyrábí fosfan anaerobní organismy, které nepotřebují kyslík, ale ve výše uvedených atmosférách by mohly přežít.

Podle simulací by na podobných planetách mohla být koncentrace fosfanu řádově v desítkách až stovkách ppb, což by bylo dostačující k detekci. Vědci srovnávají potřebnou koncentraci fosfanu pro detekci s koncentrací metanu v zemské atmosféře. Před průmyslovou revolucí bylo metanu v atmosféře přes 700 ppb, dnes je to asi 1900 ppb.

Astrobiologický populismus: Voda, metan a kyslík na detekci mimozemského života nestačí

Pomůže JWST?

Atmosféra Venuše má optický silné vrstvy, a tak museli vědci operovat s milimetrovými dalekohledy… nemyslíme jejich velikost ale působnost z hlediska části spektra. Konkrétně se pracovalo s vlnovou délkou 1,123 mm. Na pomoc si vědci vzali James Clerk Maxwell Telescope na Havaji a síť radioteleskopů ALMA.

V případě exoplanet budeme hledat fosfan dalekohledy, které pracují blíže viditelné části spektra. V případě nedávné studie provedli vědci simulace pro Kosmický dalekohled Jamese Webba.

Atmosféry exoplanet vědci zkoumají pomoci transmisní spektroskopie. Zjednodušeně řečeno získávají spektrum hvězdy v okamžiku, kdy před ní planeta přechází. Světlo hvězdy projede atmosférou planety a ta v něm zanechá otisk. Zní to jednoduše, ale není to jednoduché. U menších exoplanet, o které nám jde především, platí, že musíte pozorovat mnoho tranzitů, abyste získali dostatek dat a vylovili ze šumu kýžený výsledek. To platí obecně pro detekci jakékoliv molekuly.

V případě fosfanu je dobrou zprávou, že je spektrálně aktivní ve stejných oblastech vlnových délek jako ostatní sexy molekuly – metan, voda apod., takže jeho hledání nevyžaduje další extra pozorovací čas. Přesto budou nutné řádově desítky hodin pozorování.

Pro planety obíhající kolem aktivního červeného trpaslíka je vyžadováno minimální množství fosfanu 220 ppb v atmosférách bohatých na vodík. Pro planety obíhající kolem hvězdy podobné Slunci se fosfan musí stát hlavní částí atmosféry, aby jeho detekce byla možná s méně než 200 hodinami pozorování.

Rozlousknout záhadu fosfanu v atmosféře Venuše je tak velmi důležité také pro průzkum exoplanet. Atmosféru Venuše můžeme sledovat levně, můžeme do ní poslat sondu. Pokud najdeme nový mechanismus vzniku fosfanu v její atmosféře, může nám to usnadnit interpretaci výsledků výzkumu atmosfér exoplanet.

Tip na knihu: Druhá planéta

Družice TESS objevila zajímavý planetární systém, který se skládá z USP a … no několika mini-neptunů. Vědcům se prostřednictvím měření radiálních rychlostí podařilo určit hmotnosti a tedy hustoty některých planet.

Pod zkratkou USP se ukrývají planety s ultrakrátkou oběžnou dobou. Jsou to planety podobně velké nebo maximálně asi dvojnásobně velké ve srovnání se Zemí, které okolo svých hvězd oběhnou za několik hodin.

TOI-561 je zajímavý planetární systém. Neméně zajímavé je také to, že dva týmy hlásí nezávisle na sobě různé výsledky.

TOI-561 verze 1

Lauren Weiss a její kolegové kromě dat z TESS použili také data ze Země a měření radiálních rychlostí provedli pomoci přístroje HIRES na Keckově dalekohledu na Havaji.

Na základě dat se podařil zjistit údaje o oběžných drahách planet a jejich poloměry.

• TOI-561 b: oběžná doba 10,6 hodin a poloměr 1,4 Země
• TOI-561 c: 10,8 dní, 2,9 Země
• TOI-561 d: 16,4 dní, 2,3 Země

Pomoci měření radiálních rychlostí se podařilo změřit hmotnosti a z nich vypočítat hustoty:

TOI-561 b má hmotnost 3,2 Země. Hustota bude někde okolo 5600 kg/m³. Planeta bude zřejmě chudá na železo, i když vědci nevylučují ani podobné složení, jako má Země.

Další dvě planety mají hmotnost 6,5, respektive 2,4 Země. Jejich hustoty jsou výrazně menší mezi 1000 až 1500 kg/m³. Půjde o světy s kamenným jádrem s velkou plynnou obálkou z těkavých látek.

TOI-561 verze 2

G. Lacedelli a jeho tým využili data z přístroje HARPS-N na Kanárských ostrovech. Objevili tři možné tranzitující planety a další dvě, které našli pomoci radiálních rychlostí.

Pomoci měření radiálních rychlostí však nemohli potvrdit vnější planetu (tedy tu třetí tranzitující, TOI-561 d). Že něco nehraje potvrzuje také to, že pokud by exoplaneta existovala, byl byl systém nestabilní.

TESS samozřejmě získává přesná data, ale v případě dvou vnějších planet (v první studii označené jako c a d) pozorovala u každé jen dva tranzity, což je na hraně.

Podle druhého týmu je to trochu jinak. Dva pozorované tranzity planety d ve skutečnosti patří dvěma planetám, které byly objeveny měřením radiálních rychlostí a teprve později bylo zjištěno, že TESS pozorovala u každé jeden tranzit.

• TOI-561 b: Oběžná doba a poloměr jsou stejné jako u první studie. Hmotnost je ale menší (1,6 Země). Hustota planety tak vychází na 3000 kg/m³.
• TOI-561 c: Oběžná doba a poloměr jsou stejné jako u první studie. Hmotnost vychází opět níže – 5,4 Země.
• TOI-561 d: V pořadí třetí planeta od hvězdy se podle studie nachází jinde. Má oběžnou dobu 25,6 dní, poloměr 2,5 a hmotnost 12 Zemí.
• TOI-561 e: Oběžná doba planety je 77,2 dnů, což je trojnásobek oběžné doby planety d, proto mohou tranzity obou planet vypadat jako dva tranzity jedné. Planeta má poloměr 2,6 Země a hmotnost 16 Zemí.

Podle autorů studie je TOI-561 důkazem toho, že je potřeba postupovat opatrně, pokud máme tranzitující exoplanetu jen se dvěma tranzity. Podobných případů máme z TESS více, protože lovec exoplanet pozoruje některé hvězdy jen v jednom (27 dní) či dvou (52 dní) sektorech, takže zachytí jeden či dva tranzity. K věrohodnějšímu objevu jsou potřeba tři, u menších planet ideálně i více.

Mateřská hvězda by měla být na kovy (prvky těžší než hélium) chudá a stará asi 10 miliard let.

Astronomové se snaží najít první exoměsíce. Na stole máme zatím jen jednoho alespoň trochu věrohodného kandidáta, o jehož existenci ale nejsou přesvědčeni ani samotní objevitelé. Myslíme samozřejmě Kepler-1625 b I.

Jedním z dobrých cílů pro hledání exoměsíců jsou horcí jupiteři. Dobrým cílem ale především z hlediska observačního. Mají velkou hmotnost a k tranzitům před hvězdou u nich dochází velmi často. Malá vzdálenost od hvězdy může být problém, ale u některých ne až tak velký. Mnohem větší výzvu pro případné měsíce představuje migrace.

Horcí jupiteři vznikají dál od hvězdy a poté migrují směrem k hvězdě. Jedním z typů migrace je taková, při které je planeta ovlivňována další hvězdou v systému a její dráha je při migraci značně eliptická.

V nové studii vědci simulovali, zda měsíce horkého jupitera přežijí případnou migraci. Masivní měsíce (nad 0,1 hmotnosti Jupiteru) podle nich mohou dokonce zabránit migraci planety a to v 10 % případů.

Méně hmotné měsíce to nedokáží (respektive dokáží jen v 0,6 % případů) a je velká pravděpodobnost, že migraci nepřežijí.

Přibližně 20 % měsíců se srazí s planetou. Nemusí to být přímá srážka, ale planeta měsíc roztrhá slapovými silami, což můžeme pozorovat jako prstenec planety (tranzitní metoda podobné prstence umožňuje detekovat).

Asi 20 až 30 % měsíců se okamžitě srazí s mateřskou hvězdou a mohou tak okolo hvězdy vytvořit disk trosek, který bude blokovat záření z hvězdy, což je opět možné pozorovat současnou technikou – zejména v infračervené části spektra.

Některé měsíce přežijí po určitý čas na oběžné dráze hvězdy ale poté se srazí s planetou nebo jsou vyhozeny ven ze systému.

Přibližně 30 až 35 % měsíců je vyhozeno ven ze systému a stanou se z nich bludné planety.

Některé měsíce sice mohou přežít, ale místo měsíců se z nich stanou planety – začnou tedy obíhat okolo hvězdy. Vědci pro podobné hypotetické objekty vymysleli před pár lety termín ploonets. Tento scénář se týká asi 1 až 6 % měsíců. Asi 2 % těch nejmasivnějších měsíců se mohou stát horkými neptuny.

Objevit exoměsíc u horkého jupiteru tedy bude velmi obtížné. Můžeme ale najít pozůstatky po podobných měsících.

NASA chystá nový kosmický dalekohled, který bude na první pohled mnohem podobnější Hubblovu dalekohledu než Kosmický dalekohled Jamese Webba, který je častokrát označován za jeho nástupce.

Dalekohled, který byl letos do května znám pod názvem WFIRST, bude mít i stejně velké zrcadlo s průměrem 2,4 metru. Oba dalekohledy také spojuje jedno jméno – Nancy Grace Roman. Letos v květnu byl WFIRST přejmenován na Nancy Grace Roman Space Telescope (zkráceně Roman Space Telescope, RST). Americká astronomka zemřela před dvěma lety a mimo jiné sehrála klíčovou roli při plánování Hubblova dalekohledu. Dokonce je označována za matku slavné legendy kosmické astronomie.

Roman Space Telescope bude zkoumat temnou energii a to prostřednictvím několika mechanismů a to včetně pozorování vzdálených supernov a gravitačních čoček. Nás ale zajímá druhý úkol teleskopu – exoplanety.

Na palubě bude koronograf pro přímé pozorování exoplanet. Druhým přístrojem bude kamera, která bude využívat poměrně velké zorné pole, stokrát větší ve srovnání s Hubblem. Úkolem bude mimo jiné lov gravitačních mikročoček.

Několik exoplanet jsme touto metodou už objevili. Velmi dobří jsou v tomto ohledu polští astronomové se svým projektem OGLE a japonsko-novozélandský projekt MOA.

Princip metody je jednoduchý. Pokud se mezi námi a vzdálenou hvězdou nachází objekt nezanedbatelné hmotností, ohne a zesílí svou gravitací světlo vzdálené hvězdy. Obvykle je tímto objektem další hvězda a pokud okolo ní obíhá planeta, projeví se to jako další malé zjasnění. Primárním objektem ale může být i bludná planeta či hnědý trpaslík.

Podle teorií (a pozorování je pozorují) existují planety bez hvězd. Osamělí poutníci nekonečným vesmírem, kteří byli ze svých soustav vyhozeni při gravitačních interakcích s dalšími planetami či hvězdami.

Podle některých odhadů je těchto planet v Galaxii možná více než samotných hvězd! Že by byl vesmír méně prázdný, než nám ukazují naše přístroje? Bludné planety samozřejmě nevyzařují zrovna moc záření, takže i kdyby jich bylo našem sousedství nemalé množství, neuvidíme je.

Roman Space Telescope nám může pomoci zjistit, jak moc jsou bludné planety běžné. Měl by upřesnit jejich odhadovaný počet desetinásobně.

Název toulavé či bludné planety zavání jistou romantikou. Vědci jsou méně romantičtí a říkají jim FFP (free-floating planetary-mass objects). Podle nové studie by dalekohled měl být citlivý na planety o hmotnosti Marsu (0,1 Země) až po plynné obry (100 hmotností Země).

Mikročočkové události, kdy bludná planeta zesílí světlo vzdálené hvězdy, budou trvat hodiny až dny. Odhaduje se, že Roman Space Telescope najde velmi zhruba 250 FFP o hmotnosti Marsu a větší a to včetně asi 60 o hmotnosti menší ne Země. Na konkrétní čísla si ale budeme muset počkat do chvíle, kdy se mise tohoto dalekohledu pořádně rozjede.

Roman Space Telescope má odstartovat v roce 2025. Zatím není jasné, kdo ho vynese. Ve hře jsou rakety od SpaceX, Blue Origin (chystá raketa New Glenn) i United Launch Alliance.

Hledají planetu Devět, zakopávají o hromadu hnědých trpaslíků

TESS sice hledá exoplanety, ale ve skutečnosti se stejně jako dříve Kepler dívá na velkou část oblohy a měří jasnost. Zejména v současné prodloužené misi se data z TESS používají také pro jiné obory astronomie. Částečně to ale fungovalo už v primární misi. Do hledáčku družice se tak dostal i velmi záhadný bílý trpaslík GD 394, který se nachází 200 světelných let od nás.

Bílý trpaslík je pozůstatkem po hvězdě podobné Slunci. Na místě GD 394 se tak kdysi dávno nacházela nějaká verze sluneční soustavy. Hvězda se poté stala rudým obrem, zničila některé vnitřní planety (pokud tam byly), odhodila plynnou obálku a na jejím místě zůstal horký a hustý bílý trpaslík.

Změny umírající hvězdy rozhodily planetární systém. Některé zbytky mohly být vystřeleny k bílému trpaslíkovi, který je pak rozdrtil slapovými silami. Tolik teorie jednotné pro velkou část bílých trpaslíků.

V případě GD 394 vědci pozorují už dlouhou dobu v jeho atmosféře znečištění těžkými kovy, jako jsou křemík a železo. Musí existovat nějaký zdroj, který tento materiál bílému trpaslíkovi neustále dodává. Žádné zbytky bývalých planet zatím objeveny nebyly.

V polovině 90. let ale bylo objeveno něco jiného. Ultrafialové emise u GD 394 nejsou konstantní. Intenzita záření kolísá o 25 % s periodou 1,15 dní. Neplatí to pro celou ultrafialovou část spektra. Kolísání bylo dříve pozorováno jen v oblasti extrémního ultrafialového záření. Nedávno se na bílého trpaslíka podíval Hubblův dalekohled v jiné části ultrafialového spektra (konkrétně FUV) a našel slušnou stabilitu. Rozdíly v jasnosti se vešly do 1 %.

Zmizel v posledních několika desetiletích zdroj variability? Nebo je variabilita pouze v extrémním ultrafialovém záření a ne na delší vlnové délce?

David Wilson (McDonald Observatory) a jeho kolegové se nedávno podívali na GD 394 pomoci družice TESS, která pozoruje ve viditelné nebo spíše až v infračervené části spektra.

Vědci měli štěstí, že v zorném poli TESS byl objekt ve dvou sektorech, takže získali data za více než 50 dní. Záhada se tím ale tak úplně nevyřešila. TESS totiž pozorovala poklesy jasnosti s periodou… 1,15 dní! Je to první pozorování a první důkaz variability v jiné než extrémně ultrafialové části spektra. Jenomže… variabilita byla objevena jen díky přesnosti TESS. Jasnost totiž neklesá o 25 %, ba dokonce ani o 2,5 % ale jen o 0,12 %.

Co způsobuje periodické poklesy jasnosti, které jsou tak rozdílné v různých částech spektra? Existuje několik hypotéz od procesů v atmosféře bílého trpaslíka (například magneticky indukovaná horká skvrna) až po oběh planety okolo trpaslíka, která sice netranzituje (to by byl pokles jasnosti v datech z TESS mnohem větší), ale materiál uvolňovaný z planety se z našeho pohledu každých 1,15 dne dostává před bílého trpaslíka.

Vesmír je plný paradoxů. Zkoumáme galaxie miliardy světelných let od nás, ale současně neznáme pořádně ani vlastní okolí. Před pár dny prolétl okolo Země asteroid, o němž jsme se dozvěděli až po průletu. Měl sice jen tři metry, ale podobně nás bez povšimnutí míjí i větší kousky.

Stále nevíme, zda na periferii Sluneční soustavy existuje planeta, kterou astronomové označují jako planeta Devět. Podle mnoha studií existuje daleko za dráhou Neptunu i Pluta objekt, který svou gravitací rozházel větší než zanedbatelný počet asteroidů. Existují možná ale i další vysvětlení a některá jsou zajímavější než neobjevená planeta o hmotnosti 10 Zemí. Ve skutečnosti by se mohlo jednat o velmi malou černou díru!

Ale nejde jen o planetu Devět. Pokud si okolo Slunce vytyčíme rádius o poloměru 20, 30 světelných let, bude v něm spousta dosud neobjevených hnědých trpaslíků.

Obě věci se prolnuly v rámci projektu Backyard Worlds: Planet 9. Internetoví uživatelé v něm hledají v datech z družice WISE planetu Devět, ale zatím ji nenašli. Za to však nachází hnědé trpaslíky. V rámci poslední studie jich bylo objeveno hned 95! Vědci použili také data z různých pozemských observatoří a již nefungujícího dalekohledu Spitzer.

Většina objevených hnědých trpaslíků se nachází ve vzdálenosti 30 až 60 světelných let a nejbližší dokonce jen 23 světelných let od nás.

Velká část z objevených trpaslíků je velmi chladných. Přestože jsou hnědí trpaslíci považováni za přechod mezi planetami a hvězdami, mají většinou blíže k planetám a platí to zejména právě pro chladné hnědé trpaslíky. V atmosférách některých by mohly být i mraky z vody.

Najít ve změti bodů v grafu exoplanetu, kterou nevidíme, ale sledujeme jen její vliv na hvězdu, je jedna věc. Najít v tom navíc ještě měsíc exoplanety, to je už výrazně těžší.

Jednou z možností je pozorovat změny v časech tranzitů. Měsíc svou gravitací ovlivňuje mateřskou planetu, což se projeví v nepravidelnosti tranzitů i ve změnách délky samotného tranzitu. K objevu potřebujete přesná (rozuměj z vesmíru) data za delší dobu. Vědci se stále přehrabují v datech z Keplera. V primární misi pozoroval Kepler jedno zorné pole 3,5 roku.

Před pár dny vyšla studie, ve které Chris Fox a Paul Wiegert oznámili objev šesti kandidátů na exoměsíce. Objev exoměsíce je potřeba brát vždy s velkou rezervou, ale v tomto konkrétním případě byla míra skepticismu odborné veřejnosti ještě daleko větší.

Jeden z největších odborníků na exoměsíce David Kipping teď vydal vlastní analýzu zmíněných dat. Když to trochu zjednodušíme, Kipping se snažil existenci měsíců potvrdit třemi testy, respektive odpovědět u každého z nich na tři otázky. Pokud má být exoměsíc považován alespoň za kandidáta, musí být na všechny tři otázky odpověď ano:

1. Existují změny v časech tranzitů (nejde o přímý a jednoznačný důkaz existence měsíce. Změny v časech tranzitů může způsobovat třeba další planeta).
2. Jsou změny v časech tranzitů periodické?
3. Existují důkazy o nenulové hmotnosti měsíce?

Výsledek? Dva kandidáti neprošli žádným testem, tři prošli jedním a jeden dvěma. Jinými slovy neexistují žádné důkazy pro existenci některého z exoměsíců.

Prvním a zatím stále jediným exoměsícem tak zůstává Kepler-1625 b I, který objevil v datech z Keplera a Hubblova dalekohledu Kippingův kolega Alex Teachey. Samotný objevitel ale tehdy uváděl, že existenci měsíce je potřeba brát s rezervou. Některé další studie pak jeho existenci zpochybnily.

Na přítomnost exoměsíce v případě Kepler-1625 b I ukazují dva jevy. K tranzitu planety došlo o 78 minut dříve, než se očekávalo. Způsobit to může gravitace exoměsíce. Přibližně 3,5 hodiny po tranzitu planety došlo k dalšímu a méně výraznému poklesu jasnosti hvězdy – tranzitu samotného měsíce, jehož velikost má být srovnatelná s Neptunem.

K objevování exoplanet nemusíme využívat jen klasické dalekohledy ale jde to i prostřednictvím radioteleskopů na dlouhých vlnách.

Astronomové využili radioteleskopů VLBA (Very Long Baseline Array), které jsou rozeseté po celých Spojených státech a také mimo americký kontinent (například Panské ostrovy, Havaj). Na paškál si vzali hvězdu TVLM 513–46546 o hmotnosti jen 0,08 Slunce nebo chcete-li 80 násobků Jupiteru. Jedná se tak o objekt na pomezí hnědého trpaslíka a ultrachladného trpaslíka. Hvězda se nachází 35 světelných let v souhvězdí Pastýře.

U hvězdy se podařilo najít exoplanetu o hmotnosti Saturnu. Vědci využili sice radioteleskopu, ale také poměrně běžného jevu. Opět šlo o dynamiku. Planeta obíhá okolo společného těžiště s hvězdou, které je posunuté vůči středu hvězdy, takže planeta s hvězdou jakoby cloumá. To se může projevit ve spektru hvězdy ale také v jejím vlastním pohybu. Tomu druhému se říká astrometrie a dnes ji využívá třeba družice GAIA.

V tomto případě vědci velmi přesně měřili pozici hvězdy prostřednictvím radioteleskopu. Začali s tím v červnu 2018 a pokračovali po dobu 1,5 roku. Kromě toho mohli využít devět starších pozorování z období mezi březnem 2010 a srpnem 2011.

Planeta se zkráceným názvem TVLM 513b obíhá okolo hvězdy třikrát blíže než Země okolo Slunce s periodou 221 dní. Je to sice blízko ale stále o něco dál, než většinou loví astronomové prostřednictvím měření radiálních rychlostí. Astrometrie dokáže najít planety dál od hvězdy, takže je dobrým doplňkem.

Představte si planetární systém, ve kterém se život rozvinul na více než jedné planetě. Může takový systém existovat? To bohužel nevíme, ale je velmi reálné, že existují systémy s více planetami v obyvatelné oblasti.

Obyvatelná oblast není úplně ideální termín. V médiích se většinou (rozuměj nikdy) nedočtete, co doopravdy znamená. Pokud planeta obíhá v obyvatelné oblasti, nemusí na jejím povrchu nutně existovat podmínky vhodné k životu.

Obyvatelná oblast je vykolíkovaná zářivostí hvězdy a primitivními klimatickými modely. Jinými slovy: planeta podobná Zemi v obyvatelné oblasti dostává tak akorát záření, aby se na jejím povrchu mohla udržet voda v kapalném skupenství.

Sardinkové systémy

Ve Sluneční soustavě je všude hrozně daleko. Jen si vezměte, jak dlouho se letí na Mars, což je sousední planeta. Jsou ale systémy, kde jsou vzdálenosti menší. Říká se jim kompaktní. Třeba u systému TRAPPIST-1 je mezi první a poslední planetou 7,7 milionu km. Teoreticky jsou až tři ze planety potenciálně obyvatelné.

Kolik planet se vejde do obyvatelné oblasti?

Stephen Kane a jeho kolegové vzali obyvatelné oblasti pro hvězdy o různě velké hmotnosti. Definovali obyvatelnou zónu a umístili jednu planetu o hmotnosti Země na vnitřní okraj obyvatelné oblasti, druhou na vnější a mezi ně pak další planety – celkem jich bylo 5, 6 a 7. Následně spustili simulaci a nechali planety obíhat po dobu 100 milionů let, aby zjistili, zda je systém stabilní.

Šířka obyvatelné oblasti je závislá na zářivosti hvězdy. Malí a chladní červení trpaslíci mají velmi úzkou obyvatelnou oblast. Větší oranžoví trpaslíci širší, hvězdy podobné Slunci ještě širší atd.

U hvězd o velmi nízké hmotnosti (asi desetina Slunce) nebyl stabilní žádný systém. U hvězd o hmotnosti 0,2 Slunce byl stabilní systém s pěti planetami. V případě hvězd o hmotnosti 0,7 Slunce a více byl stabilní systém se šesti a někdy dokonce se sedmi planetami.

To, co popisujeme výše, platí, ale není to tak jednoduché. Na první pohled to vypadá, že čím je hvězda hmotnější (zářivější), tím širší je obyvatelná oblast a tím více planet se do ní vejde. Jenomže to tak není.

Klíčem je rezonance, což je situace, kdy jsou oběžné doby planet v poměru celých kladných čísel. Například rezonance 2:1 znamená, že jedna planeta oběhne okolo hvězdy dvakrát a vzdálenější planeta to za stejnou dobu stihne jednou.

V určitých případech mohou být rezonance pohromou. Planety se navzájem ovlivňují a systém se stává nestabilní. Proto platí, že hvězda s nižší hmotností může udržet více planet než hmotnější hvězda.

Další problém mohou představovat hmotnější planety mimo obyvatelnou oblast. Podobné planety mohou ovlivňovat vnitřní planety a do celého systému to vnese ještě více nestability.

Zdroj: Dynamical Packing in the Habitable Zone: The Case of Beta CVn

Hned na úvod je potřeba říct, že hvězda je na hraně viditelnosti pouhým okem a nachází se v souhvězdí Vlka na jižní obloze. Jde ale o hodně zajímavý objev.

U všech planet, které byly objeveny tranzitní metodou můžeme teoreticky změřit hmotnost prostřednictvím měření radiálních rychlostí (RV). Teoreticky… některé jsou tak malé, mají nízkou hmotnost, že na ně současné spektrografy nestačí, případně je to běh na dlouhou trať.

Obráceně to ale nefunguje automaticky ani v teoretické rovině. Exoplanetu můžeme najít pomoci měření radiálních rychlostí, ale nevykonává tranzity. Z našeho pohledu nepřechází před svou hvězdou, takže máme smůlu.

Je proto vždy poměrně velkou událostí, pokud se podaří dodatečně najít tranzity planet, které byly dříve objevené měřením radiálních rychlostí. Jednak proto, že u těchto planet už známe údaje o oběžné dráze, ale také z toho důvodu, že „RVéčkaři“ si vybírají jasné hvězdy, takže podobné tranzitující planety se hodí i pro další průzkum.

Družice TESS se na jasné hvězdy specializuje, takže je logické, že občas najde i tranzity planet, které byly dříve objevené měřením radiálních rychlostí. To je i případ hvězdy HD 136352, která je také známá pod názvy Nu² Lupi a ν² Lup. Hvězda je velmi podobná Slunci a nachází se v souhvězdí Vlka ve vzdálenosti 48 světelných let.

Spektrograf HARPS u hvězdy dříve objevil tři planety s oběžnými dobami  11,6, 27,6 a 108,1 dní. TESS nyní našla tranzity dvou vnitřních planet. Jejich hmotnosti jsou 4,6 a 11,3 Zemí a poloměry 1,4 a 2,6 Zemí. Hustoty planet budou 7800 a 3500 kg m³.

Vzhledem k tomu, že planety vykonávají tranzity a nachází se u jasné hvězdy, jsou ideálním cílem pro budoucí průzkum atmosféry dalekohledem Jamese Webba.

Zdroj: Transits of Known Planets Orbiting a Naked-Eye Star

Na konci loňského roku byl prezentován velmi zajímavý a také bizarní objev u hvězdy TYC 8998-760-1, která je podobná svou hmotností Slunci, i když je mnohem mladší. Má jen pár milionů let.

Pomoci přístroje SPHERE byla u hvězdy objevena planeta o hmotnosti 14 ± 3 Jupiteru, která okolo hvězdy obíhá ve vzdálenosti 162 AU! To je opravdu hodně. Pluto se dostává od Slunce nejdál 49 AU.

Existuje několik možností, jak podobný objekt vznikl. Jednou z nich je, že planeta byla vytlačena na vzdálenější dráhu nějakým dalším bližším objektem. Vědci ale vyloučili existenci dalšího bližšího objektu o hmotnosti nad 12 Jupiterů.

Alexander Bohn a jeho kolegové nyní oznámili objev planety TYC 8998-760-1 c, která obíhá okolo hvězdy ve vzdálenosti dokonce 320 AU! Zatímco první objekt může být hnědým trpaslíkem, hmotnost nové planety je menší. Podle měření jen 6 ± 1 Jupiteru.

Exoplanet už sice známe tisíce, ale jen velmi málo z nich pozorujeme přímo. TYC 8998-760-1 je navíc prvním přímo pozorovaným multiplanetárním systémem u analogu Slunce. Je to také ideální cíl pro pozorování Kosmickým dalekohledem Jamese Webba (JWST). Velká vzdálenost od hvězdy navíc usnadňuje přímé pozorování a charakterizaci planet přímým zobrazením. JWST by mohl určit složení obou objektů.