Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 29. júna 2011
Výzkum exoplanet i hnědých trpaslíků se v r. 2009 rozvíjel nevídanou měrou, takže tomuto tématu by bylo zajisté možné věnovat zbytek této Žně objevů. Přestože jsem se snažil popsat jen ty nejdůležitější objevy, odstavec se rozrostl na obří kapitolu, takže prosím čtenáře o trpělivost, popřípadě o čtení na přeskáčku.
Tři studenti z Leidenu napsali program pro automatické vyhledávání exoplanet na světelných křivkách gravitačních mikročoček a vyzkoušeli jeho funkci na veřejně dostupných datech z projektu OGLE II (1997-2000). Podařilo se jim tak najít exoplanetu na světelné křivce mikročočky OGLE2-TR-L9 v souhvězdí Lodního kýlu, na níž byl patrný 2h pokles jasnosti o 1 % během přechodu exoplanety přes kotouček hvězdy. Jejich objev potvrdili přesnou fotometrií dalšího transitu exoplanety i spektroskopicky I. Snellen aj. pomocí aparatur GROND (La Silla) a FLAMES VLT ESO, takže příslušná exoplaneta o hmotnosti minimálně 4,5 Mj a poloměru 1,6 Rj obíhá kolem rychle rotující mateřské hvězdy (sp. F3; teplota 7 kK; vzdálenost 900 pc; 1,5 M☉; metalicita Z = -0,05; stáří 0,7 Gr) ve vzdálenosti 0,03 AU v periodě 2,5 d.
S. Dong aj. pozorovali pomocí HST gravitační mikročočku OGLE-2005-BLG-071L, kde bylo možné z rozboru světelné křivky během čočkování zjistit její vzdálenost od nás 3,2 kpc. Z těchto pozorování vyplynulo, že hlavní složka mikročočky je červený trpaslík sp. třídy dM o hmotnosti 0,5 M☉ a planetární složka mikročočky má hmotnost 3,4 Mj. Exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti 2,1 AU a její povrchová teplota činí 70 K. Hmotnost exoplanety je tudíž vůči hmotnosti mateřské hvězdy překvapivě vysoká.
S. Wang a G. Zhao zjistili, že kolem mikročočky OGLE-2006-109L obíhají dokonce dvě obří exoplanety v oběžných periodách 5 a 14 let ve vzdálenostech 2,3 a 4,6 AU, přičemž vzdálenější exoplaneta má výstřednou dráhu (e = 0,11). Hmotnosti exoplanet dosahují 0,7 a 0,3 Mj. Současně se tak ukázalo, že v databázích světelných křivek gravitačních mikročoček je ukryta řada podobných případů, kdy lze tímto způsobem objevit exoplanety i v poměrně velkých vzdálenostech ve vesmíru.
Objevování exoplanet metodou transitů ostatně nabírá na tempu díky dvěma specializovaným družicím CoRoT a Kepler, jež dovolují měřit změny jasnosti hvězd s přesností na zemi nedosažitelnou. CoRoT sbírala údaje o světelných křivkách 12 tis. hvězd po dobu 5 měsíců s přesností na miliontinu magnitudy (!) od ledna 2007 a družice Kepler odstartovala počátkem března 2009. Jejím úkolem je mj. měřit opakovaně dvakrát za hodinu jasnosti více než stovky tisíc hvězd v oblasti souhvězdí Lyry a Labutě po dobu 3,5 roku. D. Kipping aj. dokonce tvrdí, že přesnost fotometrie dosáhla citlivosti postačující pro objevy přirozených družic (měsíců) exoplanet s hmotností >0,2 Mz v ekosférách mateřských hvězd. V zorném poli družice Kepler je odhadem takových družic na 25 tisíc!
Vynikající databázi tranzitujících exoplanet zřídila Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti na webu: var2.astro.cz/ETD/index.php, kterou vzhledem k rychlému a rozsáhlému pokroku v pozorování exoplanet doporučuji všem zájemcům o aktuální stav tohoto oboru. Počátkem r. 2009 dosáhl počet objevených tranzitujících exoplanet 40 a počet všech známých exoplanet překročil hranici 300 objektů, ale koncem téhož roku bylo známo již kolem 400 exoplanet, z toho více než 320 exoplanet bylo objeveno metodou radiálních rychlostí, 60 pomocí tranzitů, přímým zobrazením 9, pomocí gravitačních mikročoček 7 a u pulzarů 4. 2009 bylo známo 350 exoplanet a z toho 50 tranzitujících, ale to hlavní je evidentně před námi. Lze očekávat, že v průběhu nejbližších let bude tento počet konkurovat počtům exoplanet, objevených ostatními metodami. Navíc tranzity obecně poskytují o dané exoplanetě nejvíce geometrických i fyzikálních údajů v porovnání s ostatními metodami jejich pozorování.
Jak uvedli U. Wolter aj., při spektroskopické tomografii dokážeme dnes na povrchu hvězdy hlavní posloupnosti rozlišit světlé či tmavé skvrny o rozměrech alespoň desítek tis. km, avšak při přechodu exoplanety stoupá tato rozlišovací schopnost alespoň o řád, jak prokázali u hvězdy CoRoT-2 (Aql; sp. G; rotační per. 4,5 d), kolem níž obíhá exoplaneta v periodě 1,74 d. Během 79 pozorovaných tranzitů od května do října 2007 autoři objevili řadu změn na světelné křivce, což jednak ukázalo, že exoplaneta obíhá po dráze skloněné o 7° k hvězdnému rovníku, a jednak že hvězda je pokryta velkými tmavými skvrnami proměnlivými v čase.
I. Snellen aj. využili optické fotometrie z družice CoRoT ke sledování tranzitující exoplanety (1 Mj; a = 0,025 AU) u mateřské hvězdy CoRoT-1 (Mon, 14 mag; G0 V; 6 kK; 1,0 M☉; 480 pc) během jejího oběhu kolem hvězdy v periodě 1,5 dne. Jelikož lze očekávat, že takto blízké exoplanety rotují synchronně s oběžnou dobou, natáčejí tak k mateřské hvězdě stále stejnou polokouli a tím se zvyšuje kontrast mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí; v tomto případě natolik, že lze pozorovat fázové změny jasnosti hvězdy s udivující přesností 0,1 promile. Protože světlo odražené přivráceným povrchem exoplanety se rozptyluje zpět směrem ke hvězdě, je tento jasový kontrast ještě zesílen a tak se ho skutečně podařilo v tomto případě zřetelně zaznamenat při sledování hvězdy během 36 po sobě následujících oběhů exoplanety. Jinými slovy, družice CoRoT pozorovala změny fází obíhající exoplanety přesně tak jako právě před 400 lety objevil Galileo v dalekohledu změny fází Venuše. Odtud též vyplynulo, že albedo povrchu exoplanety je nižší než 20 % dopadajícího záření.
V srpnu 2009 oznámili W. Borucki aj., že díky přesné světelné křivce z družice Kepler objevili fázové změny u exoplanety hvězdy HAT-P-7 (Cyg, 10 mag; F8 V; 6,4 kK; 320 pc). Exoplaneta o hmotnosti 1,8 Mj; poloměru 1,4 Mj, hustotě 0,9 hustoty vody a teplotě 2,7 kK patří k nejžhavějším jupiterům, takže není divu, že fotometr na družici nalezl pokles jasnosti hvězdy o více než 10-4 její jasnosti v době, kdy je exoplaneta hvězdou zatmělá. Příčinou poklesu je okolnost, že těsně před zatměním a po něm vidíme exoplanetu téměř v úplňku, a protože jde o tak horkou exoplanetu, je deficit jejího světla během zákrytu dobře patrný. Vzápětí J. Winn aj. a N. Narita aj. zjistili, že exoplaneta obíhá kolem hvězdy po retrográdní kruhové dráze o poloměru 0,038 AU (5,7 mil. km) v periodě 2,2 d.
D. Latham aj. objevili exoplanetu o hmotnosti 1,5 Mj a poloměru 1,5 Rj u hvězdy HAT-P-8 (Peg, sp. F6 V; 10 mag; 1,3 M☉; 1,6 R☉; 3,3 L☉; Z = 0; rotační rychlost >12 km/s; 230 pc; stáří 3 Gr), která kolem ní obíhá po kruhové dráze v periodě 3,1 d ve vzdálenosti 0,05 AU (7,5 mil. km). Její hustota dosahuje 0,6násobku hustoty vody a samotná exoplaneta je na povrchu rozpálena na neuvěřitelných 1,7 kK vinou blízkosti k mateřské hvězdě. Exoplaneta je následkem toho silně nafouklá proti standardním modelům exoplanet téže hmotnosti. Je to jediná exoplaneta objevená v zorném poli G205 fotometrického programu HATnet, zatímco všech ostatních 27 nadějných kandidátů museli autoři vyřadit, protože se ukázalo, že šlo nakonec o těsné zákrytové nebo spektroskopické dvojhvězdy.
G. Bakos aj. nalezli soustavu dvou substelárních objektů u hvězdy HAT-P-13 (11 mag; sp. G4 V; teplota 5,6 kK; 1,2 M☉; 1,6 R☉; Z = +0,4), z nichž bližší na dráze s oběžnou dobou 2,9 d podléhá tranzitům v trváních 3,1 d. Odtud vyplývá její poloměr 1,3 Rj a hmotnost 0,8 Mj. Jde tedy o klasickou exoplanetu. Vnější exoplaneta tranzity nevykazuje, ale její hmotnost >15 Mj se podařilo určit z měření radiálních rychlostí, takže jde o hnědého trpaslíka, který kolem hvězdy obíhá po výrazně protáhlé dráze (e = 0,71!) v periodě 1,2 roku.
A. Pál zlepšili díky tranzitům v trvání 3,1 h parametry horkého jupiteru u hvězdy XO-5 (Lyn, 12 mag; sp. G8 V; 5,5 kK; 0,9 M☉; 1,1 R☉; 260 pc; metalicita +0,05; stáří 8,5 Gr). Exoplaneta o povrchové teplotě 1,2 kK obíhá kolem hvězdy v periodě 4,2 d po kruhové dráze o poloměru 7,5 mil. km; má hmotnost 1,1 Mj, poloměr 1,1 Rj a hustotu rovnou hustotě vody v pozemských podmínkách.
J. Winn aj. pozorovali počátkem února 2009 tranzit
exoplanety/hnědého trpaslíka o hmotnosti >12 Mj u hvězdy XO-3. Z průběhu transitu vyplývá, že rotační osa exoplanety je silně odkloněna od kolmice k oběžné dráze s periodou 3,5 d a s výstředností 0,3 pod úhlem minimálně 53° (dosavadní rekord mezi exoplanetami byl 20°). Příčinou tak velkého sklonu je nejspíše migrace exoplanety vůči mateřské hvězdě. Podobně velký odklon rotační osy o 38° nalezli A. Triaud aj. pro hnědého trpaslíka u hvězdy CoRoT-3. Trpaslík b o hmotnosti 21 Mj a poloměru 1 Rj obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze v periodě 4,3 d a vzdálenosti 0,06 AU. Podobně J. Southworth aj. vypočítali extrémně vysokou střední hustotu 6,6krát vyšší než voda u exoplanety, jež obíhá mateřskou hvězdu WASP-18 (1,3 M☉; 1,2 R☉, hustota 0,7x voda; stáří <2 Gr) v periodě pouhých 23 h v minimální vzdálenosti 0,02 AU (3 mil. km!). Exoplaneta má totiž při poloměr 1,2 Rj hmotnost plných 10 Mj.
Y. Joshi nalezli exoplanetu o hmotnosti 7 Mj a poloměru 1,3 Rj u hvězdy WASP-14 (Boo; poloha 1111-0262; 10 mag; sp. F5 V; 6,5 kK; rotace >5 km/s; 160 pc; stáří 0,75 Gr) s trváním tranzitu 3 h, oběžnou dobou 2,2 dne a výstředností dráhy e = 0,1. Střední hustota exoplanety je překvapivě vysoká - 4,6násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. J. Johnson aj. zjistili, že sklon rotační osy exoplanety svírá s rotační osou hvězdy úhel -33°, tj. exoplaneta se otáčí retrográdně. D. Christian aj. ohlásili objev exoplanety o hmotnosti 3 Mj, poloměru 1,3 Rj a hustotě 3,2násobku hustoty vody u hvězdy WASP-10 (13 mag; sp. K5; 90 pc), jejíž tranzit trvá 2,4 h s poklesem jasnosti 0,03 mag a oběžná doba činí 3,1 d při výstřednosti 0,06 a velké poloose 0,037 AU.
Naproti tomu exoplaneta u hvězdy HAT-P-9 (Aur, poloha 0721+3730; 12 mag; sp. F V; 6,4 kK; 1,3 M☉; 1,3 R☉; 480 pc; stáří 1,6 Gr) má podle A. Shporera aj. hustotu jen 35 % hustoty vody při hmotnosti 0,8 Mj, poloměru 1,4 Rj a teplotě 1,5 kK. Tranzit trvá 0,14 d a oběh kolem hvězdy 3,9 d ve vzdálenosti 0,05 AU při sklonu kruhové dráhy 86°. J. Hartman aj. zjistili, že kolem trpasličí hvězdy HAT-P-12 (V = 12,4 mag; sp. K4 V; teplota 4,6 kK; Z = -0,3; stáří 1 – 4,5 Gr) obíhá exoplaneta o hmotnosti 0,2 Mj a poloměru 1,0 Mj, jejíž průměrná hustota činí jen 30 % hustoty vody. Podle názoru autorů má exoplaneta kamenné jádro o hmotnosti <10 Mz a plynnou atmosféru složenou z vodíku a hélia. Jde tedy o dosud nejlehčí exoplanetu s plynným obalem; má totiž menší hmotnost než náš Saturn.
Mezi objevy tranzitujících exoplanet nemohu vynechat exoplanetu u mateřské hvězdy WASP-12 (Aur, poloha 0630+2940; 12 mag; sp. F/G; 6 kK; 1,35 M☉; 1,6 R☉; hustota 35 % vody; 270 pc; metalicita Z = +0,3; stáří 2 Gr) s tranzity trvajícími 2,5 h která se dle L. Hebba aj. honosí řadou superlativů: je největší (1,8 Rj), nejteplejší (2,5 kK) a má nejkratší oběžnou periodu (1,1 d). Při hmotnosti 1,4 Mj má přirozeně nízkou hustotu 24 % vody a nejkratší poloosu dráhy a = 0,023 AU (6,5 mil. km). Při výstřednosti e = 0,05 to znamená, že v periastru je od hvězdy vzdálena jen 6,2 mil. km.
Exoplaneta WASP-12 však o některé své rekordy vzápětí přišla, když v létě 2009 zjistili C. Hellier aj., že kolem hvězdy WASP-18 (= HD 10069; Phe, poloha 0137-4540; 9 mag; sp. F6; 6,4 kK; 1,2 M☉; 1,2 R☉; sluneční metalicita; stáří 600 mil. let; 100 pc) obíhá exoplaneta v periodě 22,6 h, která má téměř kruhovou dráhu (e = 0,01) s poloosou jen 3 mil. km(!) a trváním tranzitu 2,2 h. Exoplaneta o hmotnosti >10 Mj a poloměru 1,2 Rj je ohřáta na teplotu 2,4 kK a má současně rekordní vysokou hustotu ≈ 10násobek hustoty vody, takže musí být kovová. Vinou blízkosti k hvězdě má periodu oběhu kratší, než je rotační perioda samotné hvězdy, takže kvůli obrovským slapům by neměla přežít déle než 1 mil. roků.
Ani tento rekord však neměl dlouhé trvání, neboť koncem r. 2009 uveřejnili A. Léger aj. zpřesněné údaje o parametrech exoplanety u hvězdy CoRoT-7 (Mon; 12 mag; G9 V; 5,3 kK; 0,9 M☉; 0,9 R☉; 0,4 L☉; rotační per. 23 d; stáří ≈ 2 mld. r.; 150 pc). Exoplaneta b obíhá v periodě 20,4 h ve vzdálenosti 2,6 mil. km od mateřské hvězdy a tranzit přes disk hvězdy jí zabírá 75 min. Pozorovatel na povrchu exoplanety by na obloze viděl disk mateřské hvězdy o úhlovém průměru 30°! Není divu, že na polokouli přivrácené ke hvězdě panuje žár kolem 2 kK, zatímco na odvrácené straně teplota klesá hluboko pod bod mrazu na 50 K, přičemž díky silným slapům je rotace exoplanety synchronizována s oběžnou dobou. Vzápětí se podařilo určit i poloměr exoplanety 1,7 Rz a její hmotnost 5 Mz, takže má střední hustotu podobnou Zemi. Podle D. Hamiltona působí silné slapy na exoplanetě jako oběžná brzda, takže exoplaneta se nutně pohybuje po utahující se spirále smrti a nemůže přežít více než milion let do pádu na mateřskou hvězdu. Navíc D. Queloz aj. zjistili pomocí spektrografu HARPS ESO La Silla, že kolem hvězdy CoRoT-7 obíhá ještě exoplaneta c s hmotností 8,4 Mz v periodě 3,7 d a vzdálenosti 0,046 AU (7 mil. km).
Jak ukázali B. Levrard aj., je tak k zániku odsouzena téměř každá krátkoperiodická tranzitující exoplaneta, pokud má kruhovou dráhu o poloměru kratším než 0,05 AU (7,5 mil. km), protože obrazně řečeno její spirálu utahují čím dál tím silnější slapy mateřské hvězdy. Odolnější proti zmaru mohou být pouze exoplanety na protáhlých eliptických drahách s blízkým periastrem.
D. Charbonneau aj. rozběhli ambiciózní projekt MEarth, jenž využívá osmi identických 0,4m dalekohledů k fotometrii 2 tis. hvězd o nízké hmotnosti (0,10 – 0,35 M☉), které se vyznačují velkým vlastním pohybem a nacházejí se tudíž v blízkém okolí Slunce. Jejich prvním významným úlovkem je objev exoplanety u trpasličí hvězdy GJ 1214 (Oph, V – 15 mag; sp. M4.5; teplota 3,3 kK; 0,2 R☉; 0,16 M☉; 0,003 L☉; 13 pc). Exoplaneta obíhá v periodě 1,6 d po dráze o poloměru 2,2 mil. km a tranzity před diskem hvězdy trvají 52 min. Poloměr exoplanety dosahuje 2,7 Rz a hmotnost 6,6 Mz, takže její hustota činí téměř dvojnásobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Při povrchové teplotě exoplanety jen 450 K je docela dobře možné, že téměř polovinu její hmotnosti představuje tekutá voda.
Velké množství objevů exoplanet přináší ovšem stále i již klasická metoda sledování křivek radiálních rychlostí mateřských hvězd obíhajících kolem barycenter příslušných exoplanetárních soustav. Delší pozorovací řady se stále přesnějšími spektrografy (střední chyby měření radiálních rychlostí dosahují jen ±1 m/s) totiž umožňují objevovat více exoplanet ve vzdálenostech přes 1 AU od mateřské hvězdy, na rozdíl od prvních (snazších) objevů exoplanet téměř přilepených na mateřskou hvězdu.
Jak uvádějí K. Schlaufman aj., je hledání exoplanet metodou radiálních rychlostí prosté výběrových efektů pro hmotnosti >100 Mz a vzdálenosti exoplanet od mateřských hvězd v rozmezí 0,1 – 2,0 AU (tato horní mez představuje sněhovou čáru pro trpasličí hvězdy pozdních spektrálních tříd, čili též vnější hranici potenciální ekosféry). Objektivně existuje deficit terestrických exoplanet v rozmezí hmotností 30 – 50 Mz pro velké poloosy drah <1 AU.
M. Mayor aj. využili přesného spektrografu HARPS u 3,6m dalekohledu ESO na La Silla pro objev již čtvrté exoplanety e v soustavě hvězdy GJ 581 (Lib, sp. M3 V; 0,3 M☉; 0,3 R☉; metalicita Z = -0,3; 6 pc; stáří 4 Gr). Exoplaneta e se nachází nejblíže ke hvězdě na dráze o velké poloose jen 0,03 AU (4,5 mil. km) a oběžné době 3,1 d. Její hmotnost se odhaduje na 1.9 – 3,1 Mz, ale na rozdíl od Země musí být rozpálená na vysokou teplotu. Druhá v pořadí je exoplaneta b s hmotností podobnou Neptunu ve vzdálenosti 0,04 AU a oběžnou dobou 5,4 d. Následuje exoplaneta c, která obíhá po výstředné dráze s poloosou 0,07 AU v periodě 13 d. Její hmotnost činí 5 – 10 Mz. Poslední známá exoplaneta d obíhá na velmi výstředné dráze (e = 0,4) s velkou poloosou 0,22 AU) v periodě 67 d. Její hmotnost se odhaduje na 10 Mz a lze mít za to, že se po většinu oběhu nachází v ekosféře své hvězdy.
R. Barnes aj. objevili planetární soustavu obsahující tři "nadzemě" u hvězdy HD 40307 staré asi 6 mld. let. Z měření radiálních rychlostí hvězdy vyplynulo, že kolem hvězdy obíhají buď plynné, nebo dokonce kamenné exoplanety ve vzdálenostech po řadě 0,05; 0,08 a 0,13 AU, výstřednostech drah 0,01; 0,03 a 0,04 a hmotnostech 4; 7 a 9 Mz v periodách 4,3; 9,6 a 20,5 d. M. Zechmeister aj. hledali po dobu 7 let potenciální terestrické exoplanety v ekosférách 40 blízkých červených trpaslíků třídy M: Přestože spektrograf UVES VLT ESO měří radiální rychlosti s přesností ±2,5 m/s, neuspěli ani v jednom případě. Nic takového nenašli ani u Proximy Centauri ani u Barnardovy hvězdy (= GJ 699).
J. Baileymu aj. podařilo objevit pomocí teleskopu AAT exoplanetu (>0,6 Mj; a = 3,4 AU; e = 0,1) v úhlové vzdálenosti 0,7″ od blízkého (5 pc) červeného trpaslíka GJ 832 (Gru, sp. M1.5 V), která obíhá kolem hvězdy v periodě 9,4 r. Je tedy dokonce naděje, že objev bude možné ověřit astrometricky, protože mateřská hvězda se musí vychylovat od barycentra soustavy minimálně o 0,001″.
F. Pont aj. využili spektrografu NICMOS HST ke studiu atmosféry "horkého neptunu" (700 K; 23 Mz; 4 Rz; per 2,6 d; e = 0,15) u hvězdy GJ 436 (0,45 R☉) v blízké infračervené oblasti spektra (1,1 – 1,9 μm) během tranzitů exoplanety v trvání 46 min, což umožnilo zaznamenat i transmisní spektrum atmosféry. T. Ferveille aj. měřili pomocí spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla kolísání radiálních rychlostí trpasličí hvězdy Gl 176 = GJ 176 (10 mag; sp. M2.5 V; 0,5 M☉; 0.02 L☉; rotační per 39 d; metalicita Z = -0,1; vzdálenost 9 pc), u níž v r. 2008 ohlásili objev exoplanety o hmotnosti Neptunu M. Endl aj., kteří k tomu využili měření spektrografem HRS u 9,2m teleskopu HET. Zatímco střední chyba radiálních rychlostí HRS činí ±4,7 m/s, HARPS navzdory menšímu průměru primárního zrcadla dosahuje střední chyby jen ±1,1 m/s, takže autoři nových pozorování zjistili, že přesnější měření vyvracejí údaje o exoplanetě z HRS. Kombinace 57 měření z HARPS a méně přesných avšak dlouhodobých 28 měření z HRS dala odlišný výsledek, tj. u hvězdy Gl 176 se exoplaneta opravdu nachází, ale její hmotnost činí jen 8 Mz, oběžná perioda 9 d a dráha o poloměru 0,066 AU je kruhová. Její povrchovou teplotu odhadli na 450 K. Z této revize mimo jiné vyplývá, že planety těchto hmotností a period jsou u trpasličích hvězd docela běžné.
Exoplanety se však mohou nacházet také u obřích hvězd, jak přesvědčivě ukázali M. Döllingerová aj., kteří po dobu tří let sledovali radiální rychlosti 62 obrů sp. třídy K pomocí 2m Jenschova teleskopu v Tautenburku v německém Duryňsku. Objevili tak exoplanetu o hmotnosti >4 Mj u hvězdy 42 Dra (4,8 mag; K1.5 III; 4,2 kK; 1,0 M☉; 22 R☉; 97 pc; metalicita Z = -0,5; stáří 9,5 Gr) s oběžnou dobou 1,3 roku; výstředností dráhy e = 0,4 a velkou poloosou a = 1,2 AU a další exoplanetu/hnědého trpaslíka o hmotnosti 10 Mj u hvězdy HD 139357 (Dra, 6 mag; K4 III; 4,7 kK; 1,3 M☉; 11,5 R☉; 120 pc; Z = -0,1; stáří 3,1 Gr) s oběžnou dobou 3,1 r; e = 0,1; a = 2,4 AU. Třetí exoplanetu o hmotnosti >10 Mj našli u hvězdy 11 UMi (5 mag; K4 III; 4,3 kK; 1,8 M☉; 24 R☉; 120 pc; Z = 0; stáří 1,6 Gr) s oběžnou dobou 1,4 r; e = 0,1; a 1,5 AU. Poslední objevená exoplaneta o hmotnosti >3 Mj obíhá kolem hvězdy HD 32518 (Cam, 6,5 mag; K1 III; 1,1 M☉; 10 R☉; 120 pc; Z = -0,15; stáří 6 Gr) v periodě 158 d; e = 0,01; a = 0,6 AU.
J. Valenti aj. využili Keckova spektrografu HIRES k objevu dvou exoplanet u podobrů sp. třídy G5 IV. Jde o hvězdy HD 73534 (8 mag; 5kK; 1,2 M☉; 2,4 R☉; 3,3 L☉; rotační per. 53 d; 81 pc) a HD 179079 (8 mag; 5,7 kK; 1,1 M☉; 1,6 R☉; 2,4 L☉; rotační per. 38 d; 65 pc). Oba podobři nejeví chromosférickou aktivitu a jsou silně metalické. První z nich je doprovázena exoplanetou s hmotností >1,1 Mj, která kolem hvězdy HD 73534 obíhá po slabě výstředné (e = 0,07) dráze o délce velké poloosy 3,1 AU v periodě 4,8 let. Druhou hvězdu HD 179079 obíhá exoplaneta o hmotnosti >0,1 Mj rovněž po mírně výstředné (e =0,1) dráze o poloose 0,12 AU v periodě 14,5 dne. Objevy vznikly v průběhu soustavného sledování mateřských hvězd se vzdálenějšími exoplanetami po delší dobu (3 – 5 let). Autoři zjistili, že výstřednosti drah exoplanet obecně souvisejí s jejich oběžnou periodou, tedy též se vzdáleností od mateřské hvězdy. Medián výstředností pro exoplanety s oběžnými dobami <10 dnů totiž dosahuje jen e = 0,01, kdežto pro delší periody se výrazně zvedá na e = 0,24.
M. Swain aj. využili spektrografu NICMOS HST k rozboru složení atmosféry proslulé exoplanety b u hvězdy HD 209458 (sp. G0 V). V blízké infračervené oblastí spektra nalezli především silné pásy methanu, ale též slabší pásy vody a slabě zřetelné pásy oxidu uhličitého. Ve vysoké atmosféře exoplanety pozorovali teplotní inverzi. H. Knutsonová aj. sledovali další proslulou exoplanetu o hmotnosti 1,1 Mj (oběžná per. 2,2 d) u hvězdy HD 189733 (K2 V) spektroskopicky ve středním infračerveném pásmu (8 a 24 μm) pomocí Spitzerova teleskopu (SST), aby tak zjistili, jak se mění teplota její atmosféry v závislosti na denní době. Zjistili, že atmosféra dosahuje nejvyšší teploty 1,2 kK až při úhlovém posuvu o 25° od substelárního bodu, podobně jako tomu je např. na Zemi. V noci klesá teplota atmosféry na 980 K, což svědčí o dosti dobrém přenosu tepla podél rovníku exoplanety. Na ně navázali M. Swain aj., kteří díky spektrografu NICMOS HST sledovali parametry atmosféry exoplanety v blízkém infračerveném pásmu. Nalezli tam pásy vody, CO, CO2 a současně zjistili, že teplota atmosféry klesá s výškou. I. Boisse aj. získali během dvou měsíců 55 vysokodispersních spektrogramů hvězdy pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9 m teleskopu OHP a odhalili tak její proměnou hvězdnou aktivitu svědčící o výskytu četných skvrn na povrchu hvězdy.
G. Laughlin aj. využili téhož teleskopu SST ke studiu ohřevu atmosféry exoplanety u hvězdy HD 80606 (UMa, 9 mag; G5 V; 5,8 kK; 1 M☉; 1 R☉; 0,8 L☉; 58 pc; stáří 1,7 – 7,6 Gr) během jejího průletu periastrem 20. listopadu 2007, kdy byla ozářena více než 800x proti ozáření v apastru. Exoplaneta (4 Mj; 0,9 Rj; hustota 4,4x voda) se totiž honosí doslova kometární drahou s oběžnou dobou 111 d a velkou poloosou 0,45 AU, ale výstřednosti e =0,934, takže v apastru se nalézá ve vzdálenosti 0,86 AU, kdežto v periastru se přibližuje k mateřské hvězdě na necelých 4,5 mil. km! SST začal pořizovat spektra 20 h před průchodem exoplanety periastrem a monitoroval ji plných 30 h. Během pouhých 6 h od začátku pozorování stoupla teplota atmosféry exoplanety z 800 K na 1 500 K. Exoplaneta vykazuje navíc dlouhé 12 h tranzity před kotoučkem mateřské hvězdy.
C. Moutou aj. uvedli, že podle jejich pozorování ze 14. února 2009 teleskopy 1,2 m a 1,9 na OHP trval tranzit 9,5 – 17,2 h a exoplaneta rotuje prográdně. Poznamenali, že neobvyklá dráha exoplanety je patrně důsledkem nesouladu mezi směrem rotační osy exoplanety s kolmicí k oběžné dráze, což je příznakem tzv. Kozaiho efektu pozorovaného ve dvojhvězdách. Ostatně mateřská hvězda tvoří pár se společným vlastním pohybem s hvězdou HD 80607, která je od ní vzdálena 20″, tj. 1,2 kAU. K témuž závěru dospěli též F. Pont aj., kteří zjistili, že úhel, který svírá rotační osa s kolmicí k oběžné dráze činí 50°. Tranzit zachytili také E. Marcia-Melendo a P. McCullough, kteří určili z fotometrie délku tranzitu 0,47 d (11,3 h). Následující tranzit v trvání 11,6 h exoplanety pozorovali 5. 6. 2009 J. Winn aj. pomocí Keckova teleskopu. Z jejich pozorování vyplývá ostrý úhel svíraný osou rotace exoplanety v rozmezí 32° – 87°. Autoři též připomínají, že v periastru je exoplaneta vzdálena od mateřské hvězdy pouhých 7 R☉ (5 mil. km), zatímco v apastru činí tato vzdálenost plných 210 R☉.
Další tranzitující (3,2 h) exoplanetou s vysokou excentricitou dráhy (e = 0,67) se zabývali J. Winn aj., T. Koskinen aj. a M. Barbieri aj. Její mateřskou hvězdou je HD 17156 (8 mag; sp. F9; 6 kK; 1,3 M☉; 1,4 R☉; hustota 0,6x voda; 2,7 L☉; rotační rychlost >3 km/s; metalicita Z = +0,14; 78 pc; stáří 2,4 Gr). Kamenná exoplaneta o hmotnosti 3,2 Mj; poloměru 1 Rj a střední hustotě 3,8násobku hustoty vody obíhá kolem hvězdy v periodě 21 d; tj. v apastru je vzdálena 0,27 AU, zatímco v periastru jen 0,052 AU (7,8 mil. km) při délce velké poloosy 0,16 AU. To znamená, že v periastru je exoplaneta ozařována mateřskou hvězdou 27krát více než v apastru, ale k tomu je potřebí připočíst ještě silný slapový ohřev tělesa. Proslulé Záhořovo lože zde nachází každé tři týdny svou hvězdnou konkurenci. L. Ibgui a A. Burrows upozornili, že exoplanety na vysoce výstředných drahách podléhají silným slapům od mateřské hvězdy, což způsobuje ohřev nitra exoplanety a její geometrické nafouknutí, takže se nám může zdát, že jde o exoplanetu daleko mladší, než je tomu ve skutečnosti.
M. Fukagawa aj. pořídili v červenci 2002 pomocí adaptivní optiky 8,2m teleskopu Subaru infračervený snímek hvězdy HR 8799 (5,3 mag ve filtru H, sp. A5 V; 1,5 M☉; 39 pc; stáří 60 Mr), u níž v r. 2008 zobrazili C. Marois aj. exoplanety b, c a d pomocí Keckova 10m a 8m teleskopu Gemini-N. Na předobjevovém snímku je patrná exoplaneta b jako objekt 18 mag v infračerveném filtru H v úhlové vzdálenosti 1,7″ (lineární vzdálenost 69 AU) od hvězdy. Z měření její polohy též vyplývá, že exoplaneta b obíhá kolem hvězdy proti směru hodinových ručiček ve vzdálenosti 69 AU, a že její hmotnost přesahuje 7 Mj. Vzápětí S. Metchev aj. oznámili, že na předobjevovém snímku téže hvězdy Keckovým teleskopem z počátku srpna 2007 našli všechny tři zmíněné exoplanety jako objekty 17 – 18 mag ve filtru H. Nízké jasnosti vylučují, že by šlo o hnědé trpaslíky, čili jde skutečně o exoplanety. Zpřesnili tak údaje o dráze exoplanety d, která má velkou poloosu a = 24 AU a oběžnou dobu 98 let. Dokázali také spolu s dalšími autory, že v soustavě se nenalézá žádná další obří exoplaneta s hmotností >3 Mj ve vzdálenostech >68 AU.
Podle A. Cridy aj. je poněkud překvapující, že se mohou tak hmotné exoplanety nacházet ve velkých vzdálenostech od mateřských hvězd, protože tam stěží mohly vzniknout kvůli nedostatku stavebního materiálu. Modelovými výpočty však prokázali, že pokud ve vzdálenosti kolem 10 AU od mateřské hvězdy vznikne pár obřích planet o nestejných hmotnostech, může díky vzájemným interakcím dojít k tak výrazné migraci směrem od hvězdy. Doložili to na modelu migrace zobrazené exoplanety u Fomalhauta, která je od mateřské hvězdy vzdálena 119 AU. Pokud jsou jejich výpočty reálné, měla by být druhá exoplaneta z původního páru vzdálena od Fomalhauta asi 75 AU.
A. Lagrangeová aj. ohlásili pravděpodobný objev obří exoplanety u známé hvězdy β Pictoris (1,75 M☉; vzdálenost 19 pc; stáří 12 mil. let), jež je obklopena rozsáhlým prachovým diskem, o němž se všeobecně soudí, že jde o disk protoplanetární. Na snímcích pořízených kamerou s adaptivní optikou NACO VLT ESO v infračerveném pásmu L' totiž našli těleso 11 mag ve vzdálenosti >8 AU od hvězdy, které má hmotnost >8 Mj a teplotu 1,5 kK. Vzápětí zásluhou A. Lecaveliera des Etangse a A. Vidala-Madjara přišlo potvrzení reálnosti zobrazení exoplanety, neboť autoři našli v archivních datech o jasnosti hvězdy β Pic důkaz o zeslabení hvězdy v listopadu 1981, které interpretují jako tranzit exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy. S tím zase souhlasí poloha exoplanety v kvadratuře své dráhy v listopadu 2003. Z těchto údajů vyplývá, že velká poloosa dráhy exoplanety se musí nacházet v rozmezí 7,6 – 8,7 AU a oběžná perioda pak činí 15,9 – 19,5 r. Autoři odhadli, že k příštímu tranzitu dojde někdy mezi zářím 2013 a prosincem 2020.
C. Thalmann aj. zobrazili pomocí 8,2m teleskopu Subaru průvodce hvězdy slunečního typu GJ 758 v blízkém infračerveném spektrálním pásmu. Hvězda třídy G9 V o hmotnosti 1 M☉ a poloměru 0,9 R☉ je od nás vzdálena 16 pc, zatímco průvodce v úhlové vzdálenosti 1,9″ (lineární vzdálenosti 29 AU) od hvězdy má hmotnost nanejvýš 40 Mj a patří tedy mezi hnědé trpaslíky sp. třídy T.
C. Lisse aj. zjistili, že v infračerveném spektru hvězdy HD 172555 (Pav, 5 mag; sp. A5 V; stáří jen 12 mil. let; vzdálenost 29 pc) pořízeném SST v pásmech 5 – 37 μm se nacházejí pásy silikátů. Zdrojem těchto sloučenin je obal velejemného prachu o teplotě 335 K vzdálený 5,8 AU od hvězdy. Hmotnost obalu odhadli na 1017 tun, což odpovídá hmotnosti kamenné planetky o poloměru <200 km. Hvězdu však obklopuje i plynný SiO o celkové hmotnosti ještě o dva řády vyšší jakož i oblak chladnějších (200 K) prachových zrn o hmotnosti až 1020 tun, což odpovídá trpasličím planetám Sluneční soustavy. Jelikož hvězdě chybí prachový disk, jenž by připomínal hustý disk o poloměru 6,4 AU kolem hvězdy β Pictoris, s níž hvězda HD 172555 sdílí společný vlastní pohyb, usuzují autoři, že u této hvězdy se odehrálo před tisícem roků kosmické drama, při němž se rychlostí >10 km/s srazila dvě kamenná tělesa o hmotnostech trpasličích planet Sluneční soustavy a vyvolala tak spektroskopické úkazy, které pozorujeme, naštěstí z bezpečné vzdálenosti... Podobných případů bude určitě mnoho, jak ostatně naznačuje objev S. Cordera aj., kteří pozorovali v submilimetrovém pásmu prachový prsten, popř. disk u hvězdy HD 107146 (stáří <200 mil. r). Prsten má vnitřní poloměr 97 AU a jeho struktura odpovídá rezonanci s exoplanetou, která obíhá ve vzdálenosti 45 – 75 AU od mateřské hvězdy.
S. Pravdo a S. Shaklan ohlásili objev exoplanety u velmi chladné hvězdy VB 10 (= GJ 752 = V1298 Aql, vzdálenost 6 pc; stáří 1 Gr), jejíž hmotnost se pohybuje u spodní hranice pro hvězdy, tj. 0,078 M☉. Hvězda je současně členem vizuální dvojhvězdy, vzdálené od ní 400 AU. Podle astrometrických měření obíhá kolem hvězdy VB 10 exoplaneta o hmotností >6,4 Mj a téměř stejné velikosti jako mateřská hvězda v periodě 0,74 roku ve vzdálenosti 0,36 AU. Pokud by se objev podařilo potvrdit, byl by to důkaz o významném výskytu obřích exoplanet u nejběžnějšího typu hvězd. Hvězdy pozdní třídy M představují totiž minimálně 70 % všech hvězd ve vesmíru, ale špatně se objevují, protože mají nízký zářivý výkon. Jak autoři uvedli, "exoplanety byly objeveny jednak u hvězd, kde se to nečekalo a jednak u hvězd, kde se to sice čekalo, ale na oběžných drahách, kde se to ani náhodou nečekalo". Nicméně pokus J. Beana aj. potvrdit existenci exoplanety VB 10b pomocí obřího teleskopu VLT ESO se nezdařil, takže se zde názorně zopakovaly problémy, které mají nejenom astronomové, když se měří poblíž hranice technických možností dané aparatury. Jsou-li výsledky měření jen trochu nad očekávanou hranicí šumu, neodolají mnozí badatelé pokušení ohlásit objev, který se posléze opět v šumu utopí.
E. Bainesová aj. využili výkonného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu ke změření úhlových průměrů disků 11 hvězd, které určitě mají exoplanety. Měření probíhala v blízkém infračerveném oboru spektra (2,15 μm) a týkala se hvězd s vizuálními hvězdnými velikostmi 3 – 8 mag; efektivními teplotami v rozmezí 4,6 – 5,7 kK; hmotnostmi 1 – 2 M☉; poloměry 2 – 10 R☉; zářivými výkony 0,9 – 65 L☉ a stářím 1 = 7 Gr ve vzdálenostech 14 – 77 pc od nás. S. O'Toole aj. se zaměřili na 24 blízkých jasných hvězd slunečního typu a zjistili, že v našem blízkém okolí má téměř třetina takových hvězd exoplanety s hmotnostmi >3 Mz, jež v průměru obíhají kolem mateřské hvězdy v periodě kratší než 16 d.
J. Forbrich a E. Berger využili rádiové interferometrie na velmi dlouhých základnách (VLBI) s rozlišením řádu obloukových milivteřin k pokusům nalézt v jejich blízkosti substelární objekty pomocí astrometrie. Šlo o dvě velmi chladné hvězdy sp. tříd M8.5 a L3.5 a skutečně u první (teplejší) z nich (TVLM 513-46546) nalezli známky přítomnosti druhého tělesa v úhlové vzdálenosti ≈ 0,001″, které by mělo mít hmotnost <10 Mj ve vzdálenosti >0,06 AU (oběžná doba >15 d), ale možná i <2 Mj ve vzdálenosti >0,03 AU (oběžná doba >0,5 r).
J. Carson aj. využili stelárního koronografu s adaptivní optikou u Haleova 5m teleskopu na Mt. Palomaru k pokusu o zobrazení substelárních objektů u 21 trpasličích hvězd spektrálních tříd F, G a K ve slunečním okolí do vzdálenosti 20 pc. Metoda byla citlivá pro objekty vzdálené minimálně 17 AU od mateřských hvězd a vyloučila v celém pozorovaném souboru přítomnost substelárních objektů s hmotnostmi >50 Mj mladších než 1 mld. let, resp. s hmotnostmi >70 Mj mladších než 4,6 mld. let a >75 Mj mladších než 10 mld. let.
M. Murgrauer a R. Neuhäuser nalezli hvězdné průvodce u dvou mateřských hvězd exoplanet. V prvním případě jde o hvězdu HD 125602 (Vir, G3 V; 6 kK; 1,1 M☉; 1,05 R☉; 53 pc; stáří 3 Gr), jejímž hvězdným průvodcem je trpaslík sp. třídy M4 V o hmotnosti 0,2 M☉ vzdálený 4,75 kAU. Ve druhém případě jde o hvězdu HD 212301 (Oct, F8 V; 1,3 M☉; 53 pc; stáří 1,9 – 5,4 Gr), jež má průvodce trpaslíka třídy M3 V o hmotnosti 0,35 M☉ ve vzdálenosti jen 230 AU. První hvězda je doprovázena exoplanetou o hmotnosti >3 Mj, která ji obíhá v periodě 1,5 r na dráze s velkou poloosou a = 1,4 AU a výstředností e = 0,5. Ve druhém případě jde o exoplanetu s hmotností >0,4 Mj na kruhové dráze s oběžnou dobou 2,2 d a poloměrem 0,034 AU.
Autoři dále uvádějí, že dosavadní statistika zahrnující 250 mateřských hvězd exoplanet ukazuje, že 17 % objevených exoplanet se nalézá v prokázaných vícenásobných hvězdných soustavách, z toho v 6 případech jde dokonce o hierarchické trojhvězdy.
Snad ještě zajímavější je případ zákrytové dvojhvězdy HW Vir (poloměr dráhy 0,85 R☉; sklon 81°; per. 2,8 h; vzdálenost 180 pc), jež se skládá z modrého podtrpaslíka sp. třídy B (25 kK; 0,5 M☉; 0,2 R☉; 20 L☉) a trpaslíka třídy M (5 kK; 0,14 M☉; 0,2 R☉; 0,003 L☉). Kolem těžiště této těsné dvojhvězdy obíhají exoplaneta a hnědý trpaslík ve drahách s poloosami 3,6 AU a 5,3 AU, výstřednostmi 0,3 a 0,5, středními povrchovými teplotami 270 K a 230 K a hmotnostmi >8,5 a >19 Mj. I tento systém však je patrně hierarchickou trojhvězdou, kde třetí hvězdná složka má hmotnost ≈0,2 M☉ a oběžnou dobu 19 let.
D. Malberg a M. Davies přišli s pozoruhodným vysvětlením skutečnosti, že řada obřích exoplanet se nachází velmi blízko mateřské hvězdy a navíc jejich dráhy jsou výrazně excentrické. Uvedli, že když vznikají hvězdy v relativně velmi hustých hvězdných asociacích, dochází často k těsným přiblížením nově vytvořených hvězd k mladým dvojhvězdám, což může dokonce vést k výměně některé ze složek dvojhvězdy za vetřelce. Takové změny vedou k poruchám planetárních drah, což simulovali rozsáhlými modelovými výpočty. Rozlišovali přitom demokratické planetární soustavy, v nichž vzniklo více obřích planet podobných hmotností od hierarchických planetárních soustav s terestrickými a obřími planetami jako je tomu v naší Sluneční soustavě, popřípadě v planetární soustavě s jedinou centrální hvězdou.
V průběhu první stovky milionů let po vzniku takových soustav docházelo v první polovině intervalu k velmi drsnému gravitačnímu zacházení s planetami, které buď spadly na některou složky centrální dvojhvězdy, byly vymrštěny ze soustavy na interstelární dráhu, popřípadě se srazily navzájem. Ve druhé polovině intervalu se pak zbylé obří planety demokratického původu přisunuly blíže k centrální hvězdě a získaly protáhlé eliptické dráhy, zatímco hierarchické soustavy nabyly podobného vzhledu jako naše Sluneční soustava.
Když pak autoři v simulacích smíchali výsledky výpočtů pro 30 % hierarchických a 70 % demokratických soustav, dostali ve fázovém prostoru výstředností 0,0 – 0,6 a velkých poloos 1 – 6 AU takové rozdělení excentricit a rozměrů drah, jaké pro exoplanety ve skutečnosti pozorujeme. Podobný výsledek obdrželi rovněž S. Marchi aj., kteří pomocí simulací ukázali, že při vzniku planetárních soustav se přednostně uplatňují dva mechanismy, a to je migrace planet směrem k mateřské hvězdě vlivem odporujícího prostředí protoplanetárního disku, a dále rozptyl drah planet při vzájemných interakcích v demokratických soustavách.
B. Jackson aj. ukázali v rozsáhlé práci, že na pozorované soustředění drah horkých jupiterů do blízkosti mateřských hvězd s typickou oběžnou dobou kolem 3 dnů a vzdáleností od hvězdy kolem 0,05 AU má hlavní vliv předchozí migrace obřích exoplanet ze vzdálenějších oblastí, kde původně vznikly z protoplanetární mlhoviny Teprve ve vzdálenosti kolem 1 AU od trpasličích hvězd hlavní posloupnosti je totiž v protoplanetárním disku dost materiálu na vytvoření solidní exoplanety. Migrace směrem ke hvězdě se pravděpodobně nikdy nezastaví. Když se exoplaneta začne při přiblížení k hvězdě silně ohřívat, přichází nejprve o své plynné obaly a pak ve vzdálenosti <0,1 AU je postupně rozervána rostoucími slapovými silami mateřské hvězdy, a to i tehdy, když si uchová kruhovou dráhu. I v tomto případě ji stále ničí slapová vzdutí na samotné hvězdě. Tím lze vysvětlit, proč se nepodařilo objevit žádnou exoplanetu, která by obíhala blíže než 2,6 mil. km od mateřské hvězdy. Tato kritická mez ještě roste pro starší exoplanety. Pokud je exoplaneta starší než Sluneční soustava, roste tato kritická mez až na vzdálenost 0,036 AU (5,4 mil. km). Zajímavé je i zjištění, že tranzitující exoplanety jsou v průměru mladší a nalézají se blíže k mateřské hvězdě než netranzitující.
J. Wright aj. kompilovali a revidovali údaje o 28 exoplanetárních soustavách do vzdálenosti 200 pc od Slunce. Odtud odvodili několik zajímavých statistických údajů. Především se ukazuje, že minimálně 28 % extrasolárních soustav obsahuje více než jednu exoplanetu, a dále, že exoplanety ve vícenásobných soustavách mívají nižší výstřednosti drah než osamělé exoplanety. Oběžné periody osamělých exoplanet vykazují maximum pro velmi krátké periody kolem 3 dnů, zatímco u vícenásobných soustav je rozložení logaritmů period víceméně rovnoměrné. Obecně platí, že zatímco exoplanety s malými hmotnostmi mají nejčastěji dráhy blízké kružnicím, u exoplanet s hmotností větší než Jupiter jsou výstřednosti drah rozloženy rovnoměrně mezi nulou a 0,5.
Na kongresu IAU v Riu de Janeiru v srpnu 2009 se odborníci zabývali také definicí samotného pojmu exoplaneta. Shodli se zhruba na tom, že exoplanetou prozatímně nazýváme těleso, které má hmotnost minimálně takovou, aby vyhovovala definici planety ve Sluneční soustavě a maximálně 13 Mj (hmotnější objekty do hmotnosti 0,075 M☉ se nazývají hnědí trpaslíci). Exoplaneta musí obíhat kolem hvězdy nebo pozůstatku po hvězdě; pokud je osamělá, patří do kategorie hnědých subtrpaslíků (tzv. planeta-nomád). Někteří autoři však používají pro tuto kategorii termín planema. Několik kandidátů na planety nalezli G. Bihain aj. v mladé otevřené hvězdokupě σ Orionis staré jen 3 mil. roků. Planemy se nacházejí v úhlové vzdálenosti <12′ od centra hvězdokupy a jejich infračervené jasnosti dosahují J ≈ 21 mag. Modely dávají pro jejich hmotnosti hodnoty kolem 4 Mj, takže autoři spekulují, že v obecné funkci hmotnosti substelárních objektů v Galaxii nastává zlom pro hmotnosti ≈ 6 Mj.
A. Goodmanová aj. se zabývali otázkou, jak vlastně ze zárodečného obřího molekulového mračna vznikají hvězdy, hnědí trpaslíci a obří exoplanety. Na modelech mračen, do nichž zapustili hustší jádra o typickém rozměru 0,1 pc, ukázali, že turbulentní hustší plyn se začne smršťovat vlastní gravitací, jakmile jeho hustota dosáhne 1 milionu molekul H2 v krychlovém centimetru (3,4.10-14 kg/m3), což odpovídá ultravysokému technickému vakuu s tlakem plynu 10 nPa. Modely vzniku hvězd založili na tzv. dendogramech (stromových diagramech), jež si vypůjčili od chirurgů, kteří tuto matematickou metodu používají při plánování operací orgánů v lidském těle. Dendogramy dokáží dobře vystihnout trojrozměrnou hierarchickou strukturu rozložení hmoty v mračnu, podobnou olistěnému stromu o typickém rozměru 1 pc. Modely pak ověřovali na obřím molekulovém mračnu L1448, kde jsou k mání dobré údaje o rozložení hmoty v mračnu díky rádiové spektrální čáře 13CO. Souhlas teorie a pozorování je místy výtečný, ale v jiných částech mračna pramalý. V každém případě poukázala práce zmíněných autorů na významný vliv vlastní gravitace molekulového plynu na smrštění zárodku prahvězdy už od samého počátku procesu směřujícího ke vzniku hvězdy.
M. Krumholz aj. poukázali na neplatnost dosavadního paradigmatu hlásajícího, že vinou tlaku záření, který ve hvězdě rychle stoupá s rostoucí hmotností, jsou hvězdy s počáteční hmotností >20 M☉ nestabilní a rychle se rozpadnou. Modelovali totiž ve třech rozměrech vývoj zhustku plynného mračna o hmotnosti 100 M☉, průměru 0,2 pc a teplotě 20 K po dobu 57 tis. let. Výpočet probíhal na 256 procesorech po dobu 40 dnů a nocí. Autoři ukázali, že zhroucení zhustku na prahvězdu zabere necelé 4 tis. roků, kolem prahvězdy se přitom utváří akreční disk. Prahvězda pak po 17 tis. let nabírá hmotu akrecí ze zmíněného disku. Za další 3 tis. let podléhá disk gravitační nestabilitě a vytváří dvě protilehlá spirální ramena, jež odnášejí přebytečný moment hybnosti rotující prahvězdy. V čase 35 tis. let od počátku hroucení se v blízkosti prahvězdy vytvoří druhá prahvězda, která nabírá hmotu agresivněji, než její starší družka. Obě prahvězdy si pak společným úsilím rozeberou cáry disku a vzniká klasická dvojhvězda o hmotnostech 33 a 47 M☉, což je ve velmi dobrém souladu s pozorováním velmi hmotných dvojhvězd. Autoři se domnívají, že nic nebrání tomu, aby prahvězdy dosahovaly hmotností až 120 M☉, jež pak klasifikujeme jako nadhvězdy s velmi krátkou životností jen několika milionů let. K podobnému limitu 140 M☉ pro hmotnost prahvězd v raném vesmíru dospěla také A. Frebelová aj.
T. Okhubo aj. zjistili, že ještě vyšších hmotností mohou dosáhnout hvězdy I. generace (populace III), jež se skládají čistě z vodíku a hélia. V tom případě může akrece materiálu na zárodky o počáteční hmotnosti 1 M☉ pokračovat velmi dlouho, takže vznikají nadhvězdy subpopulace III.1. a po nich hvězdy subpopulace III.2., jejichž vznik je ovlivněn silným vyzařováním hvězd předešlé subpopulace. Nenasytné nadhvězdy subpopulace III.1. tak mohou snadno dosáhnout hmotností až 1 000 M☉, jejichž jádro se pak zhroutí gravitací rovnou na intermediální černou díru (IMBH) o hmotnosti řádu 100 M☉, čímž jejich materiál vypadne z kosmického koloběhu látky. Zato hvězdy subpopulace III.2. dorostou vinou rozrušování akrece zářením nadhvězd předešlé subpopulace hmotností <60 M☉, takže brzy vybuchnou jako supernovy a tím přispívají k "zašpinění" vesmírné látky těžšími prvky ("kovy"). Právě tyto hvězdy tudíž rozhodují o dalším koloběhu kosmické látky ve vesmíru. M. Turk aj. zahrnuli do svých trojrozměrných modelových výpočtů vzniku hvězd populace III nejenom vodík a hélium, ale také prvotní deuterium a lithium. Ukázali, že tak mohou již v raném vesmíru vznikat nadhvězdy s hmotnostmi ≈50 M☉, ale často se během hroucení mračno rozštěpí na dvě složky, ve shodě s ostatními modelovými výpočty.
M. Alvarez aj. tvrdí, že první nadhvězdy vznikaly v minihalech zárodků budoucích galaxií o hmotnostech 0,1 – 1 MM☉ již v intervalu 180 – 275 mil. let po velkém třesku (z ≈ 20 – 15). Z nadhvězd pak vznikaly velmi rychle intermediální černé díry (IMBH) s hmotností řádu 100 M☉. Ty se navzájem slévaly v těžišti budoucích galaxií a mohly do stáří necelých 900 mil. let po velkém třesku (z ≈ 6,4) dorůst na černé veledíry o hmotnostech až 1 GM☉.
A. Tutukov a A. Fedorova se věnovali možným scénářům vzniku hvězd s vysokou prostorovou rychlostí řádu 1 tis km/s. Pokud dojde k výbuchu supernovy ve dvojhvězdě, kde druhou složku tvoří hvězda hlavní posloupnosti, pak právě tato druhá složka může ztratit vazbu na zbytek supernovy a dosáhnout tak prostorové rychlosti několika set km/s. Je-li však druhou složkou bílý trpaslík, neutronová hvězda, nebo hvězdná černá díra, pak se rychlost takových z gravitačního řetězu utržených hvězd bude pohybovat v řádu 1 tis. km/s. Podobně slévání dvou neutronových hvězd, popřípadě neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou vede ke vzniku hvězdné černé díry s prostorovou rychlostí až 1 tis. km/s. Průvodci supernov však mohou dokonce dosáhnout relativistických rychlostí, pokud supernova vyzáří většinu své energie v usměrněném svazku neutrin. Stejně tak dopadne hvězda, která se dostane do těsné blízkosti černé veledíry v jádře galaxie.
S. Takahashi aj. studovali poměry v obřím molekulovém mračnu OMC-3 v Orionu, a to jednak pomocí radioteleskopů VLA a Nobeyama, ale též z archivních infračervených měření SST. Nejjasnějším rádiovým zdrojem v mračnu je objekt MM6 o průměru 510 AU obsahující 3 M☉ molekul vodíku. Objekt je tak hustý, že extinkce ve viditelném pásmu spektra dosahuje neuvěřitelných 15 tis. magnitud! Zhuštění částí objektu na prahvězdy zabere nanejvýš 7,6 tis. let, ale dá se stihnout i za méně než 1 tis. roků. Pouze velmi hmotné prahvězdy, z nichž pak vznikají žhavé hmotné hvězdy sp. třídy O, k tomu potřebují až 100 tis. let.
A. Burkert a J. Alves se zabývali budoucností prachoplynové mlhoviny Barnard 68, v níž nejsou vidět hvězdy ani v jejím nejhustším centru. Zjistili, že v centru se nalézá kulové plynné jádro, vykazující v radiálním směru gravitační nestabilitu, způsobenou jeho srážkou s dalším jádrem. Na perifériích obou objektů jsou již patrné známky gravitačního hroucení. Autoři soudí, že během příštích 200 tis. let tak v mlhovině vzniknou první hvězdy slunečního typu. Zdá se, že jde o velmi běžný způsob vzniku standardních hvězd.
B. Bowler využili infračervené kamery IRAS na SST teleskopu k prozkoumání oblasti o rozměrech 7′x 7′ ve známé blízké (460 pc) tmavé prachoplynové mlhovině "Koňská hlava" (Barnard 33) v Orionu. Nalezli tam celkem 45 infračervených bodových zdrojů, z toho 8 kandidátů na prahvězdy. Jejich výskyt je vázán na typické "sloní choboty", pozorované v řadě tmavých mlhovin. Zřejmě jde o oblasti, kde se molekulový plyn hroutí vlivem vlastní gravitace, přičemž rychlost hroucení je ovlivňována zářením již existujících hvězd, ale zároveň též brzděna přítomností magnetických polí, které tak kontrolují porodnost prahvězd v okolí hvězdy σ Orionis.
J. Girart aj. studovali vliv magnetických polí na tvorbu hvězd v obřím horkém molekulovém mračnu G31.41+0.31 (vzdálenost 8 kpc; zářivý výkon 300 kL☉) měřením rozložení polarizace v mračnu pomocí soustavy osmi 6m submilimetrových teleskopů (SMA) na Mauna Kea. Jádro mračna, v němž vzniká prahvězda, má průměr 20 kAU a tvar přesýpacích hodin. Je zřejmé, že hroucení jádra je brzděno poměrně silnými lokálními magnetickými poli, ale gravitace nakonec převáží, přičemž tempo akrece prachu a plynu na jádro dosahuje hodnoty 3.10-3 M☉/r, což je v dobrém souhlasu s výše zmíněnými modelovými výpočty.
Podobně L. Zapata aj. studovali obří molekulové mračno W51 ve spirálním ramenu Sgr, vzdálené od nás 5 – 8 kpc. Mračno lze pozorovat ve všech spektrálních oborech od rádiového pásma až po rentgenové záření; jeho bolometrický zářivý výkon dosahuje 3 ML☉. V rádiu zabírá komplex W51 na obloze plochu o průměru 1° a rozložení rentgenového záření uvnitř mračna poukazuje na místa překotné tvorby hvězd. Autoři zde objevili cirkumstelární prachový disk o průměru 3 kAU a horký molekulový prsten o průměru 9 kAU a hmotnosti 40 M☉. Uprostřed disku se nachází prahvězda o hmotnosti >60 M☉ a zářivém výkonu 100 kL☉. Ve směru kolmém k disku i prstenu vyvěrá silný a mimořádně hmotný (≈200 M☉!) výtrysk, odnášející z hroutící se prahvězdy přebytečný moment hybnosti.
W. Shkolniková aj. hledali mladé (<300 Mr) trpasličí hvězdy třídy M ve slunečním okolí do vzdálenosti 25 pc. Využili k tomu údajů z rentgenové družice ROSAT, protože poněkud překvapivě nejběžnější hvězdy ve vesmíru září poměrně silně v tomto energetickém oboru spektra. Našli tak celkem 185 pravděpodobných kandidátů a dalších 144 hvězd s hmotnostmi těsně nad minimální hmotností pro hvězdy. Tyto hvězdy jsou zároveň dobrými kandidáty pro výskyt exoplanet a jelikož jsou tak blízko, je jejich podrobnější sledování velmi perspektivní.
D. Backman aj. využili SST a submilimetrového teleskopu Caltechu ke zkoumání okolí známé mladé (850 mil. let) a blízké (3,2 pc) trpasličí hvězdy ε Eridani (sp. K2 V) v širokém rozsahu vlnových délek 3,5 – 350 μm. Potvrdili existenci protoplanetárního prachového prstenu ve vzdálenostech 35 – 90 AU od hvězdy, jenž však lze ve středním infračerveném pásmu sledovat v širším rozmezí vzdáleností 10 – 110 AU, takže se dá spíše hovořit o disku než o prstenu. Prsten obsahuje prachová zrnka o typickém průměru 0,14 mikrometrů, ale též menší zrníčka s rozměry až o řád menšími. Jde zejména o silikáty, takže stavební materiál pro budoucí kamenné planety je už vyskladněn.
C. Stark aj. využili Keckových dalekohledů jako interferometru k objevu dvou soustředných opticky tenkých disků kolem hvězdy 51 Oph (sp. B9 V; 130 pc). Vnitřní disk s tmavými zrnky sahá jen do vzdálenosti 4 AU, zatímco vnější světlý silikátový disk až do vzdálenosti 1,2 kAU od hvězdy. Celkovým vzhledem se podobá prachovým diskům kolem známého prototypu β Pictoris.
T. Teixeira aj. objevili pomocí spektrografu HARPS ESO na La Silla oscilace další proslulé trpasličí hvězdy τ Ceti (sp. G8 V), jež se stala před půl stoletím spolu s ε Eri prvním terčem projektu OZMA (hledání rádiových signálů cizích civilizací). Oscilace se podobají oscilacím Slunce, mají však proti Slunci jen poloviční amplitudu a jejich střední životnost je o něco kratší než u Slunce. Hvězda podobně jako Slunce rotuje pomalu (34 d) a z oscilací vychází velmi přesná hodnota její hmotnosti 0,78 M☉.
J. do Nascimento aj. hledali co možná nejbližšího dvojníka (analog) Slunce studiem výskytu Li v atmosférách pěti kandidátů z katalogu družice HIPPARCOS. Nejbližší protějšek Slunce má katalogové číslo HIP56948 o hmotnosti 0,99 M☉ a stáří 4,7 mld. let. C. Chenová aj. využili SST ke spektroskopii okolí tří hvězd, u nichž před časem objevila družice IRAS disky ve vzdálenostech analogických pásu planetek a Edgeworthově-Kuiperově pásu ve Sluneční soustavě. Jde o hvězdy λ Boo, HD 139664 a HR 8799. Tak se potvrdilo, že i zmíněné hvězdy mají kolem sebe obdobné útvary a mezi nimi patrně už i vytvořené exoplanety. Akrece z objevených prachových disků na mateřskou hvězdu je nulová, takže objevené disky jsou patrně stejně trvanlivé jako byly v naší Sluneční soustavě.
J. Meléndez aj. srovnávali podrobné chemické složení 11 analogů Slunce z katalogu HIPPARCOS a 10 analogů, kolem nichž byly prokázány exoplanety. Zjistili, že samotné Slunce vykazuje 20% deficit žáruvzdorných prvků v porovnání s analogy, kolem nichž obíhají horké obří exoplanety. Naproti tomu zastoupení těkavých a žáruvzdorných prvků v atmosférách těch analogů, kde takové exoplanety objeveny nebyly, se shoduje se Sluncem. Autoři se proto domnívají, že právě u takových analogů se mohou vyskytovat kamenné (terestrické) exoplanety, i když dosavadní metody odhalování exoplanet nemají pro takové objevy dostatečnou citlivost.
J. De Ridder aj. ohlásili objev neradiálních oscilací červených obrů pomocí asteroseismologie na družicích CoRoT a Kepler. Oscilace trvají i několik měsíců a zatím pro ně neexistuje žádné teoretické vysvětlení. A. Mazumdar nalezli několik módů radiálních oscilací červeného obra ε Oph (G8 III; 1,85 M☉; 10,5 R☉; 32 pc) díky měřením kanadské družice MOST. Takto určený poloměr dobře souhlasí s měřením poloměru hvězdy 10,4 R☉ interferometrem CHARA na Mt. Wilsonu.
M. Zhao aj. využili téhož interferometru k určení hlavních parametrů rychle rotujících hvězd α Cephei (A5 IV; rotační rychlost na rovníku >230 km/s; vzdálenost 15 pc) a α Ophiuchi (K2 V; >240 km/s; 15 pc). První z nich má poloměr 2,2 R☉, hmotnost 1,9 M☉ a stáří 1,0 Gr. Pro druhou hvězdu dostali parametry 2,4 R☉; 2,1 M☉ a 800 mil. roků.
K. Ohnaka získali v blízkém infračerveném pásmu spektra pomocí interferometru VLTI ESO na základnách dlouhých 16 – 48 m údaje o nehomogenitách ve struktuře atmosféry červeného veleobra Betelgeuze (stáří jen několik milionů let; 196 pc). Při úhlovém rozlišení 0,009″ se již projevila makroturbulence atmosféry. C. Townes aj. měřili pomocí interferometru ISI na Mt. Wilsonu po dobu 15 let rozměry Betelgeuze v úseku spojitého spektra o vlnové délce 11,15 μm, kde nejsou žádné spektrální čáry. Při přesnosti měření na 0,001″ tak zjistili, že za tu dobu se úhlový průměr veleobra zmenšil z tehdejších 0,056″ o plných 15%. Příčina zmenšování je nejasná. Japonská infračervená družice Akari pracující v širokém infračerveném oboru 1,7 – 180 μm nalezla ve směru prostorového pohybu veleobra rychlostí 30 km/s obloukovou rázovou vlnu v délce 0,5° (tj. zhruba 1 pc dlouhou) poněkud připomínající podobnou vlnu ve směru pohybu známé proměnné hvězdy ο Ceti (Mira).
T. Boyajian aj. určili pomocí interferometru CHARA úhlové průměry čtyř obrů sp. tříd G9.5 - K0 v nejbližší otevřené hvězdokupě Hyády v Býku. Naměřili tak hodnoty v rozmezí 0,0023 – 0,0027 obl. vteřiny, což převedeno na lineární rozměry dává poloměry obrů v rozmezí 12 – 13 R☉ a jejich průměrné stáří 625 mil. let. Tyto údaje mají velký význam pro zpřesnění vzdálenosti Hyád, které - jak známo - představují první příčku v kosmologickém měření vzdáleností ve vesmíru.
D. Lai objevili v přehlídce SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) v halu naší Galaxie ve vzdálenosti 15 kpc od centra unikátní hvězdu, jejichž chemické složení zkoumali spektrografem teleskopu Keck II. Hvězda totiž vykazuje více než řádový přebytek vápníku vůči železu, ale zato více než řádový deficit Mg vůči Ca v porovnání s typickými hvězdami Galaxie. Největším překvapením je však více než třířádový deficit železa proti vodíku v porovnání s typickými hvězdami naší Galaxie. Jelikož autoři si hvězdu náhodně vybrali z pouhých 27 kandidátů takových chemickým anomálií (pořizování detailních spekter takto vzdálených hvězd je časově velmi náročné), je prakticky jisté, že v halu Galaxie se takové chemicky anomální hvězdy vyskytují docela často.
E. Levesqueová aj. našli ve Velkém Magellanově mračnu největšího známého veleobra WOH G64. Jeho poloměr 1 540 R☉ (7,2 AU!) znamená, že kdyby byl na místě Slunce, obíhal by Jupiter 2 AU pod jeho povrchem. Přitom jde o docela chladnou hvězdu o efektivní teplotě jen 3,4 kK, avšak přesto je její zářivý výkon 300 tis. L☉ více než úctyhodný. Navíc je obklopen tlustým prachovým prstencem (torem).
Dátum poslednej zmeny: 29. júna 2011