Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 26. februára 2017
A. Hauchecorne aj. využili tranzitu Venuše přes sluneční kotouč v červnu 2012 k přesnému určení úhlového průměru Slunce. Zjistili totiž přesné okamžiky, kdy zástin Slunce Venuší začal a skončil pomocí fotometrie aparaturami SODISM (SOlar Diameter Imager and Surface Mapper) na francouzské družici Picard a HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) na družici SDO (NASA). V pásmu vlnových délek 607 nm vyšel z měření SODISM poloměr Slunce (přepočtený na vzdálenost 1 au od Země): (959,85″ ±0,19″). Měření pomocí SDI v integrálním světle dalo hodnotu (959,90″ ±0,06″). Dosavadní tabulková hodnota však dává poloměr 959,63″.
Družice Picard vypuštěná v červnu 2010 dokáže podle A. Irbaha aj. měřit dokonce i velikost zploštění slunečního disku. Z jejich měření v červenci 2011 ve spojitém spektru na vlnové délce 538 nm vyšlo, že rovníkový průměr je o (0,008 4″ ±0,000 5″) delší než polární, tj. lineárně delší o (6,1 ±0,4) km. Tato hodnota velmi dobře souhlasí se střední hodnotou zploštění získávánou průběžně během posledních dvou desetiletí aparaturami na pozemních observatořích, pomocí balónů i na jiných družicích.
Jak uvedli M. Meftah aj. v rámci téhož projektu Picard Sol probíhají soustavná měření slunečního poloměru na observatoři Calern (1,3 km n.m.; Azurové pobřeží ve Francii). Měření v pěti úzkých spektrálních pásmech pokrývají vlnový rozsah 393 – 1 025 nm. Během 24. cyklu sluneční činnosti se uskutečnila měření v letech 2011-2013 a v té době činila amplituda změn slunečního poloměru 0,005″ - průběh kolísání však nekoreluje se změnami sluneční aktivity měřené relativními čísly slunečních skvrn. Střední poloměr Slunce pro vlnovou délku 538 nm činil v měřeném intervalu 959,8″, což odpovídá střednímu lineárnímu poloměru Slunce 696,1 tis. km.
F. Villante aj. přišli s originální metodou, jak určovat chemické složení povrchu Slunce pomocí helioseismologie. Rychlost šíření zvukových vln na povrchu je totiž závislá na chemickém složení prostředí. Mohli tak srovnat výsledky těchto měření pro těkavé (C, N, O, Ne) a žáruvzdorné (Mg, Si, S, Fe) chemické prvky relativně vůči zastoupení vodíku, který přirozeně na povrchu i v nitru dominuje. Pro kyslík pak vyšlo relativní zastoupení 7,08.10-4 a pro železo 3,31.10-5. Souhrnně se tak zvedl podíl těkavých prvků o 80 % a u žáruvzdorných o 13 % v porovnání s dosud přijímanými hodnotami. Vůči héliu tak "kovů" přibylo o 29 % proti dosavadním měřením, což znamená, že přínos cyklu CNO ke slunečnímu zářivému výkonu je třeba zvýšit o 37 %! Také neutrinový tok z cyklu CNO by měl být podstatně vyšší, ale zatím se nedaří takto unikající neutrina zaznamenat, protože dosavadní aparatury dokáží zachytit pouze vysoce energetická neutrina.
H. Warren aj. využili spektrometru pro obor EUV na družici SDO k proměření spektra vysoce ionizovaného železa (Fe XV - Fe XXIV) ve 21 slunečních erupcích. Zastoupení železa je prakticky stejné jako ve sluneční chromosféře, takže plazma v erupcích pochází právě z těchto nejhlubších partií chromosféry.
S. Jejčič aj. zveřejnili výsledky pozorování klidné protuberance na Slunci během úplného zatmění Slunce 1. srpna 2008 v Mongolsku a současně ve vodíkové čáře H-α spektrografem v Ondřejově. Tak se podařilo dobře určit její fyzikální parametry, tj. teplotu 6 – 15 tis. K, geometrickou tloušťku 200 – 15 000 km, elektronovou hustotu 5.109 – 1011 elektronů/cm3 a tlak 2 – 20 mPa. Přitom nejvyšší elektronovou hustotu naměřili na patě protuberance, kde je nejvyšší fotoionizace.
V. Abramov-Maksimov aj. zjistili na základě rádiových pozorování slunečního povrchu na vlnových délkách 16 – 80 mm (frekvence 3,7 – 16,6 GHz) pomocí radioteleskopu RATAN-600 (Nižnyj Archyz na Kavkaze), že před vznikem sluneční erupce se zvyšují v daném místě povrchu magnetické toky až na hodnoty 1014 weberů a gradienty toku až na 2.1013 Wb/°. Tak lze předpovídat výskyt erupcí s předstihem minimálně 14 h, někdy však až 48 h.
Jde o jeden z nejvýznamnějších objevů sluneční rádioastronomie, jež začala pozorováním J. Heye aj. a G. Southwortha aj., když identifikovali původce rádiového rušení provozu britských vojenských radarů. Byla jím aktivní oblast slunečních skvrn ve dnech 27.-28. 2. 1942 (předchozí rušení 11. 2. pocházelo z německých vojenských rušiček).
P. Charbonneau zveřejnil obsáhlou studii o slunečním dynamu, které je odpovědné za fyzikální vazbu mezi nitrem a povrchem Slunce i jeho atmosférou a korónou. Magnetická pole a uvolňovaná magnetická energie řídí veškerou aktivitu Slunce, kterou pozorujeme, od slunečních skvrn, erupcí a protuberancí až po dynamiku sluneční koróny a slunečního větru. Základem je pozorování klidného Slunce a pak všech dynamických projevů počínaje fotosférou, přes chromosféru až ke koronálním dírám a výronům hmoty (CME = Coronal Mass Ejections). Obdobným tématem se zabýval také T. Wiegelmann, jenž se soustředil na detaily struktury a proměn magnetického pole ve sluneční atmosféře a koróně. Také on se specificky věnoval struktuře magnetických polí klidného Slunce, aktivních oblastí a koronálních děr.
M. Ackermann aj. sledovali pomocí družice Fermi vysoce energetickou složku slunečních erupcí v pásmu energií >4 GeV. Během čtyř let provozu družice tak zaznamenali 18 takových erupcí, cože je více, než se čekalo. Paprsky gama se daří sledovat i v mírných erupcích a po velmi dlouhou dobu až téměř půl dne. Porovnáním s měřeními rentgenové a protonové složky příslušných erupcí na družicich GOES a RHESSI se ukázalo, že fotony gama vznikají po celou dobu trvání erupce průběžným urychlováním částic v silných magnetických polích, anebo stochastickou turbulencí plazmatu ve sluneční koróně.
Vědecký týdeník Science věnoval ve svém čísle 6207 z října 2014 pozornost stále nedořešenému problému ohřevu koróny na teploty řádu MK. Důvodem pro speciální publikaci byly nové výsledky pozorování družice IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph; pracuje od poloviny července 2013), která pomocí ultrafialového spektrometru pořizuje snímky sluneční chromosféry s kadencí 1 s a úhlovým rozlišením 0,3″. Tyto výjimečné parametry pozorování rázem odhalily neuvěřitelnou pestrost jevů ve sluneční atmosféře od žhavých bomb přes rychlé úzké výtrysky plazmatu, miniaturní nanoerupce a minitornáda.
H. Peter aj. objevili krátkožijící kapsy horkého (≈100 kK) plazmatu v relativně chladné (6 kK) sluneční fotosféře, jež k tomu nejspíš dostává potřebnou energii díky slunečním erupcím a přepojování (rekonexi) magnetických siločar. V. Hansteen aj. pozorovali na okraji slunečního kotouče v chromosféře drobné smyčky silně magnetického plazmatu trvající pouhé minuty, jež mohou účinně ohřívat korónu. To je zřejmě klíč k rozluštění záhady vysoké teploty koróny. Podle H. Tiana aj. vzniká sluneční vítr mezi chromosférou a přechodovým pásmem do sluneční koróny díky krátkožijícím (20 – 80 s) úzkým (≤300 km) výtryskům, v nichž se plazma pohybuje radiální rychlostí 80 – 250 km/s.
Jak uvedli P. Testa aj. právě na tomto rozhraní se pozorují rychlé změny (20 – 60 s) intenzity a rychlosti vyvěrání plazmatu z pat koronálních smyček v lineárních rozměrech ≤500 km. Počítačové simulace pak ukázaly, že za tuto dynamiku ohřívání v patách koronálních smyček jsou odpovědné netepelné elektrony vznikající kratičké (≤30 s) koronální nanoerupce dodávající tepelnou energii ≤1 EJ. S tímto názorem však nesouhlasí J. Klimchuk a S. Bradshaw, kteří ve svých hydrodynamických simulacích zjistili, že energie nanoerupcí nestačí ohřát korónu na megakelvinové teploty; slouží pouze k ohřevu samotné chromosféry. Autoři soudí, že zdroj vysoké teploty koróny se nachází přímo v koróně, kde mohou vznikat koronální nanoerupce, anebo kde funguje nějaký jiný trvalý zdroj energie.
Jak uvedli S. Habbal aj., sluneční koróna je sice více než stokrát teplejší než fotosféra, ale zato je biliónkrát řidší. Málo kontrastní rysy koróny proto donedávna unikaly pozornosti. M. Druckmüllerovi aj. se však povedlo během úplných zatměních Slunce v letech 2001 a 2010 pořídit v bílém světle dlouhé série snímků s proměnnými délkami expozic. Tím překlenuli velký dynamický rozsah jasnosti různých jevů v koróně a zpracováním tohoto jedinečného pozorovacího materiálu pomocí vlastního nového zobrazovacího programu se jim podařilo objevit v koróně poblíž okraje slunečního disku vírové prstence, nad nimi zkroucené spirály a posléze turbulentní bubliny, což dává naději, že takové jevy bude možné v budoucnosti sledovat nepřetržitě a tím přispět k hlubšímu pochopení příčin extrémně vysoké teploty koróny.
S. Pucci aj. využili vysokého rozlišení aparatury AIA (Atmospheric Imaging Assembly) sluneční družice SDO ke sledování vývoje koronálního chocholu (coronal plume) během celého životního cyklu 40 h. Ukázali, že chochol se objevil v těsné blízkosti jasného zrna v koróně zhruba 2 h po vzniku zrna a zanikl asi 1 h potom, co zrno zmizelo. Chochol začal po svém vzniku radiálně stoupat rychlostmi 30 – 300 km/s. V této fázi se elektronová teplota chocholu pohybovala kolem 850 kK a sám chochol se stal posléze součástí slunečního větru. Zánik chocholu po 40 h od svého vzniku způsobil pokles hustoty materiálu chocholu, nikoliv snížení zmíněné teploty. Autoři odtud odhadují, že zmíněné chocholy tvoří asi polovinu hmotnosti slunečního větru.
S. Mulay aj. se pokusili najít příčinu vzniku koronálních výronů hmoty (CME) na základě pozorování CME, který vznikl 3. 11. 2010 a byl současně pozorován aparaturou AIA SDO a také družicí RHESSI (Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager) v pásmech vlnových délek 30 a 160 nm. Na snímcích se podařilo objevit přítok energetického plazmatu do jedné větve budoucího CME. Současně se na stejném místě objevil netepelný zhustek horkého plazmatu, který začal v koróně radiálně stoupat a CME byl na světě. Autoři odtud usoudili, že podnětem pro vznik CME je náhlé přepojování (rekonexe) magnetických siločar v koróně.
Y. M. Wang a R. Colaninno se věnovali statistice CME v posledních dvou cyklech sluneční činnosti. Ačkoliv sluneční aktivita měřená pomocí průměrného relativního čísla slunečních skvrn byla ve 24. cyklu zhruba poloviční v porovnání s cyklem předešlým, pro CME to neplatí. Sledování CME aparaturou LASCO na družici SOHO v letech 2011-2013 ukázalo, že jejich frekvence se proti 23. cyklu nezměnila. Autoři však našli systematické rozdíly v počátečních rychlostech CME. Když relativní číslo klesá, přibývá pomalejších CME, ale jejich hmotnost klesá v porovnání s hmotnostmi rychlých CME, jejichž četnost s klesajícím relativním číslem výrazně klesá. To znamená, že souhrnná hmotnost všech vyzářených CME nakonec s relativním číslem slunečních skvrn koreluje.
L. Winter aj. navrhli, aby se maxima slunečních cyklů určovala podle průběhu zářivého výkonu rentgenového pozadí Slunce v pásmu vlnových délek 0,1 – 0,8 nm (energie 1,5 – 12 keV). Potřebná data dodávají družice GOES (Geostationary Environmental Satellites) pracující od r. 1986 na geostacionární dráze, takže pozorovací řady pokrývají měření od počátku slunečního cyklu 22 do současnosti. Družice patří americké agentuře NOAA (National Oceans and Atmospheric Administration), která na základě rozboru různých příznaků sluneční činnosti odhadla, že maximum 24. cyklu mělo nastat na jaře roku 2013. Zmínění autoři sice posunuli odhad maxima na podzim 2014 (jejich studie vyšla začátkem října 2014), ale stejně se netrefili...
Maximum 24. cyklu se podle D. Hathawaye odehrálo v dubnu 2014, kdy vyhlazené relativní číslo dosáhlo hodnoty 116. Tomu také odpovídá výskyt mimořádných úkazů v roce 2014. Byla to především erupce z 24. 2. klasifikovaná typem X4.9 (třetí nejsilnější v dosavadním 24. cyklu sluneční činnosti) v aktivní oblasti AR 1990, dále koronální výron hmoty z 24. 8., jenž však neměl únikovou rychlost, takže se po balistické dráze vrátil do sluneční chromosféry. Z další erupce typu X1.6 z 10. 9. se vynořil CME směrem k Zemi. Jeho rychlost dosáhla 700 km/s, vyvolal na Zemi magnetickou bouři a způsobil odklad ve vypuštění nákladního modulu Cygnus ke stanici ISS. Konečně 16. 10. byla na Slunci pozorována v aktivní oblasti AR 12192 největší skvrna (o velikosti Jupiteru !) za poslední dva cykly sluneční činnosti. Nad ní postupně vzplanuly tři erupce třídy X a následné CME se trefily do Země a vyvolaly výpadky rádiového spojení v Atlantiku.
R. Strauss a M. Potgieter si všimli, že v období minima v r. 2009 na rozhraní 23. a 24. cyklu sluneční činnosti výrazně stoupl tok galaktického kosmického záření na rekordní maximum v historii. Jde především o energetické protony a autoři očekávají, že i toto maximum bude překonáno kolem příštího minima kolem r. 2020.
K. J. Li aj. srovnávali tři indikátory sluneční činnosti, tj. relativní čísla slunečních skvrn, souhrnné denní plochy skvrn a rádiový tok na vlnové délce 107 mm (2,8 GHz), s údaji o magnetických polích na Slunci, která začal soustavně snímkovat R. Howard na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii pomocí věžového slunečního dalekohledu s objektivem o průměru 0,3 m o ohniskovou vzdáleností 46 m (!) magnetografem, který vyvinul H. Babcock. Zmínění autoři porovnali uvedené indikátory s archivními záznamy magnetogramů celého slunečního disku od ledna 1970 do prosince 2012. Z porovnání vyplývá, že relativní číslo slunečních skvrn nejlépe koreluje s celkovou indukcí magnetického pole na slunečním disku, k níž nejvíce přispívají slabá magnetická pole mimo oblast skvrn. Naproti tomu denní plocha skvrn je úměrná souhrnné indukci silných magnetických polí ve skvrnách. Nejlepším indikátorem je pak rádiový tok v pásmu 2,8 GHz, jenž dobře charakterizuje silná a slabá magnetické pole dohromady.
I. G. Usoskin aj. rekonstruovali průběh sluneční aktivity za poslední tři tisíciletí na základě údaje o kolísání radionuklidu 14C v letokruzích stromů a paleomagnetických údajů. Dospěli k závěru, že sluneční činnost v průběhu času jeví bimodální kolísání. Po zhruba 83 % času se vyskytují standardní cykly s průměrnými středními hodnotami relativního čísla slunečních skvrn během daného cyklu v rozmezí 20 – 67. O zbytek času se dělí především mimořádně nízká minima, ale i vzácnější mimořádná maxima. Poměr těchto extrémních případů nelze však dobře určit s ohledem na krátkou časovou základnu měření.
R. Neuhäuser a V. Hambaryan kritizovali studie, které naznačují, že anomálně vysoké koncentrace radioaktivního uhlíku 14C v letokruzích stromů z let 774 a 775 n.l. způsobila mocná sluneční erupce a následný koronální výron hmoty, který zasáhl Zemi. Argumentují tím že příslušná erupce by musela být dvoutisíckrát intenzivnější než proslulá Carringtonova erupce z r. 1859, což ale nejspíš není pravda. Rekalibrace zastoupení 14C I. Usoskinem aj. v r. 2013 však ukázala, že erupce v r. 774 byla jen čtyřikrát mohutnější než Carringtonova, ale po Carringtonově erupci se zastoupení 14C v letokruzích stromů rozhodně nezvýšilo.
Časopis Space Science Reviews věnoval své prosincové číslo r. 2014 shrnutí současných názorů na povahu sluneční činnosti charakterizované zejména jedenáctiletou periodou ve výskytu slunečních skvrn a dvojnásobně dlouhou periodou ve střídání znamének magnetické polarity v polárních oblastech Slunce. A. Balogh aj. uvedli, že dnes spolehlivě víme, že za tyto cykly je odpovědné magnetické dynamo v nitru Slunce. Sluneční činnost se projevuje v nejrůznějších empirických datech, ale dosud nemáme uspokojivou fyzikální teorii, která by postihla mechanismy přenosu chování dynama na kolísání pozorovaných indikátorů sluneční činnosti. Nejlépe je to patrné na předpovědích intenzity a délky cyklů sluneční činnosti, což se výrazně potvrdilo vesměs neúspěšnými předpověďmi průběhu stávajícího 24. cyklu sluneční činnosti. Zatím též není jasné, proč čas od času v intervalech řádu tisíciletí tato periodická kolísání sluneční činnosti na několik desítek let prakticky ustávají.
F. Clette aj. poukázali na problémy v určování relativního čísla slunečních skvrn zavedeného R. Wolfem v r. 1849 a skupinového čísla definovaného v r. 1998 D. Hoytem a K. Schattenem. Tyto parametry lze sice poměrně úspěšné rekonstruovat pro celou dobou sledování Slunce dalekohledem, ale autoři přehledového článku ukázali, že před r. 1800 nejsou tato data dostatečně homogenní a dokonce v konfliktu s nepřímými indikátory sluneční činnosti jako jsou variace klimatu na Zemi. Také v moderní době vznikají problémy s homogenizací pozorovacích řad pro období 1880-1915 (skupinová čísla), a dále rok 1947 a období 1980-2014 (relativní čísla). Autoři se proto pokusili o novou rekalibraci těchto historických údajů a odtud odvodili, že před dlouhým Maunderovým minimem (1630-1715) sluneční činnost významně klesala, zatímco nárůst činnosti po tomto minimu byl pomalejší, než se dosud uvádělo. Dokončení rekalibrace relativních čísel sluneční činnosti proto považují za akutní úkol pro zlepšení parametrů proměnné sluneční činnosti, což povede k realistickému pochopení vazby mezi pozorováním a teorií slunečního dynama.
A. Broomhall aj. uvedli, že velký potenciál při fyzikálním popisu vazby mezi slunečním dynamem a pozorovanou proměnností sluneční činnosti skýtá helioseismologie, tj. studium kmitů sluneční fotosféry, které podobně jako seismologie pro Zemi umožňuje rekonstruovat vnitřní stavbu Slunce. Helioseismická měření však dosud pokrývají jen dva cykly sluneční činnosti, tj. jeden magnetický cyklus. Zatím se proto zdařilo ukázat, že změny ve frekvenci slunečních oscilací souvisí se změnami indukce magnetického pole na povrchu Slunce. S menší mírou jistoty se podařilo najít souvislost mezi změnami magnetického pole na dně konvektivní zóny uvnitř Slunce a sluneční činností. Další závěry jsou už poměrně nejisté. Soustavná helioseismologie sice ukázala, že mezi posledním dvěma cykly sluneční činnosti došlo ke změně charakteru helioseismických dat, ale protože jde o data z jediného magnetického (Haleova) cyklu, nevíme, co je standard, popřípadě že žádný standard neexistuje.
R. Arlt a N. Weiss proto soudí, že klíč k pochopení vazby mezi dynamem a povrchovými jevy je třeba hledat spíše v občasných pozorovaných anomáliích. Indikátorem těchto anomálií je například kolísání zastoupení různých radionuklidů ve vzorcích pozemských hornin za posledních asi 9,5 tis. let. Výsledky těchto studií totiž poukazují na opakující se dlouhá minima sluneční činnosti, což zcela určitě souvisí s proměnami parametrů slunečního dynama.
S. Marchenko aj. zveřejnili výsledky měření zářivého výkonu Slunce v průběhu 24. cyklu sluneční činnosti na základě monitorování změn ve slunečním spektru pomocí aparatury OMI (Ozone Monitoring Instrument; společný projekt finských a holandských astrofyziků) na družici Aura (NASA) vypuštěné na synchronní sluneční dráhu v létě 2004. OMI proměřuje sluneční spektrum v pásmu vlnových délek 265 – 500 nm a sleduje tak monochromatické změny zářivého výkonu na časových stupnicích od týdnů po roky. Autoři si vybrali v záznamech úseky spojitého spektra relativně bez čar a zjistili, že v průběhu zmíněného cyklu došlo k největší změně, tj. oslabení zářivého výkonu o (0,6 ±0,2) % v ultrafialové oblasti spektra kolem vlnové délky 265 nm. S rostoucí vlnovou délkou se amplituda změn zářivého výkonu zmenšovala až k nule pro pásmo 500 nm, přesněji na (0,15 ±0,20) %. Také u většiny silných spektrálních čar změny odpovídaly změnám v přilehlé části spojitého spektra. Dlouhodobé změny zářivého výkonu nepřekročily citované střední chyby ≈0,2% s tím, že největší kolísání slunečního zářivého výkonu se odehrává na stupnici 27 dnů, takže souhlasí s průměrnou periodou sluneční rotace. Autoři též srovnali výsledky svých měření s údaji jiných družic počínaje 21. cyklem sluneční činnosti (1976-1986) a publikovali rekalibrované údaje o změnách zářivého výkonu Slunce od r. 1976 do r. 2014 v rozsahu vlnových délek 170 – 795 nm. Odtud plyne, že stálost zářivého výkonu Slunce je opravdu obdivuhodná.
Podle K. L. Yeoa aj. velmi cenné, že už po čtyři dekády se měří zářivý výkon Slunce na družicích, neboť takto získávané hodnoty bolometrického výkonu Slunce jsou oproštěné o proměnný vliv okamžitých parametrů zemské atmosféry při dřívějších výhradně pozemních měřeních. Sluneční fyzikové se tehdy domnívali, že proměnná sluneční činnost se musí projevit v kolísání bolometrického zářivého výkonu Slunce. To se však nepotvrdilo na úrovni ±0,1 % ani pro bolometrický výkon, a ani pro monochromatický výkon v ultrafialové oblasti spektra (120 – 400 nm). Potíž v interpretaci těchto měření však spočívá v tom, že při nízké úrovni kolísání slunečního výkonu je třeba pečlivě vyhodnocovat dlouhodobou degradaci čidel na družicích.
Tak se ukázalo, že existují systematické odchylky v kalibraci mezi staršími družicemi a současnou špičkovou družicí SORCE (Solar Radiation and Climate Experiment) vypuštěnou v r. 2003, která měří jednak bolometrický zářivý výkon Slunce v pásmu 1 – 2 000 nm (přesnost ±0,01 % a dlouhodobá stabilita 0,001 %/rok), a dále též ultrafialový zářivý výkon v pásmu 120 – 300 nm (přesnost ±0,03 % a dlouhodobá stabilita 0,001 %/rok). Přes tyto pokroky v přesnosti měření zůstává otázka, jak sluneční činnost ovlivňuje výsledný zářivý výkon Slunce, stále nedořešená. Popravdě je až udivující, s jakou mírou přesnosti je úhrnný zářivý výkon Slunce na časové stupnici řádu statisíců let stálý.
Velmi cennou zprávu o stabilitě zářivého výkonu Slunce totiž podali O. Smirnov aj., kteří měří tok slunečních neutrin pomocí aparatury BOREXINO (italská zdrobnělina názvu BORon EXperiment) instalované v r. 2007 pod pohořím Gran Sasso v Itálii a provozované ve spolupráci šesti států. Experiment dokáže zachytit nízkoenergetická neutrina vznikající v protonově-protonové větvi termonukleární reakce ve slunečním nitru, jež je odpovědná za celých 99 % zářivého výkonu Slunce. Okamžitý zářivý výkon Slunce můžeme měřit díky detektorům na umělých družicích Země, takže víme, že je krátkodobě stabilní s přesností ±0,1 %. Zatímco cesta zářivé energie z nitra Slunce na povrch trvá ≈100 tisíc let, neutrina přiletí z centra Slunce za pouhých 8 minut. Proto už dnes víme, že za 100 tis. let bude mít Slunce prakticky týž zářivý výkon jako dnes, tj. 3,84.1026 W. Modely slunečního vývoje však ukazují, že na časových stupnicích řádu 100 miliónů let se zářivý výkon Slunce zvolna stále zvyšuje, takže za 1,2 mld. let bude asi o 10 % vyšší než nyní.
M. Liu aj. objevili během přehlídky hnědých trpaslíků v blízkém okolí Slunce exoplanetu PSO J318-22 sp. třídy L7 vzdálenou od nás 25 pc. Její zářivý výkon je však nižší než u hnědých trpaslíků téže třídy a odtud se podařilo odvodit její hmotnost 6,5 Mj a povrchovou teplotu 1,2 kK. Autoři také odhadli její stáří na 12 mil. let a určili, že patří do rodiny známé hvězdy β Pictoris, jenže už k ní není gravitačně vázána, takže jde o sirotu volně putující mezihvězdným prostorem. Takových osiřelých exoplanet bude nejspíš velmi mnoho, jenomže pátrání po nich je velmi obtížné.
G. Anglada-Escudé aj. prozkoumali soustavu exoplanet u Kapteynovy hvězdy HR 1457 (HD 33793). J. Kapteyn totiž změřil už koncem 19. stol. její tehdy rekordní vlastní pohyb. Dodnes je druhou nejrychleji se pohybující hvězdou (8,7″/r !) a má i vysokou radiální rychlost (245 km/s), navíc retrográdní směr pohybu vůči smyslu rotace Galaxie. Proto se soudí, že pochází z kulové hvězdokupy omega Cen, která je pravděpodobně zbytkem trpasličí galaxie pohlcené naší Galaxií. Její parametry (Pic; 9 mag; M1 V; 3,6 kK; 0,3 R☉; 0,3 M☉; 0,004 L☉; 3,9 pc; stáří 9 mld. let) ukazují, že patří mezi nejběžnější hvězdy Galaxie, takže objev dvou exoplanet v její blízkosti ukazuje na obrovský potenciál těchto hvězd pro hledání dalších exoplanet. Exoplaneta b má parametry: ≥1,5 Rz; ≥5 Mz; a = 25 mil. km; e = 0,2; P = 49 d a exoplaneta c: ≥7 Mz; a = 47 mil. km; e = 0,2; P = 122 d. Když uvážíme, že mateřská hvězda je dvakrát starší než Slunce, a přesto má exoplanety, je odtud zřejmé, že exoplanety doprovázejí většinu hvězd už od rané epochy existence naší Galaxie.
Navzdory tomuto optimistickému závěru se stává, že přání je někdy otcem myšlenky, jak ukázal příběh trpasličí hvězdy Gl 581C (Lib; 11 mag; M3 V; 0,3 R☉; 0,3 M☉; 3,5 kK; 0,013 L☉; 6 pc; 7 – 11 Gr). Již v r. 2005 se ukázalo, že kolem ní obíhá exoplaneta b (≥16 Mz; 6 mil. km; 5,4 d), v r. 2007 další dvě c (≥6 Mz; 11 mil. km; 12,9 d) a d; v r. 2009 e (≥2 Mz; 4 mil. km; 3,2 d), následně v r. 2010 f a g, přičemž e měla obíhat uvnitř dráhy b, g mezi c a d, zatímco f poměrně daleko (0,75 au od hvězdy). Exoplaneta g se měla dokonce nacházet uvnitř ekosféry, avšak její hmotnost měla být ≈2,5 Mz a měla mít vázanou rotaci, což je pro existenci života velmi nepříznivé. V r. 2014 však nejprve R. Baluev a posléze důkladněji P. Robertson aj. ukázali, že se astronomové stali obětí obecného problému červených trpaslíků, kteří mívají poměrně výraznou vlastní aktivitu, jež se projevuje výskytem tmavších skvrn na jejich povrchu. Protože hvězdy poměrně rychle rotují, simulují tím v pozorovacích údajích falešné periodické signály jakoby od exoplanet. Tím se záludně snižuje kvalita údajů o kolísání radiálních rychlostí hvězdy vlivem gravitace planet. Srovnáním údajů ze spektrografů HARPS (ESO, La Silla, Chile) a HIRES (Keck, Mauna Kea) se tak zmíněným autorům podařilo postupně prokázat, že planety d, g a f ve skutečnosti vůbec neexistují.
Obecně vzato se však možnosti přesných měření vlastností exoplanet neuvěřitelně zlepšují, jak podle S. Ballardové aj. ukazuje příklad exoplanety Kepler-93b, kterou družice Kepler sledovala soustavně po dobu tří let a současně získávala asterometrické údaje o její mateřské hvězdě, což umožnilo nezávisle určit střední hustotu hvězdy (0,919 R☉; 0,911 M☉; 5,7 kK; dvěma způsoby: asterometricky (1,652x voda), a z Keplerova zákona díky znalosti parametrů exoplanety (1,72x voda). Jelikož hustota je obecně silně závislá na poloměru tělesa, ale také na jeho hmotnosti, je zřejmé, že jde o velmi dobrý souhlas, a to umožnilo potvrdit zatím nejpřesnější parametry pro exoplanetu vůbec: 1,48 Rz (s chybou jen ±120 km!); 3,8 Mz; hustota (6,3 ±2,6)x voda. Jde tedy určitě o kamennou exoplanetu, což je pro tyto "superzemě" zřejmě běžné. Exoplaneta b obíhá kolem mateřské hvězdy po kruhové dráze o poloměru 8 mil. km v periodě 4,7 d. Tyto údaje se podařilo získat sledováním sedmi tranzitů exoplanety pomocí infračerveného kosmického teleskopu SST.
E. Quintanaová aj. objevili již pátou exoplanetu u hvězdy Kepler-186 (Cyg; 15,6 mag; M1 V; 3,8 kK; 0,5 R☉; 0,5 M☉; 150 pc; stáří 4,0 Gr). Předešlé čtyři exoplanety se nacházejí ve vzdálenostech 5,7 – 18,2 mil. km od hvězdy, kolem níž obíhají v periodách 3,9 – 22,4 d a jejich poloměry dosahují ≈1,2 Rz. Nově rozlišená exoplaneta 186f se však nachází ve vzdálenosti 59 mil. km od hvězdy, kolem níž obíhá po téměř kruhové dráze v periodě 130 d. Její poloměr 1,1 Rz a hmotnost 1,4 Mz společně se vzdáleností od mateřského červeného trpaslíka ji klasifikují jako zatím nejnadějnějšího kandidáta na výskyt tekuté vody na jejím povrchu, pokud má atmosféru podobnou pozemské. Technicky se nachází na vnějším okraji ekosféry mateřské hvězdy. Z dosud potvrzených 1 700 exoplanet se však jen 10 nachází v ekosférách mateřských hvězd.
N. Mahajan a Y. Wu studovali stabilitu planetární soustavy u hvězdy podobné Slunci Kepler-11 (14 mag; G6 V; 5,7 V; 1,1 R☉; 1,0 M☉; 610 pc; 8,5 mld.let). Kolem hvězdy totiž obíhá celkem 6 exoplanet ve vzdálenostech 14 – 70 mil. km, v periodách 10 – 118 d s poměrně malými výstřednostmi <0,05. Hmotnosti prvních pěti exoplanet jsou vesměs nižší než 8 M☉; pro hmotnost nejvzdálenější exoplanety známe jen horní mez <25 Mz. Poloměry exoplanet se pohybují v rozmezí 1,8 – 4,2 Rz a střední hustoty prvních pěti exoplanet v intervalu 0,6 – 1,7x voda. Autoři zjistili, že soustava je vskutku dlouhodobě dynamicky stabilní, ačkoliv planety b a c mají blízké oběžné periody 10,3 a 13,0 d, a rozdíl velkých poloos činí jen 2,3 mil. km. Dlouhodobá existence soustavy je opravdu podivuhodná, neboť prakticky vylučuje diferenciální migraci exoplanet v minulosti. Ta by totiž vedla k silným gravitačním poruchám drah period a následným srážkám mezi exoplanetami. Záhadou je i skutečnost, že dráhy všech exoplanet jsou tak blízké kružnicím, takže případné původní vyšší excentricity byly nějakým způsobem sníženy na bezpečnou hodnotu ≈0,04.
V. Makarov a C. Berghea počítali dynamický vývoj drah exoplanet b (≥5,7 M☉) a c (≥3,7 M☉) u trpasličí hvězdy GJ 667C (Sco; 10 mag; sp M1.5; 3,7 kK; 0,4 R☉; 0,014 L☉; 0,3 M☉; rotační per 105 d; vzdálenost 7 pc; stáří ≈3 Gr). Současné dráhové parametry obou exoplanet (b: a = 0,05 au; e = 0,17; P = 7,2 d; c: a = 0,12 au; e = 0,20; P = 28 d) naznačují, že se mohou nacházet v ekosféře mateřské hvězdy. Navíc jsou jejich dráhy dlouhodobě stabilní v rezonanci 4:1, ačkoliv výstřednosti jejich drah silně kolísají v rozmezí 0,06 – 0,28, resp. 0,05 – 0,25 v periodě 0,46 roku.
A. Santerne aj. zjistili pomocí fotometrie tranzitů u 3,6m teleskopu TNG na ostrově La Palma a spektrografu SOPHIE 1,9m teleskopu OHP ve Francii, že kolem primární složky dvojhvězdy KOI-1275 (=K-420 A; G5 V; 5,5 kK; 1,1 R☉; 1,0 M☉; 900 pc; ≈9 Gr) obíhá po velmi protáhlé dráze exoplaneta b po silně výstředné dráze (e = 0,77) v periodě 87 d. Exoplaneta má poloměr 0,9 Rj a hmotnost 1,45 Mj, takže její střední hustota dosahuje dvojnásobku hustoty vody a průměrná povrchová teplota činí ≈510 kK. Sekundární složka dvojhvězdy K-420 B (K6/7 V; 4,3 kK; 0,7 R☉; 0,7 M☉) obíhá kolem společného barycentra v periodě ≈9 let po dráze s velkou poloosou 5,3 au.
Snad ještě podivuhodnější dvojhvězdu WASP-94 A+B (10,0 + 10,5 mag; sp. F8 + F9; 6,2 + 6,0 kK; 1,4 + 1,4 R☉; 1,3 + 1,2 M☉; 180 pc; ≈4 Gr) prozkoumali M. Neveu-VanMalle aj. Obě složky dvojhvězdy obíhají kolem barycentra ve vzdálenosti >2,7 kau. Kolem primární složky A obíhá exoplaneta b (1,7 Rj; 0,5 Mj) po málo výstředné retrográdní (!) dráze ve vzdálenosti 8 mil. km v periodě 4,0 d. Kolem sekundární složky B obíhá exoplaneta b (0,6 Mj) po kruhové dráze s poloměrem 5 mil. km v periodě 2,0 d. Navíc jsou dráhy obou planet vůči sobě šikmo skloněné, takže minimálně jedna z nich je skloněná vůči rovině oběžné dráhy dvojhvězdy A+B.
M. Lendl aj. ukázali, že kolem hvězdy WASP-117 (10 mag; F9 V; 6,0 kK; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 4,6 Gr) obíhá exoplaneta b (1,0 Rj; 0,28 Mj; střední hustota 0,26x voda) po silně výstředné dráze (a = 14 mil. km; e = 0,3; P = 10 d), která je šikmo skloněná k rotační ose hvězdy pod úhlem 70°. Teplota exoplanety o fyzikálních parametrech blízkých našemu Saturnu v pericentru tak stoupá až na 1,2 kK. Její dráha je dlouhodobě stabilní, takže nedojde ani ke slícování oběžné roviny s rovníkovou rovinou hvězdy, ani k její cirkulizaci během životní doby soustavy.
G. Li aj. studovali dráhový vývoj planetární soustavy hvězdy Kepler-56 (13 mag; G0 V; 4,9 kK; 4,2 R☉; 1,3 M☉; 860 pc; 3,5 Gr), kolem níž obíhají minimálně dvě exoplanety po kruhových drahách šikmo skloněných k rovníkové rovině hvězdy pod úhlem 45°. Exoplaneta b o poloměru 3,3 Rz a hmotnosti 0,07 Mj obíhá ve vzdálenosti 15 mil. km v periodě 10,5 d a exoplaneta c má parametry: 7,8 Rz; 0,6 Mj; 25 mil. km a 21,4 d. Autoři dále zjistili, že obě planety se pohybují po spirále smrti směrem k mateřské hvězdě, takže b bude pohlcena hvězdou za 129 mil. let a c nejpozději za 155 mil. let, tj. za interval představující jen 3 % dosavadního věku soustavy.
S. Rappaport aj. objevili na výstupu světelné křivky tranzitující exoplanety KOI-2700b nesouměrnost vzhledem ke vstupu, což vysvětlili jako doklady o soustavné ztrátě hmoty exoplanety o poloměru <1,1 Rz, hmotnosti <0,9 Mz, vzdálenosti 2,4 mil. km a oběžné době 21,8 h, jež za sebou táhne stínící prachovou vlečku po dobu 5,5 h při každém oběhu. Autoři odhadli, že exoplaneta tak ztrácí ekvivalent dvojnásobku hmotnosti našeho Měsíce za 1 mld. let a přežije tedy navzdory blízkosti k mateřské hvězdě docela dlouho. Mateřská hvězda KOI-2700 má parametry: 15 mag; 0,6 R☉; 0,6 M☉, 4,4 kK a rotační periodu 11 d.
B. Lee aj. objevili během 10 let měření křivek radiálních rychlostí pomocí ešeletového vláknového spektrografu BOES (observatoř Bohyunsan v Jižní Koreji; spektrální rozsah 350 – 1 050 nm) obří exoplanety obíhající kolem jasných pozdních obřích hvězd β Cnc (3,5 mag; K4 III; 4,0 kK; 47 R☉; 1,7 M☉; 786 L☉; rotační per. <3,1 r; 93 pc; stáří 1,8 Gr), μ Leo (3,9 mag; K2 III; 4,4 kK; 11 R☉; 1,5 M☉; 62 L☉; P <1,3 r; 40 pc; 3,4 Gr) a β UMi (2,1 mag; K4 III; 4,1 kK; 38 R☉; 1,4 M☉; 537 L☉; P <17,6 r; 40 pc; 3,0 Gr). Objevili tak po řadě exoplanety b s parametry: a = 1,7 au; e = 0,08; P = 605 d; >8 Mj (Cnc); a = 1,1 au; e = 0,09; P = 358 d; >2 Mj (Leo); a = 1,4 au; e = 0,19; P = 522 d; >6 Mj (UMi).
J. Cabrera aj. odhalili pomocí ešeletového spektrografu (pásmo
vlnových délek 472 – 736 nm) u Jenschova 2m teleskopu na duryňské observatoři v Tautenburgu další tři exoplanety obíhající kolem hvězdy KIC 11442793 = Kepler-90 (poloha 1857+4918; 13 mag; sp. F-G; 6 kK; vzdálenost 780 pc). Tím se zvýšil počet tranzitujících exoplanet v této soustavě na sedm! Jejich oběžné doby se pohybují v rozmezí 7 – 330 d a velké poloosy v rozsahu 0,074 – 1,01 au. Přitom jde o hierarchickou soustavu, kde vnitřní planety b a c o rozměrech srovnatelných se Zemí vykazují dráhovou rezonanci 4:5, zatímco další tři planety o rozměrech 2 – 3 Rz mají poměry oběžných period v rezonancích 2:3:4. Nejvzdálenější exoplanety g a h jsou plynní obři po řadě s hmotnostmi podobnými Saturnu a Jupiteru.
Celá soustava tak nápadně připomíná zmenšenou Sluneční soustavu, kde role obřích planet je prohozena. Protože jsou oba obři blízko sebe, ovlivňují se ovšem dynamicky daleko silněji než Jupiter a Saturn, takže dlouhodobé sledování budoucího vývoje této soustavy přinese určitě zajímavé poznatky. Naštěstí jsou amplitudy poklesu jasností hvězd při tranzitech obrů dostatečně vysoké (0,5 %, resp. 0,8 %), což poskytuje příležitost pozorovatelům s pozemními přístroji. Družice Kepler se už do tohoto pole nevrátí, a také plánované družice CHEOPS a TESS budou sledovat jiné části oblohy.
D. Jontof-Hunter aj. rozlišili pomocí tranzitů u hvězdy hlavní posloupnosti Kepler-79 (14 mag; 1,3 R☉; 1,2 M☉; 2,2 L☉; 6,2 kK; stř. hustota 0,74x voda; stáří 3,4 Gr) celkem čtyři exoplanety, které kolem hvězdy obíhají v poměrech period 1:2:4:6, tj. v intervalu 13,5 – 81,1 d a ve vzdálenostech 2,2 – 57,9 mil. km, vesměs po téměř kruhových drahách (e 0,03). Poloměry planet b, c a e jsou prakticky shodné (≈3,6 Mz), ale d má poloměr 7,2 Mz. Hmotnosti exoplanet klesají ve směru od mateřské hvězdy z 11 M☉ až na 4 Mz, přičemž všechny mají překvapivě nízké střední hustoty v rozmezí 9 – 140 % vody. Nejřidší je však právě d, která v tuto chvíli drží absolutní rekord nejmenší hustoty mezi všemi identifikovanými exoplanetami, což je naprostá záhada. Patrně to však může souviset s tím, že všechny čtyři exoplanety jsou vystaveny pekelnému žáru mateřské hvězdy v následujících násobcích ozáření Země Sluncem: 162x; 63x; 27x a 15x vyšších.
Velký kolektiv autorů pod vedením G. Marcyho našel v rámci přehlídky exoplanet objevených družicí Kepler dva pozoruhodné případy u hvězd Kepler-99 (poloha 1949+4118; 13,0 mag; 4,8 kK; 0,7 R☉; 0,8 M☉; stáří 1,5 Gr) a Kepler-406 (poloha 1927+4458; 12,5 mag; 5,5 kK; 1,1 R☉; 1,1 M☉; stáří 5,8 Gr). V prvním případě jde o exoplanetu b s parametry: P = 4,6 d; 1,5 Rz; 6,2 Mz; střední hustota 10,9x voda (!). Ve druhém případě dostali parametry exoplanety b: P = 2,4 d; 0,8 Rz; 2,7 Mz; střední hustota 11,8x voda (!). Z toho v každém případě vyplývá, že musí jít o kamenná tělesa s vysokým zastoupením železa a niklu, ale také olova! Jak patrno, extrémní nízké i vysoké hustoty exoplanet se skutečně stýkají.
X. Dumusque aj. využili nových možností astronomické techniky k revizi údajů o dvou exoplanetách u hvězdy Kepler-10 (Dra; 11 mag; sp. G; 5,6 kK; 1,1 R☉; 0,9 M☉; 1,1 L☉; 170 pc; 11 Gr). Podobá se tedy Slunci, ale vzhledem k vysokému stáří má nižší metalicitu než Slunce. Autoři pomocí spektrografu HARPS-N u 3,6m teleskopu TNG na ostrově La Palma ukázali, že exoplaneta b má poloměr 1,5 Rz a hmotnost 3,3 Mz, tj. střední hustotu 5,8x voda. Obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 2,5 mil. km v periodě 20 h! Exoplaneta c má poloměr 2,4 Rz a hmotnost 17 Mz, tj. hustotu dokonce 7,1x voda, a obíhá ve vzdálenosti 36 mil. km v periodě 45 d, Jde tedy o první spolehlivé důkazy výskytu kamenných planet ve větších vzdálenostech od mateřské hvězdy.
A. Fogtmannová-Schulzová aj. sledovali tuto soustavu po dobu 2,5 let. Exoplaneta b se svou stavbou podobá Merkuru; má rozměrné kovové jádro a silikátový plášť. Autoři však pro ni odvodili vyšší hmotnost 4,6 Mz, takže odtud vychází rekordní hustota 8,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Obíhá pod sklonem 84° k rovině rovníku hvězdy. Není divu, že jde o opravdu rozpálenou exoplanetu, jež má na denní straně průměrnou teplotu 3,3 kK a na noční straně 2,6 kK. Exoplaneta c obíhá v rovině přesně kolmé k rovníku hvězdy. Zřetelně se tak potvrzuje, že už velmi staré hvězdy mohou být doprovázeny planetárními průvodci.
A. Kraus aj. se naopak věnovali třem soustavám s exoplanetami na velmi vzdálených drahách: FW Tau, ROXs 12 (Oph) a ROXs 42B (Oph). Kolem každé hvězdy obíhá hmotná exoplaneta, popř. hnědý trpaslík (6 – 20 Mj) na dráze s poloměrem 140 – 330 au. Vesměs byly objeveny pomocí vlnovek vlastního pohybu mateřské hvězdy, tj. metodou, kterou hledal exoplanety u půlstovky blízkých (<5 pc) hvězd holandsko-americký astronom P. van de Kamp již od r. 1937 až do 60. let minulého století. Nebyl však úspěšný, protože jeho měření znehodnotily sezónní změny ohniska refraktoru o průměru objektivu 0,6 m a ohniskové vzdálenosti 11 m. Vznik takto vzdálených průvodců mateřských hvězd hlavní posloupnosti je naprostou záhadou, protože ve zmíněných vzdálenostech nebývá dost stavebního materiálu v zárodečných protoplanetárních discích. Rovněž gravitační vazba mezi mateřskou hvězdou a souběžně vznikajícím takto vzdáleným průvodcem bývá příliš slabá, takže takové soustavy by se měly snadno rozpadnout.
J. Southworth aj. využili úmyslného rozostřování obrazů hvězd u dánského 1,5m teleskopu na observatoři La Silla v Chile ke zvýšení přesnosti světelných křivek během transitů exoplanet až na neuvěřitelnou hodnotu ±0,000 5 mag! Jak autoři uvedli, v r. 2014 bylo díky metodě transitů objeveno už více než 1,1 tis. hvězd, ale pouze pro 58 z nich má změřené poloměry a hmotnosti s přesností 5 % a skromných 5 exoplanet s přesnosti na 3 %. Rozostření dalekohledu je tedy velmi jednouchou cestou, jak tuto neuspokojivou situaci zlepšit.
V. Kostov aj. zjistili, že kolem zákrytové dvojhvězdy Kepler-413 AB (0,8 + 0,5 R☉; 0,8 + 0,5 M☉; 4,7 + 3,6 kK; sp. dK + dM; a = 15 mil. km; e = 0,04; i = 87°; P = 10 d; vzdálenost 700 pc) obíhá cirkumbinární exoplaneta b (4,3 Rz; a = 52 mil. km; e = 0,12; P = 66 d). Rovina oběžné dráhy exoplanety svírá úhel 2,5° s rovinou dráhy dvojhvězdy, takže se vůči ní kolébá vinou precese s periodou pouhých 11 let. Exoplaneta jeví proto tranzity přes kotouček složky A dvojhvězdy jen po menší část precesní periody. Transity lze pozorovat vždy po dobu 180 d, načež vymizí na dalších 800 dnů a pak se znovu vrátí. Tím se kupodivu usnadnilo potvrzení existence exoplanety, navzdory tomu, že hvězda A je dosti slabá (15,5 mag).
Hvězda τ Ceti (3,5 mag; G8 V); 0,8 R☉; 0,8 M☉; 3,6 pc; stáří 10 mld. let) je druhou nejbližší hvězdou přibližně slunečního typu po α Cen A. To byl důvod, proč právě ona byla terčem v průkopnickém projektu OZMA (naslouchání případným umělým rádiovým signálům od civilizace, která by se nacházela v ekosféře této hvězdy). Dodnes se však podle S. Lawlera aj. nedaří najít žádnou exoplanetu v jejím okolí. Přesto je velmi pravděpodobné, že tam planetární soustava existuje, protože pozorování infračerveného kosmického teleskopu Herschel odhalilo rozsáhlý protoplanetární disk viditelný na vlnových délkách 70 a 160 μm. Jde o anuloid s vnitřním okrajem ve vzdálenosti 1 – 10 au od hvězdy a vnějším okrajem v 55 au. Disk je dlouhodobě stabilní a téměř určitě se buď v něm, nebo blíže ke hvězdě, nějaké exoplanety nacházejí. Přímý důkaz však stále chybí.
Program Planet Hunters (lovci exoplanet) využívající amatérských dobrovolníků zaznamenal pozoruhodný úspěch, když odhalil v datech družice Kepler pro hvězdu KIC 7303287 (PH3) třetí exoplanetu, kterou automatický algoritmus hledající exoplanety v obsáhlých datech zmíněné družice propásl. Důvodem byla okolnost, že vinou již objevených exoplanet b a c kolísaly časy tranzitů třetí exoplanety až o 10 h, což algoritmus nerespektuje. Díky pozorným dobrovolníkům se tak podařilo identifikovat třetí planetu d (2,7 Rz; 4 Mz; 66 d) s velmi nízkou střední hustotou 1,2x voda a současně zpřesnit parametry již objevených planet b (2,2 Rz; 7 Mz; 34,6 d) a c (1,0 Rj; 0,4 Mj; 126 d). Mateřská hvězda tak získala definitivní označení K-289 (12 mag; 1,1 R☉; 1,1 M☉; 6,0 kK; 700 pc).
Dynamicky naprosto podivuhodné hierarchické triplety objevili E. Bechter aj. díky zobrazování kamerou NIRC2 s adaptivní optikou u II. Keckova 10m teleskopu na Mauna Kea. Exoplaneta WASP-12b (1,4 Mj; 1,7 Rj) obíhá kolem hvězdy WASP-12 A (11,6 mag; sp. G0 V; 1,6 R☉; 1,4 M☉; ≈250 pc; 1,7 Gr) po kruhové dráze ve vzdálenosti 3,4 mil. km v periodě 1,1 d. V r. 2011 se jim podařilo v úhlové vzdálenosti 1,05″ od mateřské hvězdy objevit slabý bodový zdroj odpovídající trpasličí hvězdě třídy M, jež je od nás stejně vzdálená jako WASP-12 A. Brzy na to se díky adaptivní optice odhalilo, že onen slabý zdroj lze rozlišit jako těsnou dvojhvězdu, složenou ze dvou stejných červených trpaslíků B+C (sp. M3 V + M3 V; 0,4 + 0,4 M☉), kteří obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 21 au (0,08″), ale jejich barycentrum obíhá kolem vzdálené (>250 au) hmotnější třetí složky WASP-12 (A)! Souběžně se autorům podařilo odhalit podobný případ u mateřské hvězdy HAT-8 A (10,4 mag; sp. F5 V; 1,6 R☉; 1,3 M☉; ≈230 pc; 3,4 Gr) exoplanety HAT-P-8 (1,3 Mj; 1,5 Rj), která kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 7 mil. km v periodě 3,1 d. I zde je složka A členem hierarchické trojhvězdy, kde těsné složky B+C (sp. M5 V + M6 V; 0,2 + 0,2 M☉) obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 15 au (0,07″) a jejich barycentrum se otáčí kolem vzdálené (0,9″; >210 au) složky A. Jak patrno, i takto bizarní soustavy jsou dlouhodobě stabilní, což je dáno tím, že poměrně hmotné exoplaneta obíhají velmi těsně u relativně vzdálené složky tripletu.
Neméně bizarní soustavu objevili S. Desidera aj. pomocí přesného spektrografu HARPS-N u 3,6m teleskopu TNG. Vzali si na mušku jižní složku S široké (vzdálenost mezi složkami ≈4 kau; úhlová vzdálenost 30″) dvojhvězdy XO-2 s identickými parametry složek (Lyn; 11 mag; sp. K0 V; 5,4 kK; 1,0 R☉; 1,0 M☉; 150 pc; 7 Gr). Po dobu 9 měsíců měřili její radiální rychlosti, a tak zjistili, že kolem ní obíhají dvě exoplanety: b (>0,26 Mj; 0,13 au; e = 0,18; P = 18 d) a c (>1,4 Mj; 0,48 au; e = 0,16; P = 121 d), čili "saturn" a "jupiter" v obráceném pořadí než je tomu v naší planetární soustavě. Již v r. 2011 objevili N. Narita aj. u severní složky N zmíněné dvojhvězdy exoplanetu b s parametry:1,0 Rj; 5,5 mil. km; e = 0,04; 2,6 d. Je to vůbec poprvé, kdy byly objeveny exoplanety u obou složek široké dvojhvězdy. Soustava je přitom dlouhodobě stabilní, takže to klade nové otázky, jak tak složitě hierarchický útvar vznikl.
S. Quinn aj. objevili exoplanetu u hvězdy HD 285507 (10 mag; K4 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉) v otevřené hvězdokupě Hyády (vzdálenost 47 pc, stáří 625 mil. let) díky spektroskopii. Exoplaneta o hmotnosti 0,9 Mj nepřechází přes kotouček mateřské hvězdy, ačkoliv obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 10 mil. km v periodě 6 d po výstředné (e = 0,09) dráze. Objev dokazuje, že relativně vysoká hustota hvězd v otevřených hvězdokupách nebrání vzniku a dlouhé životnosti obřích plynných planet. Autoři nicméně soudí, že zmíněná výstřednost svědčí o tom, že v soustavě existuje alespoň jedno další těleso. Objevená planeta však vznikla mnohem dále od mateřské hvězdy, takže na současnou těsnou dráhu se dostala migrací, vyvolanou poruchami dráhy od dosud neobjevených hmotných těles v soustavě.
V. Van Eylen aj. využili okolnosti, že druhým hlavním úkolem družice Kepler je asteroseismologie hvězd na základě drobných oscilací hvězdných fotosfér, čímž lze podobně jako u seismologie pro Zemi získávat údaje o vnitřní stavbě hvězd. Vybrali si proto poměrně jasnou (9,5 mag) hvězdu Kepler-410A, která navíc rychle rotuje, a kolem níž obíhá exoplaneta b v periodě 18 d. Zkombinovali pak se zmíněnou asteroseismologií hvězdy také pozorování transitů exoplanety, dále skvrnkovou interferometrii s fotometrií a spektroskopií za pomocí adaptivní optiky na pozemních dalekohledech, jakož i s pozorováním infračerveným kosmickým teleskopem SST, k tomu, aby s vysokou přesností určili jak parametry hvězdy (6,4 kK; 1,4 R☉; 2,7 L☉; 1,2 M☉; rotační per. 5,25 d; 132 pc; stáří 2,8 Gr), tak také parametry exoplanety (a = 18,5 mil. km; e = 0,17; i = 87°; P = 17,8 d; poloměr 0,253 ±0,005 Rj). Stejnou příležitost nabízejí ještě jasnější mateřské hvězdy Kepler-3 a Kepler-21.
S. Vogt aj. sledovali soustavně po dobu 10,5 roku spektrografem HIRES u Keckova 10m teleskopu kolísání radiální rychlostí hvězdy HD 141399 (7 mag; K0 V; 5,4 kK; 1,5 R☉; 1,6 L☉; 1,1 M☉; vzdálenost 36 pc). Rozborem spektroskopických měření zjistili, že kolem hvězdy obíhají čtyři obří exoplanety po téměř kruhových drahách s poloměry 0,4; 0,7; 2,1 a 4,9 au s oběžnými periodami 0,26; 0,55; 2,9 a 10,2 let. Spodní meze jejich hmotností činí po řadě 0,5; 1,4; 1,2 a 0,7 Mj. Vzdálenosti exoplanet od mateřské hvězdy velmi připomínají vzdálenosti Merkuru, Venuše, Marsu a Jupiteru od Slunce. Autoři také upozornili, jak se pomalu vyčerpal potenciál hledání jakýchkoliv exoplanet metodou radiálních rychlostí, na úkor hledání exoplanet typu Země metodou tranzitů, která zejména díky obrovskému materiálu z družice Kepler nyní převažuje.
A. Gould aj. objevili na světelné křivce binární gravitační mikročočky OGLE-2013-BLG-0341 A+B (0,12 + 0,11 M☉; rozteč mezi nimi 10,5 au; 900 pc) zoubek, jenž svědčí o existenci exoplanety Bb (1,7 Mz), která obíhá kolem sekundární složky B ve vzdálenosti >0,8 au. Jelikož složka B má zářivý výkon pouhá 0,25 % výkonu Slunce, jde o planetu doslova ledovou s povrchovou teplotou <60 K. Autoři však dospěli k závěru, že podobné soustavy budou nejspíš docela běžné. Tomu by se měla přizpůsobit budoucí strategie jejich vyhledávání, protože takové soustavy nám mohou pomoci vyřešit, jak vlastně vznikají dvojhvězdy.
D. Bennett aj. a J. Skowron aj. analyzovali nezávisle světelnou křivku gravitační mikročočky MOA-2011-BLG-262L v poloze 1800-3115 z přehlídky Microlensing Observation in Astrophysics, kterou společně provozují japonští a novozélandští astronomové na observatoři Mt. John na Jižním ostrově pomocí 1,8m zrcadlového teleskopu, jenž soustavně sleduje oblast výduti naší Galaxie. Začátek úkazu v červnu 2011 zburcoval také observatoře v Tasmánii i v Chile, takže celý úkaz byl sledován nepřetržitě po dobu 3,8 d. Maximální gravitační zesílení jasnosti objektu dosáhlo 75násobku klidové jasnosti a na sestupné větvi se objevil zoubek svědčící, že šlo o soustavu vzdálenou od nás 0,6 kpc, kde poměr hmotností složek byl zhruba 0,005. Hmotnost primární složky není příliš jistá, takže mohlo jít buď o červeného trpaslíka s hmotností ≈0,12 M☉, kolem něhož obíhá planeta s hmotností ≈15 Mz, anebo o obří exoplanetu s hmotností 4 Mj, kolem níž obíhá průvodce o hmotnosti <1 Mz ve vzdálenosti 0,8 au. Druhá možnost se zdá mírně pravděpodobnější, takže by šlo o první případ soustavy, kde mateřským tělesem je obří exoplaneta, a nikoliv hvězda či hnědý trpaslík.
R. Poleski aj. rozšifrovali trojitou gravitační mikročočku OGLE-2008-BLG-092L, která sestává ze dvou hvězd a exoplanety o hmotnosti čtyřnásobku Uranu, jež obíhá kolem primární složky těsné dvojhvězdy (≈0,7 M☉) ve vzdálenosti ≈18 au. Sekundární složkou soustavy je patrně hnědý trpaslík ve vzdálenosti >48 au. To znamená, že tento průvodce výrazně dynamicky ovlivňuje exoplanetu. Soustava je od nás vzdálena ≈8 kpc. Autoři tak prokázali, že tato ledová exoplaneta se nachází daleko za sněžnou čarou primární složky v porovnání s tím, jak blízko je Uran za sněžnou čarou (2,7 au) u Slunce. Metoda gravitačních mikročoček je zatím jediný způsob, jak takové ledové obry o hmotnostech mezi našim Uranem a Saturnem objevovat.
D. Suzuki aj. nalezli pomocí světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2008-BLG-379L, že kolem hvězdy o hmotnosti 3,3 M☉ vzdálené od Slunce 4,1 kpc obíhá ve vzdálenosti 3,3 au velmi hmotná exoplaneta (0,6 Mj), což je v případě mikročoček velmi vzácné; většinou se tak objevují exoplanety o hmotnosti jen o něco větší než má Země.
Jedna z nejjasnější hvězd oblohy Fomalhaut A (α PsA; 1,2 mag; sp. A3 V; 1,8 R☉; 17 L☉; 1,9 M☉; vzdálenost 7,7 pc; stáří 440 Mr) je podle E. Mamajeka aj. obklopena poměrně rozsáhlou rodinou průvodců v podobě hvězd i exoplanet. Jejími vzdálenými hvězdnými průvodci B a C jsou červení trpaslíci TW PsA (6,5 mag; K5 V) a LP 876-10 (12,6 mag; M4 V). Složka B je od A vzdálena 0,8 pc a složka C od B 1,0 pc. Na pozemské obloze jsou tedy od sebe rozprostřeny v úhlu 5,7°! G. Kennedy aj. uvedli, že Fomalhaut A je obklopen zbytkem protoplanetárního disku, jenž se prostírá do ohromné vzdálenosti >3 kau od mateřské hvězdy, a v němž je přímo pozorovatelná téměř dostavěná exoplaneta b na velmi protáhlé dráze (a = ≈180 au; e = ≈0,8; P = 1,7 tis. let) dosud obklopená vlastním akrečním diskem. Jelikož jde o nejlépe sledovanou exoplanetu vůbec, dostala už vlastní jméno Dagon.
Autoři se pokusili nalézt obdobné disky u složek B a C pomocí infračervené družice Herschel v pásmech 70, 100 a 160 mikrometrů. Zatímco u složky B neuspěli, kolem složky C odhalili obrovitý protoplanetární disk sahající až do vzdálenosti 158 kau (0,8 pc), jenž je nejlépe viditelný v pásmu 160 μm. Podle jejich názoru to svědčí o blízkých setkáních složky A a C trojhvězdy v dávné minulosti, což zvyšovalo pravděpodobnost srážek kometárních jader v discích A a C a odtud pocházejí oblaka prachu se zrnky pokrytými ledem zvyšujícím jejich jasnost. Vinou zmíněných setkávání je dráha Dagonu kolem složky A tak výstředná. D. Tamayo uvedl, že exoplaneta Dagon má nejnižší hmotnost mezi všemi dosud přímo zobrazenými exoplanetami - patrně patří mezi superzemě s hmotností ≈10 Mz. Ve zmíněném prachovém oblaku se nejspíš nacházejí i tělesa s hmotnostmi trpasličích planet Sluneční soustavy. Je rovněž vysoce pravděpodobné, že blíže k Fomalhautu A se nachází další exoplaneta o hmotnosti Saturnu.
M. Bonnefoy aj. využili nového zobrazovače GPI (Gemini Planetary Imager) u jižního 8,1m teleskopu Gemini na Cerro Pachón v Chile k přímému zobrazování pohybu substelárního tělesa b kolem mateřské hvězdy β Pictoris (3,9 mag; A6 V; 8,0 kK; 1,8 R☉; 1,75 M☉; 1,8 L☉; 19 pc). Exoplaneta obíhá uvnitř prachoplynového disku hvězdy staré pouze 20 mil. let. Disk pozorujeme prakticky z profilu ve vzdálenostech 8 – 10 au od hvězdy a z oblouku dráhy nyní vychází, že těleso o hmotnosti <20 Mj obíhající po dráze o velké poloose 8,9 au spadá spíše do kategorie hnědých trpaslíků sp. třídy L1 s efektivní teplotou 1,65 kK a zářivým výkonem 1,3.10-4 L☉. I. Snellen aj. ukázali, že objekt b má však hmotnost jen 11 Mj, ale zato krátkou rotační periodu 8 h (obvodovou rychlost 25 km/s), která se v budoucnosti ještě sníží až na 3 h (40 km/s)! Podle D. Konga aj. je však hmotnost exoplanety jen 6 Mj, čemuž odpovídá střední hustota 6x voda a stáří exoplanet jen 1 mil. let. Následně E. Nielsen aj. využili nových zobrazovačů u teleskopů Gemini-S (8,2 m) a Magellan-Clay (6,5 m) v Chile a zpřesnili délku velké poloosy dráhy b na 9,1 au při výstřednosti <0,15.
Jak poznamenal A. Brandeker, převažující nepřímé metody objevování exoplanet mají jednu zásadní nevýhodu v tom, že výběrové efekty způsobují, že nejsnáze se objevují exoplanety v těsné blízkosti mateřské hvězdy. Proto mohl vzniknout dojem, že daleko od hvězd žádné exoplanety nejsou. Naštěstí se díky mikrovlnným pozorováním daří tento předsudek odstranit. W. Dent aj. využili skvělého úhlového rozlišení aparatury ALMA v Chile k pozorování mikrovlnně svítící drtě ze srážek planetek, jader komet a trpasličích planet v okolí β Pic k důkazu, že v této srážkové mlýnici se uvolňuje také plyn CO o úhrnné hmotnosti 0,3 % hmotnosti našeho Měsíce. Přitom téměř třetina hmotnosti plynu se nachází v jediném chuchvalci ve vzdálenosti 85 au od hvězdy. Chuchvalec leží v rovině dráhy exoplanety b, takže vznikl buď díky existenci zatím nepozorované obří plynné exoplanety, anebo následkem srážky dvou objektů o hmotnosti Marsu.
M. Kuzuhara aj. dokázali pomocí infračervených kamer s adaptivní optikou u 8,2m reflektoru Subaru na Mauna Kea přímo zobrazit exoplanetu b obíhající kolem hvězdy GJ 504 (=59 Vir; 5,2 mag; G V; 6,2 kK; 2,1 L☉; 1,2 M☉; vzdálenost 18 pc; stáří 160 Mr). Exoplaneta o hmotnosti ≈4 Mj obíhá ve vzdálenosti >43,5 au od mateřské hvězdy, tedy za konvenční hranicí pro vznik obřích planet akrecí na zárodečné kamenné jádro (30 au). Povrch exoplanety je velmi chladný (510 K), což naznačuje, že její atmosféra je bezmračná.
I tento rekord byl ovšem překonán J. Rammeauem aj. již v r. 2013 pomocí aparatury NaCo (Nasmyth-Conica) VLT na Paranalu v infračerveném pásmu 3,8 μm, kterou přímo pozorovali exoplanetu o hmotnosti 5 Mj ve vzdálenosti 56 au od hvězdy HD 95086 (Car; 7 mag; A8 III; 1,6 M☉; 90 pc; stáří 17 mil. let), když odvodili i teplotu její atmosféry ≈1,0 kK s chybou ±10 %. Nepodařilo se jim však planetu pozorovat v bližší infračervené oblasti spektra. To se však v r. 2014 podařilo R. Galicherovi aj., kteří existenci planety potvrdili novou kamerou GPI (Gemini Planet Imager) u 8,1m teleskopu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile) i v pásmech 1,7 a 2,05 μm.
K. Godziewski a C. Migaszewski se zabývali stabilitou planetární soustavy kolem hvězdy HR 8799 (Peg; 6,0 mag; sp.K5-F0 V; 7,4 kK; 1,3 R☉; 1,5 M☉; 4,9 L☉; 39 pc; 160 Mr). Jde o první soustavu, kde byly v infračerveném spektrálním oboru přímo zobrazeny dokonce čtyři exoplanety. Jde ovšem o velmi hmotné obří planety s typickou hmotností ≈10 Mj a poloměry ≈1,2 Rj, jež se nacházejí daleko od hvězdy (14 – 68 au), takže obíhají kolem mateřské hvězdy v periodách 45 – 460 let). Soustava však dosud obsahuje zbytky protoplanetárního disku v rozmezí 10 – 100 au. Dráhy všech pozorovaných planet jsou blízké kruhovým a jejich roviny koplanární s diskem, navíc nejspíš v rezonančních periodách s poměry 1:2:4:8, což zaručuje dlouhodobou stabilitu soustavy po dobu minimálně 1 mld. let. Autoři však nevylučují možnou existenci páté exoplanety ve vzdálenosti 7,5 – 9,7 au.
P. Ingraham aj. získali pomocí GPI spektra v infračervené pásmu K pro exoplanety c a d. Ukázali, že v jejich atmosférách driftují poměrně tlustá mračna obsahující methan. Také T. Currie aj. potvrdili, že exoplanety b - e jsou pokryta tlustými, avšak nesouvislými mračny. Zpracovali totiž nové údaje z pásem 3,8 μm a 4,5 μm a rektifikovali starší údaje z pásma 4,05 μm pořizovaná adaptivní optikou obřích teleskopů Keck, VLT a Subaru. Ukázali, že v atmosférách exoplanet b - c se vyskytuje uhlík a odhadli stáří exoplanet na 30 mil. let. Naproti tomu se jim nepodařilo zobrazit údajnou 5. exoplanetu o hmotnosti >5 Mj ve vzdálenosti <15 au od mateřské hvězdy.
Proslulá exoplaneta HD 189733b (Vul, vzdálenost 19 pc; oběžná perioda 2,2 d; a = 4,6 mil. km; 1,1 Rj; 1,1 Mj), byla objevena v r. 2005 díky tranzitům a vzápětí pak sledována také metodou radiálních rychlostí, což umožnilo získat velmi přesné údaje o její velikosti i parametrech dráhy. V r. 2014 studovali M. Swain aj. její atmosféru pomocí transmisní spektroskopie u spektrografu NICMOS HST a C. Danielski aj. 3m infračerveným teleskopem IRTF NASA na Mauna Kea. Objevili tak v atmosféře planety methan, vodní páru, oxid uhličitý a mračna krystalků, kapek a plynů Na, K, Si a Fe o teplotách až 1,25 kK. P. McCullough aj. pozorovali infračervené spektrum (1,1 – 1,7 nm) exoplanety během jejího tranzitu pomocí grismu (spektrometr kombinující difrakční mřížku [GRating] s optickým hranolem [prISM]) v kameře WFC3 HST a potvrdili tak výskyt vodní páry v atmosféře exoplanety. Odtud též odvodili, že atmosféra exoplanety má teplotu 700 K.
H. Knutsonová aj. proměřili transmisní spektrum exoplanety GJ 436b (Oph; povrchová teplota 800 K; poloměr 2,7 R☉; hmotnost ≈7 Mz; oběžná perioda 1,6 d; vzdálenost 2,1 mil. km od mateřské hvězdy s hmotností 0,5 M☉) pomocí spektrometru na kameře WFC3 HST. Ve spojitém spektru nenašli žádné spektrální čáry, z čehož vyplývá, že exoplaneta je obklopena mračny nebo silným zákalem molekul H2O, CH_4, CO a CO2), zatímco atomární vodík a hélium zcela chybí. Podobně L. Kreidbergová aj. pořídili týmž přístrojem transmisní spektra exoplanety GJ 1214b, jež rovněž poukazují na existenci mračen v její atmosféře. Ta mohou dokonce obsahovat molekuly KCl a ZnS. Do třetice B.-O. Demory objevil mračna na odvrácené straně exoplanety Kepler-7b (1,4 Rj; 0,4 Mj), která v periodě 5 d obíhá kolem mateřské hvězdy o poloměru 1,8 R☉, hmotnosti 1,3 M☉ a efektivní teplotě 5,9 kK. Exoplaneta rotující synchronně s oběžnou dobou se nachází ve vzdálenosti jen 9,5 mil. km od mateřské hvězdy, což znamená, že je vlivem vysokého ohřevu (1,5 kK) silně nafouklá. Proto její střední hustota dosahuje jen 17 % hustoty vody v pozemských podmínkách.
R. Zellem aj. sledovali pomocí teleskopu SST v pásmu 4,5 μm horkého jupitera HD 209458b (0,7 Mj; 7 mil. km, 3,5 d), jehož mateřská hvězda je velmi jasná (Peg; 8,2 mag; G0 V; 1,1 R☉; 1,1 M☉; 47 pc; ≈4 Gr). Exoplaneta má zřejmě synchronní rotaci s oběžnou dobou, takže na přivrácené polokouli se nachází horká skvrna (1,5 kK), jež je však posunuta na východ od substelárního bodu o 40°. To svědčí o superrotaci atmosféry, která má minimální teplotu (970 kK) na odvrácené straně exoplanety rovněž posunoutou o stejný úhel. Měření probíhala v pásech molekul methanu a pokud se je podaří doplnit o další molekulové pásy, bude možné zpřesnit údaje u cirkulaci atmosféry na takto rozžhavené exoplanetě. K. Kislyakova aj. objevili během tranzitu exoplanety v ultrafialovém transmisním spektru exoplanety b silně rozšířenou absorpční čáru vodíku Ly-α, které svědčí o obtékání planety hvězdným větrem o rychlosti 400 km/s a také o intenzivním magnetickém poli na povrchu exoplanety, jejíž magnetický moment dosahuje hodnoty 1,6.1026 A/m2.
D. Fischerová aj. shrnuli výsledky průkopnického hledání exoplanet pomocí Hamiltonova spektrometru u 3m teleskopu Lickovy observatoře v Kalifornii během čtvrstoletí od r.1987. Díky jódovému kalibračnímu spektru dosahovala přesnost měření radiálních rychlostí ±10 m/s a od roku 1993 dokonce ±3 m/s. Program skončil v r. 2011 kvůli poruše zdroje kalibračního spektra. Za tu dobu astronomové změřili 14 tis. radiálních rychlostí pro 386 hvězd. Objevili tak řadu exoplanet s oběžnými periodami od několika dnů do několika let; mj. první exoplanetu na protáhlé (e = 0,4) eliptické dráze (70 Vir b) s oběžnou dobou 117 d a první exoplanetární soustavu (ypsilon And; exoplanety b - d).
H. Montet aj. ukázali, že červení trpaslíci, kteří představují nejčetnější hvězdy ve vesmíru, mohou mít obří plynné exoplanety typu Jupiter. Na vzorku 111 trpaslíků, jejichž kolísání radiálních rychlostí měřili po dobu 12 let, zjistili, že přes 6 % z nich má alespoň jednu obří exoplanetu s hmotností 1 – 13 Mj ve vzdálenostech <20 au od mateřské hvězdy. Výskyt obřích planet obecně vzrůstá s hmotností hvězdy a vyšší metalicitou.
L. Weissová a G. Marcy zjišťovali vztah mezi mezi hmotností a poloměrem exoplanet pro objekty s oběžnými periodami <100 d a poloměry <4 Rz. Odtud pak vypočítali střední hustoty exoplanet a jejich změny v závislosti na jejich poloměru. Nejvyšší průměrnou hustotu 7,6x voda mají exoplanety s poloměrem <1,4 Rz, přičemž hustota s rostoucím poloměrem roste. Naproti tomu pro poloměry >1,5 Rz začíná střední hustota rapidně klesat, což znamená, že jejich kamenné jádro je obklopeno těkavými sloučeninami. V tomto pásmu rozměrů jeví hustoty velký rozptyl, jenž je způsoben téměř náhodným zastoupením původního vodíku a hélia.
Určení střední hustoty exoplanet je přitom velmi důležité pro rozlišení, zda jde o planetu převážně kamennou, tekutou, nebo plynnou. Zatímco poloměry exoplanet se dají z trvání tranzitů odvodit poměrně přesně, údaj o hmotnosti je obvykle znám je přibližně. Proto se začalo pro určení střední hustoty exoplanet užívat metody navržené v r. 2005 M. Holmanem aj. a nezávisle v r. 2010 E. Agolem aj. Pokud u dané hvězdy pozoroujeme tranzity alespoň dvou různých exoplanety, jež se nutně vzájemně ovlivňují gravitací, časy jejich tranzitů závisí nejenom na samotné hodnotě oběžné dráhy, ale také na hmotnosti a proměnné vzdálenosti druhé složky. Následkem gravitačních poruch se proto časy tranzitů odlišují od průměru, což dává zpětně možnost spočítat hmotnost každé exoplanety s velmi dobrou přesností. Nejnověji tuto metodu použili Y. Lithwick aj. pro 163 exoplanet odhalených družicí Kepler. Dostali tak pro 60 exoplanet s hmotnostmi Mz až MNeptun pokaždé o něco větší hmotnosti, než jak by vyplývalo pro kamenná tělesa o daných rozměrech. Autoři to přičítají existenci tlusté atmosféry obklopující kamennou exoplanetu. Předností této nepřímé metody je její nezávislost na vzdálenosti planetární soustavy od Slunce.
E. Villaverová aj. upozornili na omezenou životnost horkých jupiterů v blízkosti chladných hvězd hlavní posloupnosti, které v budoucnu přejdou do stádia podobrů a nakonec červených obrů. Propočítali scénáře pro hvězdy s počátečními hmotnostmi 1,5 – 2 M☉ a pro těsně obíhající exoplanety s hmotnostmi Neptunu až 10 Mj. Simulace ukázaly, že nebezpečí zalití exoplanety atmosférou hvězdy příliš nezávisí ani na hmotnosti hvězdy, ani na ztrátě její hmoty během rozpínání. Naopak to silně závisí na hmotnosti exoplanety. Důležitá je také změna výstřednosti dráhy exoplanety kolem mateřské hvězdy, kterou ovlivní více hvězdné slapy, než slapy planetární. O definitivním zalití exoplanety rozhodne nakonec vzdálenost periastra její dráhy a také do jaké hodnoty naroste poloměr červeného obra.
Velký příval pozorovacích údajů o exoplanetách dává nové možnosti pro zapojení dobrovolníků z řad laické veřejnosti. Tak se rozběhl program Lovců planet (planethunters.org), do něhož se zapojilo na 900 tis. dobrovolníků z celého světa, kteří metodou obdobnou sdílenému počítání nacházejí neobvyklé případy, jež standardní pročesávací programy v pozorovacích údajích pominou. V roce 2014 zaznamenal projekt první úspěch objevem exoplanety PH-1 b, jíž programy družice Kepler minuly, protože mateřským tělesem exoplanety je zákrytová dvojhvězda Kepler-64 Aab (1,5 + 0,4 M☉; vzdálenosti mezi složkami 0,17 au; oběžná doba 20 d; 1,5 kpc). Exoplaneta b o poloměru 6 Rz; a hmotnosti ≈0,1 Mj obíhá kolem barycentra dvojhvězdy ve vzdálenosti 0,63 au v periodě 138 d.
Selhání vyhledávacího programu způsobila okolnost, že zmíněná dvojhvězda je součástí kvadrupletu, kde další dvojice Kepler-64 Bab vzdálená od prvního páru ≈1 kau se skládá z hvězd sp. tříd G+K (1,0 + 0,5 M☉; vzdálenost mezi složkami 60 au, stáří 2 Gr). Podobně byla objevena exoplaneta PH-2 b u hvězdy Kepler-86 (12 mag; 5,6 kK; 1,0 R☉; 0,9 M☉; 370 pc). Exoplaneta má parametry: 10 Rz; a = 0,8 au; e = 0,4), takže se nalézá patrně v ekosféře mateřské hvězdy. Během roku tak program Planet Hunters našel 14 exoplanet, které automatické vyhledávání počítačovými programy přehlédlo. Vesměs jde o exotické případy, které znovu poukazují na to, jak omezené jsou naše představy, jak by exoplanetární soustavy měly vypadat.
Navzdory těmto výjimečným případům je statistika objevů exoplanet družicí Kepler zajisté impresivní. Ve třetím roce vědeckého provozu družice se podařilo nalézt dalších 838 nových kandidátů na exoplanety, z nichž velká většina bude zajisté posléze potvrzena. Za rok 2014 přibylo vůči předchozím letům nejvíce exoplanet podobných Zemi (78 %), dále pak superzemí (33 %), neptunů (15 %), jupiterů (13 %) a velejupiterů (9 %). Z toho je patrné, že se metody vyhledávání stávají stále citlivější na méně hmotné planety, které nejspíš v nezkreslené statistice budou nejčetnější. Celkový počet kandidátů na exoplanety vzrostl podle J. Lissauera aj. na 3,6 tisíce a potvrzeno z nich je už 960. Podle P. Tenenbauma aj. však v do poloviny roku 2014 umožnily dokonalejší algoritmy zvýšit tuto kvótu na téměř 10 tis. kandidátů, z nichž téměř 96 % případů se nakonec podaří potvrdit. V září 2014 bylo podle E. Hana aj. potvrzeno již 1,5 tis. exoplanet.
Zhruba dva tucty objevených exoplanet se nachází v ekosférách mateřských hvězd. Z toho nakonec vyplývá, že minimálně každá pátá mateřská hvězda slunečního typu má ve své ekosféře alespoň jednu kamennou planetu. J. Grinspoon dokonce odhaduje, že planet typu Země je v Galaxii více než žijících lidí na Zemi! C. Sagan, F. Drake aj. již v r. 1961 spekulovali, že až polovina hvězd má alespoň jednu exoplanetu, a že každá planetární soustava má alespoň jednu planetu v ekosféře. Dále pak usuzovali, že každá obydlitelná exoplaneta dá na svém povrchu vznik života, který nakonec povede k inteligentním bytostem, které bychom mohli zkontaktovat. Potíž je, že nevíme, zda jsou na příjmu!
P. Pintr aj. odhadli z výsledků družice Kepler četnost exoplanet v ekosférách u hvězd spektrálních tříd F - K a ukázali, že největší šance mají mateřské hvězdy spektrální třídy G, kde pravděpodobnost výskytu exoplanety typu Země v ekosféře dosahuje 11 %, takže právě na tyto hvězdy by se měla soustředit pozornost.
M. Ronco a G. de Alia se zabývali otázkou, které typy protoplanetárních disků dávají největší naději, že v ekosférách mateřských hvězd typu Slunce vzniknou kamenné exoplanety s vysokým obsahem tekuté vody. Simulacemi s různými radiálními hustotními profily ve směru od hvězd k vnějšímu okraji disku o hmotnosti 0,03 M☉ zjistili, že v ekosféře mohou vzniknout až tři exoplanety s hmotností 0,18 – 0,52 Mz při malém radiálním gradientu hustoty disku, a až čtyři exoplanety s hmotnostmi 0,7 – 2,2 Mz při strmém gradientu. V prvním případě dosahuje tekutý vodní oceán hmotnosti až 16násobku hmotnosti pozemského globálního oceánu (3.10-4 Mz). Ve druhém případě stoupá hmotnost vodního oceánu až na >2,3tisícinásobek hmotnosti zemského oceánu! Takové exoplanety mají také obvykle dlouhotrvající atmosféry a deskovou tektoniku, a autoři se proto domnívají, že bychom měli přednostně hledat exoplanety zmíněných parametrů. K tomu se zatím nejvíce hodí metoda objevu zoubků na světelných křivkách gravitačních mikročoček.
L. Jasimeová aj. upozornili, že zatímco ekosféry osamělých hvězd se dají definovat snadno, v soustavách těsných dvojhvězd je výpočet složitý, zejména pro cirkumprimární exoplanety, jež mají výstředné dráhy ovlivněny gravitací druhé složky dvojhvězdy. Autoři propočítali parametry ekosfér pro 64 binárních soustav v blízkosti Slunce, ale výsledek je příznivý, neboť pro exoplanety u 56 soustav našli dlouhodobě stabilní ekosféry. D. Armstrong aj. zjistili, že v databázi družice Kepler se nachází 10 % dvojhvězd, kolem nichž obíhají cirkumbinární exoplanety s poloměrem >10 Rz a oběžnou periodou <300 d. Protože databáze se týká pouze tranzitujících exoplanet, v přepočtu to znamená, že ve skutečnosti bude takových soustav zhruba polovina. Na druhé straně v porovnání s počtem menších cirkumbinárních planet je četnost tak velkých exoplanet nízká.
Jak ukázali A. Dutreyová aj., je i samotný vznik exoplanet ve dvojhvězdných soustavách obtížnější než u osamělých mateřských hvězd. Pokud je rozteč mezi složkami dvojhvězdy <100 au, vznikají konflikty mezi vnitřními cirkumstelárními disky každé složky a vnějším cirkumbinárním diskem. Vnitřní disky se rozplynou během řádově tisíců let, takže na tvorbu exoplanet zbývá je materiál v cirkmubinárnímu disku s životností ≈1 mil. let. Dobrým příkladem je proměnná trojhvězda GG Tau A (140 pc; stáří 1 – 5 Mr) pozorovaná pomocí mikrovlnné aparatury ALMA a rádiointerferometru IRAM. Triplet tvoří osamělá hvězda GG Tau Aa plus ≥35 au vzdálená těsná dvojhvězda GG Tau Ab1+2, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny 4,5 au. Cirkumbinární disk o hmotnosti 0,15 M☉ má podobu prstenu vzdálenému od těžiště soustavy 190 – 280 au a vnějšího disku sahajícího až do vzdálenosti 800 au od barycentra. Autoři pozorovali na vlnové délce 0,45 mm plynoprachový cirkumstelární disk o průměru 7 au kolem složky Aa o hmotnosti 0,001 M☉.
Podrobněji se vznikáním exoplanet ve vícenásobných hvězdných soustavách zabývali J. Wang aj., přičemž ve slunečním okolí, kde máme nejspolehlivější údaje, byla již téměř polovina hvězd vřazena do vícenásobných hvězdných soustav s roztečí složek <1,5 kau. Autoři na základě studia 56 soustav z databáze družice Kepler zjistili, že pokud mají hvězdné složky rozteč <10 au, nachází se na cirkumprimárních drahách 4,5krát méně exoplanet než u soustav osamělých hvězd. Dokonce ještě pro rozteč 1 kau vychází deficit na 1,7 krát méně exoplanet. Zatím se nikdo nepokusil určit, o kolik je potlačována tvorba exoplanet na cirkumbinárních drahách.
A. Howard aj. rozběhli u 10m Keckova teleskopu program vyhledávání planet podobných Zemi v ekosférách hvězd blízkých Slunci. Program nazvali ETA-EARTH jako připomínku parametru éta v proslulé "Drakeově rovnici" odhadující současný výskyt civilizací v Galaxii z r. 1961. Využívají k tomu spektrografu HIRES a jsou překvapivě úspěšní. Ve své práci o exoplanetě Gl 15Ab (≥5,4 M☉; a = 11 mil. km; oběžná doba 11 d) zjistili, že její mateřskou hvězdou je červený trpaslík (And; 8 mag; M 3.5 V; 3,7 kK; 0,4 R☉; 0,4 M☉; 0,03 L☉; vzdálenost 3,6 pc) tvořící dvojhvězdu s druhým červeným trpaslíkem, který obíhá kolem společné těžiště v periodě ≈2 600 let. Exoplaneta b však obíhá příliš blízko k mateřské hvězdě, takže není pro život vhodná. Na druhé straně autoři shrnuli, že již v této chvíli se v okruhu 7 pc od Země podařilo objevit exoplanety u hvězd Ε Eri, Gl:581, 674, 832, 876 a HD 20794. Už teď je zřejmé, že v blízkém okolí Slunce se exoplanety vyskytují zcela běžně, což dává naději, že brzy objevíme blízkou partnerku naší Sluneční soustavy.
O bezmála neuvěřitelných možnostech soudobé astronomické techniky svědčí nepochybně studie S. Ertela aj., kteří pomocí korelátoru PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment) VLTI ESO a interferometru CHARA-FLUOR (Center for High Angular Resolution Astronomy - Fiber Linked Unit for Optical Recombination) na observatoři Mt. Wilson v Kalifornii dosahují v infračervených pásmech H a K úhlového rozlišení až 0,5 obl. milivteřiny! (HST má nejlepší úhlové rozlišení 26 milivteřin!) Autoři těmito aparaturami prohlédli okolí 85 hvězd raných i pozdních spektrálních tříd. Objevili tak exozodiakální světlo u 9 z nich, což je důkazem existence zodiakálních oblaků prachu u hvězd prakticky všech spektrálních tříd. To ovšem poněkud komplikuje přímé zobrazení exoplanet v takových soustavách, protože zaniknou v záři prachových mračen.
V r. 2013 objevil K. Luhman v souhvězdí Plachet pomocí infračervené družice WISE dva k nám nejbližší hnědé trpaslíky Luhman-16 AB (J1049-5319) o rozměrech srovnatelných s Jupiterem ve vzdálenosti 2 pc od Slunce. Obě složky páru jsou od sebe vzdáleny >3 au, takže obíhají kolem barycentra v periodě ≈25 let. V r. 2014 uveřejnili I. Crossfield aj. na základě pozorování spektrografem CRIRES VLT ESO na Paranalu v Chile první mapu oblačného příkrovu přivrácené polokoule trpaslíka B, který žhne při teplotě 1,2 kK. Různé jasné skvrny v atmosféře s amplitudou jasnosti až 20 % v průběhu jediného dne svědčí o bouřlivých jevech v oblacích, které se - až na vysokou teplotu - podobají mapě atmosféry našeho Jupiteru. Rovníková rychlost rotace na povrchu trpaslíka B dosahuje >26 km/s a rotační perioda činí téměř 5 h. Trpaslík A rotuje rychlostí >18 km/s. Samotní hnědí trpaslíci jsou pravděpodobně tekutí. Oba hnědé trpaslíky Luhman-16 AB studovali J. Fahertyová aj. pomocí spektroskopie. V blízkém infračervené oblasti nalezli absorpce Li I a K I a odtud odhadli stáří obou trpaslíků na 0,1 – 3 Gr a jejich hmotnosti na 20 – 65 Mj. Jejich povrchové teploty činí 1,31 a 1,28 kK.
Vzápětí K. Luhman objevil díky téže družici a infračervenému kosmickému teleskopu SST dalšího velmi blízkého (2,2 pc) hnědého trpaslíka v poloze J0855-0714. Prozradil ho jeden z největších vlastních pohybů 8,1″/rok. Má hmotnost 3 – 10 Mj, takže možná jde o osamělou obří exoplanetu s povrchovou teplotou 225 – 260 K, anebo o nejchladnějšího známého hnědého trpaslíka, zařazeného tudíž do sp. třídy Y. J. Beamin aj. však objekt nenašli pomocí aparatury HAWK-1 VLT ESO, z čehož usuzují, že teplota povrchu tohoto trpaslíka nedosahuje ani 250 K. K. Luhman a T. Esplin pokračovali v měření polohy trpaslíka pomocí SST a tak zpřesnili jeho vzdálenost na 2,31 pc a tím nepřímo také povrchovou teplotu v rozmezí 235 – 260 K.
S. Littlefair aj. objevili pomocí aparatury X-Shooter VLT ESO na Paranalu hnědého trpaslíka, který obíhá kolem bílého trpaslíka SDSS J1411+2009 (0,53 M☉; 0,014 R☉; log g = 7,89; 13 kK; 190 pc; 260 Mr). Hnědý trpaslík o hmotnosti 0,05 M☉ má poloměr 0,07 R☉. Celá soustava je navíc zákrytová, což umožňuje lépe určit parametry obou složek. Hnědý trpaslík obíhá kolem bílého trpaslíka ve vzdálenosti 470 tis. km v periodě 2,0 h a zákryty trvají 125 s! Jeho polokoule přivrácená k bílému trpaslíku má teplotu ≈1,4 kK (sp. L8) a odvrácená polokoule 1,0 kK (T7).
Naopak R. de Rosa aj. objevili u jasné hvězdy ζ Delphini (4,7 mag; A3 V; 2,0 R☉; 2,5 M☉; 67 pc; 525 Mr) hnědého trpaslíka vzdáleného plných 910 au a změřili jeho základní parametry: sp. (L5 ±2); 1,65 ±0,2 kK; 50 ±15 Mj.
M. Zapatero-Osorio aj. se věnovali systematickému hledání substelárním objektů v otevřené hvězdokupě Plejády vzdálené od nás 133,5 pc a staré 120 Mr. Zobrazováním v blízké infračervené oblasti spektra tak našli funkci hmotnosti v rozmezí 0,07 – 0,008 M☉, tj. v rozsahu jasností v pásmu J 15,5 – 21,2 mag. Jde jednak o osamělé hnědé trpaslíky sp. třídy L, ale také o osiřelé exoplanety staré zhruba 100 mil. let.
Tyto objevy naznačují, že podle očekávání bude ve vesmíru více hnědých trpaslíků než hvězd!
B. Ma a J. Ge upozornili, že rozhraní mezi obřími planetami a hnědými trpaslíky je poněkud rozmazané, podobně jako rozhraní mezi hnědými trpaslíky a trpasličími hvězdami. Z dosavadních statistik vyplývá, že mezi planetami a hnědými trpaslíky se prostírá poušť hmotností v intervalu 35 – 55 Mj, kde zatím nepozorujeme žádné objekty. Nejde přitom o výběrový efekt, ale o reálný deficit. Pokud jde o průvodce hvězd, tak chybí oběžné periody substelárních objektů <100 d. Hnědí trpaslíci s hmotnostmi nižšími než v poušti pocházejí z protoplanetárních disků a gravitačních nestabilit v nich. Hnědí trpaslíci s hmotnostmi vyššími než na poušti lze zařadit jako zmetky při rozpadu chuchvalců obřích molekulových oblaků na dvojhvězdy. S. Dieterich aj. určili na základě studia údajů o 63 blízkých hvězdách a hnědých trpaslících, že rozhraní mezi mezi hvězdami a hnědými trpaslíky představují efektivní teplota 2,1 kK, poloměr 0,087 R☉ a zářivý výkon 0,001 25 L☉. C. Helligová a S. Casewellová ukázaly, jak se odráží rozdíl mezi hvězdami a hnědými trpaslíky v jejích atmosférách. Při teplotách atmosfér ≤2,8 kK se v nich vytvářejí molekulová mračna, což je specifické právě pro hnědé trpaslíky.
Dátum poslednej zmeny: 26. februára 2017