Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 03. septembra 2012
L. Hebb aj. zjistili, že tranzitující exoplaneta typu Jupiter (1,3 Rj; 1,2 Mj) u hvězdy WASP-19 v souhvězdí Plachet (12 mag; sp. G8 V; teplota 5,5 kK; rotační per 10,5 d; metalicita Z = 0,1; vzdálenost 250 pc; 0,9 R☉; 0,95 M☉; 0,7 L☉; stáří 600 mil. let) má zatím nejkratší oběžnou dobu 19 h a při výstřednosti e = 0,005 obíhá kolem hvězdy v průměrné vzdálenosti 2,5 mil. km. Je tedy ohřáta na velmi vysokou teplotu a nepochybně se po spirále blíží k mateřské hvězdě, kterou přitom přenosem hmoty roztáčí na vyšší obrátky. Je zcela jisté, že v astronomicky dohledné době se exoplaneta rozplyne v žáru mateřské hvězdy.
D. Anderson aj. objevili extrémně řídkou tranzitující exoplanetu s hustotou jen 13 % hustoty vody (o řád nižší než Jupiter) u hvězdy WASP-17 (Sco; 12 mag; sp. F6 V; 6,6 kK; 300 pc; 1,4 R☉; 1,2 M☉). Exoplaneta o hmotnosti 0,5 Mj a poloměru 2 Rj má teplotu 1,6 kK. Jde o první známou planetu, která obíhá kolem mateřské hvězdy retrográdně (sklon vůči rotační ose hvězdy je 167°) po téměř kruhové dráze (e = 0,03) v periodě 3,74 d ve vzdálenosti 7,7 mil. km. Je zřetelně nafouklá jak vlivem silného ozáření mateřskou hvězdou tak slapovým ohřevem jejího nitra. D. Bayliss aj. potvrdili retrográdní dráhu pozorováním pomocí spektrografu u 6,5m teleskopu Magellan na Las Campanas, a dále zjistili, že exoplaneta prodělala migraci vůči mateřské hvězdě.
D. Queloz aj. pozorovali pomocí spektrografu HARPS ESO a kamery Eulerova 1,2m dalekohledu na La Silla transit exoplanety, která obíhá kolem mateřské hvězdy WASP-8 (Scl; poloha 2359-3502; 10 mag; G8 V; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 0,8 L☉; 5,6 kK; Z = 0,17; 87 pc; stáří 4 Gpc). Hvězda je jasnější složkou velmi široké (rozteč 4,8″) dvojhvězdy (průvodce o teplotě 3,7 kK je hvězdou 15 mag ve vzdálenosti 600 AU od primární složky). Na základě měření radiálních rychlostí i fotometrie z let 2006-8 odvodili poloměr 1,0 R☉ a hmotnost exoplanety 2,2 Mj jakož i délku velké poloosy oběžné dráhy 12 mil. km při výstřednosti 0,31. Překvapením je sklon rotační osy exoplanety 123° vůči normále k oběžné rovině, což znamená, že exoplaneta obíhá kolem hvězdy retrográdně. To může nejspíš souviset s podvojností hvězd a následným složitým dynamickým vývojem celé soustavy
Podobně J. Winn aj. odhalili retrográdní dráhy exoplanety o relativně nízké hmotnosti (0,08 Mj = 26 Mz) a poloměru (0,4 Rj = 4,7 Rz) u hvězdy HAT-P-11 (10 mag; sp. K4 V; 0,75 R☉; 0,8 M☉; 0,3 L☉; Z = 0,3; rotační per 29 d; 38 pc; stáří 6,5 Gr), kolem níž exoplaneta obíhá po výstředné (0,2) dráze s velkou poloosou 8 mil. km v periodě 4,9 d. K tomu jim pomohlo pozorování Rositterova-McLaughlinova efektu v profilech spektrálních čar pozorovaných spektrografem HIRES u Keckova desetimetru během tranzitů exoplanety přes hvězdný disk. Dostali tak totiž sklon rotační osy exoplanety k normále oběžné dráhy 103°, což docela připomíná sklon rotační osy Uranu vůči ekliptice.
S. Vogt aj. oznámili objev tří exoplanet u blízké hvězdy slunečního typu 61 Vir (5,5 mag; sp. G5 V, 5,6 kK; rotační per. 29 d; Z = -0,02; 8,6 pc; 0,9 R☉; 0,95 M☉; 0,85 L☉; stáří 6,5 mld. let), kterou sledovali po dobu 16 let fotometricky a téměř 5 let měřili změny její radiální rychlosti. Exoplanety obíhají kolem mateřské hvězdy v drahách o poloosách 0,05; 0,22 a 0,48 AU a výstřednostech 0,12; 0,14 a 0,35 v periodách 4,2; 38 a 124 dnů a mají po řadě minimální hmotnosti 5, 18 a 23 Mz.
J. Southworth aj. úmyslně rozostřovali dánský 1,5m teleskop na La Silla a italský Cassiniho 1,5m dalekohled na observatoři v Loianu při sledování světelné křivky tranzitů u hvězdy WASP-2. Při 120s expozicích pokrývaly obrazy hvězdy tisíce pixelů zobrazovacího čipu, což umožnilo zmenšit střední chybu měření jasnosti na 0,4 milimagnitudy. Odtud odvodili pro exoplanetu doprovázející hvězdu WASP-2 zlepšené parametry 1,0 Rj; 0,85 Mj a povrchovou teplotu 1,3 kK.
G. Gébrard aj. pozorovali ve dnech 13./14. ledna 2010 pomocí kamery IRAC SST tranzit exoplanety u hvězdy HD 80606 (UMa, 9 mag; G5 V; 1,0 R☉; 1,0 M☉; 58 pc). Souběžně byla hvězda monitorována spektroskopicky pomocí spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii. Jde patrně o vůbec nejdelší tranzit (11,9 h) kdy zjištěný, protože nastává u exoplanety s oběžnou dobou plných 111,4 d. Tranzit přitom začal o 20.min dříve, než nabízela tehdejší efemerida. Jelikož zákryt exoplanety hvězdou trvá jen 1,85 h, je zřejmé, že exoplaneta obíhá po dráze o největší známé výstřednosti mezi exoplanetami (e = 0,93!) při délce velké poloosy 0,45 AU. To znamená, že v periastru se ke hvězdě přibližuje na pouhých 4,5 mil. km, kdy se rozpaluje na 1,5 kK, zatímco v apastru se vzdaluje na 0,88 AU, což má za následek velmi proměnný ohřev jejího povrchu. Navíc je její rotační osa skloněná o 42° ke kolmici k oběžné rovině, což zvyšuje rozkmit sezónních změn teploty na obou polokoulích. Exoplaneta je stejně velká jako Jupiter, ale má 4krát větší hmotnost a hustotu srovnatelnou se Zemí!
H. Deeg aj. nalezli tranzitující obří exoplanetu u hvězdy CoRoT-9 (Ser; 13,7 mag; G3 V; 5,6 kK; 460 pc; 0,9 Ro; 1,0 M☉; Z = -0,01), která kolem ní obíhá po dráze o poloose 0,4 AU a výstřednosti 0,1 v periodě 95 d, takže její teplota se pohybuje v rozmezí 250 – 430 K. Exoplaneta má poloměr 1,05 Rj a hmotnost 0,84 Mj, takže její střední hustota je srovnatelná s hustotou vody. Trvání tranzitu přesahuje 8 h.
R. Barnes aj., D. Valencia aj. a A. Lanza aj. ukázali, že kolem hvězdy CoRoT-7 (Mon; 12 mag; G9 V; 5,3 kK; 0,9 R☉; 0,9 M☉; rotační per. 23,5 d; Z = 0,03; 150 pc) obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 2,55 mil. km a v periodě 20 h kamenná exoplaneta o poloměru 1,65 Rz a hmotnosti 5 Mz. Exoplaneta o hustotě srovnatelné se Zemí se vinou silných slapů od mateřské hvězdy ohřívá a současně brzdí, takže je prakticky jisté, že její povrch se neustále mění vinou mocného vulkanismu v daleko větším rozsahu, než jak to pozorujeme u Jupiterovy družice Io. Exoplaneta tak ztrácí každou sekundu zhruba 100 kt plynu. To znamená, že už asi nemá atmosféru z vodíku a hélia, jejíž životnost by nepřekročila 1 mil. roků. Možná, že jde o plynného obra s malým jádrem, jenž o svou plynovou slupku už z větší části přišel. Proto se L. Kaltenegger aj. domnívají, že povrch exoplanety pokrývá tekutý magmatický oceán, což by se dalo ověřit pomocí identifikace molekul SO2 v jejím spektru.
Vzápětí B. Jackson aj. odhalili u téže hvězdy druhou exoplanetu o hmotnosti 12 Mz, jež obíhá po slabě výstředné dráze ve vzdálenosti 6,8 mil. km v periodě 3,7 d. Po několika měsících oznámili A. Hatzes aj. že kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze o poloměru 12 mil. km ještě třetí exoplaneta o hmotnosti 17 Mz v periodě 9 d. Kupodivu je tento vysoce kompaktní planetární systém stabilní po dobu minimálně několika set milionů let. H. Bruntt aj. využili spektrografů HARPS na La Silla a UVES VLT na Paranalu ke zlepšení údajů o mateřské hvězdě, která rotuje extrémně pomalu (1,2 km/s), má metalicitu Z = 0,12 a její stáří se pohybuje v rozmezí 1,2 – 2,3 Gr. Pro hustotu prvně objevené exoplanety jím vyšla vysoké hodnota 7,2násobek hustoty vody. Družice CoRoT tak stihla do léta 2010 nalézt již celkem 15 exoplanet.
Podobně dopadá dle S. L. Li aj. také exoplaneta WASP-12b, která obíhá kolem mateřské hvězdy (Aur; 11,7 mag; sp. G0 V; vzdálenost 270 pc; 6,3 kK; 1,6 R☉; 1,35 M☉; Z = 0,3) v periodě 26 h po dráze o poloose 3,3 mil. km a výstřednosti 0,05, má hmotnost 1,4 Mj a je nafouklá na poloměr 1,8 Rj, takže její střední hustota představuje jen 33 % hustoty vody. Následkem ohřevu na teplotu 2,5 kK (!) a rozpínání ztrácí ročně 10-7 Mj své hmoty a bude pohlcena hvězdou během nejbližších 10 milionů let.
Do objevování exoplanet se dala s mimořádným úspěchem družice Kepler, vypuštěná NASA v březnu 2009. jež měří s vysokou přesností a opakovaně v krátkých intervalech změny jasnosti asi 156 tis. hvězd v souhvězdích Labutě a Lyry na ploše 105 čtv. stupňů s cílem odhalit tranzitující exoplanety. První výsledky přehlídky byly zveřejněny W. Boruckim aj. počátkem února 2010 a jsou více než obdivuhodné. Jednoznačné transity exoplanet přes kotoučky mateřských hvězd dokázala družice Kepler odhalit už za 6 týdnů od zahájení měření. První přesné parametry tranzitujících exoplanet u hvězd Kepler-4 až -7 poukázaly na obrovský potenciál této družice; ostatně v polovině r. 2010 už družice odhalila alespoň jednu exoplanetu u 306 mateřských hvězd. Kepler navíc získává výborné výsledky pomocí asteroseismologie řady hvězd a objevuje na běžícím pásu nejrůznější typy proměnných hvězd.
M. Holman aj. objevili v prvních soustavných údajích z družice Kepler dvě tranzitující exoplanety (délky tranzitů 3,8 a 4,1 h) a o poloměrech a hmotnostech srovnatelných se Saturnem (0,84 Rj; 0,25 Mj a 0,8 Rj; 0,17 Mj), jež obíhají kolem mateřské hvězdy Kepler-9 (1,1 R☉; 1,0 M☉; vzdálenost 700 pc) ve vzdálenostech 0,14 a 0,22 AU. Jejich oběžné doby 19,2 a 38,9 dne se však neustále mění, tj. bližší exoplaneta se urychluje o 4 minuty za každý oběh a druhá se naopak o 39 minut opožďuje, což svědčí o tom, že se obě exoplanety navzájem gravitačně významně ovlivňují (jde o učebnicovou ukázku problému tří těles v gravitační teorii). Autoři odtud usuzují, že nakonec se oběžné doby obou exoplanet ustálí v rezonanci 1:2. Po odečtení zmíněného ovlivňování pak zjistili, že v soustavě se zřejmě nachází ještě třetí exoplaneta o poloměru 1,5 Rz a hmotnosti <7 Mz, obíhající těsně u mateřské hvězdy v periodě 1,6 dne. Odhadli, že tato nejbližší exoplaneta má povrch rozpálený na 2,2 kK.
S. Poddaný aj. referovali o zřízení on-line databáze pro světelné křivky tranzitujících exoplanet (var2.astro.cz/ETD/index.php), která funguje péčí Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti od srpna 2008 a stala se v současné době mezinárodní referenční databází pro všechna fotometrická měření tranzitů. Čeští astronomové do ní přispívají neuvěřitelnou pětinou všech pozorování.
J. Johnson aj. nalezli pomocí spektrografu HIRES u Keckova desetimetru 7 obřích exoplanet (>1 M☉; velké poloosy drah >1 AU) typu Jupiter u podobrů spektrální třídy A. Poloměry podobrů se pohybovaly v rozmezí 3,4 – 6,1 R☉; hmotnosti 1,1 – 1,9 M☉ a metalicity v pásmu -0,2 – +0,2. E. Bowler aj. měřili po dobu 5 let změny radiálních rychlostí 31 podobrů sp. tříd A a F s hmotnostmi 1,5 – 2,0 M☉ a zjistili, že 26 % hvězd zkoumaného vzorku má alespoň jednu exoplanetu o hmotnosti Jupiteru do vzdálenosti 3 AU od hvězdy. To je 3,7krát vyšší četnost než zastoupení exoplanet typu Jupiter u hvězd slunečního typu. Jinými slovy relativně nevýznamné zvýšení hmotnosti mateřské hvězdy výrazně zvyšuje pravděpodobnost výskytu obřích exoplanet v jejich okolí.
I. Han aj. vybrali pro změnu 55 jasných (< 5 mag) obrů sp. tříd K0-K4 a hledali mezi nimi metodou změn radiálních rychlostí potenciální exoplanety pomocí 1,8m reflektoru BOAO v Jižní Koreji. Uspěli v případě hvězdy γ1 Leo (2,3 mag; KO III; 4,5 kK; 180 L☉; 38 pc; 32 R☉; 1,2 M☉; Z = -0,5), kolem níž obíhá exoplaneta o minimální hmotnosti 9 Mj ve vzdálenosti 1,2 AU po dráze s výstředností 0,14 v periodě 1,17 roku.
A. Correia aj. využili přesných spektrometrů HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a HIRES Keck na Mauna Kea k objevu další exoplanety u hvězdy GJ 876 (=IL Aqr; 10 mag; sp. M4 V; 3,4 kK; 0,4 R☉; 0,3 M☉; 13 mL☉; Z = 0,05; vzdálenost 4,7 pc), takže tato exoplanetární soustava obsahuje již dříve nalezené obří exoplanety o hmotnostech 0,8 a 2,6 Mj se sklony 48° a 49°, velkými poloosami 0,13 a 0,21 AU; v orbitální rezonanci 1:2 (periody 30,4 a 61,1 d), a nově exoplanetu o hmotnosti >6 Mz, obíhající mateřskou hvězdu po dráze o velké poloose 3,2 mil. km s oběžnou dobou 1,9 d a výstředností 0,13. Autoři též ukázali, že systém je dlouhodobě stabilní po dobu delší než 5 mld. let. Vzápětí E. Rivera aj. odvodili z více než dvanáctileté přehlídky exoplanet pomocí spektrografu HIRES/Keck parametry další exoplanety: hmotnost 15 Mz; oběžná doba 124 d, výstřednost dráhy 0,2. Autoři však dostali pro všechny exoplanety jiný sklon dráhy 60°. V každém případě jde o vůbec nejbližší cizí planetární soustavu, kterou známe, takže může do budoucna sloužit jako základ pro srovnávání s ostatními planetárními soustavami.
N. Haghighipour aj. využili téhož spektrografu k určení parametrů exoplanety, jež obíhá kolem hvězdy HIP 57050 (12 mag; M4 V; 3,2 kK; 0,4 R☉; 0,3 M☉; 0,01 L☉; rotační per. 98 d!; 11 pc; Z = 0,32). Zatímco hvězda se vyznačuje rekordní metalicitou ve slunečním okolí, exoplaneta o hmotnosti >0,3 Mj a teplotě 230 K překvapuje poklesem jasnosti hvězdy během tranzitu o plných 7 %. Kolem hvězdy obíhá po dráze o výstřednosti 0,3 a velké poloose 0,16 AU v periodě 41 d.
Neméně zajímavý objev pomocí spektrografu HARPS popsali J. Cabrera aj., když změřili křivku radiálních rychlostí pro hvězdu CoRoT-13 (15 mag; sp. G0 V; 6 kK; 1,0 R☉; 1,1 M☉; Z = 0; vzdálenost 1 kpc!; stáří 0,1 – 3,2 mld. r.). Odtud vyplynulo, že kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,05 AU od hvězdy a v periodě 4 d exoplaneta o hmotnosti 1,3 Mj, ale poloměru jen 0,9 Rj, tj. o střední hustotě 2,3krát vyšší než voda! To prakticky znamená, že exoplaneta má kamenné jádro o hmotnosti minimálně 140 Mz a maximálně dokonce 300 Mz - jde tedy o zatím nejhmotnější známou kamennou planetu ve vesmíru, která si ovšem přisvojila úctyhodně hmotnou plynnou obálku.
R. Dawson a D. Fabrycky nalezli přesnější metodou rozpletení oběžných period vícenásobné planetární soustavy kolem jasné hvězdy 55 Cnc (6 mag; G8 V; 5,4 kK; 1,15 R☉; 0,95 M☉; 12 pc; Z = 0,3; stáří 8 Gr), že v pořadí 4. objevená exoplaneta o hmotnosti >8 Mz obíhá kolem trpasličí hvězdy v rekordně krátké periodě 17,75 h. Potvrdili také, že první dvě objevené planety (c + d) mají oběžné doby v rezonanci 2 : 1.
B. McArthurová aj. pořizovali v rychlém sledu spektra jasné hvězdy ε And (= HD 9826; 4 mag; F8 V; 6,1 kK; 1,7 R☉; 1,3 M☉; 14 pc; Z = 0,1; 3 Gr) spektrografem HRS 9,2m teleskopu HET a doplnili je o starší záznamy radiálních rychlostí hvězdy z teleskopů FGS HST, 3m Lick, 2,7m HJS; 1,5m AFOE a ELODIE 1,9m OHP. Odtud nalezli revidované hmotnosti exoplanet c (14 Mj) a d (10 Mj). Pro exoplanety b, c, a d dostali po řadě oběžné periody 4,6 d, 241 d a 3,5 roku; velké poloosy drah 9 mil. km, 0,83 AU a 2,5 AU a výstřednosti 0,01; 0,24 a 0,32.
I. Boisse aj. uveřejnili údaje o jednom z prvních objevů exoplanety pomocí přehlídky superpřesným spektrografem SOPHIE, jenž se stal nástupcem ELODIE u francouzského 1,9m teleskopu OHP. Z měření radiálních rychlostí od října 2006 tak nalezli exoplanetu u hvězdy HD 109246 (9 mag; G0 V; 6 kK; 1 R☉; 1 M☉; Z = 0,1; vzdálenost 66 pc). Exoplaneta o hmotnosti >0,8 Mj obíhá kolem této hvězdy po mírně výstředné dráze (e = 0,1) o velké poloose 0,3 AU v periodě 68 d.
D. Ségransan aj. měří dlouhodobě pomocí spektrografu CORALIE u 1,2m Eulerova teleskopu na La Silla radiální rychlosti více než 1,6 tis. hvězd sp. tříd F8 - Ko z katalogu HIPPARCOS do vzdálenosti 50 pc s přesností lepší než 10 m/s. Zatím se jim podařilo objevit touto cestou přes 50 exoplanet.
V roce 2010 zveřejnili údaje o třech hvězdách, jež mají za průvodce obří exoplanety s oběžnou dobou přes 1 tis. dnů. V prvním případě hvězdy HD 147018 (TrA; 9 mag; G9 V; 5,4 kK; 0,9 M☉; Z = 0,1; 43 pc, stáří 12,6 Gr!) jde dokonce o dvě exoplanety, z nichž první o hmotnosti >2 Mj se nachází těsně u hvězdy, neboť obíhá po protáhlé (e = 0,47) dráze s oběžnou dobu jen 44 d a délkou velké poloosy 36 mil. km. Naproti tomu druhá exoplaneta o hmotnosti >7 Mj obíhá po dráze s velkou poloosou 1,9 AU a výstředností 0,13 v periodě 2,8 let. Další ze sledovaných hvězd HD 171238 (Sgr; 9 mag; G8 V; 5,5 kK; 0,9 M☉; 50 pc; Z = 0,2; stáří 5 Gr) má za průvodce exoplanetu s hmotností 4 Mj, jež obíhá kolem hvězdy po dráze o velké poloose 2,5 AU a výstřednosti 0,4 v periodě 4,2 let. Poslední ze zmíněné trojice HD 204313 (Cap; 8 mag; G5 V; 5,8 kK; 1,0 M☉; 47 pc; Z = 0,2; stáří 4 Gr) je doprovázena exoplanetou o hmotnosti 4 Mj, která obíhá kolem hvězdy po dráze o velké poloose 3,1 AU a výstřednosti 0,2 v periodě 5,3 roku.
T. Metcalfe aj. se věnují od r. 2007 sledování magnetické aktivity hvězd slunečního typu na jižní polokouli. Používají k tomu měření změn intenzity čar vápníku H a K podle metody vyvinuté už před několika desetiletími na Mt. Wilsonu. Odtud je všeobecně známo, že hvězdy slunečního typu mívají cykly aktivity s periodami 2,5 – 25 roků, jež souvisejí jednak s rychlostí rotace hvězdy, ale i s rozdíly v hmotnostech a stáří hvězd. Během zmíněné přehlídky objevili hvězdu ι Horologii (5 mag; F8 V; 17 pc) s dosud nejkratší známou periodou magnetické aktivity 1,6 roku. Hvězda je ovšem pozoruhodná i tím, že kolem ní obíhá exoplaneta o hmotnosti >2,2 Mj v periodě 311 d po dráze s velkou poloosou 0,9 AU, periastrem 0,7 Mj a výstředností dráhy 0,2. Není tedy příliš pravděpodobné, že by za extrémně krátkou periodu magnetické aktivity hvězdy mohla obří exoplaneta; spíše jde o závislost délky této periody na spektrální třídě.
M. Hermán-Obispo aj. sledovali po dobu několika roků pomocí teleskopů CAHA (2,2m; Almeria, Španělsko) a TNG (3,6m; La Palma) mladou (35 – 80 Mr) aktivní trpasličí hvězdu BD+20 1790 (sp. K5 V; 4,4 kK; 0,7 R☉; 0,6 M☉; 0,2 L☉; 25 pc; Z = 0,3) která se vyznačuje jak proměnným výskytem skvrn ve fotosféře, tak protuberancemi a chromosférickými erupcemi, navzdory tomu, že rotuje pomalu (>10 km/s). Přitom však objevili kolísání její radiální rychlosti s poloviční amplitudou 1 km/s jakož i periodické kolísání jasnosti hvězdy ve dvou barevných filtrech. I když značná část těchto variací souvisí se zmíněnou aktivitou mladé hvězdy, podařilo se jim v těchto údajích objevit periodu 7,8 dnů, kterou lze dobře vysvětlit výskytem hmotné (>6 Mj) exoplanety, obíhající kolem mateřské hvězdy po mírně výstředné (e = 0,1) dráze o velké poloose 10 mil. km.
Projekt autorů nebyl ovšem zaměřen na důkaz existence exoplanety, protože všechny hvězdy, u nichž byly objeveny exoplanety metodou kolísání radiálních rychlostí, jsou starší než 1 mld. let, takže jejich hvězdná aktivita se dostatečně zmírnila, aby neohrozila věrohodnost identifikace exoplanet. Výskyt této hmotné a těsné exoplanety se navíc projevuje zvýšením aktivity mateřské hvězdy, takže jde v podstatě o jedinečný objev. Jak totiž ukázali K. Poppenhaegerová aj., kteří zkoumali 72 blízkých hvězd s exoplanetemi, ani v jednom případě nezjistili, že by exoplaneta ovlivňovala magnetickou aktivitu své hvězdy.
E. Snellen aj. získali pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO sérii 51 infračervených spekter hvězdy HD 209458 (Peg, 7,6 mag; G0 V; 1,1 M☉; 47 pc), kolem níž obíhá v periodě 3,5 d exoplaneta o poloměru 1.3 Rj a hmotnosti 0,6 Mj na téměř kruhové dráze s poloměrem 6,75 mil. km. Tato jedinečná exoplaneta byla objevena nejprve metodou radiálních rychlostí a posléze potvrzená také díky tranzitům v trvání 3,2 h. V čarách CO v atmosféře exoplanety se podařilo pozorovat Dopplerovy posuvy, které odpovídaly proměnné projekci oběžné rychlosti exoplanety (140 km/s) do směru zorného paprsku, ale též rychlostem zonálních větrů, jež nepřetržitě vanou mezi osvětlenou a temnou polokoulí exoplanety.
J. Linsky aj. pořídili spektra exoplanety v různých fázích pomocí spektrografu COS HST a ukázali, že ultrafialové čáry C II a Si III během tranzitů vždy zeslábly. Exoplaneta totiž zakrývá 8 % plochy disku mateřské hvězdy. Exoplaneta je výrazně nafouklá vinou blízkosti k mateřské hvězdě, která její povrch ohřívá na 1,1 kK, přičemž podle zmíněné spektroskopie ztrácí hmotu tempem 300 tis. t/s, což dává exoplanetě vzhled obří komety s chvostem. Navzdory tomu lze spočítat, že se exoplaneta zcela vypaří teprve za bilión let! J. Beaulieu aj. objevili pomocí SST během tranzitu exoplanety v její atmosféře vodní páru, jež se podílí 1,5 % na celkové hmotnosti atmosféry. Jak patrno, jde tedy o exoplanetu s vhodnými prekurzory života, podobně jako se to už dříve podařilo zjistit u exoplanety HD 189733b v souhvězdí Lištičky.
G. Fritz Benedict aj. určovali parametry dvou substelárních objektů (b + c) u hvězdy HD 38529 (6 mag; G4 IV; 5,7 kK; rotační perioda 32 d; vzdálenost 40 pc; 2,4 R☉; 1,5 M☉; Z = 0,3; stáří 3,3 Gr) pomocí měření její křivky radiální rychlostí obřím 9,2m teleskopem HET v Texasu po dobu 11 let a dále astrometrií pointerem FGS HST. Exoplaneta b o hmotnosti >0,85 Mj obíhá kolem hvězdy po eliptické dráze s poloosou 0,13 AU a výstředností 0,25 v periodě 14 d. Hnědý trpaslík c má hmotnost >18 Mj a obíhá kolem hvězdy po protáhlé dráze s velkou poloosou 3,7 AU a výstředností 0,36 v periodě 5,8 let.
S. Vogt aj. sledovali po dobu 11 let radiální rychlosti blízké trpasličí hvězdy Gl 581 (Lib; 10,5 mag; sp. M3 V; 3,5 kK; 0,3 R☉; 0,3 M☉; Z = -0,3; 6 pc; stáří ±9 mld. r.) pomocí spektrografu HIRES Keckova 10m teleskopu a v kombinaci s již publikovanými měřeními spektrografu HARPS z observatoře ESO La Silla potvrdili existenci již dříve objevených exoplanet s oběžnými dobami 5,4; 12,9; 3,15 a 67 d. Navíc však našli v křivce radiálních rychlostí hvězdy známky existence 5. exoplanety Gl 581f s hmotností >7 Mz, jež kolem hvězdy obíhá ve vzdálenosti 0,76 AU v periodě 433 d. Uvedli, že se v soustavě vyskytuje ještě šestá exoplaneta Gl 581g s hmotností >3 Mz obíhající kolem hvězdy ve vzdálenosti 0,15 AU v periodě 37 d. V tom případě by šlo o první exoplanetu terestrického typu nacházející se v ekosféře hvězdy, protože její rovnovážná teplota by činila asi 230 K. Z toho vyvodili optimistický odhad, že Mléčná dráha oplývá planetami zemského typu, jež se nacházejí v ekosférách dlouhožijících trpasličích hvězd hlavní posloupnosti. Naneštěstí F. Pepe aj., kteří se podíleli na měřeních u spektrografu HARPS, existenci planety Gl 581g nepotvrdili; jde zřejmě o výpočetní artefakt méně přesných měření spektrografu HIRES.
Přesto se zastánci možného výskytu životodárné exoplanety v této soustavě ještě nevzdávají. R. Woodsworth aj. a P. von Paris aj. uveřejnili nezávislé studie, naznačující, že exoplaneta Gl 581d se nachází na vnějším okraji ekosféry. Jejich modelové výpočty naznačují, že za předpokladu >5 % zastoupení CO2 v její atmosféře by teplota na povrchu této nadZemě (>5,6 Mz; kruhová dráha o poloměru 0,22 AU; oběžná doba 67 d) překročila hodnotu 273 K.
V r. 2009 oznámili S. Pravdo a S. Shaklan, že z astrometrie hvězdy získali důkazy o existenci exoplanety s hmotností 6 Mj, která obíhá kolem hvězdy VB 10 (Aql; 19,5 mag; M8 V; 2,8 kK; 5,7 pc; 0,1 R☉; 0,075 M☉) v periodě 0,74 roku. Jenže J. Bean aj. nyní měřili radiální rychlost hvězdy, jejíž hmotnost se pohybuje těsně kolem hranice mezi hvězdami a hnědými trpaslíky, pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO a nenašli žádnou proměnnost během 0,6 roku měření, čímž je existence exoplanety vyvrácena.
Jak uvedli R. Heller aj., dosud jediným známým zákrytovým systémem hnědých trpaslíků je objekt 2MASS J0535-0546, jehož složky kolem sebe obíhají po dráze s velkou poloosou 4,8 mil. km a výstředností 0,32 v periodě 9,8 d. Primární složka o hmotnosti 0,057 M☉ a poloměru 0,7 R☉ je přitom nepatrně chladnější (2,7 kK) než složka sekundární (0,037 M☉; 0,5 R☉; 2,8 kK). Svítivost složek činí po řadě 9.1024 W a 7.1024 W a zatímco primár má rotační periodu 3,3 d, tak sekundár rotuje v periodě 14 d. Autoři odhadli stáří soustavy na 1 mil. roků. Jenže vzápětí K. Allers aj. odhalili pomocí Keckova 10m vybaveného adaptivní optikou pár mladých hnědých trpaslíků SDSS J2249+0044 AB (vzdálenost 54 pc) s úhlovou roztečí složek 0,3″ (lineární rozteč >17 AU) o hmotnostech 0,03 a 0,02 M☉ se spektry L3 a L5. Stáří soustavy odhadli na 100 mil. roků.
V tomto odstavci bych se chtěl ještě zmínit o ojedinělém objevu exoplanety zkoumáním variací minim zákrytové dvojhvězdy QS Vir (15 mag; sp. DA + M3 V; 0,01 R☉ + 0,4 R☉; 0,8 + 0,4 M☉; 14 + 3 kK; vzdálenost 48 pc). Z těchto parametrů vyplývá, že jde o kataklyzmickou dvojhvězdu, jejíž hmotnější složkou je bílý trpaslík a jeho průvodcem hvězda hlavní posloupnosti. Obě složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze o poloměru 840 tis. km v periodě 3,5 h. Jde o tzv. přezimující kataklyzmickou dvojhvězdu, protože červený trpaslík na hlavní posloupnosti v současné době vyplňuje svůj Rocheův lalok. Nicméně oběžná perioda kolísá a odtud se podařilo spočítat, že kolem dvojhvězdy obíhá exoplaneta o hmotnosti >6 Mj ve vzdálenosti 4 AU a v periodě 8 roků. Nepochybně je podobných případů více, takže studium kolísání period velmi těsných dvojhvězd nabývá tímto objevem příležitost, jak rozvinout další dosti účinnou metodu objevování exoplanet.
A. Lagrange aj. a S. Quanz aj. zobrazili pomocí aparatury NACO VLT ESO na snímcích známé hvězdy s prachovým diskem β Pictoris (A5 V; 1,75 M☉; 9 L☉; 19 pc; stáří 10 mil. r.), pořízených v letech 2003 a 2009 vždy v listopadu, exoplanetu o hmotnosti 9 Mj ve vzdálenosti 8 – 15 AU od hvězdy, tj. s oběžnou periodou 17 – 33 let. Bez ohledu na nejistotu obou hodnot je zřejmé, že exoplaneta se nalézá za tzv. sněžnou čarou, tj. voda se tam vyskytuje jen v podobě amorfního nebo krystalického ledu. Prachový disk zobrazovaný na infračervených snímcích okolí hvězdy však sahá až do vzdáleností stovek AU.
D. Lafrenićre aj. našli u mladičkého (stáří 5 mil. let) analogu Slunce 1RXS J1609-2105 v hvězdné asociaci horního Štíra (vzdálenost 145 pc) průvodce o hmotnosti 8 Mj v úhlové vzdálenosti 2,2″, tj. v lineární vzdálenosti 330 AU, který se prozradil společným vlastním pohybem s mateřskou hvězdou a také vysokou povrchovou teplotou 1,8 kK. Zdá se téměř neuvěřitelné, že tak hmotný objekt mohl vzniknout v tak velké vzdálenosti od mateřské hvězdy. Autoři zároveň konstatovali, že v okolí hvězdy v rozmezí 50 – 440 AU se žádné další těleso s hmotností 1 – 8 Mj nenachází.
E. Serabyn aj. zaclonili 5,1m zrcadlo Haleovy observatoře na Mt. Palomaru na průměr 1,5 m a docílili tak difrakčního zobrazení poloh tří exoplanet u hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; A5 V; 7,4 kK; 1,3 R☉; 1,5 M☉; Z = -0,5; 39 pc; stáří 100 Mr), které byly poprvé pozorovány Keckovým desetimetrem v září 2008. Exoplanety měly v infračerveném pásmu K 13 – 14 mag a tento úspěch dává naději pro podobná zobrazení také dalších exoplanet úhlově dostatečně vzdálených od svých mateřských hvězd.
C. Marois aj. ostatně pokračovali v zobrazování exoplanet v této velmi mladé soustavě pomocí infračervené kamery Keckova teleskopu II i v letech 2009-10, kdy se jim podařilo objevit u této hvězdy navíc čtvrtou exoplanetu (e) o hmotnosti 7 – 10 Mj, jež obíhá v periodě přibližně 50 let ve vzdálenosti 14,5 AU od hvězdy, tj. v úhlové vzdálenosti 0,37″. Její zářivý výkon v infračerveném pásmu dosahuje 2.10-5 L☉. Zmínění autoři dále určili rozmezí pásu planetek v této podivuhodné soustavě od 6 do 15 AU a vnitřní hranici vnějšího chladného disku na 90 AU. Halo jemných částic pak sahá až do vzdálenosti 1 tis. AU od hvězdy. Poměry vzdáleností čtyř obřích planet se podobají týmž poměrům v naší Sluneční soustavě pro obří planety od Jupiteru až po Neptun, ale měřítko soustavy v Pegasovi je zhruba dvojnásobné. Tak např. sněhová čára ve Sluneční soustavě se nachází ve vzdálenosti 2,7 AU od Slunce, kdežto u HR 8799 je odsunuta až k 6 AU. Morfologii soustavy HR 8799 nedokáže vysvětlit žádná ze stávajících domněnek o původu planet, takže máme před očima kabinetní ukázku toho, jak jsou naše pokusy objasnit nečekanou pestrost exoplanetárního světa v Galaxii zatím velmi kusé.
C. Thalmann aj. využili 8,1m japonského teleskopu Subaru k přímému zobrazení průvodce pozdního trpaslíka GJ 758 (dG9; 0,9 R☉; 1,0 M☉; 15 pc), který kolem trpaslíka obíhá v úhlové vzdálenosti 1,9″, tj. ve vzdálenosti >29 AU. Hmotnost průvodce s infračervenou jasností H = 19,3 mag odhadli na 10 – 40 Mj, takže jde buď o obří exoplanetu, anebo spíše hnědého trpaslíka. Jelikož jeho teplota činí zhruba 500 K (teplota na osvětlené straně Merkuru dosahuje 700 K), jde o zatím nejchladnějšího známého průvodce hvězdy slunečního typu. I když většina parametrů není příliš přesná, autoři odhadují, že jde o hnědého trpaslíka sp. třídy T9, který obíhá kolem hvězdy po eliptické dráze s poloosou 55 AU a výstředností dráhy 0,7 v periodě 290 let. Kromě toho se autorům zdařilo zahlédnout alespoň v jednom případě dalšího průvodce (H = 18,5 mag) v úhlové vzdálenosti 1,2″ (lineární vzdálenost >19 AU.
B. Billerová aj. snímkovali pomocí infračerveného zobrazovače NICI u 8,1m teleskopu Gemini-S bezprostřední okolí proměnné hvězdy PZ Tel (sp. K0 V; 1,25 M☉; 52 pc; stáří 12 Mr), jež je členem pohybové skupiny u hvězdy β Pictoris. Ve filtrech JHK tak odhalili na snímku z dubna 2009 substelárního průvodce v úhlové vzdálenosti 0,4″, tj. v minimální lineární vzdálenosti 16 AU od hvězdy. Týž objekt se jim podařilo zobrazit na kontrolním snímku z května 2010 a odtud prokázali jednak jeho společný vlastní pohyb s hvězdou, a dále zřetelný oběžný pohyb kolem hvězdy. Odtud odvodili spektrální třídu průvodce M7 (2,7 kK) a jeho hmotnost 36 Mj. Oběžná dráha je vysoce excentrická (>0,6) s délkou velké poloosy kolem 20 AU a oběžnou periodou zhruba 80 let. Tyto parametry odpovídají mladému hnědému trpaslíku, jenž se může stát prototypem pro srovnávání pozorování s modelovými výpočty pro tuto třídu substelárních objektů.
E. Artigau aj. objevili pomocí srovnání údajů z katalogů DENIS a 2MASS opomenutého osamělého hnědého trpaslíka v poloze J0817-6155, jenž má infračervenou jasnost J = 13,6 mag a spektrální třídu T6. Jelikož je vzdálen jen 5 pc od Slunce, patří mezi nejbližší hnědé trpaslíky střední sp. třídy T, takže může sloužit k podrobnějšímu studiu jako kalibrační objekt této skupiny substelárních objektů.
K. Todorov aj. využili kamery WFPC2 HST k objevu průvodce hnědého trpaslíka 2MASS J0441+2301 (Tau; 20 Mj), jenž má se zmíněným trpaslíkem shodný vlastní pohyb. Průvodce o hmotnosti 5 – 10 Mj je od trpaslíka úhlově vzdálen o 0,1″; tj. minimálně 15 AU. Celý pár je zřejmě mladší než 1 mil. roků, takže vznikl nejspíš současně z gravitačních nestabilit v zárodečném chuchvalci prachu a plynu. Autoři pak díky adaptivní optice u 8m teleskopu Gemini-N nalezli ve vzdálenosti 12″ od zmíněného páru další pár s roztečí 0,2″, takže ve skutečnosti jde pravděpodobně o hierarchickou čtyřnásobnou soustavu.
B. Burnigham aj. objevili porovnáním přehlídek UKIDSS LAS a SDSS 7, že objekty J1416+13 AB mají shodný vlastní pohyb, takže se nacházejí ve vzdálenosti nanejvýš 15 pc od Slunce. Z infračervené spektroskopie pomocí SST pak vyplynulo, že primární složka spektrální třídy L7 má hmotnost 75 Mj, teplotu 1,5 kK, vysokou hodnotu logaritmu gravitačního zrychlení 5,5 a nízkou metalicitu. Sekundární složka je hnědým trpaslíkem sp. třídy T7.5p o hmotnosti 30 Mj, teplotě 500 K, log g = 5 a metalicitě Z = -0,3. Soustava je stará 10 mld. let a vzájemná vzdálenost složek činí minimálně 45 AU.
T. Robinson aj. se domnívají, že tak jako kosmické sondy ve Sluneční soustavě dokázaly zachytit zrcátkové odrazy slunečního světla od hladiny světových oceánů, anebo od hladiny jezera Kraken Mare Saturnovy družice Titan, bylo by možné objevit tato "prasátka" od exoplanetárních oceánů ve fázi, kdy je osvětlen srpek oceánské exoplanety při pohledu ze Země. V příznivých případech se totiž může krátkodobě zvýšit jasnost exoplanety až na dvojnásobek standardní hodnoty. K tomu cíli by ovšem musel být budoucí kosmický teleskop JWST doplněn o vzdálené stínítko, jež by odclonilo svit mateřské hvězdy.
M. Janson aj. pořídili infračervené spektrum exoplanety HR 8799c (1,3 Rj; 7 Mj), vzdálené 38 AU od své mateřské hvězdy po více než 5h expozici spektrografem NACO VLT ESO. Odtud odvodili teplotu povrchu exoplanety 1,1 kK, ale spektrum samo neodpovídá žádnému z běžně užívaných modelů atmosfér pro exoplanety, což nejspíš nasvědčuje výskytu rozsáhlé a neprůhledné oblačnosti.
M. Swain aj. využili spektrografu u 3m teleskopu IRTF na Mauna Kea k pořízení blízkého infračerveného spektra osvětlené polokoule známé exoplanety HD 189733b (1,1 Mj), jež obíhá v periodě 2,2 d kolem trpasličí hvězdy V452 Vul (10 mag; K2 V; 0,75 R☉; 0,26 L☉; 0,8 M☉; Z = 0; 20 pc; stáří >600 Mr) po kruhové dráze s poloměrem 4,6 mil. km. V tomto případě našli spíše nesoulad s modely exoplanetárních atmosfér; prokázali však fluorescenční záření molekul methanu. M. Line aj. ukázali, že atmosféra této exoplanety umožňuje studovat chování molekul methanu, CO2, CO a vody při vysokých teplotách. A. Lecavelier des Etangs aj. pozorovali tři tranzity exoplanety pomocí spektrografu ACS HST a zjistili ze změn hloubky čáry Ly-α, že exoplaneta za sebou vleče "kometární chvost" neutrálního vodíku, takže ztrácí hmotu tempem 10 kt/s. Jde teprve o druhý případ potvrzeného vypařování atmosféry exoplanety (tím prvním je exoplaneta HD 209458b - viz odst. 2.1.2.).
E. Agol aj. pozorovali jasnost i infračervené spektrum soustavy během 14 tranzitů a zákrytů exoplanety pomocí Spitzerova kosmického teleskopu (SST). Zatímco hloubka poklesu jasnosti během tranzitu kolísá, není příliš velký rozdíl teplot mezi denní a noční stranou exoplanety. Podle těchto měření se v této soustavě nenachází žádná další blízká exoplaneta s hmotností >20 % hmotnosti Marsu. Pozorovaná exoplaneta je asi 6x menší než mateřská hvězda a obíhá ve vzdálenosti 9x větší, než činí poloměr mateřské hvězdy. Také M. Hrudková aj. potvrdili, že v soustavě není žádná další exoplaneta s hmotností nanejvýš 1 Mz, která by byla v rezonanci oběžných dob s pozorovanou exoplanetou. Autoři ukázali na základě proměření 12 tranzitů v letech 2007-2008 pomocí 2,6m teleskopu NOT a 4,2m WHT na ostrově La Palma, že exoplaneta HD 189733b má poloměr 1,14 Rj a tranzity trvají 1,8 h. R. Fares aj. zjišťovali, zda exoplaneta neovlivňuje s ohledem na svou těsnost a kvůli měřitelnému toroidálnímu magnetickému poli hvězdy její magnetosféru. Žádný projev případné interakce nenašli, takže aktivita hvězdy je podobně jako u Slunce ovlivněna diferenciální rotací povrchu hvězdy, která je nejrychlejší na rovníku (rotační perioda 11,9 d) a podstatně pomalejší na pólech (16,5 d).
L. Fosatti aj. pořizovali pomocí spektrografu COS HST ultrafialová spektra exosféry silně ozařované exoplanety u hvězdy WASP-12. Exoplaneta o poloměru 1,8 Rj se nachází uvnitř Rocheova laloku o poloměru 2,4 Rj a obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 26 h. Vinou blízkosti k mateřské hvězdě a silných slapů je atmosféra exoplanety rozžhavená natolik, že je nafouklá až k hranici Rocheova laloku, takže plyn z ní proudí přes Langrangeův bod a dopadá nakonec na hvězdu. Autorům se podařilo doložit výskyt atomů Na, Sn, Mn a iontů Y II, Sc II, Sc II, Mn II, Al II, V II a Mg II v exosféře exoplanety. Odtud lze usoudit, že v těchto pro nás exotických podmínkách je plyn obřích exoplanet promícháván daleko mocněji, než v atmosférách obřích planet Sluneční soustavy.
K. Stevenson aj. sledovali vzhled atmosféry "horkého Neptunu" (4,2 Rz; 23 Mz; hustota 1,7násobek vody) obíhajícího kolem hvězdy GJ 436 (M2.5 V; 10 pc; 0,46 R☉; 0,45 M☉; Z = -0,03) pozorováním tranzitů a zatmění exoplanety pomocí SST. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy, která je současně rentgenovým zdrojem se zářivým výkonem řádu 100 EW, v periodě 2,6 d ve vzdálenosti 4,3 mil. km. Ačkoliv modely atmosfér předvídají významné zastoupení methanu, žádné stopy po něm nenalezli. Methanu je tedy v atmosféře exoplanety alespoň o 5 řádů méně než plynného CO, kterého je naopak nadbytek. Spektrograf SST tam dále zaznamenal stopy vodní páry a CO2.
E. Agol aj. objevili díky SST atmosférickou emisi v infračerveném spektru tranzitující exoplanety TrES-2 (1,2 Rj; 1,3 Mj) odečtením spektra hvězdy během zákrytu exoplanety od spektra soustavy během tranzitu. Exoplaneta obíhá kolem své mateřské hvězdy (11 mag; 1,0 R☉; 1,0 M☉) po kruhové dráze v periodě 2,5 d. Spojité spektrum odpovídá teplotě 1,5 kK, avšak teplota s výškou nad povrchem exoplanety patrně stoupá.
J. Bean aj. využili spektrografu FORS2 VLT ESO k pořízení transmisních spekter hvězdy, jejíž světlo prochází během tranzitů atmosférou exoplanety o poloměru 2,6 Rz a hmotnosti 6,5 Mz obíhající v těsné blízkosti (2 mil. km) trpasličí hvězdy GJ 1214 (Oph; 0,2 R☉; 0,16 M☉; 13 pc) v periodě 1,6 d. Střední hustota exoplanety činí jen 1,9násobek hustoty vody, z čehož nepřímo vyplývá, že jde o vodní exoplanetu s povrchovou teplotou <500 K. Spektra skutečně prokázala, že v atmosféře exoplanety se nacházejí opticky tlustá vodní mračna, popřípadě vodní pára, zatímco pod povrchem kamenné exoplanety mohou být oceány tekuté vody.
Podobně A. Burgasser ukázali pomocí spektrografu FIRE 6,5m teleskopu Magellan, že hustá oblačnost se vyskytuje i v atmosférách chladných hnědých trpaslíků. Proměřili spektrum tehdy nejchladnějšího (650 K) známého hnědého trpaslíka Ross 458C (sp. T8;<0,011 M☉; stáří 150 – 800 Mr) a ukázali, že jeho průběh odpovídá silně zamračené obloze. K podobnému závěru vedla také spektroskopie dalších mladých hnědých trpaslíků SDSS 1416+1348 sp. třídy T7.5 a ULAS J1335+1130 (sp. T9; teplota 595 K. Zdá se tedy, že výskyt mračen, jež efektivně ochlazují povrch tělesa, je u nejchladnějších mladých hnědých trpaslíků typický.
R. King aj. využili okolnosti, že dvojice hnědých trpaslíků ε Ind Ba+Bb (R ≈ 20,6 + 22,4 mag) je ze všech známých hnědých trpaslíků nejblíže ke Slunci (3,6 pc) a proto využili špičkových aparatur FORS2 a NACO VLT ESO k podrobnému proměření jejich fyzikálních vlastností pomocí vícepásmové fotometrie a optické i infračervené spektroskopie. Ve spektrech obou složek našli pásy molekul methanu, vodní páry, H2 a CO; dále též absorpční čáry K I a Na I. Jejich spektrální klasifikace tak vychází po řadě na T0.5 a T6 pro složky Ba a Bb. Odtud obdrželi jejich efektivní teploty 1,3 kK a 0,9 kK; logaritmy tíhové zrychlení na povrchu 5,25 a 5,50; svítivosti 0,50 mL☉ a 0,02 mL☉; metalicitu Z ≈ -0,2 i stáří celé soustavy 4 Gr, vesměs v uspokojivé shodě s nejnovějšími modelovými výpočty. Odtud též vyplývá souhrnná hmotnost páru hnědých trpaslíků 120 Mj, z čehož na složku Ba připadá necelých 70 Mj a na složku Bb něco přes 50 Mj. Obě složky mají týž poloměr 0,08 R☉. Pár trpaslíků je vzdálen 1,5 kAU od hvězdy ε Ind A (K4.5 V), vyznačující se velkým vlastním pohybem 4,7″/r. Jak autoři uvedli, tím se tato dvojice stává dobrým standardem pro odvozování fyzikálních parametrů všech ostatních známých hnědých trpaslíků.
J. Janczaková aj. našli exoplanetu o hmotnosti 74 Mz v podobě "zoubku" na světelné křivce gravitační mikročočky MOA-08-BLG-310L o hmotnosti 0,7 M☉. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 1,25 AU a celá soustava je od nás vzdálena >6 kpc, takže jde o objekt ve výduti Galaxie. V takových vzdálenostech se exoplanety nedají jinou metodou, než pomocí mikročoček, vůbec najít.
D. Bennett aj. dokázali, že kolem mikročočky OGLE-2006-BLG-109L o hmotnosti 0,5 M☉ obíhají přinejmenším dvě exoplanety o hmotnostech 230 a 90 Mz, přičemž druhá z nich obíhá kolem hvězdy po dráze s výstředností 0,15.
T. Sumi aj. odhalili při rozboru světelné křivky gravitační mikročočky OGLE-2007-BLG368Lb (Sco; 6 kpc), že čočkující hvězda o hmotnosti 0,64 M☉ má za průvodce exoplanetu o hmotnosti 20 Mz, jež kolem ní obíhá ve vzdálenosti 3,3 AU, tj. až za příslušnou sněhovou čarou, kde už neexistuje voda v kapalném stavu. Jelikož jde už o 4. případ "studeného Neptunu" za sněhovou čarou, jenž byl objeven touto metodou, lze odtud usoudit, že za sněhovou čarou jsou u trpasličích hvězd třikrát četnější "neptuni" než "jupiteři".
A. Gould aj. odvodili z rozboru výskytu obřích exoplanet ve 13 úkazech gravitačních mikročoček z let 2005-2008, že tato metoda nejsnáze objeví obří exoplanety vzdálené 2,5 AU od mateřské hvězdy s typickou hmotností 0,5 M☉. Ze statistiky dále vyplývá, že exoplanet typu Jupiter je v Galaxii více, než se dosud odhadovalo, a že ledoví obři typu Uran/Neptun jsou četnější než plynoví obří typu Jupiter/Saturn, kteří se většinou nacházejí uvnitř sněhové čáry své mateřské hvězdy. Pokud exoplanety migrují směrem ke hvězdě, je jejich životnost silně omezená. Nicméně obří exoplanety objevované metodou gravitačních mikročoček nejspíš ke hvězdám nemigrují vůbec.
Během rozšířené infračervené přehlídky hnědých trpaslíků CFBDSIR pomocí 3,6 m teleskopu CFHT na Mauna Kea hledají P. Delorme aj. chladné (<650 K) substelární objekty v zorném poli o ploše 66 čtv. stupňů. Zatím se jim podařilo odhalit 55 hnědých trpaslíků sp. třídy T, přičemž tři nejchladnější mají spektrum pozdnější než T8, tj. jejich teplota se pohybuje v rozmezí 550 – 600 K. Autoři odhadli, že po dokončení projektu stoupne počet hnědých trpaslíků třídy >T8 až na 15 objektů.
H. Abt ukázal, že prakticky všechny dosud objevené extrasolární planety i hnědí trpaslíci vznikli souběžně s mateřskými hvězdami prostě proto, že smršťující se oblak plynu měl tak velký moment hybnosti, že se rozpadl na více zárodků různé hmotnosti. Svědčí o tom skutečnost, že hvězdám s nízkou metalicitou chybějí hvězdní průvodci s krátkou oběžnou dobou. U těchto hvězd se totiž objevují i hnědí trpaslíci nebo exoplanety jen zcela vzácně. Nepotvrdila se však původní statistika, že hnědých trpaslíků je obecně velmi málo; uvažovalo se dokonce o "poušti hnědých trpaslíků".
Podle Abta šlo o výběrový efekt; nyní už je zřejmé, že tzv. funkce hmotnosti hvězd a substelárních objektů nemá u hmotnosti 0,08 M☉ žádný zlom. Pokračuje naprosto plynule, tj. prostorová četnost hvězdných trpaslíků je vyšší než červených trpaslíků pozdní spektrální třídy M a ještě více je obřích plynných exoplanet a dokonce i kamenných (terestrických) exoplanet. Krátkoperiodickými exoplanetami se však vyznačují teprve později vznikající hvězdy s metalicitou blízkou sluneční, nebo vyšší. Naproti tomu planety Sluneční soustavy vznikly shlukováním planetesimál v plynoprachovém disku kolem Praslunce. Objevy takto vzniklých exoplanet jsou však technicky mnohem obtížnější, takže v dosud objevených stovkách exoplanet se vyskytují zřídka.
A. Howard aj. využili spektrografu HIRES Keckova 10m teleskopu k hledání exoplanet u 166 blízkých (<25 pc) hvězd slunečního typu. Potvrdili tak Abtův závěr o plynulém růstu funkce hmotnosti pro exoplanety s klesající hmotností. Když se omezili na četnost exoplanet ve vzdálenostech do 0,25 AU od mateřské hvězdy, tak jim vyšlo, že do této vzdálenosti má obří planety typu Jupiter jen 1,6 % hvězd, ale 6,5 % hvězd doprovázejí exoplanety typu Neptun a 12 % hvězd má za průvodce nadZemě o hmotnostech 3 – 10 Mz. Extrapolací těchto údajů dospěli k závěru, že 23 % hvězd slunečního typu by mělo mít exoplanety s hmotnostmi 0,6 – 2,0 Mz. V této souvislosti upozornili G. Macijewski aj. na vynikající možnost, jak zjemnit vyhledávání exoplanet z variací oběžných dob již objevených tranzitujících exoplanet, protože za tyto variace může vzájemné gravitační působení s dosud nerozpoznanými exoplanetami.
B. Zuckermann aj. zjistili pomocí spektrografu HIRES, že exoplanety se vyskytují také v okolí bílých trpaslíků, čili mohou přežít předchozí vývojovou fázi červených obrů. Usoudili na to ze skutečnosti, že ve spektrech 40 bílých trpaslíků vzdálených <20 pc od Slunce našli kontaminaci jejich atmosfér tvořených převážně vodíkem a héliem čarami osmi těžších prvků. Podle názoru autorů získali tyto prvky během fáze chladnutí bílého trpaslíka v průběhu nějakých 200 milionů let, a to z planetek, které se vlivem poruch s mateřským bílým trpaslíkem srazily.
Autoři tak potvrdili závěry teoretických výpočtů M. Jury a S. Xu, kteří ukázali, že planetky v okolí červených obrů si mohou ve svém nitru zachovat vodu v podobě ledu, popřípadě podpovrchových jezer tekuté vody, která se po pádu planetek na následně vzniklé bílé trpaslíky vypaří a v atmosféře těchto trpaslíků pak pozorujeme silné čáry kyslíku. Také vodíku v atmosféře stárnoucích bílých trpaslíků přibývá, neboť akrece planetek na povrch těchto kompaktních hvězd plynule pokračuje. Připomínají, že největší planetka hlavního pásu - trpasličí planeta Ceres - má střední hustotu jen 2,1násobek hustoty vody. To znamená, že čtvrtinu hmotnosti Ceresu tvoří voda a Ceres sám představuje čtvrtinu hmotnosti celého pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Jestliže mají planetky hlavního pásu v průměru >6 % vody, nabývá tím na vážnosti domněnka, že akrecí planetek v období těžkého bombardování získala Země své oceány.
Ostatně J. Setiawanovi aj. se podařilo objevit pomocí spektrografu 2,2m teleskopu MPI a ESO exoplanetu u hvězdy HIP 13044. Jde o obří exoplanetu s hmotností >1,2 Mj, obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě 16,2 d na dráze s velkou poloosou o délce 18 mil. km a výstředností e = 0,25. Pomocí spektrografu FEROS VLT ESO pak prokázali, že mateřská hvězda patří do vodorovné větve obrů a vyniká extrémně nízkou metalicitou Z = -2,1. To znamená, že hvězda už prošla stádiem červeného obra (RGB - red giant branch), a obří planeta to přežila, ačkoliv se nyní v periastru opakovaně přibližuje ke hvězdě na vzdálenost pouhých 13,5 mil. km. Extrémně nízká metalicita hvězdy navíc svědčí o tom, že tento pár vznikl před minimálně 7 mld. let v satelitní galaxii Mléčné dráhy, která byla posléze naší Galaxií pohlcena.
L. Kaltenegger aj. upozornili, že to jsou právě tranzitující exoplanety, které se ideálně hodí pro studium planetárních atmosfér a případné objevy biomarkerů (čar a pásů sloučenin nutných pro život, resp. vznikajících působením živých organismů). Dokonce je myslitelné, že život bude nejprve prokázán na přirozených družicích exoplanet, protože ty budou sice slapově zbrzděny vůči mateřské exoplanetě, ale to nikterak neomezuje jejich otáčení vůči mateřské hvězdě. Autoři dále soudí, že největší naději na nalezení obydlitelných exoplanet, resp. exodružic (exoměsíců), máme u trpasličích hvězd pozdních spektrálních tříd K a M, protože jejich ekosféry mají kvůli nízkému zářivému výkonu hvězdy malé rozměry a tím stoupá pravděpodobnost, že budeme moci pozorovat tranzity exoplanet a exoměsíců v ekosféře.
Podle S. Martina a A. Boothe se k vyhledávání biomarkerů CO2, O3 a H2O nejlépe hodí střední infračervené pásmo 10 – 20 μm, kde je nepoměr svítivosti mateřské hvězdy a exoplanety pouze 106:1. Taková pozorování jsou možná jedině z kosmického prostoru, protože úhlová rozteč mezi hvězdou a exoplanetou bude vždy menší než 0,2″. Ideálním přístrojem pro taková měření je tzv. nulovací interferometr, jenž dokáže světlo mateřské hvězdy téměř úplně zablokovat. Zatím se ale používá pouze v pozemní verzi u Keckových teleskopů na Mauna Kea. Plánované využití těchto interferometrů na družicích odložily obě klíčové kosmické agentury (NASA i ESA) na neurčito.
R. Kopparapu a R. Barnes se zabývali rozborem stability ekosfér (habitable zones) pro osamělé hvězdy s exoplanetou, která případně zpočátku obíhala kolem hvězdy po výstředné dráze. Z modelových výpočtů pro exoplanety s hmotnostmi 1 Mz, 10 Mz a 1 Mj zjistili, že oblasti stability mají charakter fraktálů. Z dosud známých hvězd s exoplanetou jsou na tom relativně nejlépe exoplanety u hvězd ρ CrB, HD 164922, GJ 674 a HD 7924, ale ani jedna z nich v současné době na nositelku života nevypadá.
P. Arras a A. Socrates upozornili na závažné důsledky asynchronní rotace obřích exoplanet typu Jupiter vůči mateřské hvězdě v případě, že exoplaneta obíhá po protáhlé dráze a má kapalný povrch. Vlivem změn ve vzdálenosti exoplanety od hvězd se kapalina střídavě ohřívá a chladne a následkem toho vzniká kvadrupólový moment, jenž se vektorově sčítá s gravitačními slapy. Efekt je nejvýraznější pro exoplanety s oběžnými dobami v rozmezí 1 – 50 d a způsobuje, že takové exoplanety jsou i uvnitř rozžhavené. Je také daleko významnější, než u exoplanet s tuhým povrchem.
A. Triaud aj. zjistili na základě rozboru parametrů 27 exoplanet, že více než polovina z nich má dráhy výrazně skloněné vůči rovníku rotujících mateřských hvězd a některé z nich obíhají kolmo k rovině rovníku svých hvězd či dokonce v protisměru. Autoři soudí, že jde o přirozený následek požadavku soustředit při vzniku hvězdy z chuchvalce mezihvězdného mračna co nejvíce materiálu v jeho těžišti a naopak odnést přebytečný moment hybnosti co nejdále od těžiště. To je důvod, proč jsou vznikající hvězdy obklopeny plochým protoplanetárním diskem, což jinými slovy znamená, že při tvorbě planetárních soustav se navzájem vyhodí ze sedla dobrá polovina hmotných exoplanet s velkými sklony a při těchto manévrech vezmou za své všechny méně hmotné kamenné ("terestrické") exoplanety. Sluneční planetární soustava je z toho důvodu spíše vzácnou anomálií, protože obří i terestrické planety zde obíhají vesměs prográdně a přibližně v rovině slunečního rovníku (sklon rovníku Slunce k ekliptice činí jen 7°).
Také naše Země je podle D. Spiegela aj. velmi výjimečná, protože má téměř kruhovou dráhu, což pro terestrické exoplanety nejspíš bude velmi vzácné. Výstřednost zemské dráhy e dlouhodobě jen nepatrně kolísá v rozmezí 0,00 – 0,06 a podobně stabilní je i sklon její rotační osy k ekliptice v intervalu 22,1 – 24,5°. Navzdory této stabilitě víme od čtyřicátých let minulého století zásluhou M. Milankoviče, že i toto relativně malé kolísání dráhových elementů zemské dráhy, k nimž patří ještě stáčení přísluní a precese, dochází k poměrně výrazným výkyvům klimatu.
Z téhož důvodu dosud není zcela vyřešen paradox mladého Slunce, spočívající ve skutečnosti, že podle modelů vývoje hvězd slunečního typu byl zářivý výkon (svítivost) mladého Slunce asi o třetinu nižší než dnes, a tento výkon se plynule zvyšoval až na současnou hodnotu 3,8.1026 W. Jelikož se Země od počátku své existence nacházela v dnešní vzdálenosti od Slunce a její povrch z větší části pokrývají oceány, hrozilo Zemi nebezpečí, že při výkyvech klimatu mohlo dojít ke globálnímu zalednění vinou vysokého albeda sněhu a ledu v porovnání s nízkým albedem tekuté vody. Zdá se, že Země unikla hrozbě globálního (a následkem toho trvalého) zalednění unikla právě jen díky relativně mírným následkům Milankovičových cyklů. Naproti tomu lze podle Spiegela aj. očekávat, že většina terestrických planet v ekosférách takové štěstí nemá, tj. Milankovičovy klimatické cykly jsou mnohem významnější. Na to je třeba brát ohled při odhadech, zda na takových exoplanetách byl, či dokonce právě je, možný život.
E. Nielsen a L. Close se pokusili najít vzdálené obří exoplanety u 118 hvězd sp. tříd F, G, K, M pomocí kontrastního zobrazování aparaturou NACO VLT ESO a dále pomocí velkých teleskopů MMT a Gemini-S. Zjistili pouze, že ve vzdálenostech >65 AU od mateřských hvězd se žádné takové exoplanety nevyskytují.
A. Moro-Martín aj. využili skvělých měření ve středním infračerveném pásmu získaných Spitzerovým kosmickým teleskopem k objevu pásů planetesimál u čtyř hvězd (HR 8799 a HD 82943, 128311, 202206), z nichž každá má alespoň dvě exoplanety. Svědčí to opět o mimořádné pestrosti konfigurací planetárních systémů, jak o tom svědčí onen příval objevů, který mimochodem hrozí zahltit i Žeň objevů (v mých podkladech pro tuto kapitolu za r. 2010 mám přes 250 výpisků). Koncem r. 2010 dosáhl počet potvrzených exoplanet magické hranice 500 objektů a výzkumem exoplanet se zabývá více než tisíc astronomů. V současné době jde zřejmě o nejdynamičtěji se rozvíjející obor astronomie, kterému se ještě před 20 lety věnovalo (tehdy bezúspěšně) asi půltuctu astronomů...
K tomu, aby mohly v raném vesmíru vznikat hvězdy, je potřebí, aby horký mezihvězdný plyn se ochladil na teplotu ≈200 K a umožnil tak hustším chuchvalcům začít gravitační hroucení. Hvězdy jsou totiž minimálně o 20 řádů (stotriliónkrát!) hustší než nejhustší partie mezihvězdných mračen, takže zahuštění na hvězdnou hustotu není rozhodně snadné. Už skoro půl století astrofyzikové vědí, že nejúčinnějším chladivem jsou molekuly vodíku (H2), ale teprve nyní H. Kreckel aj. uskutečnili experimenty, při nichž změřili účinné průřezy vzniku molekul vodíku v podmínkách napodobujících raný vesmír. Zmenšili tak o řád nejistotu v odhadu hmotnosti vzniku hvězd I. generace (populace III) a dostali tak výsledky ve výborné shodě se současnými pozorování nadhvězd ve vzdáleném vesmíru (na těchto výzkumech se významně podílel M. Čížek aj. z MFF UK v Praze).
N. Murray aj. polemizovali s názorem, že k rozpadu obřích molekulových mračen (OMM) na hvězdy nejvíce přispívají výbuchy supernov, jelikož životnost OMM v oblastech překotné tvorby hvězd je kratší, než životnost i velmi hmotných hvězd na hlavní posloupnosti. Prozkoumali totiž vývojové fáze OMM v různých typech galaxií a zejména v oblastech překotné tvorby hvězd. Zjistili tak, že zejména v galaxiích, pro něž je překotná tvorba hvězd charakteristická (ultrasvítivé infračervené a submilimetrové galaxie), hraje nejvýznamnější úlohu při rozpadu OMM tlak záření od již existujících hvězd. Toto záření je pohlcováno a následně rozptylováno na zrníčkách mezihvězdného prachu. K rozpadu OMM dále přispívají i tlak ionizovaného vodíkového plynu a výtrysky z již vzniklých prahvězd. Autoři též ukázali, že tvorba hvězd z OMM je poměrně pomalá a nepříliš účinná, protože obecně se až dosud jen asi 5 % hmotnosti OMM přeměnilo na hvězdy.
Naproti tomu M. Guarcello aj. dospěli při zkoumání procesu tvorby hvězd v Orlí mlhovině (M16; "Sloupy stvoření" na proslulém snímku HST) a v sousední obří hvězdokupě NGC 6611 (vzdálenost 1,75 kpc), že intenzivní tvorba hvězd v příslušném OMM výbuchem supernovy před 6 mil. lety započala. Výbuch odloupl z OMM slupku, v níž započala překotná tvorba hvězd před 3 mil. roků, jejíž těžiště se přesouvalo napříč celou oblastí až do doby před 300 tis. lety. Pokud byly prahvězdy příliš blízko (< 1 kpc) k nejhmotnějším hvězdám třídy O, tak přišly poměrně brzo o své akreční disky jejich vypařením vinou silného EUV záření horké hvězdy O. Ve větších vzdálenostech však převažuje záření FUV, které už nemá měřitelné fotodestruktivní účinky na akreční disky prahvězd,
Jak připomněl M. Begelman, v r. 1963 přišli F. Hoyle a W. Fowler s odvážným konceptem nadhvězd o hmotnostech >1 MM☉, které by podle autora mohly vznikat v raném vesmíru pouze za předpokladu, že tempo akrece plynu na nadhvězdy překročí 1 M☉/r. Pokud je tato podmínka splněna, může podle jeho modelových výpočtů vzniknout stabilní rotující nadhvězda, v jejímž nitru po krátkou dobu nanejvýš 2 mil. let vskutku probíhají termonukleární reakce, ale pak dojde k jejímu zhroucení na intermediální černou díru s hmotností 10 – 100 kM☉. Pokud by se existence takto hmotných nadhvězd prokázala, usnadnilo by to teoretikům vysvětlení, kde se v raném vesmíru berou černé veledíry o hmotnostech >1 mil M☉ - vznikají sléváním těchto intermediálních černých děr v centrech rodících se galaxií.
S. Komissarov a M. Barkov jsou však opatrnější, neboť soudí, že nadhvězdy I. generace mohou dosahovat hmotnosti nanejvýš 1 kM☉, a to jen díky své mimořádně rychlé rotaci, která brání předčasnému zhroucení nadhvězdy na intermediální černou díru. Během katastrofického gravitačního hroucení z nich po dobu řádu 10 ks vybíhají díky Blandfordovu-Znajekovu mechanismu úzce směrované výtrysky se zářivým výkonem až 1045 W, jež odnesou až 1047 J původní rotační energie nadhvězdy; centrální energetický motor funguje řádově den a maximum vyzařované energie spadá do tvrdého rentgenového pásma. Autoři odhadli, že za rok bychom mohli spatřit až desítky takových úkazů ve vzdáleném vesmíru.
T. Peters aj. řešili pomocí numerických simulací otázku, jak vlastně zejména v raném vesmíru nadhvězdy (>100 M☉) vznikají. Nadhvězdy sice žijí kosmologicky vzato velmi krátce, ale díky své mimořádné svítivosti je můžeme pozorovat v rekordních vzdálenostech. Nesporně také ovlivňují své daleké okolí a tím i vývoj celých galaxií, protože svým ultrafialovým záření ionizují mezihvězdný vodík a rozbíjejí interstelární molekuly. Při zániku hmotných hvězd výbuchem supernov se pak mezihvězdné prostředí významně obohacuje o astrofyzikální kovy, tj. chemické prvky počínaje uhlíkem a konče uranem.
Dnes se uvažují dva možné scénáře, jak z dostatečně hmotného molekulového mračna může taková hvězda vzniknout: buď se hustý chuchvalec mračna rovnou zhroutí na nadhvězdu, anebo si nejhmotnější prahvězda v souboru souběžně vznikajících hvězd nabere neúměrně velký podíl zárodečného chuchvalce postupnou akrecí. Výpočty ukázaly, že brzký rozpad chuchvalce na více zárodků spíše brání vzniku nadhvězdy popsanou akrecí, protože nejhmotnější hvězda doslova nemá z čeho brát vinou gravitačního apetýtu blízkých méně hmotných hvězdných družek, které pilně nabírají plyn ze svého okolí. Autoři však ukázali, jak ohřev zárodečného mračna zářením již vzniklých hvězd zvyšuje hodnotu tzv. Jeansovy hmotnosti, která je definována jako minimální hmotnost, při níž se může zárodečný chuchvalec v mračnu gravitačně zhroutit na hvězdu, což ve svém důsledku zabraňuje předčasnému rozpadu chuchvalce na menší zárodky.
Odtud vyplývá, že pro vznik nadhvězd se nejlépe hodí molekulová mračna s hierarchickou strukturou hustoty plynu, kde hraje ohřev zářením již vzniklých hvězd významnou úlohu pro zvyšování hodnoty Jeansovy hmotnosti. Jednotlivé nadhvězdy se pak utvářejí velmi rychle (zhruba během 100 tis. roků) akrecí z rovníkového disku, který bývá často pozorován u mladých velmi hmotných hvězd.
Modelování procesu je však složité, protože vznikající nadhvězda svým mocným zářením rozpouští okolní plynný materiál a tak si vlastně podřezává větev další akrece. Autoři ukázali, že zatímco dřívější jednorozměrné simulace těchto protichůdných tendencí fakticky vylučovaly existenci nadhvězd, které přitom nesporně pozorujeme, jejich trojrozměrné simulace prokazují, že v největších molekulových mračnech vznikají dokonce celá hnízda nadhvězd, v souladu s pozorováním. Dokladem správností těchto výpočtů se stal známý komplex Carina (NGC 3372) v naší Galaxii, jenž má rozměr kolem 20 pc a obsahuje řadu veleobrů spektrální třídy O s rekordními hmotnosti až 100 M☉. Autoři svými modely také podpořili názor, že hmotnost reálných nadhvězd je shora omezena hodnotou přibližně 150 M☉.
Podle B. Daviese aj. není dosud jednoznačně vyřešeno, ani jak vznikají hmotné hvězdy (>10 M☉) v současném vesmíru. Autorům se však podařilo pomocí systému adaptivní optiky ve spojení s obřím 8m teleskopem Gemini-N sledovat infračerveným spektrografem ALTAIR/NIFS pozorovat podrobnosti v obraze mladého stelárního objektu (YSO) W33A (Sgr; vzdálenost 3,7 kpc) a jeho reflexní mlhoviny. Podařilo se jim zmapovat rozložení čar H I i H2 jakož i CO, takže odtud se vynořil jedinečný trojrozměrný obraz objektu, v jehož centru se nachází prahvězda před vstupem na hlavní posloupnost o hmotnosti >10 M☉, obklopená rotujícím akrečním diskem a vnější chladnější obálkou o hmotnosti ≈15 M☉. Kolmo k těmto strukturám se pozorují dva úzké protisměrné výtrysky, odnášející přebytečný moment hybnosti, a dále širší vějíř výtoku horkého plynu z prahvězdy. Na základě těchto pozorování autoři tvrdí, že i velmi hmotné hvězdy vznikají stejným způsobem jako hvězdy slunečního typu, tj. akrecí plynu ze zárodečného cirkumstelárního disku.
S. Kraus aj. zkoumali pomocí spektrálního interferometru AMBER VLTI ESO, SST a radioteleskopu APEX horký (2 kK) kompaktní prachový disk kolem hmotného (20 M☉) YSO IRAS 1348-6124 (Cen), jenž je od nás vzdálen 3,5 kpc. Disk má hlavní rozměry 13 x 19 AU a je zřejmě pozůstatkem akrečního disku, z něhož prahvězda vznikla. Stáří disku odhadli na 60 tis. let, avšak vinou silného hvězdného větru a tlaku záření prahvězdy se už další akrece zastavila a i tento disk se počne rozplývat. Jde tedy o další doklad shodného způsobu vzniku hvězd o vysokých i nízkých počátečních hmotnostech akrecí z disku.
D. Looper aj. pozorovali pomocí 6,5m Magellanova teleskopu v zakázaných čarách S, O a Mg silné výtoky plynu z velmi mladé (7 mil. let) málo hmotné (0,12 M☉) hvězdy TWA 30 (sp. M5), jež patří do hvězdné asociace kolem proměnné hvězdy TW Hya, vzdálené od nás 42 pc. Z pozorování zjistili, že pozorujeme akreční disk kolem hvězdy téměř zboku, a že osa rotace hvězdy je vůči němu šikmo skloněna. Odtud odvodili vývojový scénář, v němž se z OMM vydělil zárodek prahvězdy, jenž se gravitačně smršťoval po dobu 200 tis. let, načež se prahvězda rozsvítila a vyčistila své nejbližší okolí od padajícího plynu. Nabírá však dále hmotu z cirkumstelárního akrečního disku, což trvá zhruba 10 mil. roků, čili v této fázi ji pozorujeme. Jakmile akrece skončí, bude hvězda dále postupovat směrem ke hlavní posloupnosti a v této fázi mohou v jejím okolí vznikat terestrické planety.
C. Carrasco-Gonzáles aj. ukázali, že výtrysky v objektech YSO mají podobný původ jako výtrysky pozorované v okolí černých veleděr v jádrech galaxií typu AGN i hvězdných černých děr (mikrokvasarů). Ve všech těchto případech jde o difuzní rázové urychlování v šroubovicovém magnetickém poli. Autoři využili k důkazu anténní soustavy VLA k zevrubnému pozorování prahvězdy YSO IRAS 1816-2048 (Sgr; 1,7 kpc), jenž má hmotnost 10 M☉ a zářivý výkon 17 kL☉, a přitom docela slabé magnetické pole o indukci 20 nT.
S. Dzib aj. využili radiointerferometru VLBA k trigonometrickému určení vzdálenosti dvojhvězdy EC95 (Ser; primární složka je Herbigova hvězda Ae/Be a sekundár je mladá nízkohmotná proměnná hvězda typu T Tau (414 pc), což je vzdálenost o 37 % vyšší, než dosud udávaná hodnota odhadnutá z velikosti mezihvězdné extinkce. Po této opravě vychází hmotnosti primární složky 4,5 M☉ a sekundární složka překonává primární složku v rádiové a rentgenové jasnosti, což svědčí o výskytu silnějšího magnetického pole a netepelných procesech vyzařování. To je pro mladé hvězdy nízkých hmotností zřejmě typické.
Podle D. Kumara a B. Anandaraoa je známá mlhovina M8 (Laguna; vzdálenost 1,25 kpc) a její blízké okolí doslova kolébkou hmotných prahvězd. Autoři využili infračervených snímků mlhoviny pomocí kamery IRAC SST k důkazu, že překotná tvorba hvězd tam probíhá v 7 kompaktních oblastech v oblasti o celkovém úhlovém rozměru 42′ x 32′. V úhlové vzdálenosti 15″ od Laguny se nachází známá mlhovinka "Hodinové sklíčko", jež je ionizována horkou hvězdou sp. třídy O7.5 V; poblíž jsou i další tři hvězdy sp. tříd O4 -O7.5. Stáří těchto objektů nepřesahuje 2 mil. roků.
G. de Marchi aj. využili spektrofotometrie HST ke sledování 133 mladých hvězd v okolí pozůstatku po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Medián jejich stáří činí 13,5 mil. r. Zkoumané hvězdy nabírají hmotu ze svých akrečních disků rychlostí 3.10-8 M☉/r, ale pozorování současně ukazuje, že intenzivní ultrafialové záření blízkých hmotných hvězd tyto disky rychle rozpouští.
Hydrodynamické modelování tvorby velmi hmotných hvězd R. Kuiperem aj. prokázalo, že akrece na prahvězdu z cirkumstelárního disku obchází problém předčasného rozfouknutí prahvězdy tlakem záření (v r. 1924 stanovil A. Eddington tuto mez na maximálně 120 M☉), takže tímto způsobem mohou vznikat i dnes nadhvězdy o hmotnostech až 140 M☉. To též přímo vyplývá z práce P. Crowthera aj., kteří studovali Wolfovy-Rayetovy hvězdy bohaté na vodík v mladých otevřených hvězdokupách NGC 3603 (Car; 7,6 kpc) a R136 v mlhovině Tarantule (30 Dor) ve Velkém Magellanově mračnu. Využili k tomu archivních spekter z HST a VLT a dostali tak pro tyto hvězdy v NGC 3603 průměrné efektivní teploty 42 kK a v R136 dokonce 53 kK.
Všechny takto pozorované hvězdy ztrácejí hmotu intenzívním hvězdným větrem tempem až 5.10-5 M☉ v souladu s teorií, z níž pak vyplývá, že zmíněné hvězdy jsou staré asi 1,5 mil. r., takže jejich původní hmotnosti dosahovaly až 170 M☉ pro NGC 3603 a 320 M☉ pro R136. Pomocí fotometrie s adaptivní optikou rozlišili ve svítivém jádru R136 nadhvězdu R136a1 o zářivém výkonu 9 ML☉ (!), čemuž odpovídá hmotnost 265 M☉, tedy vysoko nad Eddingtonovou mezí. Kromě toho se jim podařilo rozlišit v jejím okolí ještě tři nadhvězdy o hmotnostech 135 – 195 M☉. Nelze ještě úplně vyloučit, že ve skutečnosti pozorovali nerozlišené těsné dvojhvězdy, což by zmíněné hodnoty snížilo pro jednu složku až na polovinu, ale i tak by šlo o extrémně hmotné hvězdy. Autoři však uvádějí silné argumenty proti dvojhvězdné povaze těchto hvězdných bumbrlíčků.
Pokud jde o spektroskopické těsné dvojhvězdy, hmotnosti jejichž složek se dají určit přímo, vede podle M. De Beckera aj. primární složka dvojhvězdy HD 15558 (Cas; sp. O5.5 III; oběžná per. 1,2 r; e = 0,4)) v mladé hvězdokupě IC 1805 (vzdálenost 2,3 kpc). Z křivky radiálních rychlostí totiž vyplývá hmotnost primární složky 150 M☉, i když tato hodnota je zatížena chybou ±50 M☉.
A. Zavagnová aj. využili prvních údajů z Herschelova kosmického dalekohledu k důkazu, že v raném vesmíru vznikalo minimálně o řád více hvězd za jednotku času, než dnes. Nicméně i dnes se ještě ve vesmíru tvoří nadhvězdy, ve shodě se závěry práce T. Peterse aj. Podle G. Illingworthe aj. vznikalo ve vesmíru nejvíce hvězd až 2,5 mld. let po velkém třesku. Svůj závěr opírají o statistické údaje o změnách tempa vzniku hvězd na základě hlubokých expozic pomocí dvou kamer instalovaných na HST, tj. ACS (500 h souhrnných expozic) a ještě výkonnější WFC3 (48 h expozic), které zobrazily i galaxie s kosmologických červeným posuvem z ≈ 8 (650 mil. let po velkém třesku).
Na opačném konci funkce hmotnosti pro hvězdy jsou objekty, které se za hvězdy kvalifikují jen doslova s odřenými zády. Podle současné definice jsou plnohodnotnými hvězdami jen plynné objekty, v jejichž nitru se zažehla termonukleární reakce, což podle novějších výpočtů dokáží jen objekty s minimální hmotností >0,75 M☉. Pod touto hranicí jde buď o hnědé trpaslíky, nebo obří (plynné) planety.
Hranice mezi červenými a hnědými trpaslíky i obřími planetami je však hodně mlhavá, jak nedávno ukázali K. Todorov aj., když zkoumali pomocí HST a teleskopu Gemini-N dvojici 2M J0441+2301, skládající se z hnědého trpaslíka o hmotnosti 20 Mj a obří exoplanety o hmotnosti 7 Mj. Stáří soustavy je totiž jen 1 mil. let a v její blízkosti se nachází další pár, složený z červeného trpaslíka třídy M, doprovázeného hnědým trpaslíkem. Autoři proto soudí, že celá čtveřice vznikla gravitačním zhroucením chuchvalce molekulového mračna prakticky naráz a z astrofyzikálního hlediska jde pak spíše o hvězdy než o hnědé trpaslíky a exoplanetu. Teprve podružná tělesa, jež se utvořila akrecí z cirkumstelárního disku, lze pak považovat za exoplanety.
Po dlouhou dobu se jasná hvězda Vega (α Lyr; sp. A0 V; vzdálenost 7,7 pc) považovala za základní standard pro fyzikální i geometrické parametry hvězd, než se teprve r. 1994 přišlo na to, že rafinovanou shodou okolností jde o rychle rotující (240 km/s, což je 80 % rychlosti kritické) a následkem toho silně zploštělou hvězdu, která je navíc téměř přesně (sklon osy k zornému paprsku je jen 5°) natočena k Zemi svou polární osou, takže údaje získávané přímo z pozorování jsou nutně výrazně netypické. Vega je totiž na pólech o více než 2 tis. K teplejší než na rovníku a z pohledu pozorovatele měříme její největší (ekvatoreální) poloměr (2,8 R☉), kdežto polární poloměr činí jen 2,4 R☉.
J. Yoon aj. využili skvělého rozlišení interferometru NPOI Námořní observatoře USA k proměření tvaru Vegy na několika různě dlouhých základnách a odtud odvodili přesnější údaje o hmotnosti Vegy, která činí jen 2,16 M☉ a o její svítivosti (40 L☉). Odtud vyplývá její stáří pouze 450 mil. roků a překvapivě nízká metalicita -0,4, tj. zřetelně nižší než metalicita Slunce, ačkoliv Slunce je téměř přesně o řád starší. Podle základního chemického paradigmatu má metalicita později vzniklých hvězd výrazně vzrůstat, jelikož předešlé generace hvězd obohacují mezihvězdnou látku potřebnou pro vznik mladších hvězd o tzv. kovy. Autoři se proto domnívají, že dosavadní řazení Vegy k pohybové skupině hvězd kolem Castora (α Gem) nesedí; její nově určené chemické složení spíše naznačuje, že jde o hvězdu typu λ Boo. Tato skupina hvězd hlavní posloupnosti se vyznačuje rychlou rotací a nízkou metalicitou, ale příčina této anomálie není dosud objasněna.
E. Fitzpatrick využili ultrafialových spekter Vegy pořízených družicí IUE k určení základních parametrů její atmosféry. Vyšla jim střední efektivní teplota atmosféry 9,55 kK, logaritmus gravitačního zrychlení na povrchu 3,7; metalicita -0,5. Autoři také dokázali určit poměrné zastoupení 17 chemických prvků v atmosféře Vegy, tj. jak skupiny CNO, tak dalších lehkých prvků a dokonce i prvků skupiny železa. Tím potvrdili, že navzdory potvrzené velmi rychlé rotaci hvězdy souhlasí vlastnosti její atmosféry velmi dobře s moderními modely atmosfér hvězd třídy A0 a v tomto směru zůstává Vega dobrým jasným a blízkým standardem. Týž závěr vyslovili i G. Hill aj., kteří pořídili spektra Vegy v optickém oboru pomocí spektrografu 1,2m reflektoru observatoře DAO ve Victorii v Kanadě.
L. De Warf aj. se zabývali dlouhodobými cykly magnetické aktivity a rotační periodou sekundární složky trojhvězdy α Centauri (= HD 128621; 1,3 mag; sp. K1 V; 5,3 kK; 0,86 R☉; 0,50 L☉; 0,90 M☉), což je vůbec nejbližší soustava hvězd k našemu Slunci (1,35 pc), takže zkoumání všech tří složek lze uskutečnit s nejvyšší dosažitelnou přesností. Primární složka A a sekundární složka B kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 23 AU v periodě 79 let, zatímco třetí složka Proxima Centauri je od jejich společného těžiště vzdálena asi 13 tis. AU.
Není divu, že tato soustava je předmětem mnoha výzkumů, ale zmínění autoři se dostali zatím nejdále při určení přesných parametrů α Cen B díky tomu, že ji zkoumali pomocí řady kosmických aparatur, především družic ROSAT, Chandra, Newton, FUSE a IUE. Podařilo se jim tak zpřesnit jak hodnotu rotační periody složky B (36,2 d), tak střední periodu její magnetické aktivity (8,8 r) i stáří hvězdy 5,6 mld. let. Jde o dosud nejlepší data pro trpasličí hvězdu hlavní posloupnost spektrální třídy K. Odtud plyne, že jde o hvězdu se stabilním zářivým výkonem po dobu až třikrát delší, než přísluší Slunci, takže případné terestrické exoplanety by měly optimalní podmínky pro dlouhodobou prosperitu. Zatím však žádná exoplaneta v celé trojhvězdné soustavě prokázána nebyla.
M. Aurićre aj. objevili pomocí spektrometru NARVAL teleskopu TBL na Pic du Midi, že červený veleobr Betelgeuse (α Ori; sp. M2 Iab; 650 R☉; ≈15 M☉; vzdálenost ≈200 pc) má relativně silná lokální magnetická pole s indukcí řádu 0,1 mT, která vznikají ve velkých konvekčních buňkách sahajících až k povrchu veleobra. Jelikož Betelgeuse je potenciálním kandidátem na supernovu třídy II, má tento objev mimořádný význam pro pochopení mechanismu samotného výbuchu supernovy-kolapsaru. K výbuchu zřejmě dojde na časové stupnici desítek tisíc až milionu let, takže naši vzdálení potomci si užijí pohledu na supernovu jasnou téměř jako Měsíc v úplňku. Jinak jim ale ani v tomto výjimečném případě žádné nebezpečí následkem výbuchu nehrozí, protože supernova vzplane v dostatečné vzdálenosti od Sluneční soustavy.
A. Mérendovi aj. se podařilo pomocí infračerveného interferometru CHARA na Mt. Wilsonu změřit úhlový poloměr (0,003″) a křivku okrajového ztemnění červeného obra η Serpentis (3,3 mag; sp. K0 III-IV; 4,9 kK; 19 L☉; log g = 3,21; 2 M☉; rotační rychlost na rovníku 3 km/s; Z = -0,4; vzdálenost 19 pc). Jelikož hvězda má navíc dobrá asteroseismická data, je možné údaje o jejím poloměru (5,90 R☉) i okrajovém ztemnění podrobně porovnat s modely atmosfér červených obrů a souhlas teorie s pozorování je vynikající.
R. Nilsson aj. využili submilimetrového bolometru LABOCA APEX v poušti Atacama v Chile k hledání obdob Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKB) pro 22 potenciálních dostatečně blízkých hvězdných kandidátů na jižní obloze. Zkušenost totiž ukázala, že tyto pásy lze pozorovat na vlnové délce 0,87 mm, pro níž je zemská atmosféra ve velkých výškách s nízkým obsahem vodní páry prostupná. Známky výskytu prachových zrnek o daleko větších rozměrech (25 – 100 μm), než jsou zrnka interstelární, našli u 10 blízkých hvězd, ale v poměrně malé vzdálenosti od nich (5 – 10 AU), zatímco v naší Sluneční soustavě je prach EKB soustředěn až ve vzdálenostech >100 AU.
A. Irrgang aj. určili parametry prchající hvězdy HIP 60350, která se vůči centru Galaxie pohybuje rychlostí 530 km/s, což představuje v její současné poloze rychlost mírně vyšší než únikovou. Hvězda spektrální třídy B má metalicitu vyšší než sluneční a zrodila se před 45 mil. lety ve vzdálenosti 6 kpc od centra Galaxie. Má efektivní teplotu 16 kK, poloměr 3 R☉, hmotnost 5 M☉, svítivost 2 kL☉. Rotuje na rovníku rychlostí >150 km/s.
W. Brown aj. měřili pomocí HST vlastní pohyby prchající hvězdy HE 0437-5439 (16,5 mag; sp. B; 23 kK; log g = 4,0; rovníková rotační rychlost >55 km/s) . Protože radiální rychlost hvězdy vůči Slunci je známa (723 km/s), mohli tak určit vektor její prostorové rychlosti, jenž míří od středu Galaxie, ačkoliv hvězda je v současné době vzdálena od centra 61 kpc a nachází se poblíž Velkého Magellanova mračna. Z toho by se sice dalo usoudit, že hvězda byla vymrštěna na svou hyperbolickou dráhy při těsném přiblížení k černé veledíře v jádře Galaxie v době, kdy byla složkou těsné dvojhvězdy. Potíž je však v tom, že cestovní čas z centra Galaxie do nynější vzdálenosti obnáší 100 mil. roků, ale hvězda sama má hmotnost 9 M☉ a odtud vyplývá její stáří na hlavní posloupnosti pouze 20 mil. roků. Východiskem z tohoto rozporu je domněnka, že prchající hvězda byla původně členem hierarchické trojhvězdy, z níž si veledíra přitáhla během těsného průletu vzdálenější třetí složku, následkem čehož se těsná dvojhvězda utrhla vysokou rychlostí. Během svého letu se velká část hmoty jedné složky přelila na původně pomalu se vyvíjející méně hmotnou hvězdu, čímž se omladila na tzv. modrého loudala (angl. blue straggler).
Prchajících hvězd začíná díky rozsáhlým přehlídkám oblohy utěšeně přibývat. První hvězda unikající z Galaxie byla rozpoznána teprve v r. 2005 a za pět let se jejich počet vyhoupl na 18. K. Svenssonovi aj. se podařilo spočítat pravděpodobné trajektorie tuctu prchajících hvězd za předpokladu, že všechny startovaly z okolí černé veledíry při těsných průletech dvojhvězd, z nichž jedna složka se dostane na protáhlou "spirálu smrti" v blízkosti veledíry jako hvězda typu S, zatímco druhá se utrhne na silně protáhlou eliptickou dráhu kolem centra Galaxie s oběžnou dobou typicky 2 mld. roků! Většinou jde o velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti sp. třídy B spíše než o hvězdy vodorovné větve obrů, ale vůči těžišti Galaxie mohou být jejich dráhy i parabolické či hyperbolické. Podle těchto výpočtů a dosavadní statistiky se zdá, že k tomuto vymršťování hmotných modrých hvězd dochází v průměru jednou za 15 mil. roků. Pitoreskní je ovšem objev hvězdy SDSS J1722+5942, která vznikla v halu Galaxie a směřuje přibližně do jejího centra...
Dátum poslednej zmeny: 03. septembra 2012