Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 14. októbra 2013
Když jsem si před více než 46 lety začal během roku vypisovat z odborné literatury poznámky pro první Žeň objevů, bylo těch výpisků za rok asi 150. V r. 2011 se mi o něco více poznámek nashromáždilo o jediném tématu - extrasolárních planetách a hnědých trpaslících! Poprvé jsem téma zařadil do přehledu za r. 1985, kdy jsem měl v nově zavedené přihrádce 13 výpisků o vesměs neúspěšných pokusech nějakou exoplanetu najít. V r. 1992 bylo těch poznámek 18, z toho polovina se týkala debaty, zda Wolszczanův a Frailův objev exoplanety u milisekundového pulsaru 1257+12 je reálný nebo není. V r. 1995 stoupl počet mých výpisků na 25. Týkaly se hlavně pochybností kolem objevu exoplanety u hvězdy 51 Pegasi M. Mayorem a D. Quelozem a dále objevu prvních hnědých trpaslíků Teide 1 a Gliese 229B.
Je zřejmé, že ze současného přívalu údajů o exoplanetách i hnědých trpaslících mohu vybrat nepříliš soustavně jen zlomek zajímavých údajů. V současné době se totiž těmito objekty zabývá zhruba každý desátý profesionální astronom a k tomu i mnoho zdatných astronomů-amatérů, přestože naprostá většina pozorování exoplanet se děje nepřímo; přímých zobrazení exoplanet je stále jako šafránu.
Nesmírnou výkonnost při objevování tranzitujících exoplanet začala vykazovat velmi důmyslně zkonstruovaná družice NASA Kepler vypuštěná na sluneční dráhu počátkem března 2009, která v rychlém sledu pozoruje opakovaně jasnosti >150 tis. hvězd v souhvězdích Labutě a Lyry. Do konce r. 2010 se jí podařilo odhalit již 400 kandidátů na exoplanety a tak není divu, že jejich následné soustavné pozorování pozemními přístroji odhaluje nesmírnou pestrost vlastností exoplanet i konfigurací jednotlivých planetárních soustav. Za tímto úspěchem stojí zejména tvrdohlavost průkopníka metody hledání tranzitů exoplanet pomocí družic inženýra W. Boruckiho, jenž projekt družice prosadil po několika marných pokusech přesvědčit o jeho uskutečnitelnosti jednak samotné astronomy a jednak vedení NASA.
Bombou roku 2011 se stal nepochybně objev L. Doylea aj., že těsná dvojhvězda Kepler-16 (Cyg; 11,5 mag; 60 pc), skládající se dvou trpasličích složek (sp. K a M; 0,6 a 0,2 R☉; 0,7 a 0,2 M☉), obíhajících kolem sebe v periodě 41 d po výstředné (e = 0,16) dráze s velkou poloosou 0,2 AU, se může pochlubit exoplanetou obíhající obě složky po kruhové dráze o poloměru 0,7 AU v periodě 229 d. Planetě "dvou sluncí" se začal neoficiálně říkat Tatooine podle svého fiktivního prototypu z Hvězdných válek. Vznikla zřejmě z cirkumbinárního prachoplynného disku, protože obíhá v téže rovině jako zmíněné složky dvojhvězdy. Její hmotnost dosahuje 0,3 Mj a poloměr 0,8 Rj, takže má hustotu stejnou jako voda v pozemských podmínkách.
Jelikož podmínkou pro stabilitu cirkumbinární planetární dráhy je její dostatečný rozměr (aspoň 7x větší než je poloosa dráhy "mateřské" těsné dvojhvězdy), je očividné, že Tatooine by vůbec neměla existovat, protože její dráha musí být silně rušena. Ostatně už teď podle D. Overbyeho víme, že již v r. 2014 skončí její tranzity přes menší sekundární složku a v r. 2018 ustanou i tranzity přes složku primární! Znovu se tranzity objeví až po r. 2042... Čerstvému objevu tedy - jak patrno - přály všechny kosmické sudičky. J. Winn aj. odhadli stáří celé soustavy na ≈3 mld. let a zdůraznili, že jde o nejpřesněji změřený poloměr exoplanety vůbec (±3 %) právě proto, že exoplaneta v současné době přechází přes disky obou složek mateřské dvojhvězdy.
N. Batalhaová aj. oznámili objev dosud nejmenší exoplanety (Kepler-10b, Dra; 11 mag) o poloměru jen 1,4 Rz, která obíhá kolem mateřské hvězdy vzdálené od nás 170 pc za pouhých 20 h ve vzdálenosti 2,5 mil. km. Není divu, že je její povrch rozpálen na 1,8 tis.°C, takže je zřejmě pokryt žhavou lávou. Exoplaneta o hmotnosti 4,6 Mz je zřejmě z větší části kovová, protože její střední hustota činí 8,8násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Objev vzápětí potvrdila spektroskopická pozorování hvězdy Kepler-10 pomocí Keckova 10m teleskopu. Mateřská hvězda se podobá Slunci svou teplotou 5,6 kK, hmotností 0,9 M☉ a poloměrem 1,1 R☉. Liší se však stářím, které je určitě vyšší než 7,5 mld. let; pravděpodobně však plných 12 mld. roků.
Hned následně objevená planetární soustava hvězdy Kepler-11 je po všech stránkách pravým opakem své předchůdkyně v katalogu veleúspěšné družice. Jak zjistili J. Lissauer aj., kolem hvězdy (poloha 1948+4155; 5,7 kK; 1,1 R☉; 0,95 M☉; obvodová rotační rychlost >0,4 km/s; sluneční metalicita) obíhá celkem 6 tranzitujících exoplanet s poloměry 2,0 – 4,5 Rz o hmotnostech 2,3 – 8,4 Mz, které se vyznačují mimořádně nízkými průměrnými hustotami v rozmezí 0,7 – 3,1násobku hustoty vody. K hvězdě nejbližších pět exoplanet (b - f) obíhá v krátkých periodách 10 – 46 d; poslední g však má periodu 118 d. Tomu také odpovídají střední vzdálenosti od hvězdy 14 – 69 mil. km; tj. všechny by se pohodlně vešly dovnitř dráhy Venuše ve Sluneční soustavě. Dráhy všech exoplanet jsou prakticky koplanární - rozptyl sklonů drah dosahuje jen 1,3° a trvání tranzitů se pohybuje od 4,0 do 9,6 h. Předběžné výpočty dráhového chaosu ukazují, že soustava je stabilní po dobu minimálně 200 mil. let. Neméně zajímavá je další planetární soustava KOI 730, která sestává ze čtyř exoplanet, jejichž oběžné periody jsou s přesností na 1 promile doslova uzamčeny v poměrech 8:6:4:3.
B. Demory aj. našli vysvětlení pro rozpor mezi teorií a pozorováním exoplanety u hvězdy Kepler-7 spočívající v tom, že podle teoretických úvah mají mít horcí jupiteři v těsné blízkosti mateřských hvězd nízké albedo, ale zmíněná exoplaneta ho má překvapivě vysoké (32 %), takže je srovnatelné například se Zemí. Mateřská hvězda má přitom poměrně vysokou hmotnost 1,4 M☉ a poloměr 2,0 R☉ a je stará něco přes 3 mld. let. Exoplaneta o hmotnosti 0,4 Mj a poloměru 1,6 Rj obíhá kolem hvězdy po kruhové dráze v periodě necelých 5 dnů, takže poloměr její dráhy činí jen 9 mil. km a hustota 14 % hustoty vody; je tedy pětkrát řidší než Saturn! Podle názoru autorů lze nečekaně vysoké albedo exoplanety vysvětlit nejspíš výskytem světlých mračen, anebo deficitem sodíku a draslíku v její atmosféře, případně kombinací obou jevů.
V prosinci 2011 pak oznámili W. Borucki aj., že se jim konečně podařil kapitální úlovek v podobě exoplanety u hvězdy podobné Slunci Kepler-22 (11 mag; sp. dG5; 1,0 R☉; 1,0 M☉; vzdálené od nás 184 pc. Exoplaneta o poloměru 2,4 Rz má totiž na straně přivrácené ke hvězdě ideální pokojovou teplotu 21° C a rovnovážnou teplotu -11° C. Kolem mateřské hvězdy obíhá v periodě 290 d (škoda, že její poloměr odpovídá spíše Neptunu než Zemi).
Koncem r. 2011 se tak mohla družice Kepler pochlubit skalpy již více než 2 300 kandidátů na exoplanety. Z tak obsáhlé statistiky lze již usoudit, že nejtypičtější exoplanety jsou o něco větší než Země a o něco menší než Neptun, které se obvykle označují jako superzemě. Jde o exoplanety na drahách většinou velmi blízkých mateřské hvězdě, což však může být výběrový efekt (kratší periody tranzitů se dají snadněji zjistit a také odchylka roviny oběžné dráhy od zorného paprsku může být větší než u tranzitujících exoplanet od hvězdy vzdálenějších). Typická superzemě má obvykle poměrně nízkou hustotu, což svědčí o tom, že je z větší části plynná a má jen malé kamenné jádro. A. Howard dokonce tvrdí, že vlastnosti superzemí jsou tak rozmanité, že připomínají spíše planetární džungli než upravenou zoologickou zahradu.
D. Kipping a D. Spiegel zjistili, že horký jupiter u hvězdy TrES-2 (sp. G0 V) je ze všech dosud objevených exoplanet vůbec nejtmavší, protože jeho albedo v optické části spektra (400 – 900 nm) činí jen 2,5 %. Jelikož přitom denní polokoule sama trochu svítí, dosahuje albedo na temné straně extrémně nízké hodnoty <1 %, jak vyplynulo ze soustavného sledování hvězdy družicí Kepler během celé oběžné dráhy s periodou 2,5 d. Proto také kontrast mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí exoplanety je vůbec nejmenší - fázový rozkmit jasnosti má amplitudu jen 6.10-6. Pozorování souhlasí s modely atmosfér horkých jupiterů I. Hubeného, které předvídají silné absorpce jejich optického záření vinou silné absorpce světla v křídlech čar sodíku a draslíku.
S. Csizmadia aj. nalezli pomocí družice CoRoT dosud nejstarší exoplanetu u hvězdy CoRoT-17 (Sct; 15,5 mag; G2 V; 5,7 kK; 1,6 R☉; 1,0 M☉; 920 pc). Hvězda je totiž stará plných 10,7 mld. roků, takže představuje podstatně starší sestru Slunce. Dosud se mělo za to, že v době zrodu takto starých hvězd nebylo ještě ve vesmíru potřebné množství těžších prvků ("kovů") k výstavbě planet. Exoplaneta o hmotnosti 2,4 Mj a poloměru 1,0 Rj obíhá kolem své mateřské hvězdy v periodě 3,8 d po kruhové dráze o poloměru 7 mil. km. Její střední hustota 2,3x vody však jednoznačně svědčí o tom, že jde o kamenné těleso.
A. Silvio-Valio a A. Lanza se věnovali podrobnému rozboru průběhu světelné křivky hvězdy CoRoT-2, kolem níž obíhá tranzitující exoplaneta v periodě 4,5 dne. Zkoumáním průběhu křivek pro 77 tranzitů zjistili, že samotná hvězda má na svém povrchu tmavé skvrny, které se však vyhýbají oblasti kolem jejího rovníku. Celkem tak dokázali na hvězdě identifikovat téměř 400 skvrn v různých asterografických šířkách, takže hvězda vykazuje podobně jako Slunce diferenciální rotaci.
B. Tingley aj. oznámili na základě pozorování obřím 10,4m teleskopem GTC na ostrově La Palma, že tři exoplanety s hmotnostmi superzemí a s oběžnými periodami v poměru 1:2:5, obíhající kolem hvězdy KOI-806, vykazují variace v časech svých tranzitů, a to až o 1,7 h od nominální hodnoty. Je zřejmé, že za tato kolísání mohou právě zmíněné dráhové rezonance.
I. Boisse aj. zjistili, že kolem hvězdy CoRoT-7 (Mon, 12 mag; G9 V; 0,8 R☉; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 150 pc; stáří 2 Gr) obíhají dvě exoplanety; b má hmotnost 6 Mz a c 13 Mz. S. Ferraz-Mello aj. však dostali pro zmíněné exoplanety hmotnosti 8 a 14 Mz a o něco nižší stáří soustavy 1,5 mld. let. Za nejistoty v těchto údajích může hvězda, která jeví silnou činnost větší než Slunce. A. Léger aj. se zabývali fyzikálními poměry na exoplanetě b o poloměru 1,6 Mz, jež kolem mateřské hvězdy obíhá ve vzdálenosti jen 2,5 mil. km po kruhové dráze v periodě 20,5 h, takže je vystavena silným účinkům ultrafialového záření hvězdy a jejího hvězdného větru. Jak ukázali, jde o kamenné těleso prakticky bez atmosféry, kde na denní straně dosahuje teplota povrchu exoplanety 2,5 kK, takže se zde taví i silikáty a vzniká magmatický oceán, který se odpařuje destilací. Takto vznikající atmosféra má však jen nepatrný tlak u povrchu <1 Pa. Naproti tomu teplota noční strany exoplanety, jež má pravděpodobně synchronní rotaci, klesá pod 75 K. Autoři odtud usuzují, že podobných tepelně namáhaných exoplanet s oceány tekutého magmatu bude hodně, ale jejich trápení brzo skončí. Maně mi přichází na mysl závěr 35. kosmické písně z proslulé básnické sbírky Jana Nerudy:
Země krouží slábnouc, slábnouc v letu,
jak když orel těžce postřelený
ve spirále děsně obrovité
dolů letí - letí - letí.
Dopadne Země k Slunci zpět,
ze Slunce šlehne plamův květ
jak života na úsvitě,
a vzdálené hvězdy a širý Svět
zví, že se tu naposled - naposled
líbají matka a dítě.
Podobný osud čeká zřejmě také nově objevenou exoplanetu e u jasnější složky vizuální hvězdy 55 Cnc A (6 mag; K0 IV/V; 5,2 kK; 0,9 R☉; 0,95 M☉; Z = +0,3; 12 pc), kterou J. Winn aj. objevili po nepřetržitém dvoutýdenním sledování kanadskou družicí MOST díky jejím tranzitům v trvání 1,6 h s rekordně krátkou oběžnou periodou 17,8 h. Navzdory blízkosti k mateřské hvězdě (2,3 mil. km) má však značně výstřednou dráhu (e =0,17). Poloměr exoplanety 2,0 Rz; její hmotnost 8,5 Mz a střední hustota 6krát vyšší než voda z ní činí typickou představitelku superzemí. To prakticky znamená, že se skládá částečně z kovů, ale také z hustých hornin. Má pravděpodobně atmosféru i vodní oceány. Od r. 1997, kdy byla u zmíněného žlutého trpaslíka poněkud menšího než Slunce objevena první exoplaneta b, se soustava nyní honosí pěti exoplanetami, z nichž nejvzdálenější o hmotnosti >4 Mj obíhá po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 5,7 AU v periodě 14,2 roku. K obdobným údajům o soustavě 55 Cnc A dospěli také B. Demory aj. na základě pozorování tranzitů exoplanety e Spitzerovým kosmickým teleskopem v infračerveném pásmu 4,5 μm. N. Kaib aj. však upozornili, že na stabilitu drah soustavy má rušivý vliv červený trpaslík 55 Cnc B (13 mag; 0,3 R☉; 0,13 M☉), vzdálený od složky A ≈1 kAU, který se složkou A sdílí shodný vlastní pohyb. Je proto pravděpodobné, že koplanární oběžná rovina pěti exoplanet svírá s rotační osou hvězdy A úhel 50° a vykonává vůči rotační ose precesní pohyb.
Vzápětí A. Smith aj. objevili, že exoplaneta u proměnné hvězdy (typu δ Sct) WASP-33 (=HD 15082; And; 8 mag; sp. A5-F4; 7,4 kK; 1,5 R☉; 1,5 M☉; hustota 0,4x vody; Z = 0,1; 120 pc; stáří 100 Mr) má na osvětlené straně jasovou teplotu 3,6 kK, což znamená, že tam neprobíhá významný přenos energie mezi denní a noční polokoulí planety. Transity a zákryty planety trvají 2,7 h a oběžná doba jen 1,2 d, takže poloměr kruhové dráhy dosahuje pouhých 3,5 mil. km! Není divu, že efektivní teplota povrchu exoplanety je dosud rekordní - 2,7 kK a její poloměr činí 1,5 Rj při hmotnosti <4 Mj.
Vůbec největší dosud známou exoplanetu nalezli D. Anderson aj. u hvězdy WASP-17 (Sco; 12 mag; F6 V; 300 pc;) pomocí infračervené fotometrie Spitzerovým teleskopem. Její poloměr 2,0 Rj a hmotnost 0,5 Mj z ní činí nejřidší známou exoplanetu o hustotě <0,2x vody. Další zvláštností nafouklé planety, obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě 3,7 d po lehce výstředné dráze o velké poloose 8 mil. km, je opačný smysl pohybu vůči směru rotace hvězdy, čili jde o naprosto záhadnou retrográdní dráhu! To vše přispívá k silnému slapovému tření uvnitř exoplanety, která je proto po celém povrchu nezvykle horká s průměrnou teplotou téměř 2 kK.
C. Hellier aj. zjistili, že exoplaneta u hvězdy WASP-43 (sp. K7 V; 0,6 M☉) patří mezi horké jupitery o poloměru 0,9 Rj a hmotnosti 1,8 Mj, přičemž obíhá hvězdu v periodě jen 19,5 h, což je pro tak obří exoplanety nový rekord. Od své mateřské hvězdy je vzdálena jen 2,1 mil. km! Je tedy otázkou, jak dlouho může v tak malé vzdálenosti vůbec přežít.
G. Maciejeski aj. určili vlastnosti exoplanety u hvězdy WASP-10 (Peg; sp. K5 V; 4,7 kK; 0,7 M☉; 90 pc; stáří 800 Mr), jež hvězdu obíhá v periodě 3,1 d. Při poloměru 1 Rj má hmotnost 3,1 Mj, tj. vysokou střední hustotu 3,2krát vyšší než voda. Z toho plyne, že musí mít obrovské kamenné jádro o hmotnosti ≈400 Mz (kamenné jádro našeho Jupiteru nemělo více než 50 Mz). Povrch exoplanet je ohřát na 950 K.
K. Batygin aj. přišli s novým vysvětlením, proč jsou obří plynné planety v blízkosti mateřských hvězd vesměs nafouklé. Tvrdí, že v jejich atmosférách vzniká rovnoběžné s rovníkem silné tryskové proudění rychlostí kolem 1 km/s, jež se zvyšující se teplotou vede k nadprodukci iontů alkalických prvků, čímž se zvyšuje elektrická vodivost atmosféry. Díky elektromagnetické indukci se pak vytvářejí proudové smyčky mezi nitrem a atmosférou, které působí ohmický ohřev nitra i vnější atmosféry planety a tím se zvyšuje teplota povrchu až na 1,8 kK, což vede k nadmutí jejího rozměru proti klasickým modelům. Ztráta plynu přetokem přes příslušnou Rocheovu mez může během několika málo miliard let zcela obnažit kamenné jádro obří exoplanety.
I. Thies aj. pak ukázali, že mnohé planetární soustavy vznikají v daleko drsnějším prostředí než naše relativně spořádaná Sluneční soustava. Množství hustějších plynných chuchvalců v akreujícím obalu kolem cirkumstelárního disku může sklonit rovinu ekliptiky i do protisměru, což by mohlo vysvětlit dokonce i retrográdní oběžné dráhy planet. Právě takové poměry panují totiž ve velmi mladých hvězdokupách, což je mj. právě případ exoplanety WASP-17b.
J. Winn aj. zjistili s využitím Rossiterova-McLaughlinova efektu, že exoplaneta HAT-P-14b rotuje kolem své osy retrográdně, tj. v protisměru k oběžnému pohybu kolem mateřské hvězdy. V naší Sluneční soustavě to, jak známo, platí pro Venuši; kromě toho Uran se kolem Slunce kutálí prakticky naležato. Další případ toho druhu našli G. Hébrard aj. pomoci spektrografu SOPHIE na observatoři OHP ve Francii v podobě exoplanety u hvězdy HAT-P-6. V tomto případě svírá úhel mezi rotačními osami hvězdy a exoplanety 166°. Aby toho nebylo málo, objevili E. Simpson aj. pomocí téhož efektu, že exoplaneta u hvězdy WASP-1 obíhá téměř kolmo k rovníku mateřské hvězdy pod úhlem 79°, čili téměř po polární dráze. Zatím se zdá, že asi 2/3 dosud objevených exoplanet obíhá prográdně, ale zbytek retrográdně. Poměr však závisí na hmotnostech: exoplanety s hmotnostmi >4 Mj obíhají vesměs prográdně, ale jejich rotační osy nebývají souosé s rotační osou mateřské hvězdy.
D. Anderson aj. analyzovali údaje o tranzitech hnědého trpaslíka o hmotnosti 61 Mj, jenž obíhá po kruhové dráze o poloměru 8 mil. km kolem hvězdy WASP-30 (Aqr; 13 mag; F8 V; 6,2 kK; 1,2 M☉; 1,3 R☉; hustota 0,54x vody; metalicita -0,03; stáří 1,5 mld. let) v periodě 4,2 dne. Z trvání tranzitu hnědého trpaslíka (15 min) vychází jeho poloměr 0,9 Rj a při své velké hmotnosti také naprosto neuvěřitelná hustotu 116krát vyšší než voda! Vlivem blízkosti k mateřské hvězdě je jeho povrch ohřát na 1,4 tis. K. Podobně F. Bouchy aj. našli tranzitujícího hnědého trpaslíka o hmotnosti 63 Mj u hvězdy CoRoT-15 (sp. F7 V; rotační per. ≈3,0 d), jenž má patrně vázanou rotaci, protože obíhá kolem hvězdy v periodě 3,06 d. Trpaslík je buď velmi mladý a/nebo nafouklý ohřevem od hvězdy, což je ostatně pro podobné konfigurace zřejmě typické.
A. Santerne aj. nalezli v ve veřejně přístupném archivu družice Kepler exoplanetu s tranzity před mateřskou hvězdou KOI-196 i se zákryty za ní s oběžnou periodou 1,86 d. Tak se jim podařilo určit oběžnou dobu s udivující přesností na ±0,6 s. Pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru Observatoře Haute Provence získali pro hvězdu přesnou křivku změn radiálních rychlostí, takže následně mohli odvodit velmi přesné parametry celé soustavy. Mateřská hvězda sp. třídy G6 V má efektivní teplotu 5,6 kK; poloměr 1,0 R☉; hmotnost 1,1 M☉; stáří 650 Mr a metalicitu 2x vyšší než Slunce. Exoplaneta o poloměru 0,9 Rj, hmotnosti 0,55 Mj a střední hustotě 1,1x vody obíhající kolem mateřské hvězdy nyní označené Kepler-41 ve vzdálenosti jen 4,5 mil. km je na přivrácené polokouli rozžhavena na 1,7 kK, ale přesto má dosti vysoké albedo 0,2 a vůbec není nafouklá, jako jiní horcí jupiteři.
S. Curiel aj. objevili 4. exoplanetu (e) v planetární soustavě jasné hvězdy υ And (F8; 1,6 R☉; 1,3 M☉; 13,5 pc; rotační per. 12 d; stáří 5 Gr). Oběžné doby exoplanet ve směru od hvězdy činí po řadě 4,6; 241; 1 276 a 3 849 dnů a výstřednosti drah 0,03; 0,26; 0,30 a 0,01. Spodní meze hmotností jednotlivých exoplanet se pohybují od 0,7 do 4,4 Mj.
R. Klement aj. pozorovali pomocí spektrografu FEROS u 2,2m teleskopu na La Silla změny radiální rychlosti hvězdy HIP 13044 (For; 10 mag; sp. F2 III; vzdálenost 700 pc) v periodě 16 d. Odtud odvodili existenci exoplanety o hmotnosti >1,3 Mj, jež obíhá kolem hvězdy po protáhlé dráze (e = 0,25) o velké poloose 0,12 AU. Spektrum mateřské hvězdy se vyznačuje extrémně nízkým zastoupením "kovů" (metalicita hvězdy se pohybuje na úrovni několika málo procent metalicity Slunce) a samotná hvězda se nachází na vzácně obsazené vodorovné větvi Hertzsprungova-Russellova diagramu, takže už prošla fází červeného obra. Právě tehdy nejspíš zlikvidovala ostatní exoplanety kolem ní obíhající a objevená exoplaneta migrovala vlivem poruch a odporujícího prostředí dovnitř na současnou výstřednou dráhu. Hvězda patří do tzv. Helmiho proudu přivandrovalců do naší Galaxie, čili i exoplaneta pochází zřejmě z dávnověké trpasličí galaxie, jež byla Galaxií posléze pohlcena. E. Bear aj. změřili metalicitu mateřské hvězdy o hmotnosti 0,8 M☉ a poloměru 7 R☉, která je více než o dva řády nižší než metalicita Slunce. Odtud též určili hmotnost její exoplanety 7,5 Mj, což vysvětluje, že exoplaneta mohla přežít héliové záblesky hvězdy ve fázi červeného obra a nehrozí ji ani spirála smrti zakončená v dohledné budoucnosti pádem na hvězdu.
Naproti tomu byla zpochybněna v r. 2010 ohlášená existence 6. exoplanety g u červeného trpaslíka Gl 581 (Lib; 10,5 mag; dM3 V; 6 pc). Pro exoplanetu se dokonce ujal název Zlatovláska, protože její dráhové parametry (poloosa 0,15 AU; oběžná doba 37 d) naznačovaly, že se nachází v ekosféře mateřské hvězdy za předpokladu, že má atmosféru se silným skleníkovým efektem. To bylo skutečně možné, jelikož z pozorování vycházela její hmotnost jen 3 – 4 Mz a poloměr 1,3 – 2,0 Rz. Objevitelé předešlých exoplanet u této hvězdy T. Forveille aj. a M. Tuomi aj. však existenci Gl 581g z vlastních měření radiálních rychlostí hvězdy pomocí ultrapřesného spektrografu HARPS ESO na La Silla nepotvrdili ani po zahrnutí nezávislých údajů ze spektrografu HIRES Keckova teleskopu. P. Gregory uveřejnil revidované hodnoty oběžných dob z dat HARPS pro pět prokázaných exoplanet u trpasličí hvězdy Gl 581, jež činí po řadě: 3,2; 5,4; 13; 67 a 399 dnů. Tomu odpovídají hmotnosti 2; 16; 5; 7; 7 Mz.
Samotnou hvězdu Gl 581 (= HO Lib) zkoumali K. von Braun aj., neboť měli po ruce přesnější údaje, získané interferometrem CHARA (poloměr 0,3 R☉; efektivní teplota 3,5 kK; hmotnost 0,3 M☉; vzdálenost 6,25 pc; svítivost 0,013 L☉; metalicita -0,14). Mohli tak zpřesnit polohy ekosféry hvězdy vůči oběžným drahám pěti exoplanet. Velké poloosy drah exoplanet b až f se pohybují v rozmezí 6,2 – 114 mil. km. Bohužel ani jedna z nich se nenalézá v ekosféře, přičemž autoři uvažovali dvě mezní situace: nulové vyrovnávání teplot na osvětlené a neosvětlené straně exoplanety a dokonalé vyrovnávání teplot po celém povrchu exoplanety. O něco optimističtější byli Y. Hu a F. Ding i L. Kalteneggerrová aj., kteří zjistili, že exoplaneta d (kruhová dráha o poloměru 0,22 AU, tj. 33 mil. km; hmotnost >6 Mz; poloměr 2 Mz) by mohla být v ekosféře, pokud by vykazovala silný skleníkový efekt díky masivnímu zastoupení CO2 v atmosféře. Naproti tomu exoplaneta c (velká poloosa 10,5 mil. km) by byla příliš horká vinou překotného skleníkového efektu. Podobně optimisticky vyhlíží výpočty R. Wordsworthe aj., kteří pro exoplanetu d s pravděpodobně synchronní rotací spočítali, že při dostatečném výskytu CO2 by mohla mít povrchovou teplotu těsně nad 0° C.
X. Dumusque aj. uveřejnili již 30. pokračování seriálu o exoplanetách pozorovaných ultrapřesným (±0,5 m/s) spektrografem HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla. Tentokrát šlo o pět exoplanet u hvězd, které se svými magnetickými cykly činnosti podobají Slunci, i když jejich spektrální třídy se od Slunce odlišují (většinou rané K, v jednom případě F8). Vzdálenosti mateřských hvězd od nás činí 27 – 39 pc. Vesměs jde o exoplanety s poměrně dlouhými oběžnými dobami 0,9 – 11 roků, které kolem svých mateřských hvězd obíhají ve vzdálenostech 0,9 – 5,0 AU. Jejich dráhy jsou vesměs dosti výstředné v rozmezí 0,2 – 0,8! Ve dvou případech jde o exoplanety s hmotností podobnou Jupiteru, ale další tři objekty mají hmotnosti v rozmezí 67 – 92 Mz, tj. o něco nižší než Saturn (95 Mz). Zdá se, že exoplanet s tímto rozmezím hmotnosti je v Galaxii nadprůměrně mnoho.
G. Chauvin aj. využili koronografů u teleskopů CFHT na Havaji a VLT ESO na Paranalu, jakož i systému adaptivní optiky k podrobné analýze těsné dvojhvězdy HD 196885, jež se skládá z jasné složky A (6,4 mag; F8 V; 6,3 kK; Z = 0,3; 33 pc) a červeného trpaslíka B (M1 V; 0,45 M☉) vzdáleného úhlově jen 0,7″, tj. 21 AU Trpaslík B obíhá kolem primáru A v periodě 72 let. Po 14 letech soustavného sledování této soustavy spektrografy ELODIE, CORALIE a CORAVEL se jim podařilo odhalit, že kolem složky A obíhá po velmi protáhlé dráze (e = 0,5) s velkou poloosou 2,6 AU exoplaneta o hmotnosti >3 Mj v periodě 3,6 roků. Autoři se proto zabývali stabilitou celé třísložkové soustavy, protože velká výstřednost dráhy exoplanety naznačuje, že je ovlivňována nepříliš vzdáleným červeným trpaslíkem. Tak se ukázalo, že systém je překvapivě stabilní, o což se stará tzv. Kozaiův mechanismus typický pro trojsložkové soustavy, které nejsou koplanární, tj. rovina dráhy těsné dvojice je šikmo skloněná vůči rovině dráhy složek A a B.
Jak uvedli N. Santos aj., nový spektrograf HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla dosahuje v současnosti pro pozdní trpasličí hvězdy přesnosti měření radiálních rychlostí lepší než ±1 m/s, tedy rychlosti pomalé chůze v rovinatém terénu. To rozšiřuje možnosti objevovat jednak exoplanety o hmotnostech srovnatelných se Zemí, ale také obří plynné exoplanety ve velkých vzdálenostech od mateřské hvězdy. Autoři zjistili, že obří exoplanety se čím dál častěji objevují i u hvězd s velmi nízkou metalicitou, i když je zřejmé, že s rostoucí metalicitou mateřských hvězd vzrůstá velmi rychle i četnost výskytu exoplanet kolem nich obíhajících.
C. Tinney aj. využili spektrografu u teleskopu AAT v Siding Spring k objevu plynné exoplanety u hvězdy HD 38283 (Men, 6,7 mag; G0 V; 6,0 kK; 2,4 L☉; 1,1 M☉; 38 pc; Z = -0,2). Nalezená exoplaneta se vyznačuje oběžnou dobou 363 dnů a délkou velké poloosy dráhy 1 AU, což jsou kupodivu hodnoty u exoplanet zatím téměř nepozorované, ačkoliv technika pro takové parametry už delší dobu existuje. Její dráha je ovšem silně výstředná (e = 0,4), ale hmotnost není nijak závratná (>0,34 Mj). V periastru se tak dostává k mateřské hvězdě na vzdálenost 0,6 AU, kdežto v apastru se vzdaluje na 1,4 AU. Autoři přirozeně uvádějí, že se samotná exoplaneta do ekosféry hvězdy během svého oběhu nevejde, neboť ekosféra se v tomto případě prostírá v rozmezí 1,5 – 2,1 AU. Uvažují však o tom, že exoplaneta by mohla mít provázena několika exosatelity o menší hmotnosti, husté atmosféře a vlastním magnetickém poli, což by takový exosatelit kvalifikovalo pro život možná podobný pozemských jednobuněčným organismům.
Podle K. von Brauna aj. kyne větší naděje pro dlouhodobý pobyt v ekosféře planetě f u blízké jasné hvězdy 55 Cnc A (=HD 75732; 6 mag; K0 IV/V; 5,2 kK; 0,9 R☉; 0,6 L☉; 0,95 M☉; Z = +0,3; 12 pc; stáří ≈ 10 mld. let). V jejím planetárním systému známe již 5 exoplanet, z nichž nejblíže ke hvězdě obíhá exoplaneta e (0,015 AU) a nejdále d (5,7 AU). Exoplaneta f s hmotností 0,16 Mj obíhá po výstředné (e = 0,3) dráze s velkou poloosou 0,78 AU v periodě 260 d. Má tedy periastrum ve vzdálenosti 0,55 AU a apastrum ve vzdálenosti 1,0 AU. Podle výpočtu autorů se přitom ekosféra hvězdy rozprostírá v rozmezí 0,67 – 1,32 AU. Tyto údaje sice svědčí o tom, že po většinu své oběžné doby se exoplaneta f v ekosféře nachází, ale její velká hmotnost svědčí proti výskytu tekuté vody na jejím povrchu. Kdyby náhodou měla u sebe satelit o hmotnosti srovnatelné se Zemí, tak by naděje pro život na satelitu byla zajisté posílena. Jelikož je celá soustava téměř dvakrát starší než Sluneční, můžeme se domýšlet, že tam by mohl vývoj života daleko předeběhnout naši současnou technickou civilizaci. Vzhledem k tomu, o jak blízkou hvězdu jde, je s podivem, že nás f-55cancerani dosud nekontaktovali.
Když se koncem roku 2008 podařilo pomocí adaptivní optiky u teleskopů Keck a Gemini-N zobrazit tři exoplanety (b,c,d) u jasné nízkometalické proměnné hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; sp. A5/G0 V; vzdálenost 39 pc; stáří 30 – 60 mil. let), byla to celosvětová senzace. Nyní T. Currie s využitím adaptivní optiky u teleskopů VLT, MMT a Subaru jednak potvrdili existenci všech tří exoplanet, ale navíc objevili ještě čtvrtou exoplanetu e, obíhající ve vzdálenosti 15 AU od hvězdy. Podařilo se jim určit i jejich hmotnosti, které jsou docela vysoké. Exoplanety c, d, e, mají dokonce 8,5 Mj a teploty až 1,2 kK, což svědčí o skleníkovém efektu, resp. výskytu světlých oblaků v jednotlivých atmosférách. To přímo dokázali T. Barman aj., když našli pomocí spektroskopie kamerou OSIRIS u Keckova 10m teleskopu pracujícího v blízké infračervené oblasti opticky tlustá mračna v atmosféře exoplanety b. Tato exoplaneta má hmotnost 0,7 Mj; poloměr 0,75 Rj a efektivní teplotu 1,1 kK, takže její zářivý výkon činí 50 μ L☉. Zastoupení kovů v její atmosféře převyšuje o řád jejich podíl v atmosféře našeho Slunce.
R. Soummer aj. upozornili, že ve zmíněné planetární soustavě se nalézá v rozmezí 6 – 15 AU pás relativně teplých planetek a pak na periférii ve vzdálenostech 90 – 3 00 AU analogie Edgeworthova-Kuiperova pásu studených těles. Dráhy čtyř zobrazených exoplanet zabírají pásmo 15 – 68 AU, přičemž jejich oběžné doby se pohybují v rozmezí 50 – 500 roků. Periody oběhu nejdříve objevených planet vykazují v pořadí d, c, b rezonance 1:2:4.
B. Femenía aj. pozorovali v letech 2000-2010 pomocí adaptivní optiky na 4,2m teleskopu WHT na ostrově La Palma pár hnědých trpaslíků u vizuální dvojhvězdy GJ 569 (vzdálenost 10 pc), jejíž složky A (sp. M2.5 V) a B jsou od sebe úhlově vzdáleny 5″. Adaptivní optika v kombinaci s metodou vybíraného zobrazování (lucky imaging - z kratičkých [≈0,1 s] expozicí hvězdy se v počítači vybere a následně složí asi 1 % těch nejkvalitnějších snímků) umožnila rozložit složku B (14 mag) na zmíněný pár (Ba + Bb; sp. M8.5 + M9) v úhlové rozteči 0,1″. Dostali tak elementy oběžné dráhy tohoto páru: a = 9 AU; e = 0,3; i = 30° a hmotnosti složek (0,08 + 0,06) M☉.
R. Neuhäuser aj. měřili pomocí HST a VLT ESO po dobu 11 let polohy průvodce jasné hvězdy HR 7329 A (= éta Tel A; 5 mag; sp. A0; stáří 12 mil. let; vzdálenost 48 pc) a tak prokázali, že obě složky vizuálního páru mají stále týž vlastní pohyb. Sekundární složka B je od hvězdy vzdálena úhlově 8″, ale je o 6 mag slabší (J = 12 mag) než složka A. Celá soustava patří do skupiny téměř 70 hvězd kolem známé hvězdy β Pic, jež proslula svým mohutným akrečním diskem dobře patrným v infračerveném pásmu spektra. Podobně i hvězda A je obklopena akrečním diskem o vnějším poloměru 24 AU. Průvodce B kolem ní obíhá po velmi protáhlé dráze s výstředností 0,47, takže v periastru se k hvězdě A přiblíží na 71 AU, zatímco v apastru se vzdálí na 200 AU, tj. délka velké poloosy soustavy činí 136 AU. Autoři dále odhadli hmotnost průvodce sp. třídy dM7 na 20 – 50 Mj, takže jde téměř určitě o hnědého trpaslíka s povrchovou teplotou <2,8 kK a úhrnnou svítivostí jen 2,4 mL☉. Prohlídka už žádné další těleso v této hierarchické soustavě nenalezla.
M. Ireland aj. využili adaptivní optiky u 5,1m Haleova teleskopu na Palomaru a Keckova 10m na Mauna Kea k zobrazení velmi vzdálených exoplanet, resp. hnědých trpaslíků o hmotnostech kolem 14 M☉ u dvou trpasličích hvězd GSC 0621-0021 (12 mag; sp. M0 V; 0,6 M☉) a 1RXS 1609-2105 (11 mag; K7 V; 075 M☉) ve hvězdné asociaci Horního Štíra (vzdálenost 145 pc). Průvodci se nacházejí ve vzdálenostech >320 AU od svých mateřských hvězd a sdílejí s nimi společný vlastní pohyb. Autoři z těchto pozorování odhadují, že asi 4 % trpasličích hvězd slunečního typu má u sebe ve vzdálenostech 200 – 500 AU průvodce s hmotnostmi poblíž rozhraní mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Další páry hnědých trpaslíků nalezli C. Gellino aj. pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu. Objekty WISE 1841+7000 (sp. T5 + T5; rozteče drah >2,8 AU; oběžné doby ≈11 r; vzdálenost 40 pc) a 0458+6434 ( T8.5 + T9; rozteče >5 AU; oběžné doby ≈70 r; 10 pc) jsou staré přibližně miliardu roků.
K. Luhman aj. oznámili, že se jim podařilo pomocí kamery IRAC SST v rámci programu vyhledávání substelárních objektů objevit v blízkém okolí Slunce uchazeče o titul nejchladnějšího hnědého trpaslíka. Jde o průvodce bílého trpaslíka WD 0806-66 (19 pc; stáří 1,5 Gr), jenž je o 1 mag slabší než dosud nejslabší hnědý trpaslík třídy T. Při hmotnosti ≈7 Mj to ovšem může být také obří exoplaneta vzniklá v disku bílého trpaslíka. V každém případě jde o objekt s téměř pokojovou teplotou 225° C. Průvodce je od bílého trpaslíka vzdálen >2,5 tis. AU a sdílí s ním společný vlastní pohyb. Bílý trpaslík mohl vzniknout jako hvězda o hmotnosti ≈2 M☉, takže v jejím cirkumstelárním disku bylo dost materiálu na vznik obří planety či hnědého trpaslíka, jenž se během doby dostal na dnešní vzdálenou dráhu.
Ještě téhož roku však M. Liu aj. našli pomocí adaptivní optiky u Keckova 10m teleskopu průvodce B objektu CFBDSIR J1458+1013 (Boo; vzdálenost 32 pc) a zjistili, že má hmotnost 6 – 15 Mj a jeho teplota dosahuje jen 95°C. Složka A je rovněž hnědý trpaslík o teplotě 480° a nalezený pár obíhá kolem společného těžiště ve vzdálenosti >2,6 AU v periodě 20 – 35 let.
Podobně M. Cushing aj. objevili v datech z infračervené družice WISE celkem sedm velmi chladných (500 – 300 K) hnědých trpaslíků, v jejichž atmosférách jsou patrné pásy vody, methanu a amoniaku. Čtyři z nich mají spektra pozdnější než dosud rekordní hnědý trpaslík UGPS 0722-05 s klasifikací T9, takže nový nízkoteplotní rekord (≈300 K) nyní patří objektu WISEP 1828+2650 (Lyr; J = 23,6 mag; 14 pc), jenž má spektrum Y2. Ostatně už v r. 1999 navrhl J. Kirkpatrick, aby potenciální velmi chladné substelární objekty byly klasifikovány spektrální třídou Y, což je jedno z posledních dvou volných písmen latinské abecedy pro spektrální klasifikaci (v předstihu navrhuji, aby objekty s teplotou 0 K byly klasifikovány písmenem Z jako "zero", čili nula).
J. Kirpatrick aj. ohlásili díky postupnému zpracovávání údajů z družice WISE objev 100. hnědého trpaslíka, z nichž jeden má pozdní spektrum třídy M, 8 patří do třídy L, ale zato 89 do třídy T a 6 ke třídě Y. Celkem 80 z uvedené stovky má spektrum pozdnější než T6. Horní detekční mez pro hnědé trpaslíky spektrálních tříd T a Y přitom činí jen 10 pc, takže jich nakonec v Galaxii může být klidně více než hvězd.
T. Santapaga aj. využili objevu vzdáleného (220 AU) průvodce (B) hvězdy HD 189733A (Vul; K2 V; 0,8 R☉; 0,8 M☉; vzdálenost 19 pc), kolem níž obíhá v malé vzdálenosti 4,5 mil. km exoplaneta (Ab) v oběžné době 2,2 d, k nezávislému určení stáří celé soustavy, protože původní údaj o stáří jen ≈800 mil. roků neodpovídal fyzikálním parametrům primární hvězdy A. Ta totiž rotuje kolem své osy za 12 d, tj. dvakrát rychleji než Slunce, jež je staré 4,5 mld. let. Přitom obecně platí, že rotace osamělých hvězd se během doby brzdí. Jak však autoři ukázali, rotace složky A je zrychlována slapovou a magnetickou vazbou s blízkou exoplanetou HD 189733Ab o hmotnosti 1,2 Mj a poloměru 1,1 Rj, takže skutečné stáří soustavy lze určit právě z věku průvodce B, jenž je od soustavy (A + Ab) dostatečně daleko, takže jeho stáří >5 mld. let není žádnými interakcemi s ní měřitelně ovlivňováno. Exoplaneta ovšem na roztáčení hvězdy doplácí postupnou ztrátou momentu hybnosti, sestupuje po spirále směrem ke hvězdě a nakonec zanikne slapovými silami pod hranicí Rocheova poloměru. Jde o první případ, kdy se podařilo záhadu malého stáří objasnit, a zároveň o vodítko, jak postupovat při rozlousknutí podobných záhad u jiných planetárních soustav.
M. Abukerov aj. zjistili, že velikost poloměru exoplanety HD 189733Ab závisí nepřímo úměrně na vlnové délce, což je důkazem existence husté atmosféry exoplanety. To se vzápětí potvrdilo díky spektrografu NICMOS HST a Spitzerovu kosmického teleskopu, takže již máme docela dobré údaje o chemickém složení její atmosféry, což by ještě před několika lety mohlo odborníkům připadat jako naprosté sci-fi. Jak uvedli O. Mousis aj., dvě hlavní domněnky o tom, jak obří planety vznikají buď z planetesimál, anebo přímým gravitačním smršťováním meziplanetárního plynu, předpovídají, že zastoupení kovů (prvků počínajících uhlíkem) v atmosférách planet by mělo být vyšší, nebo v nejhorším případě stejné jako u mateřské hvězdy, která si uchovává chemické složení hvězdné pramlhoviny. Proto byli astrofyzici udiveni, když se ukázalo, že zastoupení uhlíku v atmosféře zmíněné exoplanety bylo nižší, zatímco kyslíku vyšší než u mateřské hvězdy, která má chemické složení velmi podobné slunečnímu. Autoři propočítali řadu možných modelů, z nichž vyplynulo, že v obalu exoplanety je přítomno díky výběrovým efektům 20 – 80 Mz (!) v podobě astrofyzikálních kovů. Nečekaně nízké zastoupení uhlíku lze vysvětlit výskytem polycyklických aromatických uhlovodíků a sazí ve vnějších vrstvách atmosféry exoplanety.
Uhlík může ovšem způsobit, že exoplaneta se stane největším přírodním drahokamem, jak ukázali M. Bailes aj. při studiu exoplanety o hmotnosti 1,2 Mj u milisekundového pulsaru J1719-1438 (Ser/Oph; pulsní perioda 6 ms; vzdálenost 1,2 kpc), která kolem mateřské neutronové hvězdy obíhá v periodě 2,2 h po kruhové dráze ve vzdálenosti necelých 7 mil. km. Jelikož však poloměr exoplanety činí jen 4,5 Rz, vyplývá z toho, že střední hustota exoplanety dosahuje 23násobek hustoty vody, což prakticky znamená, že jde o obří diamant! Nejspíš jde o pozůstatek červeného obra, který byl původně členem dvojhvězdy, v níž druhá složka vybuchla jako supernova třídy II a její hustá pecka se gravitačně zhroutila na neutronovou hvězdu. Ta pak začala z obřího průvodce vysávat plyn, který ji roztočil na vysoké obrátky (180 Hz). Nakonec z červeného obra zbyl jen miniaturní hustý oblázek tvořený převážně krystalickým uhlíkem vzniklým v nitru obra během posloupnosti termonukleárních reakcí.
D. Spiegel aj. upozornili na mlhavost hranice mezi exoplanetami a hnědými trpaslíky, která je běžně definována tak, že teplota v nitru exoplanet nikdy nedosáhla hodnoty potřebné pro termonukleární reakci přeměny vodíku na deutérium. Obvykle se tato hranice definuje hmotností objektu 13 Mj. Autoři však ukázali, že tato mez závisí nejenom na hmotnosti objektu, ale též na poměrném zastoupení hélia, počátečním obsahu deutéria, jakož i na jeho metalicitě. Tím se hranice rozmývá do intervalu 11,0 – 16,3 Mj.
Exoplanety v blízkosti mateřských hvězd to mají těžké, jak ukázali E. Adamsová aj, když zjistili, že tranzitující exoplaneta OGLE-TR-113b (Car; 550 pc; >1 Mj; oběžná doba 1,4 d), objevená pomocí metody gravitačních mikročoček, zkracuje svou oběžnou dobu kolem hvězdy tempem 60 ms/r. Za zkracování periody mohou slapy od hvězdy, která rotuje kolem své osy pomaleji, než za jak dlouho ji exoplaneta oběhne. To má opačný následek než slapy Země pro dráhu Měsíce, protože Země rotuje rychleji, než ji Měsíc obíhá; jinými slovy exoplaneta se v tomto případě pohybuje po zužující spirále a podle výpočtu autorů jíž za 2 miliony roků se její oběžná perioda zkrátí na 11 h a to bude stačit na její roztrhání do prstenu trosek v blízkosti hvězdy. Hvězdný vítr a ohřev zbytků způsobí, že se prsten poměrně rychle rozptýlí.
V. Batista aj. dokázali, že exoplaneta MOA-2009-BLG-387Lb, jež se projevila jako velmi dlouhý a vysoký "zub" na světelné křivce hvězdné mikročočky, představuje dosavadní rekord v hmotnosti obří exoplanety obíhající kolem trpasličí hvězdy sp. třídy M. Vzdálenost této soustavy od nás činí 3,5 – 7,9 kpc a exoplaneta obíhá kolem červeného trpaslíka v periodě 4 – 8 let, takže délka velké poloosy dráhy činí 1 – 3 AU. Odtud vyplývá při pravděpodobné hmotnosti červeného trpaslíka 0,2 M☉ hmotnost exoplanety 2,6 Mj.
N. Miyake aj. pozorovali pomocí aparatury MOA-II exoplanetu o hmotnosti nižší než Saturn na základě sledování světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2009-BLG-319Lb. Předností aparatury je vysoká kadence opakování snímků příslušného hvězdného pole ve vnitřní části disku naší Galaxie, takže autoři mohli již 24 h před maximem zjasnění informovat na 20 různých skupin s robotickými dalekohledy a tím získat údaje o hmotnosti exoplanety (50 Mz) i její vzdálenosti (2,4 AU) od mateřské hvězdy o hmotnosti 0,4 M☉. Vzdálenost soustavy od nás činí plných 6 kpc, takže v těchto vzdálenostech už ostatní metody objevování exoplanet selhávají. Není divu, že jde teprve o 11. exoplanetu objevenou metodou gravitačního čočkování. Metoda již předtím stačila k objevu exoplanety s hmotností jen 3 Mz. Hmotnosti příslušných mateřských hvězd jsou v průměru velmi nízké, tj. 0,08 – 0,67 Mo. Je to tím, že hvězdy těchto hmotností jsou v Galaxii suverénně nejpočetnější.
Pomocí gravitačních mikročoček bylo do r. 2011 objeveno sice teprve 12 exoplanet, ale předností metody je možnost objevovat i exoplanety-nomády, což žádná jiná metoda zatím nedokáže. Zatím se zdá, že nomádů o hmotnostech 3 – 15 Mj je v naší Galaxii přinejmenším dvakrát více než hvězd, jak o tom svědčí dosud vzácné kratičké mikročočkové úkazy, pozorované současně a nezávisle alespoň dvěma různými projekty, obvykle MOA-II a OGLE-III. T. Sumi aj. prohlédli záznamy o 50 milionech hvězd v centrální výduti Galaxie v archivu přehlídek MOA a OGLE za léta 2006-2007 a našli tak celkem 474 mikročoček, z toho 10 případů s trváním kratším než dva dny. Za předpokladu, že Galaxie obsahuje úhrnem na 300 mld. hvězd, tak odtud plyne, že nomádů v uvedeném rozsahu hmotností bude v Galaxii řádově bilion!
A. Boss se zabýval otázkou, který z dosud uvažovaných dvou scénářů vzniku obřích planet je významnější. Podle domněnky o akreci plynu na kamenné jádro vzniklé koagulací planetesimál mohou vznikat obří planety tím, že kamenná jádra na sebe pak velmi efektivně nabalují zbylý meziplanetární plyn. Naproti tomu je také možné, že obří plynné planety vznikají gravitačními instabilitami rovnou z prachoplynového protoplanetárního disku, tj. gravitačním hroucením. Podle Bosse fungují oba mechanismy, ale v různých vzdálenostech od mateřské hvězdy. Ve vzdálenostech <3 AU od mateřské hvězdy roste zastoupení obřích planet úměrně hmotnosti hvězdy, což svědčí pro scénář akrece na kamenné jádro. Naproti tomu ve vzdálenostech 20 – 120 AU od hvězdy není dost stavebního materiálu pro vznik kamenných jader, takže tam se obří plynné planety s hmotnostmi 1 – 5 Mj tvoří zřejmě díky zmíněným instabilitám. To je určitě případ již zmíněné soustavy čtyř obřích exoplanet u hvězdy HR 8799. Podle modelových simulací pro disky sahající od 20 AU až po 60 AU od hvězdy a obsahující 0,03 – 0,21 M☉ plynu se vinou gravitačních instabilit vytvářejí husté chuchvalce plynu, které se nakonec zkoncentrují na obří planety ve vzdálenost 30 – 70 AU od hvězdy na kruhových až středně protáhlých drahách (e <0,3).
D. Baylis a P. Sackettová zjišťovali, jaká je skutečná četnost horkých jupiterů, tj. obřích plynných exoplanet silně ohřívaných mateřskou hvězdou. Po dobu tří let sledovali zorné pole o ploše 0,66 čtv. stupně s cílem najít tranzity takových exoplanet u trpasličích hvězd hlavní posloupnosti. Tak našli 10 případů s oběžnými periodami v intervalu 1 – 10 d. Odtud vychází, že jen 0,1 % trpaslíků má horké jupitery, což je ještě nižší zastoupení, než jaké vyšlo z podobné statistiky získané metodou radiálních rychlostí. Není však vyloučeno, že oba statistické soubory se ve skutečnosti týkají odlišných hvězdných populací, takže si budeme muset na spolehlivější statistiky ještě nějakou dobou počkat.
Jedním z nejvýznamnějších objevů éry zkoumání exoplanet je nepochybně skutečnost, že od času zformování obřích plynných či ledových exoplanet začínají tato tělesa migrovat ve směru k mateřské hvězdě, ale také ve směru opačném. Ještě před objevem první exoplanety přišli s touto domněnkou P. Goldreich a S. Tremaine v r. 1980 a dále D. Lin a J. Papaloizou v r. 1986. Objevy exoplanet o hmotnosti Jupiteru v těsné blízkosti centrální hvězdy pak změnily domněnky v solidní skutečnost, což se týká i obřích planet Sluneční soustavy od Jupiteru po Neptun. Nyní B. Bromley a S. Kenyon ukázali, že prakticky všechny vznikající planety nutně migrují, protože vznikají v cirkumstelárním prachoplynovém disku kolem mateřské hvězdy koagulací planetesimál a planetárních embryí, takže se zpočátku pohybují v odporujícím prostředí.
Autoři ukázali pomocí simulací, že když zárodky planet dosáhnout hmotností ≈0,1 Mz, začnou být intervaly mezi srážkami zárodků delší než tempo migrace, jež dosahuje hodnot 10-7 – 10-4 AU/r. Obřím planetám tak stačí na průchod napříč protoplanetárním akrečním diskem krátká doba 0,1 – 1 mil. roků, zatímco vzdálenost terestrických planet od hvězdy se mění jen málo, protože je brzdí jen plynná složka akrečního disku, která poměrně záhy vymizí. Další migrační vývoj obřích planet je však důležitý pro zachování či zánik terestrických planet. Migrace totiž vedou dříve či pozdějí k dráhovým rezonancím, na které mohou méně hmotné planety doplatit srážkami, pádem na hvězdu, anebo vymrštěním z planetárního systému. Proto je pro současnou existenci terestrických planet ve Sluneční soustavě klíčovou skutečností, že Saturn díky rezonanci s Jupiterem dokázal změnit směr migrace a doslova odtáhl Jupiter včas od Slunce zpět, takže Jupiter nemohl způsobit více škody; pouze připravil Mars o stavební materiál. Proto má Mars o řád menší hmotnost než Země nebo Venuše.
H. Wilson a B. Militzer se zabývali otázkou, co se děje v jádrech obřích plynných planet při tlacích až 1 – 4 TPa a teplotách 3 – 16 kK, když se vodík stává kovem. Podle současných představ o akreci obřích planet jako je Jupiter začínají totiž tyto planety nabalovat plynný vodík s příměsí hélia na husté kamenné jádro o hmotnosti až 18 Mz (s hlavní složkou MgO) pokryté tlustou vrstvou vodního ledu. Když planeta rychlou akrecí plynu dostatečně ztloustne, mění se stlačený vodík nad ledovou slupkou v kov a autoři pomocí kvantově-mechanických výpočtů ukázali, že vodní led i MgO z kameného jádra se začínají v plášti kovového vodíku rozpouštět. Rozpouštění je tím účinnější, čím větší je hmotnost celé planety. Obří planety si tedy svá jádra doslova rozpustí v kovovém vodíku.
S. Elser aj. spočítali pravděpodobnost, že terestrické exoplanety budou mít poblíž velký satelit o hmotnosti 1/45 – 1/4 hmotnosti vlastní exoplanety. Vyšlo jim, že každá dvanáctá terestrická exoplaneta takový satelit asi má. Jak známo, poměrně hmotný Měsíc u naší Země silně přispívá ke stabilizaci sklonu rotační osy Země vůči ekliptice a tato okolnost se považuje za důležitou podmínku pro rozvoj života na Zemi.
A. Boss se odvážil vykročit na třaskavé pole, jak definovat exoplanetu. Vzpomeňme na r. 2006, kdy se na kongresu Mezinárodní astronomické unie v Praze účastníci vášnivě přeli o definici planety Sluneční soustavy kvůli tomu, že bylo potřeba z definice vyloučit Pluto a dát mu jiný status. Tehdy také dospěli k závěru, že pro definici planet mimo Sluneční soustavy ještě nenazrál čas. Boss tedy navrhuje, aby se za (exo)planetu považovalo každé těleso, které má hmotnost <13 Mj, takže v něm neproběhlo jaderné slučování deutéria v nitru a obíhá kolem hvězdy, nebo jejího pozůstatku. Zatím je definice jakžtakž vyhovující, ale až jednou budou pozorovány tranzity plutin nebo planetek u cizích hvězd, problém s definicí spodní meze pro planety se jako bumerang opět vrátí.
D. Veras aj. zjišťovali, co se stane s exoplanetami, když jejich mateřská hvězda zestárne. Ve všech případech ztrácejí hvězdy ke konci svého života významně hmotu, což mění výrazně parametry planetárních drah. To pak nutně vede především k vymrštění planet rychlostí vyšší než únikovou, takže se z nich stávají galaktičtí nomádi. Pokud planeta zůstane u hvězdy, může se zvětšovat výstřednost její dráhy, anebo naopak se výstředná dráha změní na kruhovou. Při výbuchu supernov II. typu s hmotnostmi 7 – 20 M☉ se rozletí i zbylé stádo planet, takže nomádů musí být v každé galaxii velmi mnoho. Hvězdy s nižšími hmotnostmi přijdou ve fázi asymptotické obří větve o svá Oortova oblaka komet. Pokud jde o velmi hmotné hvězdy >20 M☉, které se nakonec zhroutí rovnou na černé díry, mohou planety na svých drahách přežít, ale může je také odhodit na hyperbolické dráhy závěrečná hvězdná větrná bouře. Je zkrátka zřejmé, že stárnoucí hvězdy silně přispívají k rozmnožení planetárních nomádů v každé galaxii.
D. Abbot a E. Switzer se zabývali možnostmi, že by terestrické planety-nomádi potloukající se osaměle Galaxií jako "stepní vlci" mohli být vhodnými objekty pro doslova podzemní život. Ukázali, že pokud má stepní vlk hmotnost >3,5 Mz a obsahuje podpovrchový vodní oceán krytý shora izolační kamennou vrstvou tlustší >8 km, pak kapalný oceán díky přísunu tepla z radioaktivních hornin nezmrzne po dobu 1 – 5 mld. let. Jak ukazuje zkušenost s hydrotermálními vyvěry na dnech pozemských oceánů, v jejich okolí se i bez slunečního svitu vytvářely už dávno bohaté kolonie obrovitých červů využívajících k látkové výměně energie horké vody a chemických prvků jako je síra. Autoři dále odhadli, že stepní vlky by šlo opticky odhalit pomocí slunečního záření rozptýleného a odraženého od jejich (ledového) povrchu až do vzdálenosti 1 kAU od Slunce.
Oba autoři však zdaleka nejsou první, kdo se vyhlídkami života na nomádech zabývali. Již. v r. 1958 uveřejnil významný americký astronom H. Shapley úvahu o tom, jaké vlastnosti nomádů by byly příznivé pro život. Podle jeho tehdejšího názoru měli mít takoví nomádi tlustou atmosféru s hmotností alespoň o dva řády vyšší než má atmosféra pozemská. Jejich atmosféra by musela obsahovat zejména methan, ethan a oxid uhličitý. Na jejich povrchu by se pak měl rozkládat oceán vody, amoniaku a ethanu, což poněkud připomíná poměry na Saturnově obří družici Titanu.
P. Clark aj ukázali, že prvotní prahvězdy (populace III) vznikaly velmi často rozpadem zárodečných disků na více složek, čili na těsné dvojhvězdy i vícenásobné hvězdné soustavy. Tím se postupně snižuje pravděpodobnost vzniku osamělé hvězdy již v nejstarším pokolení převážně velmi hmotných hvězd. Podle A. Stacyové aj. musely tyto velmi hmotné hvězdy vznikající již v časech kolem 180 mil. let po velkém třesku velmi rychle rotovat; na rovníku rychlostmi řádově tisíce km/s! Tato úděsná rychlost má přirozeně zásadní vliv i na promíchávání látky v jejich nitru, což prakticky znamená, že prvky vzniklé termonukleárními reakcemi v jejich nitru se snadno dostávají i do vnějších vrstev. Naprostá většina těchto monstrózních hvězd žije neobyčejně krátkou dobu a pak vybuchují jako zábleskové zdroje záření gama (GRB), popř. jako hypernovy. Proto tak rychle obohacují interstelární prostor o prvky těžší než vodík a hélium.
Ke shodnému závěru o rychlé rotaci prvotních hvězd dospěli nezávisle také C. Chiappiniová aj., když zkoumali hvězdy ve velmi staré kulové hvězdokupě NGC 6522 a zjistili, že nejstarší hvězdy s hmotnostmi až 125 M☉ a obvodovou rotační rychlostí až 800 km/s mají ve svých spektrech nadbytek stroncia a yttria, což jsou produkty pomalého zachycování neutronů při výbuchu supernov nebo GRB. Autoři spočítali, že tento proces byl u velmi hmotných hvězd populace III o čtyři řády účinnější, než je tomu dnes u hvězd následných dvou populací.
E. Treister aj. se zabývali osudy hvězd populace III, které se naopak zhroutily do černých děr a posléze splynuly v zárodcích galaxií s aktivními jádry (kvasary) na černé veledíry. Podle archivních údajů z rentgenové družice Chandra měly černé veledíry v nejstarších kvasarech časech 640 – 940 mil. let po velkém třesku hmotnosti řádu 1 GM☉. Zářivý výkon materiálu, který na ně v té době padal téměř rychlostí světla, dosahoval v rentgenovém pásmu hodnot >3.1037 W. Pozorování družice Chandra téměř 200 raných galaxií v energetickém pásmu 3,5 – 14 keV však ve skutečnosti odpovídá červeně posunutému lokálnímu rozsahu vyzařovaných energií tvrdých rentgenových fotonů 14 – 56 keV. Je naprosto zřejmé, že tak obrovské zářivé výkony stačily k ukončení kosmologického šerověku díky úplné reionizaci vesmíru, jež proběhla necelou miliardu let po velkém třesku.
J. Bestenlehrer aj. nalezli pomocí spektrografu FLAMES VLT ESO osamělou hvězdu VFTS 682, která se nachází 29 pc od známé kupy obřích hvězd R136 v mlhovině Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu. Když její spektrum ukázalo, že jde o Wolfovu-Rayetovu hvězdu třídy WN5h, podařilo se jim určit její efektivní teplotu 52 K a neuvěřitelně vysokou svítivost 3 ML☉, takže její současná hmotnost musí dosahovat rekordních 150 M☉. Autoři proto soudí, že jde spíše o typ LBV (svítivá modrá proměnné hvězda typu éta Car), který skončí jako dlouhý zábleskový zdroj záření gama (LGR.).
Velkou pozornost však vyvolala i studie E. Caffauové aj., když se ukázalo, že v halu naší Galaxie dosud září hvězdy, které mají zcela zanedbatelné množství prvků, které ve vesmíru vznikají termonukleárními reakcemi v nejstarší populaci hmotných hvězd. Autoři pomocí spektrografů X-Shooter a UVES u teleskopů VLT ESO totiž objevili hvězdu SDSS J1029+1729 (17 mag), která má o pět řádů méně železa než Slunce, dále pak patrně i zcela zanedbatelné množství uhlíku a vůbec žádné lithium! Jde přitom o trpasličí hvězdu s hmotností <0,8 M☉. Téměř nepochybně nejde o ojedinělý případ a tak je astrofyzika postavena před další záhadu, kde se v raném vesmíru vzali trpaslíci téměř výhradně z vodíku a hélia, protože teoretické modely pro hvězdy populace III tomu protiřečí.
První přímý doklad o tom, jak se z hvězdných embryí vytvářejí v současnosti hvězdy, přinesli P. Hartigan aj. na základě čtrnáctiletého sledování dvou Herbigových-Harových objektů 47 a 111 pomocí kamery WFPC2 HST. Oba relativně velmi jasné útvary se vyznačují výskytem plynných výtrysků, jejichž vzhled ve světle čar Hα a [S II] se v uplynulém období zřetelně změnil. Zatímco ve vodíkové čáře se výtrysky zkoncentrovaly do několika úzkých vláken, v zakázané čáře ionizované síry se výtrysky rozšířily a rozpadly na ohraničené chuchvalce. Ve výtryscích jsou patrné i obloukové rázové vlny a jejich osy se během čase mírně "viklají". Tyto úkazy podporují model, v němž akrece plynu v protostelárním disku na centrálního zárodek hvězdy probíhá v čase zcela nestabilně.
Družice Kepler zasahuje rovněž do výzkumu samotných hvězd, protože fotometrií hvězdných oscilací lze získat potřebné podklady pro asteroseismologii, tedy také pro měření průměrů a hmotností osamělých hvězd. Před vypuštěním družice Kepler byla k dispozici asteroseismologická měření stěží pro tucet hvězd, ale dle W. Chaplina aj. jsou nyní dostupné údaje o hvězdných oscilacích s periodami 1,5 – 20 min pro minimálně 500 hvězd. Zatímco takto získané rozměry hvězd odpovídají astrofyzikálním modelům, jejich hmotnosti jsou v porovnání s modely soustavně nižší. T. Beddingovi aj. se navíc podařilo pomocí měření period oscilací pro 400 červených obrů rozpoznat, o jaký druh termonukleárního hoření v dané hvězdě jde. Pokud se periody oscilací pohybují kolem 50 s, probíhá termonukleární hoření vodíku ve slupce kolem inertního jádra hvězdy. Naproti tomu periody oscilací 100 – 300 s svědčí o hoření hélia v jádře obří hvězdy.
Podobně W. Chaplin aj. zpracovali asteroseismologické měření družice Kepler pro 500 hvězd slunečního typu konaná po dobu 7 měsíců a odtud se jim podařilo určit jejich rozměry i hnmotnosti. Zatímco změřené rozměry dobře odpovídají teoretickým modelům, u hmotností je souhlas horší, za což patrně mohou případy, kdy hvězda slunečního typu není ve skutečnosti osamělá, ale má svého zatím nerozpoznaného průvodce. Asteroseismologie, jak známo, umožňuje, podobně jako seismologie pro Zemi, zkoumat i vnitřní stavbu hvězd jak pro hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi <2 M☉, tak pro červené obry.
Y. Tang aj. získali pomocí asteroseismologie parametry velmi staré (9,5 mld. let) hvězdy τ Ceti - první hvězdy zkoumané počátkem 60. let minulého století v projektu OZMA (hledání umělých rádiových signálů u hvězd slunečního typu; proto také novější zkratky zněly nejprve CETI, resp. později SETI a nyní SETL - hledání života). Hvězda má však na rozdíl od Slunce poloměr jen 0,8 R☉; hmotnost 0,8 M☉; svítivost 0,5 L☉ a teplotu 5,3 kK. Také její metalicita (Z = -0,5) je výrazně nižší než sluneční.
M. Bazot aj. využili přesného spektrografu HARPS u 3,6m teleskopu ESO na La Silla a inteferometru CHARA se základnou až 330 m na Mt. Wilsonu v Kalifornii k přesnému určení hmotnosti a poloměru hvězdy 18 Sco (V = 5,5 mag) - zatím nejlepšího analogu Slunce. Změřili tak během 12 nocí v červenci 2009 její poloměr 1,01 R☉; hmotnost 1,02 M☉; teplotu 5,8 kK i metalicitu (Z = 0,04) s chybami nanejvýš 3 %. Podobně M. Castro aj. zkoumali 10 analogů Slunce v otevřené hvězdokupě M67 (Cnc) staré (3,9 ±0,7) Gr. Jejich metalicita se téměř neliší od sluneční (Z = 0,01).
X. Che aj. změřili pomocí interferometrů CHARA a MIRC parametry rychle rotujících jasných hvězd β Cas (sp. F2 IV; rotační perioda 22 h) a α Leo (Regulus; sp. B7 V; per. 14 h!). Podobr β Cas s osou rotace skloněnou pod úhlem 20° k zornému paprsku má rovníkový poloměr 3,8 R☉, ale polární jen 3,0 R☉, takže teplota na rovníku dosahuje 6,2 kK, kdežto na pólech 7,2 kK. Svítivost hvězdy činí 22 L☉, hmotnost 1,9 M☉ a její stáří 1,1 mld. let. Regulus má osu rotace téměř kolmou (87°) k zornému paprsku a jeho rovníkový poloměr 4,2 R☉ je o 1 R☉ větší než polární. Podél rovníku má teplotu 11 kK, zatímo na pólech je až o 3 kK teplejší. Hvězda má svítivost 380 L☉, hmotnost 3,5 M☉ a je stará teprve 70 mil. let. Obě hvězdy rotují téměř kritickými rychlostmi 92 %, resp. 96 % (při 100 % by se hvězdy rozpadly odstředivou silou). Autoři zdůrazňují, že právě rychlost rotace hvězdy je třetím důležitým parametrem (po hmotnosti a metalicitě), jenž určuje osudy každé hvězdy. Bohužel zatím chybí možnosti, jak rychlosti rotace masově měřit, protože u osamělých hvězd málokdy známe sklon její rotační osy k zornému paprsku.
Snad nejblíže roztržení je podle A. Müllera aj. hvězda HD 135344B (teplota 7 kK; 1,4 R☉; 1,0 L☉; vzdálenost 140 pc; hmotnost 10 M☉), kterou studovali pomocí spektrografu FEROS u 2,2m teleskopu na La Silla. Z měření během intervalu 151 d totiž vyplynulo, že hvězda má rotační periodu jen 3,9 h, tj. obvodovou rychlost rotace 430 km/s. Jde o tzv. Herbigovu hvězdu, která ještě nedospěla na hlavní posloupnost, protože je stará jen 9 mil. let. Proto je dosud obklopena akrečními disky ve vzdálenostech od 0,08 AU do 200 AU, přičemž mezi nimi zeje široká mezera o šířce až 45 AU. Z vnitřniho disku hvězda stále přibírá akrecí další hmotu a tím se stále zvyšuje rychlost její rotace. Autoři odhadli, že hvězda se odstředivou silou začne rozpadat při obvodové rychlosti asi 480 km/s.
Nový interferometr PIONIER uvedený v r. 2011 do chodu na hoře Paranal umožňuje spřáhnout všechny čtyři 8m teleskopy VLT ESO na základně dlouhé 205 m. J. Le Bouquin aj. využili tohoto přístroje i s pomocnými čtyřmi teleskopy o průměru zrcadel 1,8 m k hledání průvodců u hvězd Regula, τ Ceti a Fomalhauta (α PsA) v minimální úhlové vzdálenosti >0,005″, ale ani v jednom případě žádného průvodce nenašli.
P. Kervella aj. zjistili pomocí aparatury NACO VLT ESO, že známý červený veleobr Betelgeuze (α Ori) o poloměru 4,5 AU je obklopen mlhovinou prachových zrnek s rozměry řádu 10 μm, které silně svítí ve středním infračerveném pásmu spektra. Mlhovina sahá od vnitřního okraje ve vzdálenosti ≈15 AU velmi daleko a obsahuje zejména prvky O, Si a Al. I. Ramírez a C. Allende Prieto odvodili základní parametry nejjasnější hvězdy severní oblohy Arkturu (α Boo; sp. K1 III), tj. teplotu 4,3 kK; poloměr 25 R☉; hmotnost 1,1 M☉, metalicitu (Z = -0,5) a stáří 7 mld. let. To znamená, že Arktur patří do místního tlustého disku naší Galaxie. Popřeli tak tvrzení J. Navarra aj. z r. 2004, že jde o přivandrovalce z jiné galaxie.
Dátum poslednej zmeny: 14. októbra 2013