Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 30. októbra 2014
D. Fischerová aj. zveřejnili první objevy exoplanet získané mezinárodní skupinou dobrovolníků, kteří podle zadaného programu prosévají obsáhlá data o světelných křivkách hvězd z projektu družice Kepler.. Říkají si Lovci planet (Planet Hunters.). Do této společnosti patří na 40 tisíc majitelů osobních počítačů z celého světa. Kolektivním úsilím tak našli důkazy o exoplanetách s poloměry 2,6 a 8,0 Rz u hvězd KIC 10905746, resp. KIC 6185331. Planety kolem svých mateřských hvězd obíhají v periodách 9,9 d, resp. 49,8 d. Počátkem roku 2012 bylo již v databázi jasností hvězd v zorném poli družice Kepler nalezeno profesionály a dobrovolníky na 2,3 tis. hvězd, kolem nichž s vysokou pravděpodobností (>90 %) obíhá alespoň jedna exoplaneta.
Díky delším časovým řadám pozorování začíná přibývat objevů cirkumbinárních a cirkumprimárních exoplanet. Cirkumbinární exoplanety jsou definovány tak, že obíhají kolem těžiště těsné dvojhvězdy, kdežto cirkumprimární obíhají kolem jedné složky širší dvojhvězdy. W. Welsh aj. tak našli cirkumbinární obří plynné exoplanety u zákrytové dvojhvězdy Kepler-34 (15 mag; shodný pár sp. G0; teploty 5,9 kK; 1,2 + 1,1 R☉; 1,0 M☉; oběžná per. 28 d; a = 0,23 AU; e = 0,5 !; metalicita -0,07; vzdálenost 1,5 kpc) a Kepler-35 (16 mag; sp. G; 5,6 kK + ?; 1,0 + 0,8 R☉; 0,9 + 0,8 M☉; per. 21 d; a = 0,18 AU; e = 0,14; vzdálenost 1,6 kpc). Kolem dvojhvězdy K-34 obíhá exoplaneta o poloměru 0,8 Rj a hmotnosti 0,2 Mj v periodě 289 d po dráze s poloosou 1,1 AU a výstředností 0,2. Kolem dvojhvězdy K-35 obíhá exoplaneta o poloměru 0,7 R☉ a hmotnosti 0,13 Mj v periodě 131 d po dráze s poloosou 0,6 AU a výstředností 0,04.
V obou případech obíhají exoplanety koplanárně s oběžnou drahou samotných dvojhvězd. Autoři ukázali, že oběžné periody exoplanet jsou o 14 %, resp. 24 % delší, než by odpovídalo stabilitě těchto soustav tří těles. Průměrné ozáření zmíněných exoplanet představuje 2,4násobek, resp. 3,6násobek insolace Země, ale vlivem uvedených výstředností drah ozáření silně a necyklicky kolísá, takže klima na obou exoplanetách musí být v podstatě šílené. Autoři shrnuli, že podle dosavadní statistiky družice Kepler (671 dnů pozorování) má alespoň 1 % těsných dvojhvězd cirkumbinární exoplanety v koplanárních drahách., což jen pro naši Galaxii představuje řádově milióny takových exoplanet.
Družice Kepler soustavně sleduje přes 2 tisíce zákrytových dvojhvězd, u nichž může zaznamenat poklesy jasnosti během primárního i sekundárního zákrytu v rozsahu oběžných period 0,9 – 276 d. Pokud nejsou tyto periody stálé, tak se rozbor světelných křivek soustřeďuje na určení parametrů třetího tělesa v soustavě. Jde o velmi citlivý indikátor umožňující objevit hmotná tělesa (hvězdy, hnědé trpaslíky, exoplanety), které obíhají po nekoplanárních drahách, takže se nedají najít pomocí tranzitů.
Tak byly F. Fressinem objeveny dvě exoplanety zemského typu u hvězdy Kepler-20 (12,5 mag; sp. G8; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 5,5 kK; stáří 9 mld. let; 290 pc). Soustava má celkem 5 exoplanet o poloměrech 0,9 – 3,1 Rz a hmotnostech 0,4 – 20 Mz s oběžnými periodami 3,7 – 77,6 d a poloosami drah 0,045 – 0,345 AU. Tato miniaturní soustava patrně terestrických exoplanet je stabilní díky dráhovým rezonancím po řadě 3:2; 2:1; 2:1 a 4:1. Tutéž soustavu proměřovali také T. Gautier aj., kteří dále zpřesnili údaje pro tři exoplanety nejbližší k mateřské hvězdě.
M. Bryanová aj. určili parametry dvou průvodců trpasličí hvězdy Qatar-2 (13 mag; poloha 1350-0648; sp. K; 4,6 kK; 0,7 R☉; 0,7 M☉). Těsně kolem hvězdy obíhá po kruhové dráze o poloměru 3,3 mil. km exoplaneta v periodě 1,34 d. Tranzit exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy trvá 1,8 h. Povrch exoplanety je zahřátý na teplotu 1,3 kK při poloměru 1,1 Rj a hmotnosti 2,5 Mj. Druhý průvodce má hmotnost několikrát větší než Jupiter, ale oběžnou periodu kolem 1 roku. To je tedy úhrnem zcela nevídaná konfigurace.
G. Anglada-Escudé aj. zpracovali výsledky měření radiálních rychlostí hvězdy GJ 667C, která je nejmenším členem fyzické trojhvězdy ABC v souhvězdí Štíra (poloha 1719-3459; 10 mag; dM1.5; 3,7 kK; 0,014 L☉; 0,4 R☉; 0,3 M☉; rotační per. 105 d; 7 pc). Křivka radiálních rychlostí vykazuje celkem 4 překládající se periody po řadě 7,2; 28; 75 dnů a 10 let a exoplanety obíhají po eliptických drahách s délkami velkých poloos 0,05; 0,12; 0,24 a 2,6 AU. Tři vnitřní exoplanety mají hmotnosti 5,7; 4,5 a 5,6 Mz a vzdálená vnější 0,25 Mj. Jelikož ekosféra hvězdy se prostírá v rozmezí 0,115 – 0,24 AU, druhá a patrně i třetí vnitřní planeta se nacházejí v ekosféře zmíněné hvězdy.
S. Gettel aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET na McDonaldově observatoři v Texasu k přesnému měření radiálních rychlostí hvězd BD+20 274 (9 mag; K5 III; 17 R☉; 0,8 M☉; 90 L☉; 4,3 kK; rotační rychlost 2 km/s) a HD 219415 (9 mag; KO III; 3 R☉; 1 M☉; 4 L☉; 4,8 kK; rotační rychlost 1 km/s). Tak se jim podařilo zjistit, že kolem hvězd obíhají exoplanety po řadě s parametry: (BD) - oběžná doba 1,6 r; a.= 1,3 AU; e.= 0,2; >4 Mj a (HD) - 5,7 r; a.= 3,2 AU; e.– 0,4; >1 Mj. Planety u obřích hvězd se dají objevit metodou radiálních rychlostí jen s obtížemi, protože spektrální čáry v jejich spektru jsou neostré a amplitudy radiálních rychlostí nízké, takže křivky radiálních rychlostí jsou zatíženy velkým šumem.
Podobně zatím selhávaly objevy exoplanet v otevřených hvězdokupách. Jak uvedli S. Quinn aj., až donedávna byly známy jen dvě exoplanety v těchto hvězdokupách: u hvězdy ε Tau (3,5 mag) v Hyádách a u hvězdy TYC 5409-2156 (9 mag; ) v otevřené hvězdokupě NGC 2423 (Pup., 770 pc), a to právě jen u obřích hvězd, takže ve velkých vzdálenostech od mateřských hvězd. Všechny pokusy objevit exoplanety ve hvězdokupách u hvězd hlavní posloupnosti tříd F, G, K zatím selhávaly. Autorům se však nyní podařilo objevit pomocí ešeletového spektrografu TRES. u 1,5m Tillinghastova reflektoru na Mt. Hopkinsu v Arizoně dvě exoplanety ve známé hvězdokupě Praesepe (M44; stáří 600 Mr; 170 pc) v Raku.. Planety obíhají kolem trpasličích hvězd tříd F, resp. G v periodách 4,4 a 2,15 d. Jde o horké jupitery s hmotnosti >0,5, resp. 1,8 Mj. K objevu dospěli po prozkoumání spekter 53 hvězd, takže odtud plyne, že hvězdokupa obsahuje minimálně 4 % hvězd s horkými jupitery. To prakticky znamená, že migrace jupiterů z původního cirkumstelárního disku do blízkosti hvězd se stihla za <600 mil. let (stáří a metalicita otevřených hvězdokup jsou známy s relativně dobrou přesností).
D. Nesvorný aj. ukázali, že když se perioda tranzitů exoplanety mění, může to znamenat, že její pohyb ruší jiná exoplaneta téže soustavy, která však vinou odchylného sklonu dráhy tranzity nemá. Prokázali to u hvězdy KOI-872 (=Kepler-46; sp. K0; 5,2 kK; 0,6 L☉; 0,9 R☉; 0,9 M☉; stáří 10 Gr; 850 pc) která má tranzitující exoplanetu b (0,8 Rj; <6 Mj; povrchová teplota 540 K) obíhající mateřskou hvězdu v periodě 33,6 d po kruhové dráze o poloměru 0,20 AU. Z kolísání periody v rozsahu 2 h autoři odvodili, že v soustavě se nachází netranzitující planeta c o hmotnosti 0,4 Mj a povrchové teplotě 450 K, obíhající kolem mateřské hvězdy rovněž po kruhové dráze o poloměru 0,28 AU v periodě 57,0 d, tj. v rezonanci 5:3 s exoplanetou b. Kromě toho se ukázalo, že se v soustavě nachází ještě další tranzitující exoplaneta d o poloměru 1,7 Rz a povrchové teplotě 920 K, obíhající po kruhové dráze o poloměru 0,07 AU v periodě 6,8 d. Soustava je zajímavá svou pravidelností, tj. kruhovými drahami a přibližnou koplanárností, čímž se docela podobá naší Sluneční soustavě.
Další podivuhodnou soustavu odhalili J. Carter aj. u hvězdy Kepler-36 (1,6 R☉; 1,1 M☉; sp. G1 IV; 5,9 kK; 3 L☉; rotační per. 17 d; hustota 35 % hustoty vody; stáří 7 mld. let; vzdálenost 470 pc), když zjistili, že kolem hvězdy obíhají těsně za sebou dvě tranzitující exoplanety, které mají po řadě parametry: per 13,8 a 16,2 d; velké poloosy 0,115 a 0,128 AU ; poloměry 1,5 a 3,7 Rz; hmotnosti 4,4 a 8,1 Mz a povrchové teploty 980 a 930 K. Liší se přitom pronikavě svými středními hustotami. Bližší ke hvězdě má průměrnou hustotu 7,5násobek (!), zatímco ta mírně vzdálenější jen 0,9násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. Přitom pozorovatel na bližší exoplanetě by viděl tu vzdálenější jako těleso o úhlovém průměru 1°! Vinou své prostorové blízkosti a dráhové rezonanci 7:6 se pochopitelně dráhové parametry obou exoplanet průběžně mění, takže jde o složitý příklad problému tří těles, řešitelného pouze numericky. K. Decková aj. zjistili, že obě planety podlehnou dráhovému chaosu již během 10 let (!), pokud nemají své parametry velmi přesně vyladěné, ale pravděpodobnost takového vyladění činí jen 4,5 %. Naproti tomu terestrické planety Sluneční soustavy jsou vůči dráhovému chaosu odolné., neboť jejich tzv. Ljapunovův čas přesahuje 5 milionů let.
T. Krejčová a J. Budaj odhalili důležitou souvislost mezi chromosférickou aktivitou mateřských hvězd a výskytem exoplanet v jejich těsné blízkosti. Jestliže velká poloosa dráhy exoplanety nedosahuje 0,15 AU (≈22 mil. km) a oběžná doba je kratší než 20 dnů, jeví mateřská hvězda zesílené a rozšířené chromosférické čáry H a K (Ca II), což je důkaz zvýšené hvězdné aktivity, velmi pravděpodobně zesílené blízkou exoplanetou.
A. Showman aj. změřili Dopplerův posuv spektrálních čar v atmosféře exoplanety b během tranzitu před hvězdou HD 189733 (=V452 Vul.; 8 mag; K1.5 V; 19 pc) a objevili tak silně vanoucí zonální větry o rychlostech až 5 km/s!
A. Lecavelier des Etanges aj. snímkovali počátkem dubna 2010 a znovu počátkem září 2011 atmosféru exoplanety b pomocí spektrografu STIS HST.. Jelikož exoplaneta obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě pouhých 2,2 d ve vzdálenosti jen 5 mil. km, musí být její atmosféra silně ovlivněna hvězdou. Shodou okolností asi 8 h před snímkem ultrafialového spektra v čáře Ly-α zaznamenala družice Swift silnou rentgenovou erupci hvězdy, takže její rentgenový zářivý výkon stoupl 3,6krát. To znamená, že šlo o erupci se zářivým výkonem o 4 řády (!) vyšším, než tomu bývá u největších erupcí na Slunci.. Autoři tak snadno zjistili, že erupce ničila atmosféru exoplanety, neboť na rozdíl od snímku z r. 2010 pozorovali vodíkový chvost exoplanety vypařující se rychlostí 140 – 230 km/s tempem 1 kt/s. Za tento dramatický úkaz je zčásti odpovědný hvězdný vítr v podobě urychlených protonů a zčásti samotné zvýšení zářivého výkonu hvězdy. Jde tedy o první přímý důkaz, že exoplanety v blízkosti mateřských hvězd jsou silně ovlivňovány okamžitým chováním hvězdy..
Dobře je podle K. Poppenhaegera vidět v případě exoplanety b u hvězdy CoRoT-7 (12 mag; sp. G9 V; 5,2 kK; 0,8 R☉; 0,9 M☉; per. rotace 23 d; stáří 1,5 mld. let; 150 pc). Kolem hvězdy obíhají dvě exoplanety: tranzitující b a netranzitující c, které patří mezi tzv. Superzemě s hmotnostmi po řadě 7 Mz a 15 Mz, jež obíhají kolem hvězdy v periodách 20 h a 3,7 d ve drahách s velkými poloosami 2,6 mil. km a 6,9 mil. km (v rezonanci 8:3). Mateřská hvězda má totiž horkou korónu o teplotě 3 MK, která v krátkovlnné oblasti spektra dosahuje zářivého výkonu 3.1021 W. Následkem toho se bližší exoplaneta b o poloměru 1,6 Rz vypařuje tempem 1,3.108 kg/s, takže během svého života přišla již o 6 Mz! Přitom jde téměř jistě o kovovou exoplanetu, neboť její střední hustota činí zhruba 10násobek hustoty vody v pozemských podmínkách!
To potvrdili F. Wagner aj., kteří uvedli, že exoplaneta b se vnitřní stavbou podobá Merkuru., takže má velmi rozměrné železné jádro představující 64 % její hmotnosti; zbytek představuje silikátový plášť. Autoři též ukázali, že podobná kovová exoplaneta provází hvězdu Kepler-10 (11 mag; sp. dG; 5,6 kK; 1,1 R☉; 0,9 M☉; stáří 12 mld. let; 170 pc), neboť její železné jádro představuje 59 % hmotnosti exoplanety (4,6 Mz). Při poloměru 1,5 Rz pak její střední hustota dosahuje téměř 9násobku hustoty vody. I tato exoplaneta se nachází těsně u své mateřské hvězdy na dráze s poloosou 2,5 mil. km a oběžnou periodou 20 h. Zdá se tedy, že výskyt kovových "merkurů" v těsné blízkosti mateřských hvězd bude spíše pravidlem než výjimkou a jejich hmotnostem se téměř nekladou žádné horní meze.
S. Rappaport aj. popsali případ exoplanety u hvězdy KIC 12557548, která se téměř doslova ztrácí před očima, neboť se nachází velmi blízko své mateřské hvězdy, jak o tom svědčí oběžná perioda 15,7 h a vzdálenost 2 mil. km od centra hvězdy (1,5 mil. km od jejího povrchu). Samotná hvězda má parametry: 16,7 mag; sp. K6 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉; 0,14 L☉; 4,3 kK; stáří >200 mil. let; 470 pc. Exoplaneta o hmotnosti 0,1 Mz během tranzitu zeslabuje světlo hvězdy v rozmezí 0,2 – 1,3 %, což svědčí o úniku materiálu z exoplanety v podobě kometárního chvostu.. Na rozdíl od komet však astronomové objevili ve chvostu pyroxeny a zrnka oxidu hliníku (AlO2). Poměr plynu a prachu ve chvostu je blízký jedničce, což dokazuje, že na ztrátě hmoty se podílí kamenná exoplaneta tempem 1 Mz/1 mld. let. Současná hmotnost vypařované exoplanety odpovídá hmotnosti Merkuru a její dny jsou zřejmě sečteny - určitě nepřežije ani 200 mil. roků. Hypotézu o drcené exoplanetě potvrdili nezávisle M. Brogi aj.
Podobně M. Pätzold aj. ukázali, že se pozvolna ničí exoplaneta CoRoT-21b, která kolem podobra 16 mag (Mon.), sp. třídy F8 IV o poloměru 2 R☉ a hmotnosti 1,3 M☉ obíhá po kruhové dráze v periodě 2,7 d, tj. ve vzdálenosti 6 mil. km. Při svém poloměru 1,3 Rj, hmotnosti 2,3 Mj a stáří 4 mld. let má už totiž pomalu na kahánku, protože ztrácí oběžnou rychlost, takže se ke hvězdě neúprosně blíží po smrtící spirále a zanikne vinou slapů nejpozději za 800 mil. let.
Je s podivem, jak se stále daří překonávat rekordy v krátkých oběžných periodách stále ještě rozlišitelných exoplanet těsně u svých mateřských hvězd. M. Gillon aj. našli tranzitující exoplanetu b u hvězdy WASP-43 (12 mag; K7 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉; 4,5 kK; stř. hustota 2,4x voda; rotační rychlost 16 km/s; 80 pc). Obíhá po kruhové dráze s poloměrem 2,3 mil. km v periodě 13,4 h, má poloměr 1,0 Rj a hmotnost 2 Mj a střední hustotu 1,4x vody. To je zatím nejtěsnější pozorovaný horký jupiter.
Ještě extrémnější případ zaznamenali J. van Eyken aj. u mladé hvězdy CVSO 30 (16 mag; sp. dM3; 1,4 R☉; 0,4 M☉; 3,5 kK; 0,25 L☉; 330 pc) typu T Tau v hvězdné asociaci Ori OB1a/25 Ori staré 7 – 10 mil. let. V rámci projektu PTF u ní našli tranzitující exoplanetu s oběžnou dobou pouhých 10,8 h o hmotnosti 5 Mj. Jelikož mateřská hvězda není starší než 2,7 mil. let, vzniká otázka, jak je možné, že velmi hmotná exoplaneta stihla za tu dobu vzniknout daleko od hvězdy a migrací se rychle dostat do blízkosti k mateřské hvězdě. Její budoucí existence je tudíž ohrožena vypařováním a ztrátou hmoty., protože téměř určitě se nachází velmi blízko Rocheově mezi pro roztrhání slapovými silami mateřské hvězdy.
Pozoruhodný úlovek exoplanety se zdařil T. Beattymu aj. díky soustavné přehlídce KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope.), jež probíhá na observatoři Sonoita v Arizoně od října 2006. Kamera má opravdu extrémně malé rozměry, tj. průměr čočky 42 mm; ohnisko 80 mm (f/1,8) a rozlišení 23″/pixel, ale zato extrémně široké zorné pole 26° x 26°, takže opakovaně sleduje jasnosti 136 tis. hvězd 8 – 10 mag s cílem odhalit tranzitující obří exoplanety na 40 % plochy oblohy viditelné během roku z Arizony. Autoři tak nalezli exoplanetu b, jež obíhá kolem primární složky (A) vizuální dvojhvězdy HD 42176 (= KELT-2A; Aur; 8,8 mag; F7 V; 1,8 R☉; 1,3 M☉; 6,2 kK; stáří 4 Gr; 130 pc). V úhlové vzdálenosti 2,3″ (lineárně 300 AU) od ní se nachází slabší složka dvojhvězdy (B) s parametry: 12 mag; K2 V; 0,7 R☉; 0,8 M☉; 4,8 kK. Orbitální parametry exoplanety b o hmotnosti 1,5 Mj, poloměru 1,3 Rj a povrchové teplotě 1,7 kK činí: a = 8 mil. km; e = 0,2; i = 88,5° a oběžná perioda 4,1 d. Hloubka tranzitu dosahuje 0,5 % v trvání 5 h. Kelt-2A je třetí nejjasnější hvězdou, kolem níž obíhá exoplanetu typu Jupiter., jež byla nalezena z pozemních pozorování, což je velmi příznivá okolnost pro studium vnitřní stavby i atmosféry obřích exoplanet. Blízkost exoplanety b k mateřské hvězdě A pak naznačuje, že se utvořila v daleko větší vzdálenosti od složky A, ale postupně migrovala směrem k ní následkem Kozaiovy interakce s druhou složkou dvojhvězdy (B).
Podle S. Desidery aj. ještě volnější dvojhvězdou je soustava HD 106515 (A+B; 8 mag; 5,2 kK; 35 pc; stáří 6 mld. let). Jde o dva žluté trpaslíky se spektrem G5 a G8 o hmotnostech 0,97 a 0,89 M☉, kteří kolem sebe obíhají po dráze s velkou poloosou 390 AU. Soustavná měření spektrografem SARG na 3,6m teleskopu TNG na Kanárských ostrovech ukázala, že kolem složky A obíhá obří exoplaneta s hmotnosti >9 Mj po silně výstředné (e = 0,6) dráze s velkou poloosou 4,4 AU v periodě téměř 10 let. Vysokou výstřednost dráhy evidentně způsobila nedaleká složka B.
X. Dumusque aj. nalezli exoplanetu b u sekundární složky B hvězdy α Cen (1,3 mag; K1 IV; 0,9 R☉; 0,9 M☉; 5,2 kK; 0,5 L☉; stáří 6 Gr), která je k Zemi nejbližší těsnou dvojhvězdou se složkou A a společně s Proximou Centauri tvoří hierarchickou trojhvězdu. Složky A a B obíhají kolem společného těžiště v periodě 80 let po výstředných drahách (e = 0,5) s délkou velké poloosy 18 AU. Exoplaneta b obíhá kolem hvězdy B v periodě 3,2 d po kruhové dráze o poloměru 6 mil. km a má hmotnost >1,1 Mz. Exoplaneta byla objevena metodou radiálních rychlostí pomocí spektrografu HARPS u 3,6m reflektoru ESO na La Silla na základě pozorování od února 2008 do července 2011. Amplituda rychlostí dosáhla ovšem jen 0,5 m/s, takže křivka radiálních rychlostí je silně zašuměná.
M. Endl aj. zlepšili údaje o pěti exoplanetách obíhajících hvězdu ρ1 Cnc (=55 Cnc; 6 mag; G8 V; 1,2 R☉; 0,95 M☉; 0,6 Lo; 5,4 kK; 12 pc; stáří 8 mld. let; hvězda je složkou široké vizuální dvojhvězdy s lineární roztečí >1,1 kAU). Využili k tomu spektrografů u 2,7m a 9,2m teleskopů McDonaldovy observatoře. v Texasu, dále 3m na Lickově observatoři a také 10m Keckova teleskopu na Mauna Kea. Nejblíže obíhá po kruhové dráze o poloměru 2,3 mil. km v periodě 18 h exoplaneta e o poloměru 2 Rz a hmotnosti 8 Mz. Vyznačuje se vysokou střední hustotou 4,5krát hustota vody, takže zřejmě obsahuje kamenné jádro obklopené hlubokým oceánem. Další tři exoplanety v pořadí b, c, f mají hmotnosti 0,82 – 0,16 Mj, poloosy drah 0,1 – 0,8 AU a oběžné periody 15 – 260 d. Velmi daleko (5,7 AU) obíhá exoplaneta d o hmotnosti ≈4 Mj v periodě 14,2 roku. Oběžné doby se nutně dostávají do rezonancí, což může mít vliv na dlouhodobou stabilitu soustavy
C. Migaszewski aj. našli celkem 6 tranzitujících exoplanet u hvězdy Kepler-11 (0,95 M☉) o poloměrech 2,1 – 4,8 Rz; hmotnostech 2,4 – 25 Mz; vzdálenostech od mateřské hvězdy 0,09 – 0,46 AU; oběžných periodách 10 – 118 d a téměř kruhových drahách, jež navzájem svírají sklon <5°. Střední hustoty exoplanet klesají ve směru od mateřské hvězdy od hodnoty 2,6krát voda po 0,2násobek hustoty vody v pozemských podmínkách
M. Tuomi využil údajů ze spektrografu HARPS na La Silla. k rozmnožení počtu objevených exoplanet pro jednu mateřskou hvězdu (HD 10180; Hyi; 7 mag; G1 V; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 5,9 kK; 1,5 L☉; 39 pc; stáří 7 mld. let) na rekordních devět. Rozborem komplikované křivky radiálních rychlostí za uplynulých 6,5 let potvrdil existenci a parametry šesti již známých exoplanet a k tomu vylovil periodicky se opakující signál od 7. exoplanety h a vysoce pravděpodobné periodicity od 8. a 9. exoplanety. Oběžné periody objevených exoplanet jsou po řadě 1,2; 5,8; 9,7; 16,4; 50; 68 a 123 dnů. Dvě nejvzdálenější exoplanety i a j mají periody 16 a 63 let. Dráhové poloosy dávají rozmezí 0,02 – 3,5 AU a výstřednosti drah 0,01 – 0,18. Minimální hmotnosti členů nejpočetnější exoplanetární soustavy se pohybují mezi 1,3 – 66 Mz.
A. Santerne aj. zjistili rozborem křivky radiálních rychlostí dvojhvězdy KOI-13 pomocí spektrografu SOPHIE u 1,9m reflektoru OHP ve Francii, že ve skutečnosti jde o trojhvězdu. Třetí složka (C) obíhá kolem jedné z vizuálních složek (buď A nebo B). Obě složky vizuální dvojhvězdy jsou spektrální třídy A5 V, jejich jasnosti činí 9,9 a 10,2 mag, poloměry 2,6 a 2,4 R☉, hmotnosti 2,05 a 1,95 M☉, teploty 8,0 a 7,8 kK a rotační rychlosti >65 a >70 km/s. Úhlová vzdálenost obou složek dosahuje 1,2″, tj. při odhadnuté vzdálenosti 530 pc je lineární rozteč >600 AU. Soustava je stará asi 500 mil. roků. Třetí složka C o hmotnosti 0,4 – 0,75 M☉ obíhá pravděpodobně složku B v periodě 66 d po protáhlé eliptické dráze s výstředností 0,5. Kromě toho je z tranzitů známo, že kolem složky A obíhá v periodě 1,8 d (ve vzdálenosti asi 8 mil. km) exoplaneta o poloměru 1,8 Mj a hmotnosti 7 Mj, která hvězdu docela výrazně deformuje na elipsoid.. Samotná exoplaneta má ovšem povrchovou teplotu 2,8 kK, což je v současné chvíli vůbec nejrozžhavenější exoplaneta., kterou známe.
J. Orosz aj. objevili dokonce dvě tranzitující cirkumbinární exoplanety u zákrytové dvojhvězdy Kepler-47 (15 mag; a = 12,5 mil. km; e = 0,02; i = 89,3°; P = 7,4 d; poloměry složek 0,96 a 0,35 R☉; teploty 5,6 a 3,4 kK; svítivosti 0,84 a 0,01 L☉; hmotnosti 1,04 a 0,36 M☉; střední hustoty 1,2 a 8,4 hustoty vody). Exoplaneta b o poloměru 3,0 Rz a hmotnosti 8 Mz obíhá kolem těžiště dvojhvězdy ve vzdálenosti 0,3 AU v periodě 49,5 d. Exoplaneta c o poloměru 4,6 Rz a hmotnosti 20 Mz obíhá ve vzdálenosti 1,0 AU v periodě 303 d. To znamená, že exoplaneta b má dlouhodobě stabilní dráhu, neboť její oběžná perioda je 6,6krát delší než oběžná perioda hvězdného páru (nestabilní by byla v případě, že by její oběžná doba byla kratší než 28 d), a dále že planeta c leží v ekosféře kolem hvězdného páru. Přesto však nejspíš nelze očekávat, že by byla obydlená, protože má příliš vysokou hmotnost, jež ji řadí mezi obří plynné planety podobné Uranu či Neptunu. Pohled z exoplanet na těsnou dvojhvězdu musí být zvláštní, protože jasnější složka je téměř 180krát svítivější než její hvězdný průvodce.
J. Orosz aj. našli tranzitující cirkumbinární exoplanetu též u těsné dvojhvězdy Kepler-38 A+B (sp. G + M; 1,8 + 0,3 R☉; 0,95 + 0,25 M☉; velká poloosa 0,15 AU; výstřednost 0,1; oběžná perioda 7,5 d; vzdálenost 600 pc). Všechny pozorované tranzity proběhly přes hvězdu A a výsledkem jsou parametry exoplanety 1,1 Rn; <7 Mn; a = 0,5 AU; e = 0,1; P =50 d; stáří 10 mld. let. Jde tedy o planetu obdobnou Neptunu., ale poměr velkých poloos dvojhvězdy a exoplanety nasvědčuje tomu, že složka B dvojhvězdy bude silně rušit dráhu exoplanety svou gravitací.
P. Delorme aj. objevili pomocí kanadsko-francouzské přehlídky hnědých trpaslíků CFBDSIR v pohybové skupině hvězd kolem AB Doradus osamělý objekt 2149-0403, který pak podrobně zkoumali pomocí spektrografu SOFI NTT ESO (La Silla.) a aparatury X-Shooter VLT ESO (Cerro Paranal.). Určili jeho spektrální třídu T7, což odpovídá efektivní teplotě ≈700 K a stáří 50 – 120 mil. roků. Objekt o infračervené jasnosti v pásmu J =19,5 mag je zcela osamělý, takže jde buď o hnědého trpaslíka, anebo pravděpodobněji o osiřelou exoplanetu o hmotnosti 4 – 7 M☉. Velmi pravděpodobně je členem zmíněné pohybové skupiny, což by dávalo její současnou vzdálenost 35 – 50 pc.
A. Cassan aj. poukázali na přednosti metody objevu exoplanet pomocí gravitačních čoček, pomocí níž lze objevovat exoplanety i ve vzdálenostech řádu kiloparseků od Země a dokonce nezávisle na tom, jak daleko jsou od mateřské hvězdy. Podle statistiky objevů za léta 2002-2007 se ukazuje, že alespoň 30 % hvězd slunečního typu má exoplanety.. V rozmezí vzdálenosti 0,5 – 10 AU má 17 % hvězd jupitery (0,3 – 10 Mj); 62 % hvězd má superZemě (5 – 10 Mz) a 52 % neptuny (10 – 30 Mz). Podobně D. Veras a S. Raymond připomněli, že osamělé exoplanety se poměrně často projevují jako osamělé gravitační mikročočky, takže už teď se dá konstatovat, že osiřelých exoplanet je nejméně dvakrát více než hvězd hlavní posloupnosti.! Jak poznamenali L. Strigari aj., díky gravitačním mikročočkám se podařilo najít už 24 exoplanet, a z toho 10 připadá na nomády! Tak vysoký počet nelze vysvětlit vymetením exoplanet z existující planetární soustavy pomocí migrace a rezonancí s ostatními planetami.
H. Perets a M. Kouwenhoven soudí, že k nomádům lze počítat exoplanety, které vznikly v rozpadajících se otevřených hvězdokupách a hvězdných asociacích. Simulace s počátečním stavem asociací či hvězdokup čítajících 10 – 10 000 hvězd přesvědčivě ukázaly, že nomády lze zachytit při jejich průletech ve vzdálenostech stovek až milionů AU od nějaké hvězdy. Některé hvězdy jsou způsobilé zachytit i více nomádů, ale kupodivu nejlepší skóre dosahují hvězdné černé díry, které přitahují nomády podobně jako svit pouliční lampy přitahuje ovády.. Bude jistě zajímavé posoudit časem efektivitu různých procesů ke kloudnému vysvětlení, proč je těch nomádů tolik.
E. Mamajek aj. uvedli, že protoplanetární disky by měly být tak rozlehlé, že bychom je měli pozorovat, když zakrývají nějakou hvězdu. Podle jejich odhadu stačí sledovat jasnosti řádově 10 tisíc velmi mladých (<10 mil. roků) hvězd po dobu 10 let a budeme mít dostatek pozorovacího materiálu o různých fázích vývoje disků kolem hvězd. Zejména plánovaný synoptický teleskop LSST může přinést v tomto směru početné a tedy převratné údaje.
M. Morley aj. uveřejnili souhrnnou studii o třech (b, c, d) přímo zobrazovaných exoplanetách u jasné hvězdy HR 8799. Mají po řadě poloměry 1,10; 1,35 a 1,37 Rj, hmotnosti 26; (8-11) a (8-11) M☉, povrchové teploty 1,0; 0,95 a 1,0 kK, stáří 360; (40-100) a (30-100) mil. roků. Obíhají ve vzdálenostech 24, 38 a 68 AU v periodách 100, 190 a 460 let. Jejich svítivosti jsou řádu 10-5 L☉, takže v jejich atmosférách se nepochybně vyskytují mraky. Koncem r. 2010 byla v této soustavě nalezena exoplaneta e s poloměrem 1,2 Rj, hmotností 8 Mj a povrchovou teplotou 1,0 kK. která obíhá nejblíže ke hvězdě ve vzdálenosti jen 14,5 AU s oběžnou periodu 45 let. J. Sudol a N. Haghighipour se proto zabývali otázkou stability soustavy a došli k překvapivému výsledku, že soustava těchto 4 planet je stabilní jen po nějakých 5 mil. roků, pokud by vzájemné sklony drah byly menší než 13°. Pokud jsou sklony vyšší, tak stabilita soustavy se prodlouží až na 46 mil. let, ale pro vzájemné sklony >30° začne opět výrazně klesat. Exoplanety e, d, c jsou pravděpodobně stabilní díky rezonancím a podobně exoplanety b, c, d díky nezávislým rezonancím svých oběžných dob. Možná, že tato dvojitá rezonance zabezpečuje stabilitu soustavy na delší dobu..
G. Chauvin aj. využili adaptivní optiky NAOS-CONICA VLT ESO - k zobrazení poloh exoplanety b v infračervených filtrech K a L (hmotnost 9 Mj; povrchová teplota 1,7 kK) u hvězdy β Pictoris (sp. A5 V; stáří 10 mil let; 19 pc) během let 2010-2011. Velká poloosa její dráhy činí ≈9 AU s výstředností <0,17 a oběžnou dobou 17 – 21 let. Při sklonu dráhy 88,5° je pravděpodobné, že přešla přes kotouček mateřské hvězdy kolem 10. listopadu 1981, a že je obklopena "Oortovým oblakem" komet.
E. Nielsen aj. využívají koronografu NICI pro blízkou infračervenou oblast u dalekohledu Gemini-S (Cerro Pachón, Chile.) k přímému zobrazování substelárních objektů v minimální lineární vzdálenosti >10 AU v přehlídce 300 mladých blízkých hvězd raných spektrálních tříd. Tak se jim podařilo najít dva průvodce hvězdy HD 1160 A (7 mag; sp. A0 V; 2,2 M☉; stáří 50 mil. let; 104 pc). Bližší složka B v minimální vzdálenosti 81 AU je zřejmě hnědý trpaslík o hmotnosti 33 Mj a vzdálenější objekt C (530 AU) je hvězdou o hmotnost 0,22 M☉. Archivní měření u dalších velkých dalekohledů prokázala, že jde o gravitačně vázanou trojici.
P. Robertson aj. využili 11m dalekohledu HET McDonaldovy observatoře v Texasu ke studiu exoplanet na velmi vzdálených drahách u čtyř hvězd sp. tříd F7 - G5 starých 1,9 – 10.7 mld. let. Oběžné doby exoplanet se pohybují v rozmezí 0,5 – 10,2 roku a poloosy drah mezi 0,6 – 4,9 AU. Jde vesměs o velmi hmotné obří planety s hmotnosti 5 – 8 Mj.
T. Currie aj. se věnovali sporu o realitě exoplanety zobrazené P. Kalasem v r. 2008 v blízkosti jedné z nejjasnějších hvězd jižní oblohy Fomalhauta (α PsA.). Využili k tomu snímků prachového disku kolem Fomalhauta., pořízených v letech 2004-2009 pomocí teleskopů Subaru a ACS HST.. Autoři nakonec potvrdili, že planeta opravdu existuje, ale je obklopena prachovým diskem, na němž se světlo hvězdy rozptyluje i odráží. Odhadli, že vlastní exoplaneta má hmotnost <2 Mj. Naproti tomu M. Janson aj. nenalezli stopy exoplanety na infračervených snímcích v pásmu 4,5 μm, které pořídil Spitzerův kosmický teleskop (SST.). Nejnověji však A. Boley aj. prokázali pomocí mikrovlnné aparatury ALMA., že prachový disk kolem Fomalhauta má velmi ostré okraje, což lze vysvětlit dokonce dvěma "pastýřskými" planetami, které ostře zarámovaly protoplanetární disk.
Z. Berta aj. využili kvalit kamery WFC3 na HST k pořízení transmisního infračerveného spektra atmosféry exoplanety u hvězdy GJ 1214 (Oph., 15 mag; sp. dM4.5; 3,0 kK; 0,2 R☉; 0,16 M☉; stáří 6 Gr; 13 pc), objevené díky tranzitům koncem r. 2009. Exoplaneta o poloměru 2,7 Rz a hmotnosti 6,6 Mz má nízkou střední hustotu jen 1,9násobku hustoty vody. Exoplaneta obíhá kolem hvězdy v periodě 1,6 d ve vzdálenosti jen 2,1 mil. km. Teplota povrchu se odhaduje na 500 K, takže horká atmosféra obsahuje zřejmě přehřátou vodní páru, která představuje polovinu hmotnosti atmosféry exoplanety., tj. 50krát více vodní páry než atmosféra pozemská.
A. Cassan aj. využili údajů o exoplanetách objevených pomocí gravitačních mikročoček. Touto metodou se nalézají planety, které jsou od mateřských hvězd vzdáleny více, než planety objevované metodami radiálních rychlostí a tranzitů. Statistické údaje o jejich výskytu jsou navíc méně ovlivněny výběrovými efekty. Autoři zpracovali údaje o exoplanetách objevených touto cestou v rámci projektu ESO PLANET v letech 2002-2007 a dospěli tak k významnému závěru, že exoplanety v naší Galaxii jsou početnější než hvězdy! Ve zmíněném statistickém souboru jsou pro vzdálenosti 0,5 – 10 AU nejvíce (62 % hvězd) zastoupeny exoplanety typu superzemí (hmotnosti 5 – 10 Mz) dále pak exoplanety chladných neptunů (hmotnosti 10 – 30 Mz; 52 % hvězd) a nejméně obří jupitery (hmotnosti 0,3 – 10 Mj; 17 % hvězd).
Ke stejnému závěru dospěli také J. Yee aj., když objevili exoplanetu MOA-2011-BLG-293Lb, jež má 0,5 % hmotnosti mateřské hvězdy - gravitační mikročočky o hmotnosti 0,4 M☉. Od mateřské hvězdy je přitom vzdálena minimálně 1 AU. Autoři proto doporučují, aby se v přehlídkách gravitačních mikročoček pokračovalo, protože tak lze nejsnáze objevovat exoplanety vzdálené od mateřských hvězd podobně jako např. Jupiter od Slunce.
S tímto závěrem souhlasí též studie D. Benetta aj., kteří hledali krátkotrvající zjasnění na světelných křivkách gravitačních mikročoček pozorovacího programu MOA (Microlensing Program in Astrophysics.) iniciovaného Y. Murakim aj., jenž se věnuje světelným křivkám gravitačních mikročoček, které v maximu zesílí o dva řády proti klidové hodnotě. Takové křivky jsou totiž mimořádně citlivé na následné objevy exoplanet, pokud se do pozorování rychle zapojí více přístrojů odlišných zeměpisných délek na jižní polokouli. Tak se plynule získávají data po dobu mnoha dnů. V letech 2006-2007 se tak autorům podařilo najít čtyři podezřelé případy výskytu exoplanet, přičemž je překvapující, že v jednom případě tak objevili obří exoplanetu typu Jupiter ve vzdálenosti plných 30 AU od mateřské hvězdy hlavní posloupnosti.
Jak uvedli D. Kubas aj. na příkladu gravitační mikročočky MOA-2007-BLG-192Lb (Sgr., vzdálenost 660 pc), podařilo se v tomto případě po hlavním zjasnění čočkované hvězdy na sestupné části světelné křivky odhalit malý zoubek, který svědčil o planetární čočce obíhající čočkující hvězdu. Tak se podařilo určit, že čočkující hvězda je červený trpaslík o hmotnosti 0,08 M☉, tj. na spodní hranici hmotností skutečných hvězd, kolem něhož obíhá exoplaneta o hmotnosti 3,2 Mz ve vzdálenosti 0,7 AU. Jde tedy o nejméně hmotnou hvězdu, u níž se touto metodou podařilo objevit exoplanetu a to má významný důsledek pro naše představy o vzniku exoplanet. Zvyšuje se tak pravděpodobnost, že nejméně hmotné hvězdy, kterých je ve vesmíru většina, jsou doprovázeny planetami, takže se tím potvrzuje, že planet je v Galaxii více než hvězd..
Autoři dále uvedli, že trvání zmíněných zoubků na sestupné větvi světelné křivky mikročočky je úměrné odmocnině z hmotnosti exoplanety., takže pro exoplanety s hmotností Jupiteru trvá zoubek dokonce několik dnů, zatímco pro exoplanety s hmotností Země jen několik hodin. Pokud se informace o zoubku stihne rychle rozšířit, skýtá to možnost zaměřit na mikročočku obří dalekohledy a tak zpřesnit údaj o hmotnosti samotné mikročočky a tím také exoplanety.
Zvláště často se daří objevovat exoplanety u červených trpaslíků., což jsou zdaleka nejběžnější hvězdy v Galaxii.. Tak např. kolem červeného trpaslíka KOI-961 obíhají hned tři exoplanety s poloměry 0,6 – 0,8 Mz. S. Charpinet aj. nalezli u hvězdy KOI 155 klasifikované jako horký podtrpaslík sp. třídy B dvě exoplanety vzdálené od mateřské hvězdy jen 0,9 a 1,1 mil. km (!!), které kolem hvězdy obíhají v periodách 5,8 a 8,2 h.. Jelikož hvězda musela být dříve červeným obrem, tak to znamená, že obě planety přežily své zalití její rozepnutou plynnou obálkou a samy přitom přišly o větší část své hmotnosti. Je však pravděpodobné, že tak hluboké ponoření do vnějších vrstev hvězdy mohlo urychlit ztrátu hmoty obra, jenž se následkem toho proměnil v podtrpaslíka.
Díky družici Kepler přibývá také objevů exoplanet, které se nacházejí v ekosférách mateřských hvězd. Dobrým příkladem je exoplaneta s poloměrem 2,4 Rz u hvězdy Kepler-22, která se podobá Slunci (sp. G5; 0,98 R☉; 0,98 M☉; teplota 5,5 kK; vzdálenost 190 pc) a v jejíž ekosféře planeta obíhá po dráze s velkou poloosou 0,85 AU v periodě 290 d. Má však patrně příliš vysokou hmotnost (10 – 35 Mz) na to, aby se stala životodárnou. Podobně zajímavá je planetární soustava pěti exoplanet, jež obíhají kolem mateřské hvězdy Kepler-20 (0,94 R☉; 0,91 M☉; teplota 5,5 kK; sp. G8; vzdálenost 290 pc; stáří 9 mld. let). Jde o velmi kompaktní systém, v němž i nejvzdálenější planeta obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti menší než Merkur od Slunce.. Předposlední exoplaneta soustavy má totiž oběžnou dobu jen 6,1 d, poloměr 0,9 Rz, ale poměrně vysokou povrchovou teplotu 760 °C. Nejvzdálenější exoplaneta obíhá v periodě 20 d a její poloměr je je prakticky shodný s poloměrem Země, ale i její teplota 430 °C je příliš vysoká na vřazení do ekosféry.
Celkem se zdařilo objevit téměř 50 exoplanet v ekosférách svých mateřských hvězd.. Pojem ekosféra (zóna obydlitelnosti.) je však docela neurčitý, protože pouze vymezuje oblast (mezikoulí) kolem hvězd, v níž může existovat voda ve všech třech skupenstvích. Ve skutečnosti mají na teplotu povrchu exoplanety velký vliv další okolnosti, tj. zda má příslušná exoplaneta vnitřní zdroje tepla, jak velká je míra oblačnosti a jaké je chemické složení atmosféry, jaká je výstřednost dráhy atd.
K. Ramírez aj. studovali pomocí 4,1m přehlídkového teleskopu VISTA (ESO) a infračervených kosmických teleskopů SST - a WISE mladou hvězdokupu kolem σ Ori (sluneční metalicita; stáří 3 mil. let; vzdálenost 350 pc) s cílem zjistit tvar funkce hmotnosti objektů na rozhraní mezi trpasličími hvězdami, hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Celkem tak identifikovali 210 objektů v okruhu <1,2 pc od centrální hvězdy s hmotnostmi v rozmezí 0,25 – 0,004 M☉; z toho 104 trpasličích hvězd (hmotnosti 0,25 – 0,072 M☉), 69 hnědých trpaslíků (hmotnosti 0,072 – 0,012 M☉) a 37 obřích exoplanet (hmotnosti 0,012 – 0,004 M☉). Tak se podařilo spolehlivě popsat funkci hmotnosti (závislost četnosti výskytu kosmických objektů na jejich hmotnosti) v intervalu 19 – 0,006 M☉, která je překvapivě hladká s výjimkou hnědých trpaslíků třídy T (povrchové teploty 500 – 1 300 K), kteří jsou poměrně vzácní.
M. Janson aj. srovnávali účinnost dvou uvažovaných mechanismů, jak vlastně planety vznikají.. Podle jednoho scénáře je prahvězda obklopena plochým akrečním diskem, který podléhá gravitačním nestabilitám, tj. dochází v něm k lokálním koncentracím plynu a prachu, který se posléze sbalí do zárodků planet. Druhý scénář tvrdí, že hlavním zdrojem vzniku planet je vytváření protoplanetárních embryí, které pak začnou na takto vzniklé jádro nabalovat další materiál disku. Přímé zobrazování okolí hvězd tříd sp. tříd B2 až A0 ukázalo, že proces akrece na jádro je daleko účinnější nejen pro exoplanety, ale i pro hnědé trpaslíky. Na gravitační nestabilitu připadá v tomto spektrálním pásmu méně než třetina z počtu nově vznikajících exoplanet. Autoři nyní díky přehlídce 8m teleskopem Gemini rozšířili statistiku také na hvězdy tříd F až M, kde podíl nestabilit při vzniku exoplanet klesl na pouhých 8 %. Platí to pro disky s poloměry 5 – 500 AU.
C. Ormel a H. Kobayashi ukázali pomocí simulací, že obří plynné planety musí vzniknout během jediného milionu let., jelikož jen po tu dobu je v planetární soustavě dost volného plynu sloužícího pro akreci na malé úlomky, o něco větší planetesimály a nakonec zejména na planetární embrya. V disku neustále spolu soupeří fragmentace větších objektů s kolapsy a turbulencí.. Dochází tak přinejmenším k trojstranné interakci mezi plynem, drobným prachem a protoplanetami.
Již v r. 1969 ukázal V. Safronov že planety mohou docela rychle vznikat spojováním planetesimál a tato domněnka vyústila v současnou propracovanou kosmogonii vzniku planet ve Sluneční soustavě i kdekoliv ve vesmíru. Safronov zejména poukázal na význam planetesimál o typickém rozměru 1 km, které se pak stávají stavebními kameny pro terestrické planety i pro jádra plynových obrů. Dnes je však zřejmé, že hlavním problémem teorie je srážková bariéra pro kameny s průměrem kolem 1 m. Tam totiž spolu tvrdě bojují protichůdné tendence: shlukování zrnek díky elektrostatickým nábojům a jejich drcení a rozpad při vzájemných nárazech kamenů nadkritickými rychlostmi.
K. Andersonová a F. Adams prozkoumali pomocí modelových simulací interakce mezi kamennými a obřími plynnými planetami, která nebývá nijak přátelská. Když v rané fázi planetární soustavy vzniknou oba typy planet pospolu, začíná kamenným planetám hrozit nebezpečí vinou migrace obřích jupiterů směrem k mateřské hvězdě. V lepším případě jupitery kamenné planety s hmotnostmi 0,1 – 20 Mz zachytí na oběžných drahách, kde je buď roztrhají slapové síly, anebo na příslušný jupiter spadnou vcelku a posílí tak jeho kamenné jádro. Daný jupiter získá přídavný zdroj tepla a dokonce se i o něco smrští. Když se podíváte na tyto výpočty zblízka, začnete si vážit Saturnu., který včas zastavil migraci Jupiteru do vnitřních partií Sluneční soustavy a dokonce ho už stihnul odtáhnout zpět, takže Jupiter nám dnes slouží jako kometární deštník - viz jeho početná rodina komet, která nám už následkem toho nemůže spadnout na hlavu.
L. Buchhave aj. využili dosavadních (do února 2011) pozorování exoplanet družicí Kepler ke zkoumání vztahu mezi výskytem obřích plynných exoplanet a metalicitou mateřských hvězd.. V jejich statistice uvízlo celkem 1235 exoplanet, z nichž více než polovina má poloměr menší než Neptun (<4 Rz). Autoři se pak omezili na ty hvězdy, jejichž exoplanety obíhají ve vzdálenostech <0,5 AU, takže příslušná statistika je již poměrně úplná. V tomto souboru našli 175 exoplanet s poloměrem menším než Neptun.. Obří planety se prakticky nevyskytují u hvězd s nízkou metalicitou., což lze vysvětlit tím, že u takových hvězd není dost těžkých prvků na vznik dostatečně velkých kamenných jader, na něž by se mohl nabalit rozsáhlý plynný obal obří exoplanety.
Druhým omezením je již známá tendence obřích exoplanet migrovat směrem k mateřské hvězdě. Ve skutečnosti vznikají tak daleko od hvězdy, že se ještě se nestačily přiblížit na vzdálenost pouhé 0,5 AU k mateřské hvězdě. U hvězd menších než Slunce je poměr malých kamenných exoplanet vůči plynným obřím dokonce 6:1, zatímco pro hvězdy větší než Slunce klesá až na 3:1. Autoři z toho dovozují, že kamenné planety vznikají docela snadno u všech typů hvězd nejpozději za 100 mil. let od vzniku příslušné hvězdné soustavy. Prakticky to znamená, že kamenné exoplanety typu Země vznikají daleko dříve, než jsme dosud mysleli, protože k jejich utvoření stačí i docela nízká metalicita mateřské hvězdy. Tím se podstatně zvyšuje zastoupení planet podobných Zemi již v dávné minulosti vesmíru.
N. Wickramasinghe aj. dokonce tvrdí, že exoplanety mohly vznikat i ve velmi raném vesmíru., takže odhadli, že v naší Galaxii je řádově 100 bilionů exoplanet, takže průměrně jednou za 26 milionů let prolétá pradávná exoplaneta meziplanetárním prostorem naší Sluneční soustavy.. Jelikož v meziplanetárním prostoru jsou téměř určitě pozemské viry a třeba i spory baktérií, může se tento materiál přichytit na nomádní exoplanetu a tak roznášet pozemské geny napříč vesmírem.!
W. Traub zjišťoval ze statistiky objevů prvních 136 dnů provozu družice Kepler, jaká je pravděpodobnost, že se exoplaneta nachází v ekosféře mateřské hvězdy. Statistika v zorném poli Keplera je úplná pro hvězdy jasnější než 14 mag. Autor hledal exoplanety s hmotností >0,5 Mz a s oběžnými periodami 3 – 42 d. Tato kritéria splňuje bezmála 29 % exoplanet. V této statistice jsou pak nejvíce zastoupeni ledoví obři (18 %), dále terestrické planety (9 %) a konečně plynoví obři. Přibližně třetina hvězd tříd F G K má v ekosféře alespoň jednu planetu terestrického typu.
M. Schwamb s mezinárodní skupinou Lovců exoplanet (24 tis. dobrovolníků) srovnávali údaje družice Kepler za 33,5 dne provozu (plocha 115 čtv. stupňů; jasnost každé hvězdy se měří v průměru jednou za půl hodiny) s vizuálním prohlížením záznamů světelných křivek mateřských hvězd. Cílem výzkumu bylo stanovit stupeň úplnosti metody automatického algoritmu používaného profesionály. Zaměřili se přitom na všechny exoplanety s poloměrem >2 Rz a s oběžnou periodou <15 d. Souhlas obou metod v takto definovaném souboru přesáhl 85 % pro exoplanety s poloměrem >4 Rz, což znamená, že v tomto oboru parametrů je přehlídka z družice Kepler již prakticky úplná. Do konce r. 2011 nasbírala družice údaje o 1 235 kandidátech na exoplanetu obíhajících kolem 977 hvězd. Nejméně 170 hvězd z daného souboru má ve svém okolí více exoplanet. V příznivých případech odhalila družice Kepler i exoplanety s poloměrem ≈1 Mz. Mateřské hvězdy mají nejčastěji jasnosti 12 – 16 mag, takže u slabších z nich se sotva podaří výskyt exoplanet potvrdit metodou radiálních rychlostí, neboť dosah vysokodispersních spektrografů končí obvykle kolem 14 mag.
J. Fangová a J. Margot vybrali z databáze družice Kepler údaje o hvězdách podobných Slunci, které s vysokou pravděpodobností doprovázejí exoplanety s oběžnou dobou <200 dnů. Nalezený soubor představuje minimálně 3/4 všech takových hvězd v zorném poli Keplera, kolem nichž obíhá aspoň jedna exoplaneta. Pravděpodobné exoplanety vykazují poloměry v rozmezí 1,5 – 30 Rz. Z nich více než 85 % má vzájemné sklony drah vůči rovině "ekliptiky" <3°, což je silný důkaz o tom, že podobně jako v naší Sluneční soustavě vznikají exoplanety z plochých protoplanetárních disků..
K. Kratter a H. Perets rozebírali potenciální dráhové osudy exoplanet u těsných dvojhvězd. Jejich dráhy jsou totiž výrazně ovlivněny výskytem dvou hmotných center na těsné oběžné dráze. Proto má většina takových exoplanet výrazně chaotické dráhy - a během svého života přeskakují od jedné složky dvojhvězdy ke druhé, tak jako tomu bývá u nepravidelných přirozených družic planet ve Sluneční soustavě.. Pokud mají složky dvojhvězdy silně odlišné hmotnosti, popřípadě nekoplanární oběžnou rovinu s oběžnou rovinou exoplanety, zřítí se nakonec taková exoplaneta na méně hmotnou složku dvojhvězdy. Naproti tomu je zachycení nomáda dvojhvězdou naprosto nepravděpodobné.
N. Haghighipour aj. uvedli, že v polovině r. 2012 dále rostl počet objevených exoplanet na téměř 800, z toho bylo metodou radiálních rychlostí objeveno přes 700 exoplanet, metodou tranzitů 230 (objevy těmito metodami se do značné míry překrývají, což dává jistotu, že jde skutečně o exoplanety); pomocí gravitačních mikročoček dalších 15; z astrometrie a přímého zobrazování 31 a z kolísání dob tranzitů dalších 16 exoplanet.
K. Luhman aj. potvrdili existenci dosud nejchladnějšího hnědého trpaslíka B poblíž (2,5 tis. AU) bílého trpaslíka WD 0806-661 A (19 pc), jež se podařilo opakovaně zobrazit kamerou IRAC Spitzerova teleskopu v infračerveném pásmu 4,5 μm. Odtud vyplývá, že oba objekty mají týž vlastní pohyb, takže jsou gravitačně vázány. Autoři se následně pokusili zobrazit oba objekty pomocí zobrazovače HAWK-I VLT ESO na Paranalu a kamery FourStar Baadeho 6,5m teleskopu Magellan na Las Campanas v pásmu 3,6 μm. Jelikož hnědý trpaslík v tomto pásmu není vidět, mohli odtud odhadnout dosti přesně jeho povrchovou teplotu, která činí 300 – 345 K (cca 50 °C). Pro tak chladné objekty se zavádí nová spektrální třída Y.
J. Fahertyová aj. změřili paralaxy 70 velmi chladných hnědých trpaslíků s hmotnostmi 0,012 – 0,0,72 M☉, z toho 11 má spektra pozdních tříd M, 32 patří do třídy L a 27 do třídy T. Jak se ukázalo, hnědí trpaslíci tříd T0 - T4 mají konstantní efektivní teplotu 1,2 kK..
M. Mugrauer aj. prokázali existenci hnědého trpaslíka, který byl viditelný v pásmu 70 μm pomocí kamery MIPS SST., ale není vidět v přehlídce infračervené družice WISE na 24 μ. Využili k tomu adaptivní optiky a zobrazovače NACO VLT ESO a ukázali, že tento hnědý trpaslík obíhá kolem proměnné hvězdy PZ Tel (1,2 R☉; 5,3 kK, 52 pc) jež patří mezi analogy Slunce., avšak ještě nevstoupila na hlavní posloupnost. Během 9 měsíců pozorování bylo patrné, jak se hnědý trpaslík (sp. M7; 28 Mj; 2,6 kK) vzdaluje od hvězdy do apastra a zpomaluje ve shodě s Keplerovým zákonem. Oběžnou rovinu soustavy pozorujeme téměř přesně zboku (sklon 100°). Velkou poloosu oběžné dráhy autoři odhadli na 25 AU, čemuž odpovídá oběžná doba přibližně 110 let při vysoké výstřednosti 0,6 – 0,9. Soustava patří do pohybové skupiny hvězd β Pic staré jen 12 mil. let. Autoři též uvedli, že i samotná hvězda β Pic jakož i další členka skupiny hvězda η Tel jsou doprovázeny hnědými trpaslíky.
Unikátní objev hnědého trpaslíka metodou gravitačního mikročočkování se zdařil E. Bacheletovi aj. při koordinovaném sledování světelné křivky mikročočky MOA 2009-BLG-411L v poloze 1753-2944. Křivka dosáhla výrazného maxima (80x proti klidové jasnosti) počátkem srpna 2009 díky zesílenému obraz obří (9 R☉) hvězdy sp. třídy G o hmotnosti ≈0,3 M☉. Po maximu na sestupné větvi byl však pozorován typický "zoubek" způsobený hnědým trpaslíkem o hmotnosti 0,05 M☉, jenž obíhá kolem červeného trpaslíka sp. třídy M o hmotnosti 0,18 M☉ ve vzdálenosti 0,15 AU. Binární čočka ve vzdálenosti ≈7 kpc se nachází poblíž centra Galaxie (l = 0,2°; b = 2°).
P. André aj. využili 3,2mm rádiointerferometru IRAM na Plateau de Bure ve Francouzských Alpách k zobrazení 130 pc vzdáleného zárodečného prachoplynového oblaku Oph V-11 o hmotnosti <0,02 M☉, z něhož právě vzniká hnědý trpaslík. Teplota povrchu mračna přitom činí jen 10 K a mračno o průměr <1 kAU se před našima očima smršťuje vlastní gravitací. Jak uvedl S. Basu, koncept hnědých trpaslíků se poprvé vynořil v r. 1963 zásluhou teoretiků S. Kumara, C. Hayashiho a T. Nakana. První příklady nepochybných hnědých trpaslíků nalezli v r. 1995 S. Rebolo aj. a T. Nakajima aj., shodou okolností téměř současně s objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti (51 Peg b.). Dnes už známe stovky hnědých trpaslíků, navzdory tomu, že jejich zářivé výkony v infračerveném pásmu jsou opravdu vlažné, takže se dají pozorovat jen v blízkém okolí Slunce..
Dátum poslednej zmeny: 30. októbra 2014