Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.
Tvorca HTML: Richard Komžík
rkomzik@ta3.sk
Dátum poslednej zmeny: 05. januára 2016
S. Rappaport aj. studovali parametry exoplanety, která obíhá v rekordně krátké periodě 4,25 h hvězdu KOI 1843 (KOI = Kepler Object of Interest; 0,45 R☉; 0,46 M☉; 3,6 kK; sluneční metalicita). Exoplaneta má poloměr 0,6 Rz a hmotnost 0,45 Mz a obíhá ve vzdálenosti 720 tis. km od hvězdy. Její střední hustota dosahuje více než sedminásobku hustoty vody v pozemských podmínkách, takže její nitro musí být železné a plášť silikátový. Kolem hvězdy obíhají ještě další dvě exoplanety o poloměrech srovnatelných se Zemí ve vzdálenostech 6 a 8 mil. km s oběžnými dobami 4,2 a 6,4 d.
Jak ukázali Y. Wu a Y. Lithwick, lze hustotu tranzitujících exoplanet dobře určovat tehdy, jde-li o vícenásobnou soustavu, kde periody tranzitů jednotlivých exoplanet mírně kolísají vinou proměnných gravitačních poruch, jež si exoplanety navzájem působí. Pokud je přitom výstřednost jejich drah e < 0,01, dostali z kolísání period vztah mezi hmotností a poloměrem: Mep = 3 Mz.(Rep/Rz). Odtud se dá hustota už dostatečně přesně spočítat, protože to znamená, že na povrchu těchto exoplanet dosahuje úniková rychlost vždy 20 km/s. Autoři tak studovali změny tranzitních period pro 22 větších exoplanet s hmotnostmi <0,3 Mj a zjistili, že nejvyšší hustoty mají subjupiteři s poloměrem <3 Rz, kteří jsou současně i nejteplejší, tj. velmi blízko mateřské hvězdy. To znamená, že jde o obnažená horká kamenná jádra. Hranice poloměru 3 Rz tak fakticky odděluje větší a řidší horké neptuny od menších a hustších superZemí.
D. Perez-Becker a E. Chiang se zabývali životností exoplanet, které jsou tak blízko mateřské hvězdy, že se viditelně vypařují. Tak například kamenná planeta o hmotnosti a hustotě Merkuru, která by byla na přivrácené polokouli k mateřské hvězdě ohřívána na teplotu 2 kK, by se vypařila teprve za 10 mld. let. Příklad je ovšem schematický v tom, že tak blízká planeta se neudrží na stabilní dráze, ale bude se po spirále blížit k mateřské hvězdě a nakonec v ní zanikne. Autoři tento realistický případ demonstrovali příkladem objektu KIC 12557548b, což je pravděpodobně exoplaneta o hmotnosti 0,1 Mz, jež obíhá v periodě 15 h a vzdálenosti 2 mil. km kolem trpasličí hvězdy 16 mag sp. třídy K4 V, s parametry: 0,7 R☉; 0,7 M☉; 4,3 kK; 0,14 L☉; 470 pc; stáří >200 Mr. Exoplaneta při tranzitu za sebou táhne kometární vlečku prachu, v jehož spektru byly objeveny pyroxeny a oxidy hliníku. Z toho celkem jednoznačně vyplývá, že kamenná exoplaneta se rychle vypařuje, neboť podle orientačního výpočtu autorů má už jen 0,02 Mz, tj. nepatrně více než Měsíc.
J. Owen a Y. Wu zjistili, že vypařování v blízkosti mateřské hvězdy nejvíce ohrožuje exoplanety s malou hmotností a rozsáhlou vodíkovou atmosférou. Exoplanety s hmotnostmi nižšími než Neptun ve vzdálenosti <0,1 au od hvězdy tak o celou vodíkovou atmosféru dočista přijdou. Zbudou jen kamenná jádra s hmotnostmi <20 Mz. Naproti tomu pro exoplanety srovnatelné s Jupiterem nehraje vypařování zásadní roli.
Jak uvedli A. Lanza aj., vypařování dále ovlivňuje případné magnetické pole exoplanety, o němž zatím prakticky nic nevíme. Jestliže se totiž exoplaneta nachází v "minovém poli" vysokých teplot v blízkosti mateřské hvězdy, tak magnetosféra hvězdy bude interagovat s magnetosférou exoplanety a tím ji dále ohřívat. Magnetický ohřev bude pak silnějším faktorem, než například EUV záření hvězdy, takže vlivy magnetických polí bude potřebí brát v úvahu při modelování chemického vývoje a vypařování atmosfér i modelování světelných křivek tranzitů v UV pásmu.
A. Vidoto aj. dále upozornili, že magnetosféra hvězdy omezuje magnetosféry blízkých exoplanet zemského typu. Nedostatečné magnetosféry exoplanet pak prakticky vylučují existenci života na exoplanetě, i kdyby se formálně nacházela v ekosféře. Protože pozdní červení trpaslíci, který je v Galaxii nejvíce, rotují poměrně rychle, jsou jejich magnetosféry silné a rozsáhlé. Hledat tedy život na exoplanetách v ekosférách má proto smysl jedině počínaje ranými červenými trpaslíky, anebo pak trpaslíky sp. třídy K a G.
Když X. Dumusque aj. oznámili v říjnu 2012 objev exoplanety u jedné z nejbližších hvězd α Cen B, vzbudilo to pochopitelně velký zájem, protože odvozená hmotnost exoplanety měla být jen 1,1 Mz s poloměrem 0,9 Rz. Přesto však je vyloučeno, aby na ní byl život, protože při oběžné době 3,2 d a vzdálenosti od mateřské hvězdy jen 6 mil. km by měla teplota na povrchu exoplanety dosahovat 1,5 kK. Háček je však v tom, zda exoplaneta vůbec existuje, protože, jak ukázal v r. 2013 A. Hatzes, problémem je silná aktivita trpaslíka sp. třídy K, takže čistá křivka radiálních rychlostí hvězdy je touto aktivitou silně poškozena. Problém by mohlo vyřešit případné pozorování tranzitu exoplanety přes hvězdný kotouč, jenže sklon dráhy k zornému paprsku není znám, takže pravděpodobnost zpozorovat tranzity je nízká.
J. Swift aj. poznamenali, že hvězdy sp. třídy M tvoří asi 70 % z počtu všech hvězd v naší Galaxii, přičemž v zorném poli družice Kepler je jich několik tisíc se "správným sklonem" oběžné roviny exoplanet vůči zornému paprsku. Téměř u všech tranzity vykazujících hvězd s typickou hmotností ≈0,5 M☉ se tak evidentně exoplanety nacházejí. Takových hvězd je nejméně dvakrát více než hvězd slunečního typu třídy G. Současně odtud plyne, že na každou hvězdu hlavní posloupnosti v připadá v Galaxii alespoň jedna exoplaneta s hmotností >1 Mz.
Pozoruhodným příkladem je hvězda Kepler-32 sp. třídy M1 V vzdálená od nás 300 pc o hmotnosti 0,6 M☉ a poloměru 0,5 R☉ s efektivní teplotou 3,9 kK, kolem níž těsně obíhá celkem 5 exoplanet ve vzdálenostech 1,9 – 19,4 mil. km a periodách 0,74 – 22,78 dne. Poloměry exoplanet činí 0,8 – 2,7 R☉, což znamená, že jejich hmotnosti nepřesahují hmotnost 10 Mz. Celá tato soustava stará více než 2 mld. let by se pohodlně vešla dovnitř 1/3 poloosy dráhy Merkuru vůči Slunci. To však znamená, že všechny zmíněné exoplanety vznikly daleko za sněhovou čarou mateřské hvězdy, a během vývoje soustavy migrovaly směrem ke hvězdě vinou tření v plynovém disku obklopujícím hvězdu. Migrace se odehrála během prvních 10 mil. let po vzniku této soustavy. (Domněnku o migraci obřích planet Sluneční soustavy formuloval v r. 1972 V. Safronov a numericky ji rozpracovali J. Fernandez a W. Ip v r. 1984 kvůli tomu, aby mohli vysvětlit tempo akrece planetesimál na zárodky Uranu a Neptunu. Objevy exoplanet migrujících k mateřským hvězdám potvrdily, že tento mechanismus je univerzální pro většinu planetárních soustav.)
B. Lee aj. však ukázali, že exoplanety mohou mít i obří hvězdy sp. třídy M. To, že jsme o nich dosud nevěděli, přičítají chybné spektrální klasifikaci hvězd HD 208527 a HD 220074. Opravená klasifikace je totiž řadí právě mezi červené obry gM o hmotnostech po řadě 0,6 a 1,2 M☉. U obou obrů pak nalezli exoplanety s oběžnými periodami po řadě 2,4 a 1,8 roků, výstřednostmi 0,08 a 0,14 minimálními hmotnostmi 10 a 11 Mj, čili blízko hranice mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Vzápětí D. Mitchell aj. našli měřením variací radiálních rychlostí obřích hvězd třídy K na 3m Lickově teleskopu, že také tyto hvězdy mohou být obklopeny hnědými trpaslíky anebo obřími exoplanetami. Proměřili křivky radiálních rychlostí pro 373 obrů spektrálních tříd K a G a tak zjistili, že kolem obra tau Gem obíhá hnědý trpaslík s hmotností >21 Mj po téměř kruhové dráze v periodě 306 d, a kolem dalšího obra 91 Aqr obří exoplaneta s hmotností >3,2 Mj rovněž po téměř kruhové dráze s periodou 181 d.
G. Nowak aj. využili obřího 9,2m teleskopu HET McDonaldovy observatoře v Texasu k určení parametrů exoplanet obíhajících těsně kolem obrů BD+15°2940 (sp. K0 III; 1,1 M☉) a HD 266604 (sp. K5 III; 1,5 M☉). Obří exoplanety o hmotnostech >1,1 Mj a >7 Mj obíhají po řadě ve vzdálenostech 0,54 au a 0,75 au od svých mateřských hvězd v periodách 138 a 192 d. Z těchto hodnot vyplývá, že obě planety budou v astronomicky dohledné době zality rozšiřujícími se plynnými atmosférami obou obrů.
Podle G. Campanelly aj. patří mezi nejpozoruhodnější exoplanetární soustavy tři exoplanety obíhající kolem hvězdy HD 181433 (Pav; 8 mag; K5 V; 0,9 M☉; 4,9 kK; 27 pc; stáří ≈7 mld. let). Těsně u hvězdy ve střední vzdálenosti 12 mil. km obíhá exoplaneta b o hmotnosti 7,6 Mz v periodě 9,4 d, ale s výstředností 0,4. Pak je velká mezera, a za ní ve střední vzdálenosti 1,8 au obíhá obří exoplaneta c o hmotnosti >0,6 Mj v periodě 2,6 roků, ale rovněž s velkou výstředností 0,3. Druhá obří exoplaneta d se nachází ve střední vzdálenosti 3,0 au, s oběžnou dobou 6,8 roku a hmotností >0,5 Mj, ale nejvyšší výstředností 0,5! Obě obří planety se nacházejí v rezonanci svých oběžných dob 5:2. Autoři to vysvětlují scénářem, v němž měla soustava ještě čtvrtou exoplanetu, která byla ze soustavy vinou gravitačních poruch vymrštěna, čímž zbývající tělesa získala tak výrazné výstřednosti drah.
J. Lissauer aj. studovali soustavu šesti exoplanet u hvězdy Kepler-11, jejichž časy tranzitů přes kotouček mateřské hvězdy neustále kolísají vlivem vzájemných gravitačních poruch, jak ukázalo tříleté soustavné sledování soustavy. Toto ovlivňování však současně přispívá ke zpřesnění všech parametrů všech účastníků tohoto pozoruhodného gravitačního kolotoče. Mateřská hvězda 14 mag a sp. G6 V má poloměr 1,06 R☉, hmotnost 0,96 M☉; střední hustotu 1,12x větší než voda; efektivní teplotu 5,66 kK; svítivost 1,04 L☉; sluneční metalicitu; vzdálenost 613 pc a stáří 8,5 mld. let. Dráhy všech šesti exoplanet jsou koplanární v rozmezí pouhého 1° (planety Sluneční soustavy jsou vůči sobě skloněny v rozmezí 2,3°). a tranzity trvají 4 – 9,5 h. Oběžné doby vnitřních planet se pohybují od 10 d do 47 d a střední vzdálenosti od hvězdy od 14 mil. km do 37 mil. km. Jen šestá v pořadí má delší periodu 118 d, střední vzdálenost 70 mil. km, poloměr 3,3 Rz a nejvyšší hmotnost: <25 Mz. Hmotnosti vnitřních planet se pohybují v rozmezí 1,9 – 8,0 Mz a jejich poloměry v intervalu 1,8 – 4,2 Rz. Díky zmíněným kolísání časů tranzitů bylo možné určit poloměry a hmotnosti tak přesně, že se autorům podařilo s dobrou přesností určit i průměrné hustoty vnitřních exoplanet v rozmezí od 60 % do 170 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Pouze u vnější nejhmotnější exoplanety známe jen horní mez hustoty <4násobek hustoty vody. Navzdory tomu, že oběžné periody nejsou s jednou výjimkou v rezonancích, výpočty ukázaly, že celá tato jedinečná soustava je po dobu miliard let stabilní.
J. Almenara aj. zjistili na základě dodatečných pozemních měření jasnosti a křivky radiálních rychlostí, že dvě exoplanety objevené metodou transitů pomocí francouzsko-evropské družice CoRoT u hvězd CoRoT-25 (15 mag; sp. G0 V; sluneční metalicita; hmotnost 1,1 M☉; vzdálenost 1,0 kpc; stáří 5 mld. let) a CoRoT-26 (16 mag; sp. G8 IV; hmotnost 1,1 M☉; sluneční metalicita; vzdálenost 1,7 kpc; stáří 9 mld. let) mají extrémně nízké střední hustoty po řadě 15 % a 28 % hustoty vody v pozemských podmínkách. Jejich poloměry dosahují 1,1 Rj a 1,3 Rj, hmotnosti 0,3 Mj a 0,5 Mj. Své mateřské hvězdy obíhají ve středních vzdálenostech 9 mil. km a 8 mil. km v periodách 4,9 d a 4,2 d.
R. Sanchis-Ojeda aj.a F. Peppe aj. objevili pomocí spektrografu HARPS-N TNG na ostrově La Palma exoplanetu o poloměru 1,2 Rz, jež obíhá v periodě 8,5 h kolem hvězdy Kepler-78 (12 mag; 5,1 kK; 0,8 R☉; 0,8 M☉; 120 pc; stáří 625 mil. roků). Její hmotnost (1,7 – 1,85) Mz a hustota (5,3 – 5,6x voda) ji činí zatím nejpodobnější fyzikálním parametrům Země, od níž se však pronikavě liší teplotou, protože obíhá kolem své mateřské hvězdy jen ve vzdálenosti 1,5 mil. km (!), takže teplota polokoule přivrácené ke hvězdě dosahuje až 3 kK! Autorům se podařilo ukázat, že rozpálená exoplaneta měřitelně přispívá k jasnosti soustavy. Týž objekt zkoumali také A. Howard aj. pomocí spektrografu HiRES Keckova 10m teleskopu a dostali prakticky shodné výsledky s evropským týmem. Navíc pozorovali skvrny na mateřské hvězdě a odtud odvodili její rotační periodu 12 d, která je naštěstí dostatečně odchylná od oběžné periody exoplanety b, takže jejich vliv na parametry exoplanety lze spolehlivě odečíst.
Velkým překvapením je zajisté objev dvou exoplanet Kepler-66 a Kepler-67 uvnitř otevřené hvězdokupy NGC 6811 staré 1 mld. let a vzdálené od nás 1,1 kpc. Jak ukázali S. Meiborn aj., zmíněné exoplanety mají poloměry 2,8 Rz, resp. 2,9 Rz a obíhají své mateřské hvězdy (15,3 a 16,4 mag; sp. G0 V a G9 V; 6,0 a 5,3 kK; 1,0 a 0,8 R☉; 1,0 a 0,9 M☉) v periodách 18, resp. 16 dnů a ve vzdálenostech 20 a 18 mil. km. Jelikož otevřená hvězdokupa je fakticky docela stará, autoři z toho odvozují, že hustota hvězd v ní musí být extrémně vysoká, tj. >1 tis. hvězd/pc3. Autoři též odhadli hmotnost objevených exoplanet pomocí srovnávání s polními exoplanetami, které existují mimo hvězdokupy. Ukázali, že tyto hmotnosti se pohybují v rozmezí 11 – 20 Mz, což znamená, že výskyt exoplanet uvnitř otevřených hvězdokup a v obecném lokální poli Galaxie je přibližně stejný.
Obecně se otázkou výskytu exoplanet v otevřených hvězdokupách zabývali H. G. Liu aj. Modelovali na superpočítačích vývoj otevřených hvězdokup během prvních 10 milionů let od jejich vzniku. Ukázali, že po tu dobu zůstává až 70 % vzniklých exoplanet vázáno ke svým mateřským hvězdám a přes polovina z nich si udržuje původní konfiguraci oběžných drah. Pokud však v soustavě obíhá některá exoplaneta po dráze šikmo skloněné k ekliptice, anebo dokonce v protisměru, tak to některou z exoplanet nakonec vymrští z dané soustavy. Stane se z ní tedy nomád. Pokud se však exoplanety zrodily v těsných dvojhvězdách, tak jejich dlouhodobá stabilita jejich drah bývá podstatně nižší. Na delších časových stupnicích se až 80 % vydá na bludnou pouť vesmírem; zbylých 20 % lze pak nalézt jen v hustém jádru hvězdokupy do vzdálenosti <2 pc od centra.
O tom, že exoplanety mohou mít dráhy šikmo skloněné k rovníku mateřské hvězdy, svědčí práce D. Hubera aj., kteří ukázali, že červeného obra Kepler-56 (4,2 R☉; 1,3 M☉; 4,8 kK; stáří 3,5 Gr) jehož poloha rotační osy je známa díky asteroseismologii, obíhají dvě exoplanety ve vzdálenostech 15 a 26 mil. km v periodách 10,5 a 21,4 d. Exoplanety mají poloměry 6,5 a 9,8 Rz; hmotnosti 22 a 181 Mz a hustoty 0,4 a 1,1násobek hustoty vody. Jejich koplanární rovina je však skloněna pod úhlem 47° k rovníku mateřské hvězdy. V tomto případě se podařilo odhalit příčinu - může za to vzdálené třetí těleso o hmotnosti větší než Jupiter, popřípadě hnědý trpaslík. Zatím se soudilo, že takto skloněné koplanární dráhy se vyskytují jen u horkých jupiterů v těsné blízkosti mateřské hvězdy, ale nyní se ukázalo, že jde o obecnější záležitost.
T. Barclay aj. oznámili, že exoplaneta Kepler-37b, obíhající během 13,4 d ve vzdálenosti 15 mil. km svou mateřskou hvězdu, má poloměr pouhých 1,9 tis. km, takže je jen o něco menší než náš Měsíc. Její hmotnost není známa, ale patrně nebude příliš převyšovat hmotnost našeho Měsíce. Povrchová teplota exoplanety, na níž určitě není voda, dosahuje 700 K. Zmíněné parametry se podařilo změřit s vysokou přesností 3 %, protože mateřská hvězda o jasnosti 9,7 mag sp. třídy G vykazuje jen nepatrnou aktivitu a je poměrně blízko (66 pc). Proto se známe poměrně přesně i její hmotnost 0,80 M☉, poloměr 0,77 R☉ a teplotu 5,4 kK. Kolem hvězdy obíhají ještě další planety: c s poloměrem 0,74 Rz ve vzdálenosti 20 mil. km v periodě 21 d, a také d o poloměru 2,0 Rz ve vzdálenosti 31 mil. km v periodě 40 d. Stáří soustavy se odhaduje na 8 mld. let.
J. W. Xie využil metody variací tranzitních period k objevu zatím nejkompaktnější planetární soustavy u hvězdy Kepler-80 (=KOI 500; 0,7 R☉; 4,2 kK; 337 pc). Exoplanety b až e obíhají totiž hvězdu ve vzdálenostech 5,5 – 12 mil. km v periodách 3,1 – 9,5 d. Zatím nejistá je existence exoplanety f, jež by měla obíhat ve vzdálenosti jen 2,6 mil. km od hvězdy v periodě 1,0 d. Poloměry exoplanet se pohybují v rozmezí 1,3 – 2,6 Rz. Velmi pravděpodobně soustava drží pohromadě díky četným rezonancím oběžných dob jednotlivých párů planet. Y. Ming aj. objevili stejnou metodou exoplanety, které mají oběžné doby v rezonancích 2:1, resp. 3:2 s již objevenými exoplanetami u dané hvězdy. Potvrdili tak existenci plných 68 exoplanet ve 34 planetárních soustavách. Periody takto objevených exoplanet se pohybují v rozmezí 5,5 – 88,5 d; poloměry 2,0 – 5,3 Mz, hmotnosti 7 – 77 Mz a hustoty 0,7 – 5,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách.
M. Tuomi aj. nalezli u trpasličí hvězdy HD 40307 (Pic; 7 mag; sp. K2 V; 0,7 R☉; vzdálenost 13 pc; stáří 1,2 mld. let) již šestou exoplanetu s hmotností 7 Mz obíhající kolem mateřské hvězdy v periodě ≈300 d, a dvě bližší exoplanety s oběžnými dobami 35 a 52 d. Už dříve tam byly objeveny tři superZemě, takže soustava obsahuje celkem 6 exoplanet ve vzdálenostech 7 – 90 mil. km s oběžnými dobami 4,3 – 197,8 d a minimálními hmotnostmi 3,5 – 9,5 Mz.
M. Tuomi snesl další důkazy ve prospěch názoru, že hvězda HD 10180 (Hya; 7,3 mag; G1 V; 5,9 kK; 1,2 R☉; 1,1 M☉; 1,5 L☉; rotační perioda 24 d; 39 pc; stáří 7 mld. let) má zatím nejbohatší planetární rodinu skládající se minimálně z osmi, a možná dokonce z devíti exoplanet, obíhajících ve vzdálenostech 3 – 500 mil. km v periodách 1,2 dne až 6,3 roků. Jejich hmotnosti se pohybují v rozmezí 1,3 – >65 Mz.
M. Schwamb aj. objevili ve spolupráci s občanskou iniciativou Lovci planet (Planet Hunters) tranzitující cirkumbinární planetu u hvězdy Kepler-64 (=KIC 4862625 Aa+Ab; vzdálenost 1,5 kpc; stáří ≈2 mld. let), o níž se podařilo prokázat, že je těsnou zákrytovou dvojhvězdou. Navíc tvoří pár s vizuální dvojhvězdou, od níž je vzdálena 1 tis. au, čili ve skutečnosti jde o hierarchickou kvadrupólovou hvězdnou soustavu. Zákrytová dvojhvězda se skládá z trpasličí hvězdy sp. třídy F o hmotnosti 1,5 M☉ a poloměru 1,7 R☉ a dalšího trpaslíka třídy M o hmotnosti 0,4 M☉ a poloměru 0,4 R☉, které kolem sebe obíhají v periodě 20 d. Cirkumbinární exoplaneta o hmotnosti <0,5 Mj, poloměru 6 Rz a povrchové teplotě ≈480 K byla objevena díky přechodům přes kotouček primární složky dvojhvězdy a její oběžná doba kolem barycentra dvojhvězdy dosahuje 139 d. Podle V. Lintotta našli Lovci planet, což je neformální organizace 100 tisíc dobrovolníků, další tři exoplanety, které propadly sítem vyhledávacího algoritmu družice Kepler. U hvězdy KIC 4552729 tak odhalili exoplanetu o poloměru 5 Rz s oběžnou dobou 97,5 d a u hvězdy KIC 10005758 dokonce dvě exoplanety, bližší o poloměru 5 Rz s oběžnou periodou 134 d, a vzdálenější s poloměrem 4 Rz a a oběžnou dobou 284 d.
J. Rameau aj. potvrdili existenci exoplanety b u hvězdy HD 95086 (Car; 7,4 mag; A8 III; 1,6 M☉; 90 pc; stáří 17 mil. let). Objevili tak pomocí kamery NACO VLT ESO velký ekliptikální prachový disk, jenž podle měření infračervené družice Herschel sahá až do vzdálenosti 270 au. Exoplaneta b má hmotnost 5 Mj a obíhá kolem hvězdy ve vzdálenosti 61 AU. Povrch exoplanety je ohřát na 1 tis.
K. Dragomirová aj. oznámili, že kanadská družice MOST zaznamenala tranzity exoplanety u hvězdy HD 97658 (Leo; 6 mag; K1 V; 0,7 R☉; 0,7 M☉; 5,1 kK; 0,3 L☉; 21 pc; stáří 6 mld. let), z nichž vyplývá, že exoplaneta má poloměr 2,2 Rz; hmotnost 7,5 Mz a obíhá kolem mateřské hvězdy po málo výstředné dráze ve střední vzdálenosti 12 mil. km v periodě 9,5 d. Tehdy šlo o druhou nejjasnější hvězdu na nebi, která má prokázanou exoplanetu.
C. Hanovi aj. se podařilo dokázat existenci dvou exoplanet u téže hvězdy sp. třídy dG (0,8 M☉; vzdálenost ≈4 kpc směrem k centru Galaxie) na základě pozorování efektu gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0026L. Koordinovaná pozorování průběhu zjasnění ukázala totiž na sestupné větvi světelné křivky dva "zoubky", jež odpovídají planetám o hmotnostech 0,1 a 0,7 Mj, jejichž poloosy drah činí po řadě 3,8 a 4,6 au, to znamená, že obě obří planety se nacházejí daleko za sněhovou čarou této planetární soustavy. Podobně K. Furusawa aj. objevili exoplanetu o hmotnosti 9 Mz během sledování průběhu světelné křivky gravitační mikročočky MOA-2010-BLG-328Lb. Hlavní mikročočkou byla totiž hvězda o hmotnosti 0,11 M☉ vzdálená od nás jen 800 pc, u níž se na sestupné větvi světelné křivky objevil "zoubek" svědčící o exoplanetě v minimální lineární vzdálenosti 0,9 au.
J. Tregloan-Reed a J. Southworth oznámili, že pomocí 3,6 m teleskopu NTT ESO na La Silla docílili při pozorování světelné křivky tranzitující exoplanety WASP-50 (poloha 0255-1054; 11,6 mag; G9; vzdálenost ≈230 pc) rekordní přesnosti měření jasnosti z pozemní observatoře během dvou tranzitů pozorovaných na podzim r. 2011. Obraz hvězdy totiž úmyslně rozostřili a co nejvíce zkrátili mrtvý čas mezi jednotlivými měřeními. Docílili tak relativní přesnosti měření ±0,000 26 a ±0,000 21 při prvním, resp. druhém tranzitu. To jim následně umožnilo zpřesnit údaje o hvězdě: (0,855 ±0,02) R☉; (0,86 ±0,06) M☉ i exoplanetě: oběžná doba (1,955 ±0,094) d; poloměr (1,14 ±0,03) Rj; hmotnost (1,44 ±0,02) Mj a hustota (0,91 ±0,03) hustoty Jupiteru.
S. Ballardová aj. zjistili porovnáním údajů o světelné křivce z družic Kepler a SST s pozemními pozorováními spekter hvězdy Kepler-61 (15 mag; K7 V; 0,6 R☉; 0,6 M☉; 4,0 kK; 330 pc; stáří >1 mld.let), že exoplaneta b (poloměr 2,2 Rz; oběžná doba 60 d; střední vzdálenost od hvězdy 38 mil. km) se zřejmě nachází poblíž vnější hranice ekosféry, protože za předpokladu albeda exoplanety 30 % pro ni vychází rovnovážná teplota 273 K.
W. Borucki aj. ukázali, že v planetární soustavě hvězdy Kepler-62 (vzdálenost 370 pc) sestávající z pěti exoplanet se nacházejí dvě superZemě; e s poloměrem 1,6 Rz a oběžnou dobou 128 d a f s poloměrem 1,4 Rz a oběžnou dobou 267 d, jež jsou ozařovány mateřským oranžovým trpaslíkem (sp. K2 V) po řadě s 1,2násobkem a 0,4násobkem ozáření Země Sluncem. Soustava je stará asi 7 mld. roků. Tyto planety jsou téměř určitě kamenné, popřípadě pokryté vrstvou ledu. Tři exoplanety soustavy obíhají mimo ekosféru blíže k mateřské hvězdě. Mají oběžné doby 5 až 12 dnů a rozměry 0,5 – 2,0 Rz.
X. Bonfils aj. využili vysoké přesnosti v měření radiálních rychlostí hvězd (±1 m/s) ešeletového vláknového spektrografu HARPS instalovaného u 3,6m teleskopu ESO na La Silla v Chile k určení parametrů tří exoplanet u trpasličí hvězdy GJ 163 (Dor; 12 mag; M3.5 V; 0,4 M☉; 3,5 kK; 15 pc; stáří 800 mil. let). Po osmi letech měření radiálních rychlostí červeného trpaslíka odhalili existenci minimálně tří exoplanet (b, c, d) o hmotnostech po řadě 11, 7 a 23 Mz, jež obíhají kolem hvězdy v periodách 9, 26 a 604 d ve středních vzdálenostech 9 mil., 19 mil. a 155 mil. km s výstřednostmi 0,01; 0,09 a 0,4. Exoplaneta c se nachází v ekosféře, neboť její rovnovážná teplota dosahuje 300 K (+27 °C).
T. Barclay aj. nalezli po tříletém sledování u hvězdy Kepler-69 (13,7 mag; G4 V; 0,9 R☉; 0,8 M☉; 5,6 kK; 830 pc) dvě exoplanety, z nichž bližší b o poloměru 2,2 Rz obíhá těsně u hvězdy v periodě 13,7 d, zatímco vzdálenější c o poloměru 1,7 Rz to trvá 242 d. Její rovnovážná povrchová teplota činí proto 299 K, takže téměř jistě se nachází v ekosféře. Jde zatím o nejmenší superZemi v ekosféře vůbec.
G. Anglade-Escudé aj. využili přesných spektrografů HARPS, HiRES a PES u teleskopů ESO (La Silla), Keck a Magellan k objevu dalších tří exoplanet u trpasličí hvězdy GJ 667C (10 mag; M3-4 V; 0,4 R☉; 0,3 M☉; 3,4 kK; 14 mL☉; 7 pc; stáří >2 mld. let), takže kolem ní obíhá minimálně šest a možná i sedm exoplanet. Exoplaneta b nejbližší ke hvězdě obíhá ve vzdálenosti 7,5 mil. km za 7,2 d a má hmotnost >6 Mz, zatímco nejvzdálenější g obíhá ve vzdálenosti 82 mil. km v periodě 256 d a její hmotnost je větší než 5 Mz (sklon oběžných rovin exoplanet k zornému paprsku nelze z měření radiálních rychlostí určit). Spodní meze hmotností ostatních exoplanet se pohybují v rozmezí 1,1 – 5,1 Mz. Čtyři exoplanety ve vzdálenostech 13 – 41 mil. km dostávají od mateřské hvězdy 0,2 – 2,0násobek ozáření Země Sluncem. I když údaje o fyzikálních podmínkách na jednotlivých exoplanetách nejsou zdaleka postačující, autoři odhadují, že pravděpodobně tři exoplanety (c, f a e) se nacházejí v ekosféře a mohou mít na povrchu tekutou vodu.
Podle X. Delfosseho aj. má exoplaneta c hmotnost >4 Mz a obíhá hvězdu v periodě 28 d ve vzdálenosti 19 mil. km, takže od ní dostává zhruba o 10 % méně zářivé energie než Země od Slunce. Nachází se tak prakticky uprostřed příslušné hvězdné ekosféry. Vysoká hmotnost exoplanety c však silně snižuje naději, že by tato planeta bylo vhodná pro život. Ačkoliv oběžné doby všech pozorovaných exoplanet nevykazují žádné rezonance, simulace dráhového vývoje poukazují na výbornou stabilitu soustavy.
J. Wang společně s početným týmem Lovců planet (PH) nalezli v archivu družice Kepler již 42 kandidátů, jež se mohou nacházet v ekosférách mateřských hvězd slunečního typu. Pro 33 z nich již stanovili časy tří tranzitů. Vesměs jde o oběžné doby >100 d. U zbylých devíti našli jen dva tranzity, ale oběžné doby vycházejí >400 d. Objekt PH2b má poloměr 10 Rz a v ekosféře své mateřské hvězdy se nachází. Jeho rozměr a zejména hmotnost jsou však příliš velké na obydlitelnost něčím jiným než mikroorganismy.
Dosavadní zkušenost ze statistikou objevů družice Kepler pak poukazuje na možnost existence početné populace planetárních systémů u červených trpaslíků, kteří mohou docela často mít ve svých ekosférách více planet po dlouhou dobu, protože - jak známo - červení trpaslíci žijí rekordně dlouho v porovnání se všemi ostatními hvězdami právě díky své relativně velmi nízké hmotnosti. Problémem však může být jejich výrazná hvězdná aktivita, tj. ničivé obří erupce pozorované u řady z nich.
V r. 2013 probíhala rozsáhlá debata o tom, kolik exoplanet a v jaké vzdálenosti od hvězdy se nachází v soustavě červeného trpaslíka GJ 581 (= HO Lib; 10,5 mag; M3 V; 3,5 kK; 0,3 R☉; 0,3 M☉; 0,013 L☉; 6 pc; stáří 7 – 11 mld. let). R. Baluev na základě porovnání údajů o křivce radiální rychlostí hvězdy pomocí spektrografů HARPS (La Silla) a HiRes (Keck) tvrdí, že potvrzené jsou jen tři (b, c, e) a možná čtyři (+d) exoplanety z oznámených šesti. Zbylé dvě jsou fiktivní, "objevené" chybným vyhodnocením úrovně statistického šumu. Potvrzené exoplanety obíhají ve vzdálenostech 6; 11 a 4 mil. km od hvězdy a spodní meze jejich hmotností činí 16; 5 a 2 Mz. Exoplaneta d by mohla mít hmotnost >6 Mz a střední vzdálenost od hvězdy 33 mil. km. V. Vitale a K. France ukázali na ultrafialových měřeních jasnosti hvězdy na palubě družice Swift, že hvězda vykazuje časté mohutné erupce, takže okolí hvězdy je často vystaveno účinkům sterilizujícího záření, takže hvězda prakticky nemá žádnou ekosféru, takže další debata o případných exoplanetách ve "správné" vzdálenosti od mateřské hvězdy je v tomto případě bezpředmětná.
S. Esposito aj. využili zlepšeného systému adaptivní optiky v infračerveném pásmu H u obřího binárního teleskopu LBT (Mt. Graham, Arizona) o interferometrické základně 22,8 m k zatím nejkvalitnějšímu zobrazení exoplanet kolem hvězdy HR 8799 (Peg; 6 mag; sp. A5; 1,3 R☉; 7,4 kK; 4,9 L☉; 1,5 M☉; 39 pc; stáří 30 mil.let) Poprvé se podařilo zobrazit exoplanetu e, která obíhá nejblíže ke hvězdě a má dokonce vyšší hmotnost než vzdálenější exoplanety c a d. Exoplaneta e však buď obíhá po dráze s výstředností 0,1, anebo není s ostatními exoplanetami koplanární. Zatím není jasné, jak dalece je celá soustava stabilní, protože nevíme, zda se exoplanety nacházejí v rezonanci period 5:2 a neznáme jejich přesné hmotnosti (přibližně 3,5 – 5 Mj). Nečekaně cenné výsledky proto přinesla studie Q. Konopackého aj. týkající se atmosféry exoplanety c (1,0 – 1,5 Rj; <10 Mj; 1,1 kK), jež obíhá hvězdu ve vzdálenosti <40 au, založená na infračervených spektrech (pásmu 2,0 – 2,4 μm) atmosféry exoplanety, pořízených spektrografem OSIRIS u Keckova 10m teleskopu vybaveného adaptivní optikou. Autoři každé spektrum exponovali 10 min a složili pak dohromady spektrum s expozicí 5,5 h. V atmosféře c tak nalezli pásy oxidu uhelnatého a vodní páry, ale zato žádný methan. Tyto údaje jsou také důležité pro odhalení vzniku obřích exoplanet buď z gravitačních nestabilit akrečního disku kolem hvězdy, anebo přímou akrecí plynu na kamenná jádra.
J. Rameau aj. využili adaptivní optiky NACO VLT ESO na Paranalu pracující v infračerveném pásmu 3,8 μm k zobrazení exoplanety obíhající kolem hvězdy HD 95086 (Car;; 7,4 mag; A8 III; hmotnost 1,6 M☉; stáří 10 – 17 mil. roků) ve vzdálenosti 54 au. Z celoročního sledování vyplynula hmotnost exoplanety 5 Mj a její povrchová teplota 1 kK.
A. Boccaletti aj. potvrdili objev exoplanety s hmotností >9 Mj a vzdáleností 8 – 9 au od hvězdy β Pictoris, který se už dříve zdařil pomocí aparatury NACO VLT ESO. Využili k tomu zobrazovač NICI u 8,1m teleskopu Gemini-S na hoře Pachón v Chile. Úhlová rozteč od centra obrazů exoplanety a hvězdy dosáhla 0,4″. T. Currie aj. zkombinovali údaje z obou aparatur v sedmi infračervených spektrálních oborech a dosáhli tak vynikajícího poměru signálu k šumu, Odtud jim vyšly přesnější parametry exoplanety: 1,65 Rj; 7 Mj; 1,6 kK; 16 mL☉; stáří <7 mil. roků. Tím se silně zvýšila věrohodnost těchto špičkových pozorovacích metod optické astronomie. Kromě toho M. Liu aj. objevili osamělé těleso PSO J318.5338-22.8603, jež patří do skupiny hvězdy β Pic. Je od nás vzdáleno 25 pc a má hmotnost 6,5 Mj, tj. jde o planetárního nomáda - nejspíš obří plynnou exoplanetu sp. třídy L7 s horkým kamenným jádrem.
R. Galicher aj. se zabývali otázkou, jaká je povaha objektu b nalezeného v pozorovacím archivu HST u jasné hvězdy Fomalhaut (α PsA; 1,1 mag; A3 V; 8,6 kK; 1,8 R☉; 1,9 M☉; 17 L☉; 8 pc; stáří 440 mil. let ), jenž byl poprvé pozorován již v r. 2008. Jeho jasnost se nemění v pásmu vlnových délek 0,6 μm a nedávno se ho podařilo pozorovat také v pásmu 0,43 μm. V blízké infračervené oblasti 0,8 μm se jeví jako rozmazaný plošný objekt. Autoři odtud usoudili, že jde buď o rozsáhlý cirkumplanetární prachový disk kolem skryté exoplanety, anebo o následek srážky dvou cca 100 km těles tamějšího "transneptunského pásu", jež se odehrála přibližně před stoletím. T. Currie aj. hledali pomocí infračervené kamery NIRC2 u Keckova 10m teleskopu případné další substelární složky v okolí Fomalhauta v pásmech 1,6 a 3,8 μm a ve vzdálenostech 15 – 150 au od hvězdy. Nenašli nic pro hmotnosti event. exoplanet >(1,5 – 4,5 Mj).
P. Kalas aj. využili koronografu u spektrografu STIS HST k odclonění jasného Fomalhauta (A) a identifikovali tak exoplanetu b na snímcích z r. 2010 i 2012. Dosavadní oblouk dráhy poukazuje na vysokou výstřednost elipsy 0,8, takže v periastru se exoplaneta nachází jen 32 au od hvězdy, kdežto v odsluní plných 320 au. V periastru se proto ohřeje až na 91 K, ale v apastru vychladne na 31 K. Velká výstřednost naznačuje, že v soustavě je alespoň jedna další exoplaneta, která ruší její dráhu. Fomalhaut je obklopen řadou disků; vnitřním horkým diskem (0,08 – 0,11 au), vnějším horkým diskem (≈0,2 – 1,1 au), středním diskem (8 – 12 au), prachovým diskem (35 –133 au), hlavním pásem (133 – 158 au), a konečně vnějším halem (158 – 209 au). Ještě dál sahá jemná mlhovina až do vzdálenosti 385 au. Exoplaneta začne protínat hlavní pás kolem r. 2032, takže pak se ukáže, zda dojde k nějaké interakci. Fomalhaut je fakticky vizuální trojhvězda, když složka B (= TW PsA; 6,5 mag; K4 Vp; 4,6 kK; 0,6 R☉; 0,7 M☉; 4,7 kK; 0,2 L☉;) je od A vzdálena 55 tis. au a její oběžná doba se odhaduje na 8 mil. let. Třetí složkou (C) rozměrné soustavy je červený trpaslík LP-876-10 (Aqr; 12,6 mag; M4 V; 0,18 M☉;), který je od složky A vzdálen 0,8 pc (úhlová vzdálenost na obloze dosahuje neuvěřitelných 5,7°!) a od složky B dokonce 1,0 pc. Přesto jde o gravitačně vázanou soustavu, protože gravitační sféra složky A sahá do vzdálenosti 1,9 pc.
V. Bourrier aj. sledovali známou exoplanetu HD 189733b (1,1 Rj; 1,2 Mj; 1,1 kK) obíhající ve vzdálenosti 4,6 mil. km v periodě 2,2 d primární složku vizuální dvojhvězdy V452 Vul (7,6 mag; K2 V; 0,8 R☉; 0,8 M☉; 4,9 kK; vzdálenost 20 pc; stáří >0,6 mld. let). Sekundární složkou dvojhvězdy je červený trpaslík vzdálený od primární složky plných 216 au, takže obíhá kolem primární složky v periodě ≈3,2 tis. let ve směru téměř kolmém k oběžné rovině exoplanety b. Jde o první exoplanetu, kde se podařilo změřit vertikální teplotní profil její atmosféry a zároveň o nejbližší dosud známý horký jupiter, což dává dobré možnosti podrobného studia jeho fyzikálních parametrů. Autoři využili ultrafialových spekter pořízených HST v letech 2010-2011 k objevu, že z atmosféry exoplanety uniká plyn tempem >10 kt/s.
T. Evans aj. sledovali atmosféru exoplanety pomocí spektrografu STIS HST s cílem určit albedo mračen v její atmosféře. Pro denní polokouli a spektrální pásmo 290 – 450 nm dostali albedo 40 % a pro pásmo 450 – 570 nm jen 12 %, což je dáno rozptylem světla na vrstvě sodíku. To znamená, že zvenčí bychom pozorovali tmavě modrou exoplanetu, v jejíž atmosféře prší z mračen kapky rozžhaveného skla. Vzápětí R. de Kok aj. zveřejnili jedinečné údaje o absorpčním spektru CO na denní straně exoplanety, které získali během náročného odlišování spektra atmosféry exoplanety od spektra hvězdy a telurických čar v zemské atmosféře při transitech a zákrytech exoplanety. Příslušná měření pořídili pomocí vysokodisperzních spektrografů CRIRES VLT ESO a NICMOS na HST pracujících v blízké infračervené oblasti 2 – 2,3 μm. Naproti tomu nenašli žádné pásy vody, CO2 a CH4. J. Birkby aj. však pásy vodní páry na denní polokouli exoplanety našli pomocí spektrografu CRIRES VLT ESO. L. Ben-Jaffel a G. Ballester objevili pomocí spektrografu COS HST ve spektru exoplanety také atomy kyslíku, jehož je v atmosféře exoplanety 6 %.
Podobně F. Pont aj. využili přístrojů HST a Spitzerova kosmického teleskopu (SST) ke studiu transmisního i absorpčního spektra atmosféry exoplanety HD 189733b, v němž nalezli úzké čáry sodíku a draslíku a horkou skvrnu, která se posouvá v planetografické délce během otáčení exoplanety. V atmosféře exoplanety vanou větry o rychlosti až 15 tis. km/h (4 km/s!) a vysoká teplota vyvolává vypařování její atmosféry tempem až 600 tis. tun/s. V hlubších vrstvách atmosféry odhalili absorbující opar a vrstvu prachu. Navíc K. Poppenhaeger aj. dokázali pomocí spektrografu ACIS družice Chandra sledovat tranzity exoplanety b v měkké rentgenové oblasti spektra. Zatímco v optickém oboru klesá během tranzitu jasnost primární složky o 2,4 %, v rentgenovém pásmu činí hloubka tranzitu 7 %. To znamená že rozměry exoplanety v tomto energetickém pásmu jsou zřejmě větší, což lze dobře vysvětlit vysokou teplotou vnější atmosféry exoplanety, takže téměř veškerý vodík je tam ionizován. Autoři navíc objevili rentgenové záření sekundárního červeného trpaslíka, takže jeho zářivý výkon v tomto pásmu dosahuje hodnoty 47 EW, kdežto u primární složky činí 1,1 ZW. Je tedy zřejmé že exoplaneta 189733b je zatím nejpodrobněji prozkoumanou exoplanetu vůbec.
F. Pont aj. následně zkoumali také atmosféru exoplanety b u hvězdy HD 209458 (Peg; 8 mag; sp. G0 V; 1,1 R☉; 1,1 M☉; 6,0 kK; sluneční metalicita, vzdálenost 47 pc; stáří ≈4 mld. let), jež byla objevena v r. 1999 pomocí změn radiálních rychlostí hvězdy a téměř současně také díky tranzitům exoplanety přes kotouček mateřské hvězdy. Na rozdíl od HD 189733b se ve vodíkové atmosféře exoplanety HD 209458b mraky nevyskytují, zřejmě proto, že teplota vnější atmosféry dosahuje 2,2 kK, neboť exoplaneta obíhá ve vzdálenosti necelých 7 mil. km od hvězdy v periodě 3,5 d. Autoři tak mohli poprvé odvodit vztah mezi výskytem mraků, teplotou a stářím exoplanet typu Jupiteru, resp. hnědých trpaslíků.
M. Janson aj. pozorovali pomocí kamery HiCAO (pásmo 1,6 μm) 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea atmosféru exoplanety b u trpasličí hvězdy GJ 504 (= 59 Vir; 5,2 mag; G0 V; 6,2 kK; 18 pc; stáří ≈160 mil. let). Jelikož teplota v atmosféře klesá <600 K, objevili tam mračna methanu, ale jejich výskyt není vysoký, protože při teplotách 600 – 800 K se už rozpouštějí.
Koncem prosince 2006 odstartovala první družice, která mohla měřit světelné křivky hvězd s tranzitujícími exoplanetami. Byl to projekt CoRoT (COnvection ROtation et Transits planétaires) francouzské kosmické agentury CNES ve spolupráci s ESA. Družice obíhala na polární dráze ve výšce 827 km a byla určena jednak ke studiu vnitřní stavby hvězd pomocí asteroseismologie, a také k pozorování tranzitů exoplanet. Od počátku února 2007 sbírala vědecké údaje pomocí dalekohledu s průměrem zrcadla 270 mm a pracovala bezvadně až do začátku listopadu 2012, kdy selhal řídící počítač, přičemž očekávaná životnost aparatury byla jen 2 roky. Jak uvedla C. Moutouová aj., CoRoT sledovala světelné křivky hvězd v hustých polích a během necelých 6 let pořídila 163 tis. světelných křivek. Autoři tak odhalili na 500 kandidátů na exoplanety, z nichž 25 je už potvrzeno. Předností projektu je také možnost určovat vnitřní struktury objevených exoplanet a vymezit pravděpodobné příčiny vzniku a vývoje exoplanet i vliv slapů na jejich dynamické parametry.
Díky družici Kepler se dostalo statistické studium exoplanet do současné plodné fáze. Není proto divu, že americký vědecký týdeník Science věnoval exoplanetám zvláštní přílohu ve svazku 340, číslo 6132 z 3. května 2013. Redakční úvodník poukázal na okolnost, že sice všichni astronomové tušili, že planet je v Galaxii více než hvězd, ale teprve v 90. letech minulého století se toto tušení zdařilo postupně ověřit. Pestrost objektů obíhajících jednotlivé hvězdy je ovšem daleko větší, než i chroničtí optimisté tušili. Dokonce se zdá, že naše Sluneční soustava není vůbec tuctová, ale spíše výjimečná. Standardní hvězdy hlavní posloupnosti obvykle obíhá minimálně jedna, ale často i více exoplanet s poloměry 1 – 3 Rz. Exoplanety mohou být kamenné, nebo kamenné pokryté tekutým oceánem či ledovou kůrou, mohou (ale nemusí) mít rozsáhlou atmosféru, anebo i velmi hmotné víceméně plynné s menším kamenným jádrem, a to na kruhových i silně protáhlých eliptických drahách. Mohou obíhat kolem osamělých hvězd prográdně i retrográdně, nemusí být v rovině rovníku hvězdy, ale mohou se vyskytovat i ve dvojhvězdách, buď jako průvodci jedné složky, anebo jako cirkumbinární oběžnice.
P. Tenenbaum aj. shrnuli výsledky prvních tří let práce družice Kepler. Po celé tři roky družice opakovaně měřila jasnosti 112 tis. hvězd a dalších 80 tis. alespoň po část této doby. Vyhledávácí algoritmus našel celkem 18 tis. nadějných signálů, přičemž hloubka největších poklesů jasnosti hvězd dosahovala 0,003 % a většina 0,002 %; občas se podařilo zaznamenat reálný pokles o pouhou 0,001 %. Periody tranzitů pokrývají rozsah 0,5 – 525 d a verifikace nadějných signálů dosahuje úctyhodných 98 %.
N. van der Marelová aj. objevili pomocí mikrovlnné aparatury ALMA pracující v pásmu vlnových délek 0,44 mm, že kolem hvězdy Oph-IRS-48 (2 M☉; 120 pc; stáří 15 Mr) se nachází nesouměrný srpek milimetrových prachových zrníček, zatímco mikronové částice a plyn CO kolem hvězdy obíhají v neprotínajících se prstencích. Autoři usoudili, že pozorovaný srpek je ve skutečnosti anticyklonální vír, jenž vzniká tím, že zrnka v plochém protoplanetárním disku různě vzdálená od hvězdy obíhají různou rychlostí, takže v libovolné vzdálenosti od hvězdy existuje vždy určitý kritický rozměr prachových zrnek, pro něž aerodynamický odpor vede ke spirálovému pohybu částic směrem ke hvězdě. Během přibližování ke hvězdě se však prachové částice mohou dostat do pasti v podobě víru kolem již existující planety nebo hnědého trpaslíka, anebo do zonálního proudění jako je tryskové proudění v zemské atmosféře. Jakmile rozměr zárodku planety v pasti překročí ≈1 km, lze aerodynamické síly zanedbat a dál už se zárodek vyvíjí čistě gravitační interakcí. Srpek kolem zmíněné hvězdy zabírá méně než třetinu obvodu příslušného prstence a koncentruje zrnka o kritickém rozměru 0,44 mm. Protoplanetární disk kolem hvězdy začíná teprve 25 au od ní a končí ve vzdálenosti 45 au, zatímco substelární objekt o hmotnosti ≈10 Mj, který láká zrníčka do pasti, se patrně nachází asi 20 au od hvězdy.
Poměrně nečekaně začalo objevování exoplanet případem exoplanety u milisekundového pulsaru (neutronové hvězdy) v r. 1992, když se studovalo kolísání impulsní periody rádiových signálů vlivem přítomnosti exoplanet, které tak podivnou soustavu tvoří. V r. 1995 ohlásili objev exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti D. Mayor a D. Queloz. Použili k tomu vlastní přesný spektrograf ELODIE instalovaný u reflektoru o průměru 1,9 m na observatoři OHP ve Francii, jímž odhalili soustavné kolísání radiální rychlosti mateřské hvězdy vlivem jejího oběhu kolem společného těžiště soustavy hvězda - planeta. Od té doby dostaly přesné spektrografy velké dalekohledy s průměry zrcadel 3,6 – 10 m. Tyto dalekohledy jsou velmi potřebné pro potvrzování identifikace exoplanet z tranzitů družice Kepler.
Pro objevy exoplanet se začaly používat specializované robotické teleskopy, které dokáží odhalit tranzity exoplanet z periodického poklesu jasnosti mateřské hvězdy. Také přehlídkovým dalekohledům s průměry zrcadel 1,3 – 1,8 m vdechl objev exoplanet druhý život, protože se hodí k objevování exoplanet díky efektu gravitačních mikročoček. Velký přírůstek v objevování exoplanet se čeká i od evropské astrometrické družice Gaia a celé řady plánovaných aparatur i budoucích kosmických sond TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite; NASA) a CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanets Satellite; ESA). V příloze týdeníku Science publikovali další souhrnné články A. Howard o pozorovaných vlastnostech dosud objevených exoplanet, S. Seagerová o exoplanetách, nacházejících se v ekosférách a W. Borucki aj. o soustavě Kepler-62 (viz též odst. 2.1.1. tohoto článku).
B. Jackson aj. nalezli v archivu údajů z družice Kepler čtyři případy s oběžnou periodou exoplanety <12 h a hmotností jen slabě větší než je hmotnost Země. Existence takových objektů je do značné míry záhadná; nejspíš by mohlo jít o kamenné pozůstatky horkých jupiterů. Autoři proto soudí, že to budou ideální objekty pro budoucí družici TESS, kterou hodlá vypustit NASA koncem r. 2017 na protáhlou eliptickou dráhu s odzemím ve vzdálenosti 370 tis.km a přízemím 108 tis. km od Země. Družice by měla mít oběžnou dobu téměř 14 dnů a jejím úkolem bude objevovat exoplanety u nejjasnějších (většinou také nejbližších) hvězd.
Na výroční konferenci Americké astronomické společnosti počátkem r. 2013 oznámili F. Fressin aj., že souhrnný počet kandidátů na exoplanety objevené družicí Kepler, dosáhl již 2 780 objektů. Jak se statistika zvětšuje, roste mezi potvrzenými exoplanetami poměrné zastoupení menších exoplanet na úkor exoplanet obřích. Rozdělení podle rozměrů ukázalo, že 350 exoplanet má poloměr <2,5 Rz; v rozmezí 2,5 Rz – 4,0 Rz jich je 816; v pásmu 4 – 12 Rz již 1,3 tis., ale dále v pásmu 12 – 30 Rz jenom 200 a >30 Rz pouze 80! Rozdělení exoplanet podle rozměrů nezávisí na tom, zda se vyskytují u raných, anebo pozdních spektrálních tříd mateřských hvězd. Průměrná teplota na povrchu exoplanet ve zmíněném statistickém souboru činí právě 0 °C. Asi šestina hvězd má na dráze kolem sebe planetu blíže, než je Merkur vůči Slunci. Autoři též objevil 102 nových případů vícenásobných exoplanet u jedné hvězdy, takže celkový počet multiplanetárních soustav v souboru družice Kepler stoupl na 365. M. Marley připomněl, že další identifikace probíhají tak rychle, že počet objevených exoplanet brzy přesáhne 3 tisíce a doplňující pozemní měření pak poskytnou statisticky čím dál významnější údaje o výskytu exoplanet, jejich hmotnostech i rozměrech, a přispějí také k pochopení procesu, jak exoplanety vznikají. Pomalejší je pokrok v získávání spekter exoplanet a identifikaci výskytu prvků a molekul v jejich atmosférách.
A. Huang aj. znovu prohlédli údaje o tranzitech exoplanet za 1,5 roku provozu družice Kepler pomocí důmyslného algoritmu a tak mohli přidat do celkové statistiky dalších 150 kandidátů na exoplanety, z toho 72 připadá na vícenásobné planetární soustavy. Rozsah oběžných dob nově identifikovaných exoplanet je docela úctyhodný: 0,17 – 440 d. Plných 124 kandidátů má poloměry <3 Rz a obecně se zdařilo přidat do celkové statistiky zejména exoplanety s velmi krátkými oběžnými dobami a malými poloměry.
F. Fressin aj. se pokusili odhadnout, jaké jsou vyhlídky kandidátů na exoplanety (KOI) v dosud nezpracované databázi světelných křivek hvězd sledovaných družicí Kepler, že se z nich nakonec stanou potvrzené exoplanety. Ukázali, že vyhlídky jsou v průměru velmi dobré, tj. že potvrzení se dostane >90 % KOI. Toto procento téměř vůbec nezávisí na spektrální třídě mateřské hvězdy v rozsahu od hvězd třídy F až po třídu K, a pro exoplanety s poloměry 0,8 – 4 Rz. Nejlepší vyhlídky na potvrzení reálnosti mají KOI s poloměry 2 – 4 Mz (93,3 %), nejnižší KOI s poloměry 6 – 22 Rz (82,3 %). Dále zjistili, že zhruba 16 % hvězd s exoplanetami má alespoň jednu s poloměrem v rozmezí 0,8 – 1,25 Rz s oběžnou dobou <85 d.
J. Fangová a J. Margott se věnovali statistickému výzkumu hvězd se dvěma a více potvrzenými exoplanetami o poloměrech 1,5 – 30 Rz, přičemž všechny exoplanety v dané soustavě mají oběžné doby <200 dnů. U těchto soustav si pak všímali lineárních roztečí mezi velkými poloosami sousedních exoplanet. Zjistili, že tyto rozteče činily u nejbližších exoplanet (22 ±9,5)násobek příslušné Hillovy sféry (poloměr, v němž dominuje gravitace dané exoplanety nad gravitací mateřské hvězdy; sféra mívá přibližně kulový tvar ohraničený Lagrangeovými body L1 a L2). To souhlasí s roztečemi drah planet Sluneční soustavy (poloměr sféry Země dosahuje 1,5 mil. km; u Jupiteru 53 mil. km a u Neptunu 116 mil. km). Autoři na základě těchto výsledků zkoušeli v počítačových simulacích "přidávat" do zmíněných soustav další exoplanety do některé mezery mezi reálnými exoplanety, a zjišťovali, jaký to bude mít vliv na stabilitu planetární soustavy po dobu 100 mil. roků. Ukázali, že takové přidávání má své meze, takže soustavy se dvěma reálnými planetami jsou zaplněny z 31 %.; se třemi z 35 % a se čtyřmi ze 45 %.
Jak ukázali T. Bovaird a C. Lineweaver, zadními vrátky se tak vrátil do nebeské mechaniky planetárních soustav opovrhovaný Titiusův-Bodeův zákon, jenž popisoval střední vzdálenosti planet Sluneční soustavy mocninným pravidlem, kde pořadová čísla planet figurovala jako exponenty v rozvoji. Nyní se ukazuje, že taková posloupnost má dynamické zdůvodnění kvůli stabilitě soustavy, čili že do daného objemu uvnitř Hillovy sféry hvězdy se vejde jen omezený počet exoplanet, které navíc musí mít mezi sebou dostatečné rozteče velkých poloos drah. Autoři tímto zobecněným zákonem předpověděli existenci 141 exoplanet v 68 extrasolárních soustavách, z toho 73 případů jsou extrapolace, ale 68 případů interpolace. Autorům tak vyšlo, že průměrný počet exoplanet v ekosféře trpasličích hvězd tříd G - M dosahuje statistické hodnoty 1,5.
J. Cantrell aj. probírali hvězdy spektrálních tříd A-K ve vzdálenostech do 10 pc a všechny známe hvězdy i hnědé trpaslíky ve vzdálenostech do 5 pc od Slunce s cílem zjistit, které typy hvězd mají nejperspektivnější ekosféry. Předem vyloučili pouze těsné dvojhvězdy, kde poměr poloměru dráhy a poloměru hvězd byl menší než 5, resp. ty objekty, které jevily výraznou hvězdnou činnost. Tak zjistili, že pokud se omezíme na výskyt tekuté vody a teploty 273 – 373 K, jsou nejnadějnější ekosféry kolem červených trpaslíků, kde má naději na obydlitelnou exoplanetu 36,5 % hvězd, pak následují trpaslíci třídy K (21,5 %), A (18,5 %), F (6,9 %) a G (1,6 %). Tři červení trpaslíci GJ -581, -667C a -586 mají ve svých ekosférách dohromady 4 exoplanety s hmotnostmi >3 Mz až >2 Mj. Z této statistiky vyplývá, že nejvíce exoplanet s hmotnostmi ≈1 Mz se bude nacházet v ekosférách hvězd sp. třídy dM.
Jak uvedla S. Seagerová, ohlášený objev exoplanety obíhající kolem složky α Cen B je možná sporný, ačkoliv obecně platí, že každá osamělá hvězda podobná Slunci je doprovázena minimálně jednou planetou ve vzdálenosti 0,5 – 10 au od sebe a 70 % hvězd slunečního typu má aspoň jednu planetu s oběžnou dobou <85 d. Zhruba 70 % hvězd v naší Galaxii patří mezi červené trpaslíky sp. třídy dM s hmotnostmi 0,1 – 0,5 M☉ a odtud lze odhadnout, že v Galaxii je >100 mld. exoplanet. Z dosavadní statistiky družice Kepler pak plyne, že 17 % trpaslíků sp. třídy G má exoplanetu o poloměru 0,8 – 1,25 Rz s oběžnou periodou <65 d; 25 % má superZemě s poloměrem 1,25 – 2,0 Rz a oběžnou periodou <150 d a 25 % má exoplanety s poloměry 2,0 – 4,0 Rz s oběžnými periodami <250 d. Z pozorování exoplanet metodou gravitačních mikročoček pak vyplývá, že tyto hvězdy mají ve vzdálenostech 0,5 – 10 au v 17 % exoplanetu s hmotnostmi 0,3 – 10 Mj; v 50 % exoplanetu s hmotnostmi 10 – 30 Mz a v 62 % exoplanetu s hmotností 5 – 10 Mz. V pětině případů mají hvězdy spektrální třídy G jako své průvodce dvě exoplanety srovnatelné s Jupiterem. To naznačuje, že mezi hvězdami slunečního typu je konfigurace planet podobná naší Sluneční soustavě poměrně častá.
Dalším důležitým rysem vícečetných planetárních soustav je koplanarita oběžných drah s rozptylem nanejvýš do 3°. To jednoznačně svědčí o tom, že planety vznikají poměrně snadno a rychle v rovině protoplanetárních prachoplynových akrečních disků. Pokud je však obřích planet v soustavě více, vede to ke zvyšování výstředností jejich eliptických drah a také k radiální migraci směrem ke hvězdě, ale i od ní. Obří planety se tak mohou nakonec zřítit na mateřskou hvězdu, anebo naopak odtrhnout od mateřské kolébky na bludnou hyperbolickou dráhu, čímž vznikají nomádi. Nomádi mohou ovšem vznikat také rovnou z protoplanetární mlhoviny, která má tak malou hmotnost, že není dost materiálu ani na vznik trpasličí hvězdy. Autorka odhadla, že v Galaxii se nachází zhruba dvakrát více nomádů, a nejspíš o řád více planet, než hvězd. Zhruba 1 % planet obíhá kolem jedné či obou složek těsné dvojhvězdy.
G. Leung a M. Lee vypracovali analytickou teorii pro nekeplerovské dráhy cirkumbinárních exoplanet, kdy vinou těsných dvojhvězd a blízkosti exoplanety ke dvojhvězdě jsou jejich dráhy neustále měřitelně porušovány. Využili k tomu analytický popis pohybu testovacích částic pro cirkumbinární exoplanety u hvězd Kepler-16, -34 a -35 a srovnání výsledků potvrdilo, že analytický přístup může dobře soutěžit s obvyklými numerickými integracemi, přestože obecné analytické řešení pro tři a více těles není v principu možné.
S. Matsumura aj. ukázali, že obří exoplanety ve vzdálenostech až několika astronomických jednotek od mateřské hvězdy představují hrozbu pro stabilitu drah případných terestrických exoplanet, které se nacházejí ve vzdálenostech >0,1 au od hvězdy. Mezi obřími planetami probíhá totiž v raných fázích existence dané planetární soustavy nelítostný gravitační souboj, jenž vede k migraci jejich drah a často skončí pádem některé obří planety na mateřskou hvězdu, anebo naopak jejím vymrštěním ze soustavy na dráhu hyperbolickou. Oba takové scénáře jsou silně likvidační pro případné terestrické planety. Jinými slovy, naše Sluneční soustava, kde žijí terestrické a obří planety v symbióze již 4,5 mld. let, se jeví jako bílá vrána. Navzdory tomu odhadl E. Siegel na základě známých - byť zkreslených statistik - že v naší Galaxii by mělo být minimálně 17 mld. hvězd s alespoň jednou exoplanetou podobnou Zemi.
Y. Hasegawa a R. Pudritz se pokusili ze současné stále rostoucí a obsažnější statistiky parametrů exoplanet sestavit analogii Hertzsprungova-Russellova diagramu, přičemž jako základní veličiny použili jejich hmotnosti a vzdáleností exoplanet od mateřských hvězd. Zatím se rýsují tři základní populace exoplanet: nejblíže k mateřské hvězdě je to populace horkých jupiterů a neptunů, dále pak populace superZemí u nejméně hmotných hvězd (medián 0,7 M☉) a třetí populace obřích plynných exoplanet v typické vzdálenosti 1 au od své mateřské hvězdy.
D. Veras a N. Wyn Evans poukázali na to, že většina objevených exoplanet se nachází blíže ke středu Galaxie, než Slunce. To ovšem znamená, že dráhy exoplanet podléhají měřitelně galaktickým slapům. Hlavní slapové síly pocházejí z plochého galaktického disku - jde o vertikální slapy. Uvnitř pomyslné koule o poloměru 3,5 kpc k tomu přibývá ještě horizontální složka od galaktické výdutě. Čím více je oběžná rovina exoplanety skloněna k rovině dráhy hvězdy kolem centra Galaxie, tím silnější je vliv slapů na výstřednost dráhy exoplanety.
Rovina ekliptiky naší Sluneční soustavy svírá se směrem k centru Galaxie úhel 60°. Kdyby se Slunce nacházelo na okraji výdutě Galaxie, tak Neptun by měl vlivem horizontálních slapů silně výstřednou dráhu. Exoplanety ve vzdálenosti 1 kau od mateřské hvězdy by byly silně rušeny slapy disku Galaxie i ve vzdálenostech mateřských hvězd srovnatelných se vzdáleností Slunce od centra Galaxie. Naproti tomu v naší Sluneční soustavě mají slapy Galaxie významnější vliv pouze na jádra komet v Oortově oblaku, když kruhová rychlost Slunce obíhajícího kolem centra Galaxie činí jen 220 km/s. (Oortovy konstanty pro Slunce dosahují: A = 14,5 km/s a B = -12,9 km/s. Měření z družice HIPPARCOS dalo hodnoty: A – 14,8 a B = -12,4 v týchž jednotkách. Slunce gravitačně dominuje nad centrem Galaxie i souhrnným gravitačním polem okolních hvězd do vzdálenosti ≈100 kau.
J. Teyssandier aj. si povšimli, že horcí jupiteři mají často retrográdní a šikmo skloněné dráhy k ekliptice dané hvězdy, což lze nejsnáze vysvětlit přítomností dalšího hmotného centra v soustavě. Tím centrem může být druhá exoplaneta, nebo hnědý trpaslík, jenž se přitom nachází daleko od hvězdy (až 140 au) i od roviny ekliptiky a navíc má i dosti výstřednou dráhu (e ≈0,25). Autoři rovněž odhadli, že v souboru cca 3 400 kandidátů na exoplanety, jež během svého čtyřletého provozu shromáždila neuvěřitelně výkonná družice Kepler, bude asi 90 % nakonec potvrzeno.
L. Weiss aj. studovali podrobně soustavu Kepler-89 (= KOI 94; 12 mag; F8 V; 1,7 R☉; 1,2 M☉; 6,1 kK; 500 pc; 4 mld. let) sestávající ze čtyř exoplanet, přičemž exoplaneta d o hmotnosti 105 Mz obíhá v periodě 22 d, takže dostává od své mateřské hvězdy 2,7tisíckrát více zářivé energie než Jupiter od Slunce. Autoři proto chtěli zjistit, zda je tak silně ozařovaná exoplaneta nafouklá jako bývají horcí jupiteři, anebo kompaktní, jak odpovídá její hmotnosti pro studený povrch. Pozorování prokázala, že exoplaneta d není nafouklá (1,0 Rj; 800 K), a to umožnilo odhadnout dosti přesně i hmotnosti ostatních tří exoplanet obíhajících v periodách 3,7; 10,4 a 54 dnů na 10 – 35 Mz. Na základě těchto měření autoři probrali dosavadní spolehlivé údaje o hmotnostech a rozměrech 138 exoplanet, z nichž 35 má hmotnosti <150 Mz a odtud odvodili dva vztahy pro závislosti hmotnosti exoplanety na velikosti toku záření z mateřské hvězdy a jejím poloměru. Jeden vztah platí pro hmotnosti <150 Mz, zatímco druhý pro hmotnosti >150 Mz. Pomocí těchto závislosti lze pak přibližně odhadnout buď velikost poloměru exoplanety, nebo její hmotnost, pokud známe zbylé dvě veličiny.
D. Buzasi prohlédl údaje o všech horkých jupiterech v databázi družice Kepler, protože chtěl zjistit, za jakých podmínek se jejich atmosféry nafouknou. Ukázal, že zvětšení poloměru nad 0,87 Rj způsobuje silnější aktivita hvězdy, a to díky silnějšímu magnetickému poli aktivní hvězdy, jež pak sahá daleko do interplanetárního prostoru. Mezi vnější magnetosférou hvězdy a magnetosférou blízkého (<12 mil. km) horkého jupiteru pak tečou elektrické proudy a výrazně zvyšují teplotu jeho atmosféry i planetárního nitra Jouleovým teplem. Podobný, ale naštěstí poměrně slabý, elektrický proud ostatně ohřívá i vysokou atmosféru Země.
A. Ofir a S. Dreisler vytvořili velmi efektivní program pro hledání oběžných period tranzitujících exoplanet mezi kandidáty KOI družice Kepler. Zdařilo se jim tak objevit 84 nových tranzitů u 64 hvězd KOI, jež klasické vyhledávání minulo. Nalezli tak mj. exoplanetu o poloměru 0,6 Rz u hvězdy KOI 1843, která má vůbec nejkratší oběžnou periodu jen 4,25 h! Dále objevili nejméně tři exoplanety o poloměrech 1,15 – 2,05 Rz, jež se nacházejí v ekosférách mateřských hvězd. Celkem tam našli více než 100 dalších exoplanet a potenciál metody hodlají ještě zlepšit.
E. Martin aj. ukázali, že červení trpaslíci o nízké hmotnosti se báječně hodí pro vyhledávání tranzitujících exoplanet, protože pravděpodobnost tranzitů v kompaktní soustavě se nutně zvyšuje. Soustředili se na přehlídku červených trpaslíků sp. tříd dM4.5-8.5 ve vzdálenostech 17 – 80 pc od Slunce a našli celkem 18 tranzitujících exoplanet s poloměry 1 – 5 Rz; z toho 11 exoplanet vykazuje oběžné periody <7 d a 3 exoplanety >50 d. E. Petigura aj. prohlédli databázi družice Kepler, která obsahuje údaje o světelných křivkách 42 tis. hvězd slunečního typu, u nichž se podařilo metodou tranzitů objevit celkem 603 exoplanet, z toho 10 má rozměry podobné Zemi a obíhají v příslušných ekosférách. Z této statistiky odhadli, že 22 % hvězd slunečního typu obíhá aspoň jedna planeta v ekosféře. Nejbližší takový případ by mohl být od nás vzdálen jen 12 sv. let (3,7 pc). Úhrnný počet kandidátů na exoplanety objevených družicí Kepler stoupl do začátku října 2013 na bezmála neuvěřitelných 3 538.
V. Lucarini aj. se věnovali rozboru stability klimatu na exoplanetách, které se nacházejí v ekosférách svých mateřských hvězd. Vyšli ze zkušenosti s paleoklimatickým studiem na Zemi a rozšířili základní postupy, jak spojit případný proměnný tok záření od hvězdy s propustností atmosféry v infračerveném, viditelném a ultrafialovém pásmu a rychlostí rotace exoplanety. Ukázali, že jednotlivé podmínky lze soustředit do jediného parametru, jímž je emisní teplota planety (rovnováha mezi energií přijatou od mateřské hvězdy a energií planetou vyzařovanou do atmosféry). Takový postup není ovlivněn pomalejší rotací exoplanety v porovnání se Zemí až do dvojnásobku periody zemské rotace. Pro obydlitelnost exoplanety jsou důležité dva mezní stavy, podobně jako na Zemi, tj. studená fáze typu sněhové koule a horká fáze typu překotný skleník. Jakmile však poměr rotační periody k oběžné době se zmenší na 2:1, degeneruje řešení jen k jedné fázi a při synchronizaci 1:1 nastane neměnný stav, který může být pro obydlitelnost fatální.
J. Carson aj. pomocí 8,2m teleskopu Subaru na Mauna Kea vybaveného adaptivní optikou a infračervenou kamerou (pásma 1,2 – 3,45 μm) zobrazili průvodce jasné hvězdy kappa And (4,1 mag; B9 IV; 2,3 R☉; 2,8 M☉; 11 kK; 52 pc; rotační rychlost 180 km/s; stáří 30 mil. let). Průvodce je úhlově vzdálen 1,1″, což odpovídá minimální vzdálenosti 55 au od hvězdy a má poloměr 1,2 Rj a hmotnost 14 Mj. Zatím není příliš jasné, zda jde o extrémně hmotnou exoplanetu, anebo o hnědého trpaslíka. S. Hinkley aj. však zveřejnili spektrum průvodce získané pomocí 10m Keckova teleskopu a klasifikovali ho jako rané L, což by znamenalo, že hmotnost průvodce dosahuje 50 Mj a stáří 220 mil. let. Podle všeho jde o vetřelce do hvězdné asociace Columba (Holubice) staré ovšem jen 30 mil. let.
Podobně C. Beichman aj. pozorovali díky infračervené družici WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) velmi chladný objekt v poloze 1828+2650 (Lyr), vzdálený od nás 14 pc s infračervenou jasností v pásmu H (1,6 μm) 22,5 mag a spektrální třídou Y2, takže jeho povrchová teplota činí 250 – 400 K. Zatím panuje nejistota o hmotnosti objektu (0,5 – 20 Mj) i jeho stáří (0,1 –10 Gr) a tedy i jeho klasifikaci jako hnědého trpaslíka, anebo osamělé obří planety.
C. Moutouová aj. využili přesného spektrografu SOPHIE u 1,9m teleskopu na observatoři Haute Provence v jižní Francii ke studiu hnědého trpaslíka, jehož tranzity objevila družice Kepler. Trpaslík obíhá kolem vývojově pokročilé hvězdy slunečního typu KOI 415 (14 mag; 5,8 kK; 0,9 M☉) po velmi protáhlé dráze (e = 0,7) v periodě 167 d. Jeho poloměr dosahuje sice jen 0,8 Mj, ale zato jeho hmotnost 60 Mj ukazuje, že jde o klasického hnědého trpaslíka, přičemž jeho parametry odpovídají stáří soustavy 10 mld. let. Jde teprve o devátého tranzitujícího hnědého trpaslíka s hmotností >20 Mj. Stejného přístroje využili také R. Díaz aj k objevu hnědého trpaslíka jako průvodce hvězdy KOI 205 (14,5 mag; K0 V; 0,8 R☉; 0,9 M☉; 5,2 kK; 585 pc; stáří 0,8 – 8,3 mld. let). Průvodce o hmotnosti 40 Mj má poloměr 0,8 Rj a obíhá kolem hvězdy v periodě 12 d po téměř kruhové dráze ve vzdálenosti 15 mil. km. Tranzity hnědého trpaslíka trvají 3 h 4 min a spektrograf umožnil i pozorování jeho atmosféry.
K. Luhman aj. objevili díky družici WISE binární hnědé trpaslíky v poloze J1049-5319 (Vel, 23 mag; další označení Luhman 17), které se prozradily rychlým společným vlastním pohybem. K identifikaci pomohly také přehlídky DSS, 2MASS a DENIS. Paralaxa systému 0,5″ odpovídá vzdálenosti (2,0 ±0,15) pc, čili jde o třetí nejbližší soustavu od Slunce. Luhman 17 tak po 85 letech odsunul na 4. pozici červeného eruptivního trpaslíka Wolf 359, vzdáleného 2,4 pc. Spektrograf u 8m teleskopu Gemini-S umožnil klasifikovat spektra obou hnědých trpaslíků: L7.5 a T0.5. Vzdálenost složek vůči sobě činí jen 3 AU a obíhají kolem společného těžiště v periodě 25 let. A. Kniazev aj. pořídili spektra obou složek pomocí 10m teleskopu SALT (Southern African Large Telescope; poblíž Sutherlandu v JAR; 1,8 km n. m.) a zpřesnili tak spektrální třídy složek na L8 a T1.5. Z křivky radiálních rychlostí pak vyplývá hmotnost primární (0,045 M☉) a sekundární (0,040 M☉) složky páru i stáří soustavy 1 mld. let.
Mimochodem, T. Dupuy a A. Kraus upozornili na určité svízele se spektrální klasifikací objektů na rozhraní mezi hvězdami a planetami. Někteří hnědí trpaslíci jsou podle spekter řazeni do pozdních subtříd spektrálního typu, a pro chladnější hnědé trpaslíky se spontánně zavedly spektrální třídy L a T, ačkoliv to ještě není oficiálně schváleno IAU. Zbývá už jen jedno volné písmeno spektrální abecedy - Y. To jsou objekty, které září výhradně infračerveně, neboť mají v podstatě pokojové teploty. Vzhled spekter pro podtřídy Y však souvisí spíše s jinými fyzikálními parametry než je (nízká) teplota, např. gravitací na povrchu, vertikálním promícháváním, oblačností a metalicitou. Nejchladnější objekty mají povrchové teploty 400 – 450 K (u spektrální třídy Y jen 300 K) a hmotnosti 5 – 20 Mj. Zatím nejchladnější hnědý trpaslík WD 0806-661B má teplotu 330 – 375 K, hmotnost 6 – Mj a stáří 2 mld. let.
J. Monin aj. objevili pomocí 30m radioteleskopu IRAM (Institute for Radio Astronomy in the Millimeter range; Pico Veleta, 2 850 m n. m.; Španělsko) bipolární výtok CO z páru hnědých trpaslíků FU Tau A (typ T Tau; sp. M7.25; 50 Mj; 0,17 L☉; 140 pc) a FU Tau B (sp. třída M9.25; 15 Mj; 0,2 mL☉), které obíhají kolem společného těžiště ve vzdálenosti >800 au. Prakticky současně zveřejnili B. Stelzer aj. údaje o tomto výtoku v optické a blízké infračervené oblasti spektra získané pomocí spektrografu X-Shooter VLT ESO na Paranalu. Z optických měření vyplývá, že výtok přispívá k velké svítivosti složky A, naprosto se vymykající z nepatrných svítivostí hnědých trpaslíků, kteří na rozdíl od hvězd nemají termonukleární zdroj energie ve svém nitru. Z kombinací měření v optické, infračervené a milimetrové oblasti se tak podařilo zjistit, že bipolární výtok vychází z hmotnější složky A do disku, který je skloněn k zornému paprsku pod úhlem >50°. Hmotnost výtoku odhadli na 4.10-6 M☉ a jeho tempo na 6.10-10 M☉/r. Nejsilnější část výtokového laloku se nachází v úhlové vzdálenosti 50″ od složky A, tj. v minimální vzdálenosti 7 kau. Odtud lze usoudit, že výtok trvá již 200 let.
J. Sahlmann aj. sledovali pomocí spektrografu FORS2 VLT ESO po dva roky vlastní pohyb velmi chladného hnědého trpaslíka DENIS-P 0823-4912 (I = 17 mag; sp. L1.5; 0,075 M☉; stáří 0,6 – 3 mld let) s přesností ±0,2 obl. milivteřiny a určili také velmi přesně jeho vzdálenost (20,77 ±0,08) pc. Autoři tak zjistili, že hnědý trpaslík se nepohybuje přímočaře, ale po vlnovce v periodě 246 d. Odtud se jim podařilo určit vlastnosti tělesa, které kolem zmíněného trpaslíka obíhá po velmi protáhlé (e = 0,34) dráze s velkou poloosou 0,36 au a sklonem 57°. Odtud se podařilo určit přesně i hmotnost průvodce 28 Mj. Studie poukázala, že i pro velmi slabé objekty lze dosáhnout pozemními přístroji vybavenými adaptivní optikou velmi přesné astrometrie, což pak umožnilo určit přesně vzdálenost příslušné soustavy od Slunce. Tím odpadá hlavní nejistota v určování fyzikálních parametrů těles a jejich průvodců, což v tomto případě umožnilo nepřímo objevit průvodce který má jen 36 % hmotnosti mateřského hnědého trpaslíka. (Dosud se dařilo objevovat páry hnědých trpaslíků s podílem hmotnosti sekundární složky >70 %.) Tak vzniká možnost určovat fyzikální vlastnosti v přechodu mezi hnědými trpaslíky a obřími planetami, což povede k lepšímu pochopení celé geneze těchto podivuhodných objektů.
M. Liu aj. objevili pomocí přehlídkového teleskopu Pan-STARRS 1 (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System) na sopce Mauna Haleakala (průměr zrcadla 1,8 m; zorné pole 3°; kamera 1,4 Gpix; expozice 30 – 60 s; mezní hvězdná velikost 22 mag) velmi červeného hnědého trpaslíka PSO J318-22 spektrální třídy L7. Je od nás vzdálen 25 pc, má hmotnost 6,5 Mj a povrchovou teplotu 1,2 kK. Jde tedy o plynného obra, jenž patří do skupiny hvězd a dalších objektů kolem známé hvězdy β Pictoris, ale neobíhá kolem žádné hvězdy, takže jde fakticky o nomáda.
V. Joergens aj. získali důležitý důkaz, že proces, jímž vznikají hvězdy, tj. gravitační smršťování chuchvalce mezihvězdného mračna, vytvoření akrečního disku a akrece, funguje - byť v mírnější míře - i při vzniku hnědých trpaslíků a obřích planet. Studovali totiž pomocí spektrografu SINFONIE VLT ESO hnědého trpaslíka OTS 44 (sp. M9.5; 2,3 kK; 0,7 mL☉; 160 pc) o velmi nízké hmotnosti 12,5 Mj a pozorovali v blízké infračervené oblasti spektra zřetelný důkaz o silné akreci plynu na trpaslíka v čarách Paschenovy série vodíku. Již předtím pozorování z družic SST a Herschel prokázala, že hnědý trpaslík je obklopen plochým akrečním diskem a z pozorování spektrografem SOPHIE se podařilo určit jeho rozměry, tj. vnitřní okraj ve vzdálenosti 0,02 au a vnější okraj plných 100 au od trpaslíka. Úhrnná hmotnost disku dosahuje 30 Mz a tempo akrece činí 8 pM☉/r, což je poměrně hodně a svědčí to ve prospěch názoru, že hvězdy, hnědí trpaslíci i obří planety vznikají podle téhož fyzikálního receptu.
Ještě zajímavější je ovšem možnost, že i hnědí trpaslíci mohou mít své planetární soustavy, jak ukázali C. Han aj. Už dříve se podařilo prokázat průvodce u hnědých trpaslíků 2MASS 1207-3932 a 0441-2301. V obou případech však jde o průvodce značně vzdálené a relativně velmi hmotné, takže soustavy se spíše podobají ne zcela povedeným párům substelárních objektů. Autoři však nyní objevili průvodce hnědého trpaslíka díky pozorování gravitační mikročočky OGLE-2012-BLG-0358 Lb. Silnější mikročočkou je totiž hnědý trpaslík o hmotnosti 0,022 M☉ a slabší zoubek na sestupné části světelné křivky dává pro exoplanetu hmotnost 1,9 Mj a vzdálenost od trpaslíka 0,87 au.
Dátum poslednej zmeny: 05. januára 2016