Oběžná planeta - Circumbinary planet

Typická konfigurace cirkumbinárních planetárních systémů (ne v měřítku), ve kterých A a B jsou primární a sekundární hvězda, zatímco ABb označuje cirkumbinární planetu.

Umělecký dojem z obří planety obíhající kolem binárního systému PSR B1620-26 , který obsahuje pulsar a hvězdu bílého trpaslíka a nachází se v kulové hvězdokupě M4 .

Circumbinary planeta je planeta , která drahách dvě hvězdy místo jednoho. Planety na stabilních oběžných drahách kolem jedné ze dvou hvězd ve dvojhvězdě jsou známy. Nové studie ukázaly, že existuje silný náznak, že planeta a hvězdy pocházejí z jednoho disku.

Pozorování a objevy

Potvrzené planety

PSR B1620-26

První potvrzená cirkumbinární planeta byla nalezena na oběžné dráze systému PSR B1620-26 , který obsahuje milisekundový pulsar a bílého trpaslíka a nachází se v kulové hvězdokupě M4 . Existence třetího těla byla poprvé hlášena v roce 1993 a byla navržena jako planeta na základě 5 let pozorovacích údajů. V roce 2003 byla planeta charakterizována jako 2,5násobek hmotnosti Jupitera na oběžné dráze s nízkou excentricitou a semimajorovou osou 23 AU .

HD 202206

První okolní planeta kolem hvězdy hlavní posloupnosti byla nalezena v roce 2005 v systému HD 202206 : planeta velikosti Jupitera obíhající kolem systému složeného ze hvězdy podobné Slunci a hnědého trpaslíka .

HW Virginis

Ohlášený v roce 2008, zákrytový binární systém HW Virginis , zahrnující subdwarfskou hvězdu B a červeného trpaslíka , byl prohlášen za hostitele planetárního systému. Nárokované planety mají hmotnost přinejmenším 8,47 a 19,23krát větší než Jupiter a bylo navrženo, aby měly oběžnou dobu 9 a 16 let. Navrhovaná vnější planeta je dostatečně masivní, takže ji lze podle některých definic pojmu považovat za hnědého trpaslíka , ale objevitelé tvrdili, že orbitální konfigurace naznačuje, že by se vytvořila jako planeta z okolního disku. Obě planety mohly nabrat další hmotu, když primární hvězda během fáze červeného obra ztratila materiál .

Další práce na systému ukázaly, že oběžné dráhy navržené pro kandidátské planety byly katastroficky nestabilní v časových intervalech mnohem kratších, než je stáří systému. Autoři skutečně zjistili, že systém byl tak nestabilní, že prostě nemůže existovat, s průměrnou životností méně než tisíc let napříč celou řadou věrohodných orbitálních řešení. Stejně jako ostatní planetární systémy navržené kolem podobných vyvinutých binárních hvězdných systémů se zdá pravděpodobné, že za pozorované chování binárních hvězd odpovídá nějaký jiný mechanismus než nárokované planety - a že nárokované planety jednoduše neexistují.

Kepler-16

Dne 15. září 2011 astronomové na základě údajů z vesmírného teleskopu Kepler NASA oznámili první objev okolní planety na základě částečného zatmění. Planeta zvaná Kepler-16b je vzdálena asi 200 světelných let od Země v souhvězdí Labutě a je považována za zmrzlý svět hornin a plynu o hmotnosti Saturnu. Obíhá kolem dvou hvězd, které také navzájem krouží, jedna má zhruba dvě třetiny velikosti našeho slunce, druhá zhruba pětinu velikosti našeho slunce. Každá oběžná dráha hvězd planetou trvá 229 dní, zatímco planeta obíhá kolem hmotného systému soustavy každých 225 dní; hvězdy se navzájem zatmějí zhruba každé tři týdny.

PH1 (Kepler-64)

V roce 2012 objevili dobrovolníci projektu Lovci planet PH1b (Lovci planet 1 b), okolní planetu ve čtyřnásobném hvězdném systému .

Kepler-453

V roce 2015 astronomové potvrdili existenci Kepler-453b , okolní planety s oběžnou dobou 240,5 dne.

Kepler-1647

Nová planeta s názvem Kepler-1647b byla oznámena 13. června 2016. Byla objevena pomocí teleskopu Kepler. Planeta je plynný obr, velikostně podobný Jupiteru, což z ní činí druhou největší okolní planetu, jaká byla kdy objevena, vedle PSR B1620-26 . Nachází se v obyvatelné zóně hvězd a obíhá kolem hvězdného systému za 1107 dní, což z něj činí nejdelší období ze všech dosud potvrzených tranzitujících exoplanet.

MXB 1658-298

Obrovská planeta kolem tohoto nízkohmotného rentgenového binárního systému (LMXB) byla nalezena metodou periodického zpoždění v zákrytech rentgenových paprsků.

TOI 1338 b

Velká planeta s názvem TOI 1338 b , přibližně 6,9krát větší než Země a vzdálená 1300 světelných let, byla oznámena 6. ledna 2020.

Další pozorování

Cirkumbinární disk kolem AK Scorpii , mladého systému v souhvězdí Scorpius. Obraz disku byl pořízen pomocí ALMA .

Nároky na planetu objevené pomocí mikročoček , obíhajících kolem blízkého binárního páru MACHO-1997-BLG-41 , byly oznámeny v roce 1999. Planeta byla údajně na široké oběžné dráze kolem dvou společníků červeného trpaslíka , ale nároky byly později staženy, jak se ukázalo, detekci lze lépe vysvětlit orbitálním pohybem samotných binárních hvězd.

Bylo provedeno několik pokusů o detekci planet kolem zákrytového binárního systému CM Draconis , který je sám součástí trojitého systému GJ 630.1. Zatmění binární soustavy bylo zkoumáno pro tranzitující planety, ale nebyly provedeny žádné přesvědčivé detekce a nakonec byla vyloučena existence všech kandidátských planet. Nedávno bylo vyvinuto úsilí o detekci změn v načasování zatmění hvězd způsobených reflexním pohybem spojeným s obíhající planetou, ale v současné době nebyl žádný objev potvrzen. Oběžná dráha dvojhvězd je excentrická, což je u tak blízké dvojhvězdy neočekávané, jako by měly oběžnou dráhu obíhat slapové síly . To může naznačovat přítomnost masivní planety nebo hnědého trpaslíka na oběžné dráze kolem dvojice, jejíž gravitační efekty udržují excentricitu dvojhvězdy.

Oběžné kotouče, které mohou naznačovat procesy vzniku planet, byly nalezeny kolem několika hvězd a jsou ve skutečnosti běžné kolem dvojhvězd se separací menší než 3 AU. Jeden pozoruhodný příklad je v systému HD 98800 , který obsahuje dva páry binárních hvězd oddělené kolem 34 AU. Binární subsystém HD 98800 B, který se skládá ze dvou hvězd o hmotnosti 0,70 a 0,58 Slunce na vysoce excentrické dráze se semimajorovou osou 0,983 AU, je obklopen komplexním prachovým kotoučem, který je zdeformován gravitačními efekty vzájemně nakloněných a excentrické hvězdné dráhy. Druhý binární subsystém HD 98800 A není spojen s významným množstvím prachu.

Vlastnosti systému

Výsledky Kepler naznačují, že cirkumbinární planetární systémy jsou relativně běžné (v říjnu 2013 kosmická loď našla sedm planet ze zhruba 1000 prohledávaných binárních soustav ).

Hvězdná konfigurace

Existuje široká škála hvězdných konfigurací, pro které mohou existovat okolní planety. Hmotnosti primárních hvězd se pohybují od 0,69 do 1,53 hmotností Slunce ( Kepler-16 A a PH1 Aa), hmotnostní poměry hvězd od 1,03 do 3,76 ( Kepler-34 a PH1 ) a binární excentricita od 0,023 do 0,521 ( Kepler-47 a Kepler-34 ). Distribuce excentricit planet se pohybuje od téměř kruhového e = 0,007 do významného e = 0,182 ( Kepler-16 a Kepler-34 ). Nebyly nalezeny žádné orbitální rezonance s binární.

Orbitální dynamika

Dvojhvězdy Kepler-34 A a B mají kolem sebe vysoce excentrickou oběžnou dráhu (e = 0,521) a jejich interakce s planetou je dostatečně silná, že odchylka od Keplerových zákonů je patrná již po jedné oběžné dráze.

Spoluplanárnost

Všechny Keplerovy cirkumbinární planety, které byly známy v srpnu 2013, obíhají své hvězdy velmi blízko k rovině dvojhvězdy (v prográdním směru), což naznačuje vytvoření jednoho disku . Ne všechny okolní planety jsou však souběžné s dvojhvězdou: Kepler-413b je nakloněn o 2,5 stupně, což může být způsobeno gravitačním vlivem jiných planet nebo třetí hvězdy. Vezmeme-li v úvahu zkreslení výběru, průměrný vzájemný sklon mezi planetárními oběžnými dráhami a hvězdnými dvojhvězdami je v rozmezí ~ 3 stupňů, což je v souladu se vzájemnými sklony planet v multi-planetárních systémech.

Precese axiálního náklonu

Axiální naklonění o Kepler-413b je rotační osy se může lišit až o 30 stupňů v průběhu 11 let, což vede k rychlé a nevyrovnané změny v ročních obdobích.

Migrace

Simulace ukazují, že je pravděpodobné, že všechny okolní planety známé před studií z roku 2014 významně migrovaly z místa svého vzniku s možnou výjimkou Kepler-47 (AB) c.

Poloviční hlavní osy blízko kritického poloměru

Minimální stabilní separace hvězd na cirkumbinární planetu je asi 2–4krát větší než separace binárních hvězd nebo oběžná doba asi 3–8krát větší než binární perioda. Bylo zjištěno, že nejvnitřnější planety ve všech Keplerových okolních systémech obíhají blízko tohoto poloměru. Planety mají polovysoké osy, které leží mezi 1,09 a 1,46násobkem tohoto kritického poloměru. Důvodem může být to, že migrace se může stát neefektivní v blízkosti kritického poloměru a ponechat planety těsně mimo tento poloměr.

Nedávno bylo zjištěno, že distribuce nejvnitřnějších planetových polo-hlavních os je konzistentní s log-jednotným rozložením, s přihlédnutím k zkreslení výběru, kde lze blíže detekované planety detekovat snadněji. To zpochybňuje hromadění planet blízko limitu stability i dominanci migrace planet.

Absence planet kolem binárních souborů kratší doby

Většina Keplerových zákrytových binárních souborů má periody kratší než 1 den, ale nejkratší doba Keplerova zákrytového binárního souboru hostujícího planetu je 7,4 dne ( Kepler-47 ). Krátkodobé binární soubory se pravděpodobně nevytvořily na tak těsné oběžné dráze a jejich nedostatek planet může souviset s mechanismem, který odstranil moment hybnosti a umožnil hvězdám obíhat tak blízko. Jedinou výjimkou je planeta kolem rentgenového binárního souboru MXB_1658-298, který má oběžnou dobu 7,1 hodiny.

Limit velikosti planety

V červnu 2016 jsou všechny kromě jedné z potvrzených Keplerových okolních planet menší než Jupiter. To nemůže být efekt výběru, protože větší planety lze snáze detekovat. Simulace předpovídaly, že tomu tak bude.

Obyvatelnost

Všechny okolní planety Kepler jsou buď blízko obytné zóny, nebo ve skutečnosti v ní jsou . Žádná z nich nejsou pozemské planety , ale velké měsíce takových planet by mohly být obyvatelné. Kvůli hvězdné binaritě bude sluneční záření přijímané planetou pravděpodobně časově proměnlivé způsobem zcela odlišným od pravidelného slunečního světla, které Země dostává.

Pravděpodobnost tranzitu

Oběhové planety obecně tranzitují častěji než planety kolem jediné hvězdy. Byla získána pravděpodobnost, kdy se planetární oběžná dráha překrývá s hvězdnou binární oběžnou dráhou. Pro planety obíhající kolem zákrytových hvězdných dvojhvězd (jako jsou detekované systémy) bylo získáno analytické vyjádření pravděpodobnosti tranzitu v konečném čase pozorování.

Seznam cirkumbinárních planet

Potvrzeny okolní planety

Ne.	Hvězdný systém	Planeta	Hmotnost ( M J )	Osa semimajoru ( AU )	Oběžná doba ( dny )	Parametr Ref.	Objevil	Metoda zjišťování	Exoplaneta NASA Datum zjištění
1	PSR B1620-26	b	2 ± 1	23	~ 24 820		1993	Pulsarové načasování	Červenec 2003
2	HD 202206	C	2,179	2,4832	1397,445 ± 19,056		2005	Radiální rychlost	Září 2005
3	DP Leonis	b	6,05 ± 0,47	8,19 ± 0,39	10 220 ± 730		2010	Zatmění binárního časování	Leden 2010
4	NN Serpentis	C	6,91 ± 0,54	5,38 ± 0,20	5 657,50 ± 164,25		2010	Zatmění binárního časování	Říjen 2010
5	NN Serpentis	b	2,28 ± 0,38	3,39 ± 0,10	2 828,75 ± 127,75		2010	Zatmění binárního časování	Říjen 2010
6	Kepler-16	b	0,333 ± 0,016	0,7048 ± 0,0011	228,776+0,020 --0,037		2011	Tranzit	Září 2011
7	Kepler-34	b	0,220 ± 0,0011	1,0896 ± 0,0009	${\ displaystyle 288.822 _ {-0,081}^{+0,063}}$		2012	Tranzit	Leden 2012
8	Kepler-35	b	0,127 ± 0,02	0,603 ± 0,001	${\ displaystyle 131.458 _ {-0.105}^{+0,077}}$		2012	Tranzit	Leden 2012
9	NY Virginis	b	2,85	3,457	3073,3		2012	Zatmění binárního časování	Únor 2012
10	RR Caeli	b	4,2 ± 0,4	5,3 ± 0,6	4,343,5 ± 36,5		2012	Zatmění binárního časování	Květen 2012
11	Kepler-38	b	<0,384	0,4644 ± 0,0082	${\ displaystyle 105,595 _ {-0,038}^{+0,053}}$		2012	Tranzit	Říjen 2012
12	Kepler-47	b	0,027 ± 0,005	0,2956 ± 0,0047	${\ displaystyle 49,514 _ {-0,027}^{+0,040}}$		2012	Tranzit	Září 2012
13	Kepler-47	C	0,07 ± 0,061	0,989 ± 0,016	${\ displaystyle 303,158 _ {-0,020}^{+0,072}}$		2012	Tranzit	Září 2012
14	PH1	b	<0,532	0,634 ± 0,011	${\ displaystyle 138.506 _ {-0,092}^{+0.107}}$		2013	Tranzit	Květen 2013
15	FW Tau AB	b	10 ± 4	330 ± 30	?		2014	Zobrazování	Leden 2014
16	ROXs 42B	b	9 ± 3	140 ± 10	?		2014	Zobrazování	Leden 2014
17	HD 106906	b	11 ± 2	650	?		2014	Zobrazování	Leden 2014
18	Kepler-413	b	${\ displaystyle 0,21 _ {-0,07}^{+0,07}}$	${\ displaystyle 0,3553 _ {-0,0018}^{+0,0020}}$	${\ displaystyle 66,262 _ {-0,021}^{+0,024}}$		2014	Tranzit	Březen 2014
19	Kepler-453	b	<0,05	0,7903 ± 0,0028	240,503 ± 0,053		2014	Tranzit	Září 2014
20	Kepler-1647	b	1,52 ± 0,65	2,7205 ± 0,0070	1107,5923 ± 0,0227		2016	Tranzit	2016
21	OGLE-2007-BLG-349	b	0,25 ± 0,041	2,59	?		2016	Mikročočka	Září 2016
22	MXB 1658-298	b	23,5 ± 3,0	1,6 ± 0,1	760		2017	Periodické zpoždění při zatmění rentgenového záření	2017
23	KIC 5095269	b	7,70 ± 0,08	0,795 - 0,805	237,7 ± 0,1		2017	Zatmění binárního časování	2017

Planeta byla objevena v roce 2014, ale binarity z mateřské hvězdy byl objeven v roce 2016.

Nepotvrzené nebo pochybné

^† Měření oběžné doby v letech ( ukáže to ručně vypočítaný Fermiho odhad ).

Dvojice planet kolem HD 202206 nebo okolní planeta?

HD 202206 je hvězda podobná Slunci obíhající kolem dvou objektů, jednoho o 17 Mj a jednoho o 2,4 Mj . Klasifikace HD 202206 b jako hnědého trpaslíka nebo „superplanet“ je nyní jasná. HD 202206 b je ve skutečnosti červený trpaslík s 0,089 sluneční hmotností. Oba objekty mohly mít oba vytvořené v protoplanetárním disku, přičemž vnitřní se stal superplanetou, nebo vnější planeta mohla vzniknout v cirkumbinárním disku. Dynamická analýza systému dále ukazuje střední pohybovou rezonanci 5: 1 mezi planetou a hnědým trpaslíkem. Tato pozorování vyvolávají otázku, jak byl tento systém vytvořen, ale numerické simulace ukazují, že planeta vytvořená v okolním disku může migrovat dovnitř, dokud není zachycena rezonancí.

Beletrie

Oběžné planety jsou běžné v mnoha sci -fi příbězích:

• V sérii Trigun planeta obíhá kolem binárního hvězdného systému.
• V sérii Star Wars obíhá planeta Tatooine v těsné binární soustavě.
• V sérii Doctor Who , binární systém vystupoval v The Chase .
• V Star Foxová série , planety obíhají Lylat a Solar (AN M-class Červený trpaslík )
• V sérii Stopařův průvodce po galaxii je okolní planeta Magrathea popsána jako „nejpravděpodobnější planeta, která kdy existovala“.

Viz také

• Seznam typů planet
• Obklopená planeta

Reference

Další čtení

• Nader Haghighipour (2010). Planety v binárních hvězdných systémech . Springer Science & Business Media. ISBN 978-90-481-8687-7.