Exoplaneta -Exoplanet

Časosběrný pohyb exoplanet na oběžné dráze
Čtyři exoplanety obíhající proti směru hodinových ručiček se svou hostitelskou hvězdou ( HR 8799 ).

Exoplaneta nebo extrasolární planeta je planeta mimo sluneční soustavu . První možný důkaz exoplanety byl zaznamenán v roce 1917, ale nebyl jako takový uznán. K prvnímu potvrzení detekce došlo v roce 1992. Jiná planeta, původně detekovaná v roce 1988, byla potvrzena v roce 2003. K 1. listopadu 2022 existuje 5 246 potvrzených exoplanet v 3 875 planetárních systémech , přičemž 842 systémů má více než jednu planetu .

Existuje mnoho metod detekce exoplanet . Tranzitní fotometrie a Dopplerova spektroskopie toho zjistily nejvíce, ale tyto metody trpí jasným pozorovacím zkreslením upřednostňujícím detekci planet v blízkosti hvězdy; tedy 85 % detekovaných exoplanet je uvnitř přílivové blokovací zóny. V několika případech bylo kolem hvězdy pozorováno několik planet . Asi 1 z 5 hvězd podobných Slunci má v obyvatelné zóně planetu velikosti Země . Za předpokladu, že v Mléčné dráze je 200 miliard hvězd, lze předpokládat, že v Mléčné dráze je 11 miliard potenciálně obyvatelných planet velikosti Země, což se zvýší na 40 miliard, pokud se započítají i planety obíhající kolem četných červených trpaslíků .

Nejméně hmotnou známou exoplanetou je Draugr ( také známá jako PSR B1257+12 A nebo PSR B1257+12 b), která je asi dvojnásobkem hmotnosti Měsíce . Nejhmotnější exoplaneta uvedená v archivu NASA Exoplanet Archive je HR 2562 b , asi 30krát větší než hmotnost Jupiteru . Podle některých definic planety (založené na jaderné fúzi deuteria ) je však příliš hmotná na to, aby mohla být planetou a místo toho by mohla být hnědým trpaslíkem . Známé doby oběhu exoplanet se pohybují od méně než hodiny (pro ty nejbližší k jejich hvězdě) až po tisíce let. Některé exoplanety jsou tak daleko od hvězdy, že je těžké říci, zda jsou s ní gravitačně vázány.

Téměř všechny dosud detekované planety jsou v Mléčné dráze. Existují však důkazy, že extragalaktické planety , exoplanety vzdálenější v galaxiích za místní galaxií Mléčná dráha, mohou existovat. Nejbližší exoplanety se nacházejí 4,2 světelných let (1,3 parseků ) od Země a obíhají Proximu Centauri , nejbližší hvězdu ke Slunci.

Objev exoplanet zesílil zájem o hledání mimozemského života . Zvláštní zájem je o planety, které obíhají v obyvatelné zóně hvězdy (nebo někdy nazývané „zóna zlatých zámků“), kde je možné, aby na povrchu existovala kapalná voda, nezbytný předpoklad pro život , jak jej známe. Studium obyvatelnosti planet však také zvažuje širokou škálu dalších faktorů při určování vhodnosti planety pro život života.

Darebné planety jsou ty, které neobíhají kolem žádné hvězdy. Takové objekty jsou považovány za samostatnou kategorii planet, zvláště pokud jsou to plynní obři , často počítaní jako subhnědí trpaslíci . Nečestné planety v Mléčné dráze se možná počítají na miliardy nebo více.

Definice

IAU

Oficiální definice pojmu planeta používaná Mezinárodní astronomickou unií (IAU) se vztahuje pouze na Sluneční soustavu a nevztahuje se tedy na exoplanety. Pracovní skupina IAU pro extrasolární planety vydala v roce 2001 prohlášení o poloze obsahující pracovní definici „planety“, která byla upravena v roce 2003. Exoplaneta byla definována podle následujících kritérií:

  • Objekty se skutečnou hmotností pod limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria (v současné době se počítá na 13 hmotností Jupiteru pro objekty sluneční metalicity ), které obíhají kolem hvězd nebo hvězdných zbytků, jsou „planety“ (bez ohledu na to, jak vznikly). Minimální hmotnost/velikost potřebná k tomu, aby byl extrasolární objekt považován za planetu, by měla být stejná jako ve Sluneční soustavě.
  • Subhvězdné objekty se skutečnou hmotností nad limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria jsou „ hnědými trpaslíky “, bez ohledu na to, jak vznikly nebo kde se nacházejí.
  • Volně plovoucí objekty v mladých hvězdokupách s hmotností pod limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria nejsou „planety“, ale jsou „podhnědými trpaslíky“ (nebo jak se to nejvíce hodí).

Tato pracovní definice byla změněna komisí IAU F2: Exoplanets and the Solar System v srpnu 2018. Oficiální pracovní definice exoplanety je nyní následující:

  • Objekty se skutečnou hmotností pod limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria (v současnosti se počítá na 13 hmotností Jupiteru pro objekty sluneční metalicity), které obíhají kolem hvězd, hnědých trpaslíků nebo zbytků hvězd a které mají hmotnostní poměr s centrálním objektem pod L4/ Nestabilita L5 (M/M centrální < 2/(25+ 621 )) jsou „planety“ (bez ohledu na to, jak vznikly).
  • Minimální hmotnost/velikost potřebná k tomu, aby byl extrasolární objekt považován za planetu, by měla být stejná jako v naší sluneční soustavě.

IAU poznamenala, že lze očekávat, že se tato definice bude vyvíjet se zdokonalováním znalostí.

Alternativy

Pracovní definice IAU není vždy používána. Jeden alternativní návrh je, že planety by měly být odlišeny od hnědých trpaslíků na základě formace. To je široce si myslel, že obří planety se tvoří přes narůstání jádra , který může někdy produkovat planety s hmotami nad deuterium fúzním prahem; masivní planety tohoto druhu již mohly být pozorovány. Hnědí trpaslíci vznikají jako hvězdy přímým gravitačním kolapsem mračen plynu a tento formovací mechanismus také produkuje objekty, které jsou pod limitem 13  M Jup a mohou být až 1  M Jup . Objekty v tomto hmotnostním rozsahu, které obíhají kolem svých hvězd se širokými vzdálenostmi stovek nebo tisíců AU a mají velký poměr hmotnosti hvězda/objekt, pravděpodobně vzniklé jako hnědí trpaslíci; jejich atmosféry by pravděpodobně měly složení podobnější jejich hostitelské hvězdě než planety vytvořené akrecí, které by obsahovaly zvýšené množství těžších prvků. Většina přímo zobrazených planet k dubnu 2014 je masivní a má široké oběžné dráhy, takže pravděpodobně představuje konec formace hnědého trpaslíka s nízkou hmotností. Jedna studie naznačuje, že objekty nad 10  M Jup vznikly díky gravitační nestabilitě a neměly by být považovány za planety.

Také omezení hmotnosti 13 Jupiterů nemá přesný fyzikální význam. Fúze deuteria může nastat u některých objektů s hmotností pod touto hranicí. Množství roztaveného deuteria závisí do určité míry na složení předmětu. Od roku 2011 Encyklopedie extrasolárních planet zahrnovala objekty o hmotnosti až 25 Jupiterů a uvedla: „Skutečnost, že v pozorovaném hmotnostním spektru není žádný zvláštní útvar kolem 13  M Jup , posiluje volbu zapomenout na tento hmotnostní limit“. Od roku 2016 byl tento limit zvýšen na 60 hmotností Jupiteru na základě studie vztahů mezi hmotností a hustotou. Exoplanet Data Explorer zahrnuje objekty o hmotnosti až 24 Jupiterů s upozorněním: "Rozlišení hmotnosti 13 Jupiterů pracovní skupinou IAU je fyzicky nemotivované pro planety s kamennými jádry a pozorování problematické kvůli nejednoznačnosti hříchu ." Archiv exoplanet NASA zahrnuje objekty s hmotností (nebo minimální hmotností) rovnou nebo menší než 30 hmotností Jupiteru. Dalším kritériem pro oddělení planet a hnědých trpaslíků, spíše než fúze deuteria, proces tvorby nebo umístění, je to, zda je tlak v jádře ovládán tlakem coulombů nebo tlakem elektronové degenerace s dělicí čarou kolem 5 hmotností Jupiteru.

Nomenklatura

Exoplaneta HIP 65426b je první objevenou planetou kolem hvězdy HIP 65426 .

Konvence pro označování exoplanet je rozšířením systému používaného pro označování vícehvězdných systémů, jak jej přijala Mezinárodní astronomická unie (IAU). Pro exoplanety obíhající kolem jedné hvězdy se označení IAU vytvoří tak, že se vezme určený nebo vlastní název její mateřské hvězdy a přidá se malé písmeno. Písmena jsou uvedena v pořadí objevů každé planety kolem mateřské hvězdy, takže první objevená planeta v systému je označena „b“ (mateřská hvězda je považována za „a“) ​​a pozdějším planetám jsou přiřazena následující písmena. Pokud je současně objeveno několik planet ve stejné soustavě, další písmeno dostane ta, která je nejblíže hvězdě, následovaná ostatními planetami v pořadí podle velikosti oběžné dráhy. Existuje provizorní standard schválený IAU, který vyhovuje označení cirkumbinárních planet . Omezený počet exoplanet má vlastní jména schválená IAU . Existují i ​​jiné systémy pojmenování.

Historie detekce

Vědci, filozofové a spisovatelé sci-fi měli po staletí podezření, že existují extrasolární planety, ale neexistoval způsob, jak zjistit, zda jsou ve skutečnosti skutečné, jak jsou běžné nebo jak podobné mohou být planetám Sluneční soustavy . Různá tvrzení o detekci učiněná v devatenáctém století astronomové odmítli.

První důkaz o možné exoplanetě obíhající kolem Van Maanen 2 byl zaznamenán v roce 1917, ale nebyl jako takový uznán. Astronom Walter Sydney Adams , který se později stal ředitelem Mount Wilson Observatory , vytvořil spektrum hvězdy pomocí 60palcového dalekohledu Mount Wilson . Interpretoval spektrum jako hvězdy hlavní posloupnosti typu F , ale nyní se má za to, že takové spektrum by mohlo být způsobeno zbytkem blízké exoplanety, která byla gravitací hvězdy rozdrcena na prach. prach pak padá na hvězdu.

K prvnímu podezřelému vědeckému odhalení exoplanety došlo v roce 1988. Krátce nato přišlo první potvrzení detekce v roce 1992, kdy bylo objeveno několik planet zemské hmotnosti obíhajících kolem pulsaru PSR B1257+12 . První potvrzení exoplanety obíhající kolem hvězdy hlavní posloupnosti bylo provedeno v roce 1995, kdy byla nalezena obří planeta na čtyřdenní oběžné dráze kolem blízké hvězdy 51 Pegasi . Některé exoplanety byly zobrazeny přímo dalekohledy, ale velká většina byla detekována nepřímými metodami, jako je tranzitní metoda a metoda radiální rychlosti . V únoru 2018 našli vědci pomocí rentgenové observatoře Chandra v kombinaci s technikou detekce planet nazývanou mikročočky důkazy o planetách ve vzdálené galaxii a uvedli: „Některé z těchto exoplanet jsou stejně (relativně) malé jako Měsíc, zatímco jiné jsou stejně hmotné jako Jupiter. Na rozdíl od Země není většina exoplanet pevně svázána s hvězdami, takže ve skutečnosti putují vesmírem nebo volně obíhají mezi hvězdami. Můžeme odhadnout, že počet planet v této [vzdálené] galaxii je vyšší než bilion."

21. března 2022 byla potvrzena 5000. exoplaneta za naší sluneční soustavou.

Rané spekulace

Tento prostor prohlašujeme za nekonečný... V něm je nekonečno světů stejného druhu, jako je ten náš.

—  Giordano Bruno (1584)

V šestnáctém století italský filozof Giordano Bruno , raný zastánce koperníkovské teorie, že Země a další planety obíhají kolem Slunce ( heliocentrismus ), předložil názor, že stálice jsou podobné Slunci a jsou rovněž doprovázeny planetami.

V osmnáctém století se o stejné možnosti zmínil Isaac Newton v „ General Scholium “, které uzavírá jeho Principia . Při srovnání s planetami Slunce napsal: "A pokud jsou stálice středy podobných systémů, budou všechny zkonstruovány podle podobného návrhu a podřízeny nadvládě Jednoho ."

V roce 1952, více než 40 let před objevením prvního horkého Jupiteru , Otto Struve napsal, že neexistuje žádný přesvědčivý důvod, proč by planety nemohly být mnohem blíže své mateřské hvězdě, než je tomu ve Sluneční soustavě, a navrhl, že Dopplerova spektroskopie a tranzitní metoda by mohla detekovat super-Jupitery na krátkých drahách.

Diskreditovaná tvrzení

Nároky na detekce exoplanet se objevují již od devatenáctého století. Některé ty nejčasnější zahrnují dvojhvězdu 70 Ophiuchi . V roce 1855 William Stephen Jacob z observatoře Madras Východoindické společnosti oznámil , že orbitální anomálie činí „vysoce pravděpodobné“, že v tomto systému existuje „planetární těleso“. V 90. letech 19. století Thomas JJ See z University of Chicago a United States Naval Observatory uvedl, že orbitální anomálie prokázaly existenci tmavého tělesa v systému 70 Ophiuchi s 36letou periodou kolem jedné z hvězd. Forest Ray Moulton však publikoval článek dokazující, že systém tří těles s těmito orbitálními parametry by byl vysoce nestabilní. Během 50. a 60. let Peter van de Kamp ze Swarthmore College učinil další prominentní sérii detekčních požadavků, tentokrát pro planety obíhající kolem Barnardovy hvězdy . Astronomové nyní obecně považují všechny rané zprávy o detekci za chybné.

V roce 1991 Andrew Lyne , M. Bailes a SL Shemar tvrdili, že objevili planetu pulsaru na oběžné dráze kolem PSR 1829-10 pomocí variací časování pulsaru . Tvrzení se nakrátko dostalo intenzivní pozornosti, ale Lyne a jeho tým jej brzy stáhli.

Potvrzené objevy

Přímý snímek ve falešných barvách s odečtením hvězd pomocí vírového koronografu 3 exoplanet kolem hvězdy HR8799
Tři známé planety hvězdy HR8799 , jak je zobrazil Haleův dalekohled . Světlo z centrální hvězdy bylo zastíněno vektorovým vírovým koronografem .
Snímek HST hnědého trpaslíka 2MASS J044144 a jeho společníka o hmotnosti 5–10 Jupiteru, před a po odečtení hvězd
2MASS J044144 je hnědý trpaslík se společníkem o hmotnosti 5–10násobku hmotnosti Jupitera. Není jasné, zda je tento doprovodný objekt subhnědý trpaslík nebo planeta.

K 1. listopadu 2022 je v Encyklopedii extrasolárních planet uvedeno celkem 5 246 potvrzených exoplanet, včetně několika potvrzení kontroverzních tvrzení z konce 80. let. První publikovaný objev, který byl následně potvrzen, učinili v roce 1988 kanadští astronomové Bruce Campbell, GAH Walker a Stephenson Yang z University of Victoria a University of British Columbia . Ačkoli byli opatrní, pokud jde o nárokování planetární detekce, jejich pozorování radiální rychlosti naznačovalo, že planeta obíhá kolem hvězdy Gamma Cephei . Částečně proto, že pozorování byla na samých hranicích tehdejších přístrojových možností, astronomové zůstávali k tomuto a dalším podobným pozorováním několik let skeptičtí. Předpokládalo se, že některé zdánlivé planety by místo toho mohly být hnědými trpaslíky , objekty se střední hmotností mezi planetami a hvězdami. V roce 1990 byla zveřejněna další pozorování, která podpořila existenci planety obíhající Gamma Cephei, ale následné práce v roce 1992 opět vyvolaly vážné pochybnosti. Konečně v roce 2003 vylepšené techniky umožnily potvrdit existenci planety.

Koronografický snímek AB Pictoris zobrazující společníka (vlevo dole), kterým je buď hnědý trpaslík, nebo masivní planeta. Data byla získána dne 16. března 2003 pomocí NACO na VLT pomocí 1,4 úhlové zákrytové masky na vrcholu AB Pictoris.

Dne 9. ledna 1992 radioastronomové Aleksander Wolszczan a Dale Frail oznámili objev dvou planet obíhajících kolem pulsaru PSR 1257+12 . Tento objev byl potvrzen a je obecně považován za první definitivní odhalení exoplanet. Následná pozorování tyto výsledky upevnila a potvrzení třetí planety v roce 1994 oživilo toto téma v populárním tisku. Předpokládá se, že tyto pulsarové planety vznikly z neobvyklých zbytků supernovy , která pulsar vytvořila, ve druhém kole formování planet, nebo jsou to zbývající kamenná jádra plynných obrů , kteří nějakým způsobem přežili supernovu a poté se rozpadli do svého proudu. oběžné dráze. Pulsary jsou agresivní hvězdy, a proto se v té době považovalo za nepravděpodobné, že by na jejich oběžné dráze mohla vzniknout planeta.

Na počátku 90. let skupina astronomů vedená Donaldem Backerem , kteří studovali to, co považovali za binární pulsar ( PSR B1620−26 b ), rozhodla, že k vysvětlení pozorovaných Dopplerových posunů je zapotřebí třetí objekt . Během několika let byly změřeny gravitační účinky planety na oběžnou dráhu pulsaru a bílého trpaslíka , což poskytlo odhad hmotnosti třetího objektu, který byl příliš malý na to, aby to byla hvězda. Závěr, že třetím objektem byla planeta, oznámil Stephen Thorsett a jeho spolupracovníci v roce 1993.

Dne 6. října 1995 oznámili Michel Mayor a Didier Queloz ze Ženevské univerzity první definitivní detekci exoplanety obíhající kolem hvězdy hlavní posloupnosti , blízké hvězdy typu G 51 Pegasi . Tento objev, učiněný na Observatoire de Haute-Provence , zahájil moderní éru exoplanetárních objevů a byl oceněn podílem na Nobelově ceně za fyziku za rok 2019 . Technologický pokrok, zejména ve spektroskopii s vysokým rozlišením , vedl k rychlé detekci mnoha nových exoplanet: astronomové mohli exoplanety detekovat nepřímo měřením jejich gravitačního vlivu na pohyb jejich hostitelských hvězd. Další extrasolární planety byly později detekovány pozorováním změn ve zjevné svítivosti hvězdy, když před ní procházela obíhající planeta.

Zpočátku byla většina známých exoplanet masivními planetami, které obíhají velmi blízko svých mateřských hvězd. Astronomové byli těmito „ horkými Jupitery “ překvapeni, protože teorie vzniku planet naznačovaly, že obří planety by se měly tvořit pouze ve velkých vzdálenostech od hvězd. Nakonec však bylo nalezeno více planet jiných druhů a nyní je jasné, že žhaví Jupiterové tvoří menšinu exoplanet. V roce 1999 se Usilon Andromedae stal první hvězdou hlavní posloupnosti, o které je známo, že má několik planet. Kepler-16 obsahuje první objevenou planetu, která obíhá kolem binárního hvězdného systému hlavní posloupnosti.

Dne 26. února 2014 NASA oznámila objev 715 nově ověřených exoplanet kolem 305 hvězd Keplerovým vesmírným dalekohledem . Tyto exoplanety byly zkontrolovány pomocí statistické techniky zvané "ověření multiplicitou". Před těmito výsledky byla většina potvrzených planet plynní obři velikosti srovnatelné s Jupiterem nebo větší, protože je lze snadněji detekovat, ale planety Keplera jsou většinou mezi velikostí Neptunu a velikostí Země.

Dne 23. července 2015 NASA oznámila Kepler-452b , planetu o velikosti blízké Zemi obíhající kolem obyvatelné zóny hvězdy typu G2.

Dne 6. září 2018 NASA objevila exoplanetu asi 145 světelných let daleko od Země v souhvězdí Panny. Tato exoplaneta, Wolf 503b, je dvakrát větší než Země a byla objevena obíhající kolem typu hvězdy známého jako „oranžový trpaslík“. Wolf 503b dokončí jeden oběh za pouhých šest dní, protože je velmi blízko hvězdy. Wolf 503b je jedinou exoplanetou tak velkou, kterou lze nalézt poblíž takzvané Fultonské mezery . Fultonova mezera, poprvé zaznamenaná v roce 2017, je pozorováním, že je neobvyklé najít planety v určitém hmotnostním rozsahu. V rámci studií Fultonské mezery to otevírá nové pole pro astronomy, kteří stále studují, zda jsou planety nalezené ve Fultonské mezeře plynné nebo kamenné.

V lednu 2020 vědci oznámili objev TOI 700 d , první planety velikosti Země v obyvatelné zóně detekované TESS.

Kandidátské objevy

K lednu 2020 mise NASA Kepler a TESS identifikovaly 4374 planetárních kandidátů, které ještě nebyly potvrzeny, z nichž několik má velikost téměř Země a nachází se v obyvatelné zóně, některé kolem hvězd podobných Slunci.

Populace exoplanet – červen 2017
Populace exoplanet
Malé planety jsou ve dvou velikostech
Keplerovy planety v obyvatelné zóně

V září 2020 astronomové poprvé ohlásili důkazy o extragalaktické planetě M51 - ULS-1b detekované zákrytem jasného zdroje rentgenového záření (XRS) v galaxii Whirlpool (M51a).

Také v září 2020 astronomové používající techniky mikročoček poprvé ohlásili detekci pozemské nebezpečné planety , která není ohraničena žádnou hvězdou a volně se vznáší v galaxii Mléčná dráha .

Detekční metody

Přímé zobrazování

Dvě přímo zobrazené exoplanety kolem hvězdy Beta Pictoris, odečtené z hvězdy a uměle zdobené obrysem oběžné dráhy jedné z planet.  Bílá tečka ve středu je další exoplaneta ve stejném systému.
Přímo zobrazená planeta Beta Pictoris b

Planety jsou extrémně slabé ve srovnání s jejich mateřskými hvězdami. Například hvězda podobná Slunci je asi miliardkrát jasnější než světlo odražené od jakékoli exoplanety, která kolem ní obíhá. Je obtížné detekovat tak slabý zdroj světla a navíc mateřská hvězda způsobuje oslnění, které má tendenci jej smývat. Je nutné zablokovat světlo z mateřské hvězdy, aby se snížilo oslnění a zároveň zůstalo světlo z planety detekovatelné; je to velká technická výzva, která vyžaduje extrémní optotermickou stabilitu . Všechny exoplanety, které byly přímo zobrazeny, jsou velké (hmotnější než Jupiter ) a značně oddělené od své mateřské hvězdy.

Speciálně navržené přístroje pro přímé zobrazování, jako jsou Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE a SCExAO , zobrazí desítky plynných obrů, ale velká většina známých extrasolárních planet byla detekována pouze nepřímými metodami.

Nepřímé metody

Edge-on animace systému hvězda-planeta ukazující geometrii uvažovanou pro tranzitní metodu detekce exoplanet
Když je hvězda za planetou, zdá se, že její jasnost slábne
Pokud se planeta kříží (nebo tranzituje ) před diskem své mateřské hvězdy, pak pozorovaná jasnost hvězdy o malou hodnotu klesne. Míra, o kterou hvězda ztmavne, závisí mimo jiné na její velikosti a velikosti planety. Protože metoda tranzitu vyžaduje, aby oběžná dráha planety protínala přímku viditelnosti mezi hostitelskou hvězdou a Zemí, pravděpodobnost, že bude pozorována exoplaneta na náhodně orientované oběžné dráze při tranzitu hvězdy, je poněkud malá. Tuto metodu použil dalekohled Kepler .
Detekce exoplanet za rok od června 2022.
Když planeta obíhá kolem hvězdy, hvězda se také pohybuje po své vlastní malé oběžné dráze kolem středu hmoty systému. Změny v radiální rychlosti hvězdy – tedy rychlosti, se kterou se pohybuje směrem k Zemi nebo od ní – lze detekovat z posunů ve spektrálních čarách hvězdy v důsledku Dopplerova jevu . Lze pozorovat extrémně malé změny radiální rychlosti, 1 m/s nebo dokonce o něco méně.
Když je přítomno více planet, každá z nich mírně narušuje oběžné dráhy ostatních. Malé odchylky v časech tranzitu pro jednu planetu tak mohou naznačovat přítomnost jiné planety, která sama může nebo nemusí tranzitovat. Například variace v tranzitech planety Kepler-19b naznačují existenci druhé planety v systému, netranzitující Kepler-19c .
Animace znázorňující rozdíl mezi načasováním přechodu planet u systémů jedné planety a dvou planet
Když planeta obíhá kolem více hvězd nebo má-li planeta měsíce, může se doba jejího přechodu výrazně lišit podle přechodu. Přestože touto metodou nebyly objeveny žádné nové planety nebo měsíce, používá se k úspěšnému potvrzení mnoha tranzitujících cirkumbinárních planet.
Mikročočka nastává, když gravitační pole hvězdy působí jako čočka, která zvětšuje světlo vzdálené hvězdy v pozadí. Planety obíhající kolem hvězdy čočky mohou způsobit zjistitelné anomálie ve zvětšení, protože se mění v čase. Na rozdíl od většiny ostatních metod, které mají detekční zaujatost vůči planetám s malými (nebo pro rozlišení zobrazování, velkými) oběžnými dráhami, je metoda mikročočky nejcitlivější pro detekci planet ve vzdálenosti 1–10  AU od hvězd podobných Slunci.
Astrometrie spočívá v přesném měření polohy hvězdy na obloze a sledování změn této polohy v průběhu času. Pohyb hvězdy v důsledku gravitačního vlivu planety může být pozorovatelný. Protože je pohyb tak malý, tato metoda dosud nebyla příliš produktivní. Produkoval pouze několik sporných detekcí, i když byl úspěšně použit ke zkoumání vlastností planet nalezených jinými způsoby.
Pulsar ( malý, ultrahustý zbytek hvězdy, která explodovala jako supernova ) při rotaci extrémně pravidelně vysílá rádiové vlny. Pokud planety obíhají kolem pulsaru, způsobí mírné anomálie v načasování jeho pozorovaných rádiových pulsů. Touto metodou byl učiněn první potvrzený objev extrasolární planety . Ale od roku 2011 to nebylo příliš produktivní; tímto způsobem bylo detekováno pět planet kolem tří různých pulsarů.
Podobně jako pulsary existují i ​​jiné typy hvězd, které vykazují periodickou aktivitu. Odchylky od periodicity mohou být někdy způsobeny planetou, která kolem ní obíhá. Od roku 2013 bylo touto metodou objeveno několik planet.
Když planeta obíhá velmi blízko hvězdy, zachytí značné množství světla hvězd. Jak planeta obíhá kolem hvězdy, množství světla se mění kvůli planetám, které mají z pohledu Země fáze nebo planetě zářící více z jedné strany než na druhé kvůli teplotním rozdílům.
Relativistický paprsek měří pozorovaný tok z hvězdy v důsledku jejího pohybu. Jasnost hvězdy se mění, jak se planeta přibližuje nebo vzdaluje od své hostitelské hvězdy.
Masivní planety v blízkosti svých hostitelských hvězd mohou mírně deformovat tvar hvězdy. To způsobí, že se jas hvězdy mírně odchyluje v závislosti na tom, jak je rotována vzhledem k Zemi.
Metodou polarimetrie je polarizované světlo odražené od planety odděleno od nepolarizovaného světla vyzařovaného z hvězdy. Touto metodou nebyly objeveny žádné nové planety, ačkoli několik již objevených planet bylo touto metodou detekováno.
Disky vesmírného prachu obklopují mnoho hvězd, o nichž se předpokládá, že pocházejí ze srážek mezi asteroidy a kometami. Prach lze detekovat, protože absorbuje hvězdné světlo a znovu ho vyzařuje jako infračervené záření. Prvky na discích mohou naznačovat přítomnost planet, i když to není považováno za definitivní metodu detekce.

Vznik a evoluce

Planety se mohou zformovat během několika až desítek (nebo více) milionů let od vzniku hvězd. Planety Sluneční soustavy lze pozorovat pouze v jejich současném stavu, ale pozorování různých planetárních systémů různého stáří nám umožňuje pozorovat planety v různých fázích vývoje. Dostupná pozorování sahají od mladých protoplanetárních disků, kde se planety stále formují, až po planetární systémy staré více než 10 Gyr. Když se planety formují v plynném protoplanetárním disku , narůstají obálky vodík / helium . Tyto obálky se časem ochlazují a smršťují a v závislosti na hmotnosti planety se část nebo všechen vodík/helium nakonec ztratí ve vesmíru. To znamená, že i pozemské planety mohou začít s velkými poloměry, pokud se vytvoří dostatečně brzy. Příkladem je Kepler-51b , který má jen asi dvojnásobek hmotnosti Země, ale je téměř stejný jako Saturn, což je stokrát větší hmotnost než Země. Kepler-51b je poměrně mladý, má několik set milionů let.

Hvězdy hostující planetu

Morgan-Keenanův spektrální klasifikační systém, který ukazuje srovnání velikosti a barvy hvězd M, K, G, F, A, B a O
Morgan-Keenan spektrální klasifikace
Umělcův dojem exoplanety obíhající kolem dvou hvězd.

Na jednu hvězdu připadá v průměru alespoň jedna planeta. Asi 1 z 5 hvězd podobných Slunci má v obyvatelné zóně planetu o velikosti Země .

Většina známých exoplanet obíhá kolem hvězd zhruba podobných Slunci , tj . hvězd hlavní posloupnosti spektrálních kategorií F, G nebo K. U hvězd s nižší hmotností ( červení trpaslíci , spektrální kategorie M) je méně pravděpodobné, že budou mít planety dostatečně hmotné na to, aby je bylo možné detekovat. metodou radiální rychlosti . Navzdory tomu bylo několik desítek planet kolem červených trpaslíků objeveno kosmickou sondou Kepler , která k detekci menších planet používá tranzitní metodu .

Pomocí dat z Keplera byla nalezena korelace mezi metalicitou hvězdy a pravděpodobností, že hvězda hostí obří planetu podobnou velikosti Jupiteru . U hvězd s vyšší metalicitou je pravděpodobnější, že budou mít planety, zejména obří planety, než hvězdy s nižší metalicitou.

Některé planety obíhají kolem jednoho člena dvojhvězdného systému a bylo objeveno několik cirkumbinárních planet , které obíhají kolem obou členů dvojhvězdy. Je známo několik planet v trojhvězdných soustavách a jedna ve čtyřnásobné soustavě Kepler-64 .

Orbitální a fyzikální parametry

Obecné rysy

Barva a jas

Barevný barevný diagram porovnávající barvy planet sluneční soustavy s exoplanetou HD 189733b.  HD 189733b odráží tolik zelené jako Mars a téměř tolik modré jako Země.
Tento barevně-barevný diagram porovnává barvy planet ve Sluneční soustavě s exoplanetou HD 189733b . Tmavě modrá barva exoplanety je produkována silikátovými kapičkami, které rozptylují modré světlo v její atmosféře.

V roce 2013 byla poprvé určena barva exoplanety. Nejvhodnější měření albeda HD 189733b naznačují, že je tmavě modrá. Později téhož roku byly určeny barvy několika dalších exoplanet, včetně GJ 504 b , která má vizuálně purpurovou barvu, a Kappa Andromedae b , která by při pohledu zblízka vypadala načervenalé. Očekává se, že heliové planety budou mít bílý nebo šedý vzhled.

Zdánlivá jasnost ( zdánlivá magnituda ) planety závisí na tom, jak daleko je pozorovatel, jak je planeta odrazivá (albedo) a kolik světla planeta dostává od své hvězdy, což závisí na tom, jak daleko je planeta od hvězdy. a jak jasná je hvězda. Takže planeta s nízkým albedem, která je blízko své hvězdy, se může jevit jasnější než planeta s vysokým albedem, která je daleko od hvězdy.

Nejtmavší známá planeta z hlediska geometrického albeda je TrES-2b , horký Jupiter , který odráží méně než 1 % světla od své hvězdy, takže je méně odrazivá než uhlí nebo černá akrylová barva. Očekává se, že horké Jupitery budou docela tmavé kvůli sodíku a draslíku v jejich atmosférách, ale není známo, proč je TrES-2b tak tmavý – mohlo by to být kvůli neznámé chemické sloučenině.

U plynných obrů se geometrické albedo obecně snižuje s rostoucí metalicitou nebo atmosférickou teplotou, pokud nejsou mraky, které by tento efekt upravily. Zvýšená hloubka mrakového sloupce zvyšuje albedo na optických vlnových délkách, ale snižuje je na některých infračervených vlnových délkách. Optické albedo se zvyšuje s věkem, protože starší planety mají větší hloubky mraků. Optické albedo klesá s rostoucí hmotností, protože obří planety s vyšší hmotností mají vyšší povrchovou gravitaci, což vytváří nižší hloubky mraků. Také eliptické dráhy mohou způsobit velké výkyvy ve složení atmosféry, což může mít významný vliv.

V některých blízkých infračervených vlnových délkách je u masivních a/nebo mladých plynných obrů více tepelné emise než odrazu. Takže ačkoli je optický jas plně fázově závislý, není tomu tak vždy v blízké infračervené oblasti.

Teploty plynných obrů se snižují v průběhu času a se vzdáleností od jejich hvězdy. Snížení teploty zvyšuje optické albedo i bez oblačnosti. Při dostatečně nízké teplotě se tvoří vodní mraky, které dále zvyšují optické albedo. Při ještě nižších teplotách se tvoří oblaka čpavku, což má za následek nejvyšší albeda na většině optických a blízkých infračervených vlnových délkách.

Magnetické pole

V roce 2014 bylo magnetické pole kolem HD 209458 b odvozeno ze způsobu, jakým se vodík vypařoval z planety. Jde o první (nepřímou) detekci magnetického pole na exoplanetě. Magnetické pole se odhaduje na asi jednu desetinu silnější než u Jupitera.

Magnetická pole exoplanet mohou být detekovatelná jejich polárními rádiovými emisemi s dostatečně citlivými radioteleskopy, jako je LOFAR . Rádiové emise by mohly umožnit určení rychlosti rotace vnitřku exoplanety a mohou poskytnout přesnější způsob měření rotace exoplanet než zkoumáním pohybu mraků.

Magnetické pole Země je výsledkem jejího proudícího tekutého kovového jádra, ale v masivních super-Zemích s vysokým tlakem se mohou tvořit různé sloučeniny, které se neshodují se sloučeninami vytvořenými za pozemských podmínek. Sloučeniny se mohou tvořit s vyššími viskozitami a vysokými teplotami tání, které by mohly bránit vnitřku v oddělení do různých vrstev, a tak vést k nediferencovaným plášťům bez jádra. Formy oxidu hořčíku, jako je MgSi 3 O 12 , by mohly být kapalným kovem při tlacích a teplotách, které se vyskytují v super-Zemích, a mohly by vytvářet magnetické pole v pláštích super-Zem.

Bylo pozorováno, že horké Jupitery mají větší poloměr, než se očekávalo. To by mohlo být způsobeno interakcí mezi hvězdným větrem a magnetosférou planety, která vytváří elektrický proud skrz planetu, který ji zahřívá ( zahřívání Joule ), což způsobuje její expanzi. Čím je hvězda magneticky aktivnější, tím větší je hvězdný vítr a tím větší elektrický proud vede k většímu zahřívání a rozpínání planety. Tato teorie odpovídá pozorování, že aktivita hvězd koreluje s nafouknutými poloměry planet.

V srpnu 2018 vědci oznámili přeměnu plynného deuteria na kapalnou formu kovového vodíku . To může výzkumníkům pomoci lépe porozumět obřím plynným planetám , jako je Jupiter , Saturn a související exoplanety, protože se předpokládá, že takové planety obsahují velké množství tekutého kovového vodíku, který může být zodpovědný za pozorovaná silná magnetická pole .

Přestože vědci již dříve oznámili, že magnetická pole blízkých exoplanet mohou způsobit zvýšené hvězdné erupce a hvězdné skvrny na jejich hostitelských hvězdách, v roce 2019 se toto tvrzení v systému HD 189733 ukázalo jako nepravdivé . Neschopnost detekovat „interakce hvězda-planeta“ v dobře prostudovaném systému HD 189733 zpochybňuje další související tvrzení o efektu.

V roce 2019 byla odhadnuta síla povrchových magnetických polí 4 horkých Jupiterů a pohybovala se mezi 20 a 120 gaussy ve srovnání s povrchovým magnetickým polem Jupiteru 4,3 gaussů.

Tektonika desek

V roce 2007 dva nezávislé týmy výzkumníků dospěly k opačným závěrům o pravděpodobnosti deskové tektoniky na větších super-Zemích , přičemž jeden tým uvedl, že desková tektonika bude epizodická nebo stagnující, a druhý tým uvedl, že desková tektonika je velmi pravděpodobná na super-Zemích. i když je planeta suchá.

Pokud mají superzemě více než 80krát více vody než Země, stanou se oceánskými planetami s celou zemí zcela ponořenou. Pokud je však vody méně než tento limit, pak cyklus hluboké vody přesune dostatek vody mezi oceány a pláštěm, aby umožnil existenci kontinentů.

Vulkanismus

Velké změny povrchové teploty na 55 Cancri e byly přisuzovány možné sopečné činnosti uvolňující velká oblaka prachu, která zahalují planetu a blokují tepelné emise.

Prsteny

Hvězdu 1SWASP J140747.93-394542.6 obíhá objekt, který je okružován systémem prstenců mnohem větším než prstence Saturnu . Hmotnost objektu však není známa; místo planety by to mohl být hnědý trpaslík nebo hvězda s nízkou hmotností.

Jasnost optických snímků Fomalhaut b by mohla být způsobena hvězdným světlem odrážejícím se od cirkuplanetárního prstencového systému s poloměrem 20 až 40krát větším, než je poloměr Jupitera, což je přibližně velikost oběžných drah galileovských měsíců .

Prstence plynných obrů Sluneční soustavy jsou zarovnány s rovníkem jejich planety. U exoplanet, které obíhají blízko své hvězdy, by však slapové síly z hvězdy vedly k tomu, že by nejvzdálenější prstence planety byly zarovnány s oběžnou rovinou planety kolem hvězdy. Nejvnitřnější prstence planety by stále byly zarovnány s rovníkem planety, takže pokud by planeta měla nakloněnou rotační osu , pak by různá zarovnání mezi vnitřním a vnějším prstencem vytvořila systém pokřivených prstenců.

Měsíce

V prosinci 2013 byl oznámen kandidátský exoměsíc darebácké planety . Dne 3. října 2018 byly hlášeny důkazy naznačující velký exoměsíc obíhající kolem Keplera-1625b .

Atmosféry

Jasné versus zatažené atmosféry na dvou exoplanetách.

Kolem několika exoplanet byly detekovány atmosféry. Jako první byl pozorován HD 209458 b v roce 2001.

Umělecký koncept kosmické lodi Cassini před západem slunce na Saturnově měsíci Titan
Studie západu slunce na Titanu od Cassini pomáhají porozumět atmosférám exoplanet (umělcův koncept).

K únoru 2014 bylo pozorováno více než padesát tranzitujících a pět přímo zobrazených atmosfér exoplanet, což vedlo k detekci molekulárních spektrálních rysů; pozorování teplotních gradientů den-noc; a omezení vertikální struktury atmosféry. Také byla detekována atmosféra na netranzitujícím horkém Jupiteru Tau Boötis b .

V květnu 2017 bylo zjištěno, že záblesky světla ze Země , viděné jako záblesky z obíhajícího satelitu vzdáleného milion mil, jsou odražené světlo od ledových krystalů v atmosféře . Technologie použitá k určení toho může být užitečná při studiu atmosfér vzdálených světů, včetně atmosfér exoplanet.

Ohony podobné kometě

KIC 12557548 b je malá kamenná planeta, velmi blízko své hvězdy, která se vypařuje a zanechává koncový ohon mraků a prachu jako kometa . Prach může být popel vybuchující ze sopek a unikající kvůli nízké povrchové gravitaci malé planety, nebo to může být z kovů, které se vypařují při vysokých teplotách, kdy jsou tak blízko hvězdy, přičemž kovové páry kondenzují na prach.

V červnu 2015 vědci oznámili, že se atmosféra GJ 436 b vypařuje, což má za následek obří mrak kolem planety a v důsledku záření z hostitelské hvězdy dlouhý zadní ohon dlouhý 14 milionů km (9 milionů mil).

Vzor slunečního záření

Slapově uzamčené planety na spin-orbitální rezonanci 1:1 by měly svou hvězdu vždy zářit přímo nad hlavou na jednom místě, které by bylo horké a na opačné polokouli by se nedostalo žádné světlo a byla by mrazivá. Taková planeta by mohla připomínat oční bulvu, přičemž aktivním bodem je zornice. Planety s excentrickou dráhou by mohly být uzamčeny v jiných rezonancích. Rezonance 3:2 a 5:2 by vedly ke vzoru dvojitých očních bulv s aktivními body na východní i západní polokouli. Planety s excentrickou dráhou a nakloněnou osou rotace by měly komplikovanější vzory slunečního záření.

Povrch

Složení povrchu

Povrchové rysy lze odlišit od atmosférických rysů porovnáním emisní a reflexní spektroskopie s transmisní spektroskopií . Střední infračervená spektroskopie exoplanet může detekovat skalnaté povrchy a blízké infračervené záření může identifikovat magmatické oceány nebo vysokoteplotní lávy, hydratované silikátové povrchy a vodní led, což poskytuje jednoznačnou metodu pro rozlišení skalních a plynných exoplanet.

Povrchová teplota

Umělcova ilustrace teplotní inverze v atmosféře exoplanety se stratosférou a bez ní
Umělcova ilustrace teplotní inverze v atmosféře exoplanety.

Teplotu exoplanety lze odhadnout měřením intenzity světla, které dostává od své mateřské hvězdy. Například planeta OGLE-2005-BLG-390Lb má podle odhadů povrchovou teplotu zhruba -220 °C (50 K). Takové odhady však mohou být značně chybné, protože závisí na obvykle neznámém albedu planety a protože faktory, jako je skleníkový efekt , mohou způsobit neznámé komplikace. Několik planet si nechalo změřit teplotu pozorováním změn v infračerveném záření, když se planeta pohybuje po své oběžné dráze a je zakryta svou mateřskou hvězdou. Například planeta HD 189733b má podle odhadů průměrnou teplotu 1205 K (932 °C) na denní straně a 973 K (700 °C) na noční straně.

Obyvatelnost

Jak jsou objevovány další planety, oblast exoplanetologie nadále roste do hlubšího studia extrasolárních světů a nakonec se bude zabývat vyhlídkou života na planetách mimo Sluneční soustavu . Na kosmické vzdálenosti lze život detekovat pouze tehdy, je-li vyvinut v planetárním měřítku a silně modifikován planetárním prostředím takovým způsobem, že modifikace nelze vysvětlit klasickými fyzikálně-chemickými procesy (mimo rovnovážné procesy). Například molekulární kyslík ( O
2
) v atmosféře Země je výsledkem fotosyntézy živých rostlin a mnoha druhů mikroorganismů, takže může být použit jako ukazatel života na exoplanetách, i když malá množství kyslíku by mohla být produkována i nebiologickými prostředky. Kromě toho musí potenciálně obyvatelná planeta obíhat kolem stabilní hvězdy ve vzdálenosti, ve které mohou tělesa planetární hmotnosti s dostatečným atmosférickým tlakem podporovat kapalnou vodu na svém povrchu.

Obyvatelná zóna

Obyvatelná zóna kolem hvězdy je oblast, kde je teplota právě tak, aby umožnila existenci kapalné vody na povrchu planety; to znamená ne příliš blízko hvězdy, aby se voda vypařovala, a ne příliš daleko od hvězdy, aby voda zmrzla. Teplo produkované hvězdami se liší v závislosti na velikosti a stáří hvězdy, takže obyvatelná zóna může být pro různé hvězdy v různých vzdálenostech. Také atmosférické podmínky na planetě ovlivňují schopnost planety zadržovat teplo, takže umístění obyvatelné zóny je také specifické pro každý typ planety: pouštní planety (také známé jako suché planety), s velmi malým množstvím vody, budou mít méně vody. vodní pára v atmosféře než Země, a tak mají snížený skleníkový efekt, což znamená, že pouštní planeta by mohla udržovat oázy vody blíže ke své hvězdě, než je Země ke Slunci. Nedostatek vody také znamená, že je méně ledu, který odráží teplo do vesmíru, takže vnější okraj obyvatelných zón pouštních planet je dále. Kamenné planety s hustou vodíkovou atmosférou by mohly udržovat povrchovou vodu mnohem dále, než je vzdálenost Země–Slunce. Planety s větší hmotností mají širší obyvatelné zóny, protože gravitace snižuje hloubku sloupce vodního mraku, což snižuje skleníkový efekt vodní páry, čímž se vnitřní okraj obyvatelné zóny přibližuje ke hvězdě.

Rychlost rotace planet je jedním z hlavních faktorů určujících cirkulaci atmosféry a tedy i vzor mraků: pomalu rotující planety vytvářejí hustá mračna, která více odrážejí , a tak mohou být obyvatelné mnohem blíže ke své hvězdě. Země se současnou atmosférou by byla obyvatelná na oběžné dráze Venuše, pokud by měla Venuši pomalou rotaci. Pokud Venuše ztratila svůj vodní oceán kvůli nekontrolovanému skleníkovému efektu , pravděpodobně měla v minulosti vyšší rychlost rotace. Alternativně Venuše nikdy neměla oceán, protože vodní pára byla ztracena ve vesmíru během jejího formování a mohla mít svou pomalou rotaci během své historie.

Slapově uzamčené planety (neboli planety „oční bulvy“) mohou být obyvatelné blíže ke své hvězdě, než se dříve předpokládalo, díky efektu mraků: při vysokém hvězdném toku vytváří silná konvekce hustá vodní mračna poblíž subhvězdného bodu, což výrazně zvyšuje planetární albedo a snižuje povrchové teploty.

Obyvatelné zóny byly obvykle definovány z hlediska povrchové teploty, nicméně více než polovina biomasy Země pochází z podpovrchových mikrobů a teplota se zvyšuje s hloubkou, takže podpovrchová vrstva může být vhodná pro mikrobiální život, když je povrch zamrzlý, a pokud se to vezme v úvahu, obyvatelná zóna sahá mnohem dále od hvězdy, dokonce i darebné planety by mohly mít kapalnou vodu v dostatečné hloubce pod zemí. V dřívější éře vesmíru by teplota kosmického mikrovlnného pozadí umožnila všem kamenným planetám, které existovaly, mít na svém povrchu kapalnou vodu bez ohledu na jejich vzdálenost od hvězdy. Planety podobné Jupiteru nemusí být obyvatelné, ale mohou mít obyvatelné měsíce .

Doby ledové a stavy sněhové koule

Vnější okraj obyvatelné zóny je místo, kde jsou planety zcela zamrzlé, ale planety hluboko uvnitř obyvatelné zóny mohou periodicky zamrzat. Pokud kolísání oběžné dráhy nebo jiné příčiny způsobí ochlazení, vytvoří se více ledu, ale led odráží sluneční světlo, což způsobí ještě větší ochlazení a vytvoří zpětnou vazbu, dokud planeta zcela nebo téměř úplně nezmrzne. Když povrch zamrzne, zastaví se zvětrávání oxidu uhličitého , což má za následek nahromadění oxidu uhličitého v atmosféře ze sopečných emisí. To vytváří skleníkový efekt , který planetu znovu rozmrazí. Planety s velkým axiálním sklonem mají menší pravděpodobnost, že vstoupí do stavu sněhové koule a mohou zadržovat kapalnou vodu dále od své hvězdy. Velké kolísání axiálního náklonu může mít ještě větší oteplovací efekt než pevné velké náklony. Paradoxně je u planet obíhajících kolem chladnějších hvězd, jako jsou červení trpaslíci, menší pravděpodobnost, že vstoupí do stavu sněhové koule, protože infračervené záření vyzařované chladnějšími hvězdami je většinou na vlnových délkách, které jsou absorbovány ledem, který je zahřívá.

Přílivové vytápění

Pokud má planeta excentrickou oběžnou dráhu, může slapový ohřev poskytnout další zdroj energie kromě hvězdného záření. To znamená, že excentrické planety v radiační obyvatelné zóně mohou být příliš horké pro kapalnou vodu. Příliv a odliv také v průběhu času cirkularizuje oběžné dráhy, takže v obyvatelné zóně mohou existovat planety s kruhovými drahami, které nemají vodu, protože mívaly excentrické dráhy. Excentrické planety dále než obyvatelná zóna by stále měly zamrzlé povrchy, ale přílivové ohřívání by mohlo vytvořit podpovrchový oceán podobný evropskému . V některých planetárních systémech, jako je systém Upsilon Andromedae , je excentricita drah udržována nebo dokonce periodicky měněna poruchami z jiných planet v systému. Přílivový ohřev může způsobit odplynění z pláště, což přispívá k tvorbě a doplňování atmosféry.

Potenciálně obyvatelné planety

Recenze z roku 2015 označila exoplanety Kepler-62f , Kepler-186f a Kepler-442b za nejlepší kandidáty na to, aby byly potenciálně obyvatelné. Ty jsou ve vzdálenosti 1200, 490 a 1120 světelných let . Z nich má Kepler-186f podobnou velikost jako Země s poloměrem 1,2 Země a nachází se směrem k vnějšímu okraji obyvatelné zóny kolem své červené trpasličí hvězdy.

Při pohledu na nejbližší kandidáty na pozemskou exoplanetu je Proxima Centauri b vzdálená asi 4,2 světelného roku. Jeho rovnovážná teplota se odhaduje na -39 °C (234 K).

Planety velikosti Země

  • V listopadu 2013 se odhadovalo, že 22±8% hvězd podobných Slunci v galaxii Mléčná dráha může mít v obyvatelné zóně planetu velikosti Země. Za předpokladu 200 miliard hvězd v Mléčné dráze by to bylo 11 miliard potenciálně obyvatelných Zemí, což by v případě červených trpaslíků vzrostlo na 40 miliard .
  • Kepler-186f , planeta o poloměru 1,2 Země v obyvatelné zóně červeného trpaslíka , hlášená v dubnu 2014.
  • Proxima Centauri b, planeta v obyvatelné zóně Proxima Centauri , nejbližší známá hvězda sluneční soustavy s odhadovanou minimální hmotností 1,27 násobku hmotnosti Země.
  • V únoru 2013 vědci spekulovali, že až 6 % malých červených trpaslíků může mít planety velikosti Země. To naznačuje, že nejbližší sluneční soustava by mohla být 13 světelných let daleko. Při použití 95% intervalu spolehlivosti se odhadovaná vzdálenost zvětší na 21 světelných let . V březnu 2013 revidovaný odhad udával 50% výskyt planet velikosti Země v obyvatelné zóně červených trpaslíků.
  • Kepler-452b je s 1,63násobkem poloměru Země první objevenou planetou o velikosti blízké Zemi v „obyvatelné zóně“ kolem hvězdy podobné Slunci typu G2 (červenec 2015).

Hledat projekty

  • CoRoT - Mise hledat exoplanety pomocí tranzitní metody.
  • Kepler - Mise hledat velké množství exoplanet pomocí tranzitní metody.
  • TESS - Hledání nových exoplanet; rotující, takže na konci své dvouleté mise bude pozorovat hvězdy z celé oblohy. Očekává se, že najde nejméně 3000 nových exoplanet.
  • HARPS - Vysoce přesný spektrograf pro vyhledávání planet echelle instalovaný na 3,6m dalekohledu ESO na observatoři La Silla v Chile .

Poznámky

Viz také

Reference

Další čtení

externí odkazy