Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (1.) - Beta Pictoris b

• Souhvězdí: Malíř
• Vzdálenost: 63,4 světelného roku
• Hmotnost: přibližně 1,75 násobek hmotnosti Slunce 
• Jasnost: přibližně 8,7 násobek jasnosti Slunce
• Stáří: 8–20 milionů let 

Velké množství prachu vyskytující se okolo této mladé hvězdy způsobuje, že září velmi silně v infračervené oblasti elektromagnetického spektra. Tento prach tvoří disk, který byl poprvé fotograficky zaznamenán v roce 1984.

První snímek prachového disku okolo této hvězdy (Credit: astro.berkeley.edu)

Disk je asymetrický. V severovýchodním směru se jeho okraj nachází asi 1835 AU od hvězdy, zatímco jihozápadní okraj přibližně ve vzdálenosti 1450 AU. Disk také rotuje - severovýchodní část se pohybuje od nás, zatímco jihozápadní se pohybuje směrem k nám. Ve vnějších částech tohoto disku bylo pozorováno několik eliptických prstenců materiálu, a to ve vzdálenosti mezi 500 až 800 AU. Ty mohly být vytvořeny důsledkem vlivu hvězdy či hvězd, které se v minulosti vyskytly v blízkosti této soustavy.

Vnější prstence prachového disku (Credit: spacetelescope.org)

V roce 2003 se teleskopu Keck II podařilo odhalit přítomnost několika dalších prstenců. Ty se nachází přibližně 14, 28, 52 a 82 astronomických jednotek od hvězdy. Další pozorování v roce 2004 odhalilo přítomnost vnitřního pásu, který obsahuje silikátové materiály, a to ve vzdálenosti 6,4 AU. Silikátové materiály byly také zjištěny asi 16 a 30 AU od hvězdy. V oblasti mezi 6,4 a 16 AU je naopak výrazný nedostatek materiálu, což ukazuje na možnost, že se v této oblasti nachází masivní planeta, která tuto oblast od prachu vyčistila.

V roce 2006 objevil Hubbleův vesmírný teleskop přítomnost sekundárního prachového disku, který je skloněn pod úhlem asi 5° oproti rovině hlavního disku a jeho vnější okraj se nachází nejméně 130 AU od hvězdy. Sekundární disk mohl být vytvořen vlivem gravitace masivní planety se skloněnou drahou.

Snímek primárního a sekundárního disku, pořízený Hubbleovým vesmírným teleskopem (Credit: NASA)

Spektrum této hvězdy také ukazuje, že na ni dopadá okolní materiál, pravděpodobně ve formě komet.

Kromě přítomnosti několika planetesimálních pásů a náznaků kometární aktivity se zdá, že se v disku zformovaly také planety a že tento proces možná stále pokračuje. Akreční disk je patrně také hlavním zdrojem mezihvězdných meteoroidů, proudících do naší sluneční soustavy.

Infračervená pozorování, provedená v roce 2003 za pomocí Very Large Telescope, odhalila kandidáta na planetárního společníka této hvězdy. Na podzim roku 2009 byla tato planeta úspěšně sledována na druhé straně hvězdy, čímž byla potvrzena její existence.

Tato planeta má hmotnost přibližně 8 Jupiterů a od hvězdy je vzdálena asi 8 AU. Jeden oběh okolo mateřské hvězdy ji zabere přibližně 17 až 21 let. V listopadu 1981 byl zaznamenán její pravděpodobný tranzit přes disk hvězdy. Pokud se jednalo skutečně o tranzit této planety, její průměr z něj odvozený by měl být přibližně 1 až 2 průměry Jupiteru, což je více, než předpokládaly teoretické modely. To také může znamenat, že je tato planeta obklopena velkým prstencovým systémem či diskem, ve kterém se právě tvoří měsíce.

Credit: ESO

Snímek systému z roku 2008 (Credit: ESO)

Snímky planety pořízené během několika let (Credit: Astronomy & Astrophysics)

Snímek z roku 2010 – planeta je ta bílá tečka vlevo (Credit: ESO)

Snímek planety, pořízený začátkem roku 2014 za pomocí zařízení Gemini Planet Imager, umístěného na dalekohledu Gemini South v Chile. Tento přístroj je určen pro zobrazování planet v blízkosti hvězd a k průzkumu jejich atmosfér (Credit: Processing by Christian Marois, NRC Canada).

Pozorovaná planeta sama o sobě nedokáže vysvětlit strukturu planetesimálních pásů ve vzdálenosti 30 AU, respektive 52 AU od hvězdy. Tyto pásy mohou být spojeny s existencí menších planet ve vzdálenosti 25 a 44 AU, s hmotností asi 0,5 a 0,1 hmotnosti Jupiteru. Takový systém planet, pokud existuje, by byl blízko orbitální rezonance 1:3:7 (poměr oběžných dob jednotlivých planet). Prstence vnějšího disku ve vzdálenosti 500 až 800 AU mohou být nepřímo způsobeny vlivem těchto planet.

V roce 2011 se stal disk kolem Beta Pictoris prvním cizím planetárním systém, který byl vyfotografován amatérským astronomem, Rolfem Olsenem z Nového Zélandu.

První amatérský snímek této soustavy (Credit: Rolf Wahl Olsen)

Radioteleskopy ALMA v Chile objevily začátkem roku 2014 v prachovém disku této hvězdy velké množství oxidu uhelnatého. Oxid uhelnatý není v disku rovnoměrně rozložen, ale je situován do jednoho oblaku ve vzdálenosti asi 13 miliard kilometrů (přibližně trojnásobek vzdálenosti Neptunu od Slunce). Tento plyn by měl být ale velmi rychle zničen intenzivním zářením mladé hvězdy - v místech, ve kterých se nachází, by měl existovat jen stovky let. To znamená, že je nějakým způsobem do disku neustále doplňován. Podle vědců existují dva způsoby vzniku tohoto oblaku. Buď okolo Beta Pictoris obíhá další planeta (přibližně o velikosti Saturnu), která svou gravitací koncentruje kometární jádra v relativně malém prostoru a způsobuje jejich srážky, nebo v daném místě došlo nedávno k velké kolizi ledových objektů o velikosti zhruba Marsu. Pokud by se jednalo o srážky kometárních jader, muselo by pro vytvoření tak velkého množství oxidu uhelnatého docházet k jednotlivým střetům přibližně každých pět minut.

Horní část obrázku zachycuje původní obrázek získaný pomocí soustavy ALMA. Spodní reprezentuje transformaci horního obrázku, kde je celá soustava zachycena při pohledu z "vrchu". Je zde názorně vidět oblak oxidu uhelnatého, možné umístění hypotetické planety, zodpovědné za nazsormáždění komet v daném místě a možný druhý oblak, nacházející se na opačné straně, v levém dolním rohu (Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) and NASA's Goddard Space Flight Center/F. Reddy).

Koncem dubna roku 2014 bylo vědci z Leiden University a Netherlands Institute for Space Research ohlášeno první měření doby otočky okolo vlastní osy zatím jediné potvrzené planety tohoto systému (a také úplně první měření této vlastnosti u planety mimo naší sluneční soustavu). Studiem absorpční čáry oxidu uhelnatého ve spektru planety za pomocí přístroje CRIRES, umístěného na teleskopu VLT v Chile zjistili, že se okolo své osy otočí jednou za 8 hodin. Rovník této planety se tedy pohybuje rychlostí až 100000 kilometrů za hodinu.

Hmotnosti a rychlosti otáčení okolo své osy u jednotlivých planet (Credit: ESO/I. Snellen (Leiden University))

V říjnu roku 2014 byla Evropskou jižní observatoří zveřejněna studie popisující objev 493 kometárních těles, nacházejících se v tomto systému. Ty byly objeveny při analýze více než 1 000 spektrálních pozorování této hvězdy, prováděných od roku 2003 spektrografem HARPS. Tato malá tělesa se podařilo detekovat díky jejich chvostu, jehož materiál dokáže absorbovat světlo a díky tomu tak dokáže ovlivnit vzhled spektrálních čar v době tranzitu před hvězdou. 

Objevené komety lze rozdělit do dvou skupin - první z nich by měly tvořit pozůstatky ze vzniku systému. Měly by být podobné tělesům z našeho Oortova oblaku. Pohybují se po různých drahách, které jsou ovlivňovány přítomností hmotné exoplanety. U těchto komet už zřejmě došlo k odpaření velké části materiálu. 

U druhé skupiny, která vykazuje mnohem větší aktivitu, mají komety velmi podobné dráhy a mělo by se jednat o tělesa podobná Kreutzově skupině komet v naší Sluneční soustavě, jejíž představitele pomáhá objevovat především sonda SOHO. Tato skupina se pohybuje v sekundárním disku a zřejmě se jedná o pozůstatek po rozpadu většího tělesa či těles.

Výsledky simulace NASA, které byly zveřejněny v červnu 2015, ukázaly, jakým způsobem dokáže pohyb planety vytvořit spirálové vlny v disku a zapříčinit tak kolize jednotlivých obíhajících trosek.

Simulace umožňuje pozorovat asymetrické vlastnosti disku, jako například vlny a excentrické prstence (video v článku zde). Vzory kolizí a výsledný prach mohou vysvětlit mnoho pozorovaných vlastností, které nebyly s to předchozí výzkumy schopny interpretovat. Astronomové měli například problém vysvětlit vlnění, viditelné v submilimetrových vlnových délkách, vzor ve tvaru X, viditelný v rozptýleném světle,  nebo například obrovské shluky plynného oxidu uhelnatého.

Simulace ukazuje, že mnoho z těchto jevů lze snadno vysvětlit párem kolidujících spirálních vln, vyvolaných pohybem planety b v disku a její gravitací. Jak se planeta pohybuje podél své nakloněné dráhy, prochází vertikálně skrz disk dvakrát během každého oběhu. Její gravitace pak vytváří vertikální spirální vlnu v disku.

Jednotlivé objekty prašného disku se koncentrují v prohlubních a na vrcholcích vln a v těchto místech také častěji kolidují. Tento proces dokáže vysvětlit vzor ve tvaru X, viditelný v prachu, a také shluky oxidu uhelnatého.

Dráha planety je také lehce excentrická, díky čemuž se dávají do pohybu další trosky a vytváří na povrchu disku druhou spirální vlnu. Tato vlna zvyšuje počet kolizí ve vnitřní části disku, kde ve výsledku dochází k rozmělnění větších trosek.

Jednou z obtížnějších otázek ale zůstává, jak se planeta dostala na tak podivnou dráhu. Simulace naznačuje, že se na ni dostala před asi deseti miliony let, pravděpodobně po interakci s dalšími planetami, které zatím ještě nebyly objeveny.

Srovnání výsledku simulace (dole) se snímkem z Hubbleova teleskopu (Credit: Courtesy of: Top, NASA/ESA and D. Golimowski (Johns Hopkins Univ.); bottom, NASA Goddard/E. Nesvold and M. Kuchner)

V září roku 2015 bylo uveřejněno video pohybu planety okolo hvězdy, sestavené ze snímků získaných mezi listopadem 2013 a dubnem 2015. Snímky byly pořízeny koronografem Gemini Planet Imager: