Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (11.) - Ross 458(AB) c

• Souhvězdí: Panna
• Vzdálenost: asi 37,2 sv. let
• Stáří: asi 11,7 milionů let
• Alternativní název systému: DT Virginis

Hvězda A

• Hmotnost: 0,6 hmotnosti Slunce

Hvězda B

• Hmotnost: 0.075 hmotnosti Slunce

Obě hvězdy, tvořící tento systém, jsou červenými trpaslíky s velmi nízkou hmotností. Hvězda A je také proměnnou hvězdou. 

Snímek ve falešných barvách, pořízený během průzkumu UKIDSS. Dvojhvězda je nejjasnější hvězda vlevo nahoře, exoplanetární kandidát je označen kroužkem vpravo dole.

Planeta

• Vzdálenost od hvězdy: asi 1168 AU
• Hmotnost: 6,8 - 15,8 hmotností planety Jupiter
• Doba oběhu: asi 33081 let
• Průměr: 1 - 1,14 průměrů planety Jupiter
• Povrchová teplota: asi 400 stupňů Celsia

Tento exoplanetární kandidát byl objeven během infračerveného průzkumu oblohy UKIDSS. Objev byl oznámen v roce 2010 a v čase objevu se jednalo o objekt s planetární hmotností s největší známou drahou okolo dvojhvězdy.

Průzkum atmosféry odhalil přítomnost metanu, vody, draslíku a vodíku.

Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (10.) - GU Piscium b

• Souhvězdí: Ryby
• Vzdálenost: asi 155 sv. let
• Hmotnost: 0,35 hmotnosti Slunce
• Stáří: 70 - 100 milionů let

Proměnná hvězda typu RS Canum Venaticorum, která mění svoji svítivost s periodou 1,04 dne. 

Je součástí skupiny asi 30ti hvězd AB Doradus. V roce 2014 byl mezinárodní skupinou astronomů ohlášen objev planety u této hvězdy, a to za pomoci přímého zobrazení. K objevu bylo využito pozorování s využitím teleskopů z Gemini Observatory, z Observatoire du Mont-Mégantic (OMM), z Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) a také z W.M. Keck Observatory. Bylo pozorováno celkem 90 hvězd, ale nalezena byla za pomoci dostupné techniky pouze tato planeta.

Hvězda GU Piscium a její planeta na snímku, složeném ze snímků, pořízených ve viditelném a infračerveném světle. Infračervené světlo je zde reprezentováno červenou barvou (Credit: Gemini Observatory/OMM/CFHT/W.M. Keck Observatory).

Planeta b

• Vzdálenost od hvězdy: asi 2000 AU
• Hmotnost: 9 - 12 hmotností planety Jupiter
• Doba oběhu: asi 163000 let
• Povrchová teplota: asi 800 stupňů Celsia

Spektroskopie v pásmu blízkému infračervenému záření, provedená za pomoci spektrografu GNIRS (umístěném na Gemini North Telescope) ukázala, že tato planeta má nízkou gravitaci (potvrzující její "mladost" - stále vzniká), a slabou absorpci metanu v pásmech H a K - což odpovídá spektrálnímu typu T3.5.

Stejně jako jiné, přímo zobrazené exoplanety, je tato zajímavá svojí velikou vzdáleností od hvězdy - je tedy těžké si představit, jak mohla tak daleko od hvězdy vzniknout.

Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (9.) - HD 106906 b

• Souhvězdí: Jižní Kříž
• Vzdálenost: 282 - 318 sv. let
• Hmotnost: asi 1,5 násobek hmotnosti Slunce 
• Stáří: asi 13 milionů let
• Povrchová teplota: asi 6100 - 6400 stupňů Celsia
• Svítivost: asi 6 násobek svítivosti Slunce

Hvězda je pravděpodobně součástí asociace hvězd Scorpius–Centaurus. Je obklopena jasným, masivním prachovým diskem, který se nachází mnohem blíž hvězdy než samotná, zatím jediná, objevená planeta tohoto systému. Vnitřní okraj disku je vzdálen asi 10 - 15 AU od hvězdy, vnější okraj asi 120 AU.

Snímek hvězdy, obklopené diskem, a planety. Pořízeno za pomocí nástroje SPHERE, umístěném na observatoři VLT (Credit: ESO, A. M. Lagrange (Université Grenoble Alpes))

Planeta b

• Vzdálenost planety od hvězdy: asi 650 AU
• Hmotnost: 9 - 13 hmotností Jupitera
• Povrchová teplota: asi 1500 stupňů Celsia

Planeta na snímku z Magellanova dalekohledu (Credit: Vanessa Bailey)

Objev této planety byl oznámen v prosinci roku 2013. Tým z University of Arizona, který ji objevil, použil při objevu systém adaptivní optiky Magellan Adaptive Optics (MagAO) a infračervenou kameru Clio2 - obě zařízení, umístěné na 6,5 metrovém Magellanově teleskopu (umístěném v poušti Atacama v Chile).

Vysoká povrchová teplota planety, pozůstatek z jejího formování, ji dává svítivost až 0.02% svítivosti Slunce. Planeta je zajímavá velkou vzdáleností od hvězdy. Tým, který ji objevil, také vyhodnocoval možnost, že tato planeta není gravitačně vázána ke hvězdě, ale že se společně s ní pohybuje pouze zdánlivě. Pravděpodobnost takovéto shody je ale menší než 0,01%.

Podobně jako u jiných, přímým zobrazením objevených planet, je u této také záhadou, jak se ji podařilo zformovat tak daleko od hvězdy. Jednou z možností je ta, že vznikla blíže ke hvězdě, a poté, po interakci s další velkou planetou, migrovala dále od hvězdy. Tento druhý společník by ale musel mít hmotnost větší než hmotnost planety b. Týmu, který objevil tuto planetu, se ale podobného společníka ve vzdálenosti vyšší jak 35 AU objevit nepodařilo.

Další zvažovanou možností je, že planeta b vznikla samostatně, jako část binárního systému, podobným způsobem, jakým vznikají dvou a vícehvězdné systémy. Poměr hmotností hvězd v klasickém dvojhvězdném systému ale většinou nepřekračuje poměr 10 ku 1. Poměr hmotnosti hvězdy a planety je samozřejmě v tomto případě mnohem vyšší - přibližně 140 ku 1. 

Pokud je excentricita oběžné dráhy planety dostatečně velká, mohla by při největším přiblížení interagovat s vnějším okrajem prašného disku.

Planetu se také podařilo zpětně nalézt na jednom snímku z Hubbleova teleskopu. Tato identifikace, společně s dalšími daty, pomohla potvrdit, že se planeta pohybuje společně s hvězdou.

Horní řada obrázků jsou snímky pořízené za pomocí Magellanova teleskopu. Spodní levý obrázek je snímek z Hubbleova teleskopu. Prostřední snímek dole je infračervený snímek z observatoře Gemini. Poslední obrázek, vpravo dole, ukazuje systém v širší perspektivě v infračerveném pásmu (Credit: Vanessa Bailey/ Published in Study).

V roce 2013 rozjel Sam Menhennet z Austrálie petici, jejímž cílem bylo požádat Mezinárodní Astronomickou Unii (IAU) o pojmenování planety jako Gallifrey - po domovské planetě Doktora z britského scifi seriálu Doctor Who. Petice získala přes 139000 hlasů, v lednu 2014 ale IAU rozhodla, že nepřijme cíl petice, protože se neřídila veřejnou politikou IAU - nejprve měla být totiž zahájena diskuze mezi veřejností a IAU, což se nestalo.

Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (8.) - HR 8799 b, c, d, e

• Souhvězdí: Pegas
• Vzdálenost: přibližně 129 sv. let
• Hmotnost: 1,47 hmotnosti Slunce 
• Stáří: mezi 20 a 50 miliony let
• Povrchová teplota: asi 7150 stupňů Celsia
• Průměr: 1,34 průměru Slunce
• Svítivost: 4,92 násobek svítivosti Slunce

Tato mladá hvězda je proměnnou hvězdou typu Gamma Doradus. Změnu jasu tohoto typu hvězd zapříčiňuje pulzace jejího povrchu, v tomto případě tzv. neradiální pulzace, kdy se některé části hvězdného povrchu vnořují a zase ve stejnou dobu jiné části vynořují.

V roce 2008 bylo oznámeno přímé pozorování tří planet, obíhajících tuto hvězdu. Jedná se tak o první přímo zobrazený víceplanetární systém. Pozorování bylo provedeno za pomocí dalekohledů Keck a Gemini na Havaji. Tyto planety byly také zpětně objeveny na snímcích Hubbleova teleskopu z roku 1998, a to díky aplikaci nově vyvinuté techniky zpracování obrazu.              

Původní snímek, získaný za pomoci Hubbleova teleskopu v roce 1998 (Credit: NASA, ESA, and R. Soummer (STScI))

Zde je vidět výše uvedený snímek po provedeném zpracování obrazu (NASA, ESA, and R. Soummer (STScI)

Díky dalším pozorováním, provedených v letech 2009 a 2010, byla objevena čtvrtá, ke hvězdě nejblíže nacházející se planeta. Všechny planety obíhají hvězdu z našeho pohledu proti směru hodinových ručiček.

Průměry planet jsou větší než průměr planety Jupiter, a časem, jak budou postupně chladnout, jejich velikost by se měla zmenšit na asi 0.8 - 1 průměru Jupitera.
V březnu roku 2013 byl na Large Binocular Telescope (LBT) v Arizoně zahájen průzkum LEECH (LBT Exozodi Exoplanet Common Hunt). Cílem bylo vyhledávání a charakterizace mladých exoplanet v oblasti blízké infračervenému spektru (okolo vlnové délky 3,8 mikrometrů, neboli pásmo L). Pozorován byl také tento planetární systém - jedním z cílů bylo popsat fyzikální vlastnosti domnělé páté planety, která měla podle předpokladů obíhat uvnitř oběžné dráhy planety e. Existence další velké planety byla ale tímto průzkumem vyloučena.

Kromě čtyř známých planet, které budou dále podrobněji popsány, tuto hvězdu také obklopuje ve vzdálenosti mezi šesti a jedním tisícem AU prachový disk. Jedná se o jeden z nejmasivnějších disků, který byl objeven u hvězdy do vzdálenosti 300 světelných let od Země. Uvnitř dráhy planety, která je nejblíže hvězdě, se nachází další prašný disk.

 Snímek planetárního systému z observatoře Keck (Credit: NRC/HIA, C. Marois, and Keck Observatory)

Planety, zachycené na snímku z observatoře Gemini (Credit: Gemini Observatory/NRC/AURA/Christian Marois, et al.)

Snímek systému, pořízený během průzkumu LEECH. Většina světla hvězdy byla odstraněna při zpracování pořízených snímků (Credit: A.-L. Maire/LBTO)

Planeta b

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 68 AU

Hmotnost: 4 - 6 hmotností Jupitera

Průměr: 1,1 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 530 - 630 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 460 let

Hustota: asi 2,91 kg/m³

Tato planeta obíhá přibližně 7 AU od vnitřního okraje vnějšího disku, a jedná se o nejvzdálenější známou planetu tohoto systému. 

Širokopásmová fotometrie této planety ukázala, že má ve své atmosféře silnější vrstvu mraků, než starší, nehvězdné objekty s vyšší gravitací a stejnou efektivní teplotou.

V květnu roku 2011 byly zveřejněny výsledky spektroskopie v pásmech H a K - atmosféra by podle nich měla být  prašná a bohatá na vodík, s nerovnovážnou chemií oxidu uhelnatého a metanu.

Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, zase ukazuje přítomnost amoniaku a nebo acetylenu, a také oxidu uhličitého a metanu.

Tento snímek je složeninou tří snímků, pořízených v pásmech J, H, a K, pořízených na observatořích Keck a Gemini, za pomocí adaptivní optiky (Credit: Marois, National Research Council/Canada, Keck)

Planeta c

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 38 AU

Hmotnost: 5 - 10 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 - 830 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 190 let

Hustota: asi 3,2 kg/m³

V lednu roku 2010 se tato planeta stala v pořadí třetí extrasolární planetou (po 2M1207b a 1RXS J1609b), u které se podařilo pozorovat alespoň část jejího spektra. Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, ukázala přítomnost čpavku, acetylénu, ale žádný oxid uhličitý nebo metan.

Spektroskopie s vysokým rozlišením, provedená za pomoci nástroje OSIRIS, umístěném na observatoři Keck, ukázala výrazné absorpční čáry v pásmu K, reprezentující různé molekuly v atmosféře. Metan zde detekován nebyl, ale spektrum ukázalo přítomnost vody a oxidu uhelnatého.

Spektrum planety c, pořízené za pomocí nástroje adaptivní optiky NACO na teleskopu VLT (Credit: ESO/M. Janson)

Snímek hvězdy a planety c, pořízený za pomoci teleskopu VLT (Credit : ESO/M. Janson)

Planeta d

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 24 AU

Hmotnost: 5 - 10 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 - 1,3 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 - 830 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 100 let

Hustota: asi 4 kg/m³

Excentricita oběžné dráhy: 0,1

Spektroskopie ve vlnových délkách od 995 do 1769 nanometrů, provedená na observatoři Palomar, ukázala přítomnost acetylénu, metanu a oxidu uhličitého v atmosféře planety. Čpavek detekován nebyl.

Planeta e

Vzdálenost planety od hvězdy: asi 14 - 15 AU

Hmotnost: 7 - 9 hmotností Jupitera

Průměr: 1,2 průměru Jupitera

Povrchová teplota: asi 730 stupňů Celsia

Doba oběhu: asi 50 let

Tato planeta byla poprvé identifikována v datech (pořízených v letech 2009 a 2010) observatoře Keck, na snímcích, pořízených v pásmech K a L. Objev byl následně oznámen v listopadu 2010.

Jedná se o planetu, která ze všech čtyř známých obíhá nejblíže hvězdě. Pokud by obíhala Slunce, její oběžná dráha by ležela mezi drahami Saturnu a Uranu.

Pozorování spektra planety za pomocí Large Binocular Telescope ukázalo velmi složení a teplotu velmi podobnou planetám c a d. Spektrum mezi vlnovými délkami 995 až 1769 nanometrů, pořízené na observatoři Palomar, ukázalo přítomnost metanu, acetylenu, ale postrádalo čpavek a oxid uhličitý.

Momentálně neexistuje vysvětlení, proč planeta vykazuje ve srovnání se zbývajícími třemi planetami tak silné absorpční čáry metanu, i když mají všechny planety velmi podobnou teplotu.

Přímý snímek planet, pořízený za pomocí 1,5 metrového Haleova teleskopu (observatoř Palomar) a vortexového koronografu (NASA/JPL-Caltech/Palomar Observatory)

Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (7.) - LkCa 15 b, c

• Souhvězdí: Býk
• Vzdálenost: přibližně 473 sv. let 
• Hmotnost: 0,97 hmotnosti Slunce 
• Stáří: mezi 1 - 4 miliony let
• Povrchová teplota: asi 4900 stupňů Celsia

Planeta b

• Doba oběhu: asi 110 let (40000 dní)
• Hmotnost: přibližně 5 - 7 hmotností Jupitera
• Povrchová teplota: více jak 1000 stupňů Celsia
• Vzdálenost planety od hvězdy: 13,6 - 17,8 AU

Hvězda se nachází v prostoru nově vznikajících hvězd, známém také jako Taurus Molecular Cloud 1. Protoplanetární disk, obklopující tuto vznikající hvězdu, byl poprvé vyfotografován v roce 2010 za pomocí teleskopu Subaru, nacházejícího se na Havaji. O rok později byl oznámen objev planety, obklopené oblakem plynu a prachu,  vznikající v tomto disku. K pozorování tohoto objektu byl použit desetimetrový Keckův teleskop.

Jedná se zatím o nejmladší pozorovanou vznikající planetu. Hvězdu obíhá přibližně uprostřed mezery v disku, ne v blízkosti vnitřního okraje, což může znamenat, že u tohoto vnitřního okraje existuje další vznikající planeta.

Tato planeta také stále konzumuje okolní materiál, takže její výsledná hmotnost bude ještě vyšší. Mohla by se zastavit přibližně na deseti Jupiterech, a planeta by se měla v budoucnu přesunout ještě blíže hvězdě. V samotném disku je ještě materiál přibližně o hmotnosti 55ti Jupiterů.


Planeta c

V roce 2015 byl oznámen objev druhé planety u této hvězdy. Objevitelský tým použil snímky, získané mezi lety 2009 a 2015. Byla objevena také třetí, potenciální, planeta, obíhající hvězdu po eliptické dráze. Pro objev bylo použito kombinované pozorování v infračerveném spektru za pomocí teleskopu Large Binocular Telescope a analýzy spektrální čáry H-alfa, provedené za pomocí Magellan Telescope.

Během tohoto pozorování byl identifikován horký plyn (s teplotou okolo 9,700 °C), nabalující se na planetu b. Při analýze dat byly také objeveny další podobné emise, a to v mezeře v disku, široké asi 50 astronomických jednotek. Po několika pozorováních byly tyto emise identifikovány jako další planeta. Třetí zdroj emisí je také s největší pravděpodobností planeta, zatím ale nepotvrzená.

Snímek, pořízený za pomocí kamery HiCIAO, umístěné na teleskopu Subaru. Lze na něm vidět protoplanetární disk. (Credit: Copyright MPIA (Christian Thalmann) & NAOJ)

V levé části je vidět prašný disk okolo hvězdy, s průrvou uprostřed. Vpravo se nachází rozšířený pohled, složený ze dvou snímků (modrá: 2.1 mikronů; červená: 3.7 mikronů). Modrá barva reprezentuje planetu. (Credit: Kraus & Ireland 2011)

Na těchto snímcích je vidět pohybující se planeta (s teplotou vyšší než její okolí), nabalující na sebe další hmotu. (Credit: Kraus & Ireland 2011)

Kombinace snímků, získaných za pomocí Large Binocular Telescope a Magellan Telescope (Colored data: Stephanie Sallum; Greyscale image: sub-millimeter data published in Isella et al. 2014)

Vznikající planety v představách malíře (Credit: Karen L. Teramura, UH IfA)

Přímo zobrazené exoplanety a exoplanetární kandidáti (6.) - 59 Virginis b (Gliese 504 b)

• Souhvězdí: Panna
• Vzdálenost: 57,3 sv. let
• Hmotnost: přibližně 1,22 násobek hmotnosti Slunce
• Stáří: 100 - 500 milionů let
• Povrchová teplota: 6000 stupňů Celsia

Planeta:

• Vzdálenost planety od hvězdy: asi 43,5 AU
• Hmotnost: mezi 3 až 8,5 hmotnostmi Jupitera
• Povrchová teplota: přibližně 220 - 270 stupňů Celsia
• Povrchová gravitace: asi čtyřnásobek přitažlivosti Země

Planeta u této hvězdy byla objevena přímým zobrazením za pomocí dalekohledu Subaru o průměru 8,2 metru (Mauna Kea Observatory) v roce 2011 a objev byl následně ohlášen v roce 2013. Svoji hvězdu obíhá přibližně devětkrát dále než planeta Jupiter Slunce. Měla by mít purpurovou barvu a v její atmosféře byl také detekován metan (oznámeno také v roce 2013). Pozorování planety ve spektru blízkém infračervenému ukázalo, že její atmosféra neobsahuje, ve srovnání s jinými, přímo pozorovaným planetami, moc oblačnosti.
Velikost by měla mít srovnatelnou s Jupiterem, i když má několikanásobně vyšší hmotnost. Jedná se také o jednu z nejstarších planet, objevených přímým zobrazením.
Tato planeta, podobně jako 1RXS J160929.1−210524, svou existencí narušuje současné modely tvorby planet, protože se nachází ve větší než předpokládané, vhodné vzdálenosti od hvězdy.

Obrázek vytvořený složením dvou snímků dalekohledu Subaru, které byly pořízeny v různých vlnových délkách (Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center/NOAJ)

Planeta v představách malíře (Credit: NASA's Goddard Space Flight Center/S. Wiessinger)