Sciencemag.cz
Doporučujeme
Pro lepší pochopení světa exoplanet je vždy skvělé, pokud se nám podaří pozorovat exoplanetu větším počtem na sebe nezávislých metod. Objev je v takovém případě věrohodnější a získáme také více informací o planetě.
Je však velmi těžké zkombinovat například metodu měření radiálních rychlostí a přímé zobrazení. Navzájem si v současné době odporují. Pro měření radiálních rychlostí potřebujeme, aby planeta s hvězdou pořádně cloumala, což závisí nejen na hmotnostech obou těles ale také na vzdálenosti – čím blíže je planeta k hvězdě, tím lépe. U přímého zobrazení je to právě naopak. Pokud chceme planetu rozlišit, měla by se nacházet dál od hvězdy.
V případě slavného systému Beta Pictoris se ale astronomům podařilo obě metody zkombinovat. Už před 12 lety byla u hvězdy objevena přímým zobrazením exoplaneta Beta Pictoris b, kterou se později podařilo prozkoumat také s využitím astrometrie. Planeta má hmotnost 11 ± 2 Jupiteru, oběžnou dobu 22 až 24 let a obíhá ve vzdálenosti 9,0 ± 0,5 AU od hvězdy.
Beta Pictoris c
Vloni astronomové oznámili objev exoplanety Beta Pictoris c s využitím měření radiálních rychlostí.
Beta Pictoris c se pohybuje k hvězdě mnohem blíže ve vzdálenosti asi 2,7 AU a to po docela protáhlé dráze (e = 0,24). Jeden oběh zabere exoplanetě zhruba 1200 dní. Její hmotnost je asi 9 Jupiterů.
V nové studii představili vědci snímek exoplanety. Podařilo se ho získat prostřednictvím přístroje GRAVITY, který kombinuje světlo ze všech čtyř dalekohledů VLT v Chile.
Vědci zjistili, že planeta má teplotu 1250 ± 50 K a hmotnost 8,2 ± 0,8 Jupiterů, takže to odpovídá údajům z měření radiálních rychlostí.
Planetární systém u Beta Pictoris je poměrně mladý (18 milionů let), takže je ideální pro průzkum vzniku planet. Obě planety jsou také zhruba stejně hmotné, přesto je Beta Pictoris b asi 6krát jasnější než její planetární sestřička.
Proč tomu tak je? Obecně se předpokládá, že existuje vztah mezi jasností a hmotností. Kromě toho nám však do hry vstupuje ještě proces vzniku. U podobných obřích exoplanet mohou nastat dva způsoby. Jeden se nazývá akreční a známe ho ze Sluneční soustavy, protože tak vznikly všechny naše planety. Z částeček prachu se utvoří jádro, které postupně roste, stane se gravitačně dominantní a vysaje plyn z okolí. Druhý model předpokládá, že se plyn rovnou zhroutí do podoby planety (proces je tedy podobný vzniku hvězdy).
V případě Bety Pictoris c zde máme planetu, která je jasnější, než bychom očekávali u akrece, ale zase chladnější a méně jasná pro model zhroucení mračna. Vědci se ale i s ohledem na vzdálenost planety od hvězdy přiklání k akrečnímu scénáři.
autor: Petr Kubala
Převzato z webu Exoplanety.cz, upraveno
