Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Přeskočit na obsah

Exoplaneta

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Umělecká představa o četnosti planet v Mléčné dráze[1]
Počty ročně objevených exoplanet
Porovnání velikosti Jupitera a exoplanety TrES-3b. TrES-3b má oběžnou dobu pouze 31 hodin[2] a je klasifikována jako horký Jupiter, je velká a blízko hvězdě, což z ní činí planetu, kterou lze jednoduše objevit tranzitní metodou

Exoplaneta, též extrasolární planeta, je planeta obíhající kolem jiné hvězdy než kolem Slunce.

První exoplaneta byla objevena v roce 1988, na své potvrzení musela počkat až do roku 2002; první potvrzená exoplaneta byla objevena v roce 1992. Do 31. října 2023 bylo objeveno 5521 exoplanet. Nalézají se ve 4070 planetárních soustavách, z nichž 885 je vícenásobných.[3]

Nejvíce exoplanet objevil vesmírný teleskop Kepler, aktivní především v letech 2009–2013. Má na svém kontě přes 2 000 exoplanet a několik tisíc[4][5] planetárních kandidátů,[6][7] Prvním zařízením specializovaným na hledání exoplanet je ešeletový spektrograf HARPS instalovaný na 3,6m teleskopu na ESO observatoři La Silla v Chile. Od roku 2004 objevil přes 130 exoplanet.

Podle dosavadních pozorování připadá v průměru na každou hvězdu nejméně jedna planeta, přičemž velké procento hvězd má více planet.[8] Přibližně jedna z pěti hvězd podobných Slunci[p 1] má planetu velikosti Země[p 2] v obyvatelné zóně.[p 3] Za předpokladu, že se v naší galaxii nachází 200 miliard hvězd,[p 4] lze odhadnout, že v ní existuje 11 miliard potenciálně obyvatelných planet pozemského typu, a dalších 40 miliard, pokud zahrneme i planety obíhající okolo početných červených trpaslíků.[9]

Jednou z nejméně hmotných známých planet je Draugr (PSR B1257+12 A nebo PSR B1257+12 b), která má dvojnásobek hmotnosti Měsíce a obíhá okolo pulsaru. Jedna z největších planet uvedených v NASA Exoplanet Archive je DENIS-P J082303.1-491201 b,[10][11] která má přibližně 29násobek hmotnosti Jupiteru. Podle definice IAU je na planetu příliš hmotná, je pravděpodobnější, že je hnědým trpaslíkem. Existují planety, které oběhnou svou hvězdu za několik hodin, a jiné, jejichž oběžná doba trvá tisíce let. Některé jsou tak daleko od své hvězdy, že je těžké zjistit, zda jsou na ni gravitačně vázané. Téměř všechny dosud zjištěné planety se nacházejí uvnitř Mléčné dráhy, ale existují i některé možné detekce extragalaktických planet. Nejbližší exoplaneta Proxima Centauri b se nachází ve vzdálenosti 4,2 světelného roku (1,3 parseku) od Země a obíhá okolo Proximy Centauri, hvězdy nejblíže Slunci.[12]

Objevy exoplanet zesílily zájem o hledání mimozemského života. Zde se věnuje pozornost především planetám obíhajícím v obyvatelné zóně hvězdy, kde je možné, aby na jejich povrchu existovala voda v kapalném skupenství, která je na Zemi předpokladem života. Studium planetární habitability se zabývá řadou faktorů, které ovlivňují obyvatelnost planety pro živé organismy.[13]

Vedle exoplanet existují i toulavé planety, které neobíhají kolem žádné hvězdy a které se obvykle považují za samostatné objekty, zvláště pokud jsou plynnými obry. Příkladem je WISE 0855-0714, která je hnědým podtrpaslíkem.[14] Počet toulavých planet v naši galaxii se odhaduje v řádu miliard, pravděpodobně je jich mnohem více.[15][16]

Pojmenování

[editovat | editovat zdroj]

Konvence pro pojmenování exoplanet je rozšířením systému, který se používá pro označování vícenásobných hvězdných systémů, přijatého Mezinárodní astronomickou unií (IAU). Exoplanety obíhající jednu hvězdu se označují obvykle jménem nebo častěji označením hvězdy a přidáním malého písmena.[17] První planeta objevená v systému je označena písmenem "b" (mateřská hvězda je označována "a") a další objevené planety se pojmenují vždy následujícím písmenem v abecedě.

Existuje předběžná norma schválená IAU, která řeší označování planet obíhajících okolo dvojhvězd(a trojhvězd). Tyto planety se pak jmenují; název hvězdy, název planety; příklady: K2-288 Bb, Alfa Centauri Bb (nepotvrzená), Gliese 667 Cc.[zdroj?]

Omezený počet exoplanet má vlastní jména schválená IAU. Jiné standardy pro pojmenování exoplanet neexistují.

Historie

[editovat | editovat zdroj]

Rané spekulace

[editovat | editovat zdroj]

Vědci, filozofové a autoři science fiction se po celá staletí domnívali, že existují planety mimo naši sluneční soustavu,[18] ale neexistoval žádný způsob jak je objevit, jakým způsobem zjistit jejich početnost či podobnost s planetami naší sluneční soustavy.

Víru v existenci exoplanet lze nalézt již v učení starořeckého filozofa Epikúra ze Samu (341 př. n. l. – 270 př. n. l.).[19]

„ Existuje nekonečně mnoho světů, podobných tomu našemu, i naprosto odlišných. “
— Epikúros

V šestnáctém století italský filozof Giordano Bruno, zastánce Koperníkovy teorie, vyslovil domněnku, že Země spolu s ostatními planetami obíhá okolo Slunce (heliocentrismus), a ostatní hvězdy se podobají Slunci a jsou též doprovázeny planetami.[19]

V osmnáctém století Isaac Newton ve svém díle „General Scholium“, které uzavírá jeho Principii, napsal: „A pokud jsou pevné hvězdy centry jiných podobných systémů, tyto, formované s obdobným záměrem, musí být všechny podrobeny Jeho nadvládě“.[20]

V roce 1952, více než 40 let předtím, než byl objeven první horký Jupiter, napsal Otto Struve, že neexistuje žádný přesvědčivý důvod, proč by se planety nemohly přiblížit ke své mateřské hvězdě více než je tomu ve sluneční soustavě, a navrhl, že by dopplerovská spektroskopie spolu s tranzitní metodou mohla objevit super Jupitery na oběžných drahách v blízkosti hvězd.[21]

Vyvrácené objevy

[editovat | editovat zdroj]

První pokusy o hledání exoplanet byly uskutečněny již v devatenáctém století. William Stephen Jacob z Britské východoindické společnosti na observatoři Madras ve východní Indii v roce 1855 oznámil, že z pozorování dvojhvězdy 70 Ophiuchi usoudil, že oběžná dráha obou hvězd vykazuje anomálie a je vysoce pravděpodobné, že v tomto systému existuje planetární těleso.[22] V osmdesátých letech dvacátého století Thomas J. J. See z Chicagské univerzity a United States Naval Observatory oznámil, že anomálie oběžné dráhy naznačují existenci tmavého tělesa v systému 70 Ophiuchi s 36letou oběžnou dobou vůči jedné z hvězd.[23] Americký astronom Forest Ray Moulton ale publikoval dokument, který dokazuje, že systém tří těles s těmito parametry oběžných drah by byl vysoce nestabilní.[24] Během padesátých a šedesátých let provedl Peter van de Kamp z Swarthmore College další měření, týkající se tentokrát planet obíhajících Barnardovu hvězdu.[25] Astronomové v současnosti považují všechny výše zmiňované zprávy o objevech exoplanet za chybné.[26]

V roce 1991 Andrew Lyne, M. Bailes a S. L. Shemar zveřejnili, že objevili planetu na oběžné dráze kolem pulsaru PSR 1829-10, pomocí variací periody rádiových impulsů pulsaru.[27] Zprávě se krátce dostalo velké pozornosti, ale Lyne a jeho tým ji brzy stáhli.[28]

Potvrzené objevy

[editovat | editovat zdroj]
Tři planety hvězdy HR 8799, jak je zobrazil Haleův dalekohled. Světlo z centrální hvězdy je zastíněno koronografem.
2MASS J044144 je hnědý trpaslík s průvodcem 5 až 10násobku hmotnosti Jupiteru.
Snímek AB Pictoris zobrazujícího společníka (vlevo dole), který je buď hnědým trpaslíkem nebo hmotnou planetou

K 31. říjnu 2023 bylo v Extrasolar Planets Encyclopaedia uvedeno celkem 5521 potvrzených exoplanet, včetně několika sporných potvrzených planet z konce 80. let 20. století.[3] Malá část exoplanet byla objevena přímým zobrazením, převážná většina z nich byla objevena nepřímými metodami, například tranzitní metodou či měřením radiální rychlosti hvězdy.

První zveřejněný objev, který získal následné potvrzení, byl oznámen v roce 1988 kanadskými astronomy Brucem Campbellem, G. A. H. Walkerem a Stephensonem Yangem z University of Victoria a University of British Columbia.[29] Ačkoli byli opatrní při tvrzení o objevu planety, jejich měření radiální rychlosti naznačovalo existenci planety obíhající okolo hvězdy Gama Cephei. Částečně proto, že pozorování byla na hranici možností přístrojů té doby, astronomové zůstávali několik let skeptičtí ohledně pozorování hvězdy a dalších podobných pozorování. Byl předpoklad, že některé ze zdánlivých planet mohou být hnědými trpaslíky, objekty na pomezí mezi planetami a hvězdami. V roce 1990 byla publikována další pozorování, která podporovala existenci planety obíhající Gama Cephei,[30] ale následná pozorování v roce 1992 znovu vyvolala vážné pochybnosti.[31] Konečně v roce 2003 vylepšená technika umožnila potvrzení existence planety.[32]

Dne 9. ledna 1992 v rozhlasovém vysílání astronomové Aleksander Wolszczan a Dale Frail oznámili objev dvou planet obíhajících okolo pulsaru PSR 1257+12.[33] Tento objev byl potvrzen a je obecně považován za první potvrzený objev exoplanet. Následná pozorování tyto výsledky potvrdila a potvrzení třetí planety v roce 1994 oživilo téma v populárním tisku.[34] Předpokládá se, že planety obíhající okolo pulsaru se zformovaly ze zbytků po výbuchu supernovy, jinak by byly zbývajícími skalnatými jádry plynných obrů, které přežily výbuch supernovy a poté se rozpadly na její oběžné dráze.

Dne 6. října 1995 oznámili Michel Mayor a Didier Queloz z Ženevské univerzity první definitivní detekci exoplanety obíhající hvězdu hlavní posloupnosti, a to u nedaleké hvězdy typu G 51 Pegasi.[35][36] Exoplaneta byla objevena přístroji v Observatoire de Haute-Provence. Její detekce je považována za počátek moderní doby objevů exoplanet. Technologický pokrok, zejména ve spektroskopii s vysokým rozlišením, vedl k rychlému objevování mnoha nových exoplanet, astronomové mohli prokazovat existenci exoplanet nepřímo měřením jejich gravitačního vlivu na pohyb jejich hostitelských hvězd. Větší počet extrasolárních planet byl později objeven sledováním změny ve zdánlivé velikosti hvězdy při tranzitu planety, která ji obíhá (pokles jasu při přechodu planety před hvězdou).

Většina prvních známých exoplanet byly značně hmotné planety obíhající velmi blízko své mateřské hvězdy. Tyto tzv. "horké Jupitery" byly pro astronomy překvapením, protože tehdejší teorie vzniku planet naznačovaly, že obří planety by se měly tvořit jen ve větší vzdálenosti od mateřské hvězdy. Později byly nalezeny i další planety, a nakonec bylo zřejmé, že horké Jupitery netvoří většinu exoplanet.

V roce 1999 se Ypsilon Andromedae stala první hvězdou hlavní posloupnosti, o níž se ví, že ji obíhá několik planet.[37] Na oběžné dráze kolem hvězdy Kepler-16 je první známá planeta, která obíhá kolem dvojhvězdy hlavní posloupnosti.[38]

Dne 26. února 2014 NASA oznámila objev 715 potvrzených exoplanet u celkem 305 hvězd vesmírným dalekohledem Kepler.[39][40][41] Tyto exoplanety byly zkontrolovány novou statistickou metodou, která byla nazvána „potvrzení díky mnohačetnosti“. Před zveřejněním těchto výsledků mezi potvrzenými planetami převažovali plynní obři velikosti srovnatelné s Jupiterem, případně ještě větší planety, které se dají snadněji objevit Naopak planety objevené sondou Kepler se svou velikostí většinou pohybují mezi velikostí Neptunu a Země.[39]

23. července 2015 NASA oznámila objev planety Kepler-452b obíhající v obyvatelné zóně hvězdu typu G2 v malé vzdálenosti od Země.[42]

Objevování kandidátů planet

[editovat | editovat zdroj]

Od března 2014 identifikovala sonda Kepler více než 2900 planetárních kandidátů, z nichž některé jsou planetami pozemského typu nacházející se v obyvatelné zóně hvězdy, některé z nich navíc obíhají okolo hvězd podobných Slunci.[4][5][39]

Metody výzkumu

[editovat | editovat zdroj]

První exoplaneta obíhající hvězdu hlavní posloupnosti byla objevena 6. října 1995 a dostala jméno 51 Pegasi b.[43] Když exoplaneta přechází (tranzituje) před svou hvězdou, mohou astronomové posoudit některé její fyzikální vlastnosti z mezihvězdné vzdálenosti, včetně její hmotnosti a velikosti, což jim poskytne základní údaje pro modelování její fyzické struktury.[44] Někdy taková událost navíc umožňuje studovat dynamiku a chemické složení atmosféry exoplanety.[44]

Statistické průzkumy a individuální posuzování planet jsou klíčem k řešení základních otázek v exoplanetologii.[45] Do května 2017 byly k objevu 3 610 exoplanet využity různé techniky.[46] Dokumentování vlastností velkého počtu exoplanet různého stáří, obíhajících hvězdy různých typů, přispěje k většímu porozumění – nebo lepším modelům – planetární formace (akrece), geologické evoluce a migrace jejich oběžné dráhy,[46][47] případně i jejich možné obyvatelnosti.[48] Studium atmosfér exoplanet je novým mezníkem ve vědě o exoplanetách.[49]

Metody objevování exoplanet

[editovat | editovat zdroj]

Asi 97 procent všech potvrzených exoplanet bylo objeveno nepřímými detekčními metodami, zejména měřením radiální rychlosti hvězdy a tranzitní metodou.[48] Pro úspěšné objevování nových planet nebo pro potvrzení již objevených planet se ukázaly jako vhodné následující metody:[50]

  • Přímé zobrazení – v některých případech lze exoplanetu přímo pozorovat, tato možnost se vztahuje spíše na velké planety v menších vzdálenostech od Země
  • Radiální rychlost – v případech, kdy kolem hvězdy obíhá planeta tak hmotná, aby dokázala vychýlit společné těžiště celé hvězdné soustavy natolik, že hvězda se vzhledem k pozorovateli na Zemi od něj periodicky vzdaluje a přibližuje, což se projeví na frekvenci dopadajícího světla
  • Efekt gravitační čočky – zakřivení světla dopadajícího k pozorovateli silným gravitačním polem hvězdy
  • Polarimetrie – zkoumá stočení roviny polarizovaného světla
  • Astrometrie – vychází z měření pozice hvězdy na obloze a její odchylky v důsledku gravitačního působení jejích případných planet
  • Tranzitní metoda – planeta z úhlu pohledu pozorovatele na Zemi přechází před hvězdou, což způsobí snížení jasu hvězdy (úbytek světla)

Vznik a vývoj planet

[editovat | editovat zdroj]
Související informace naleznete také v článcích Akrece (astronomie) a Mlhovinová hypotéza.
Umělecká představa planety obíhající okolo dvou hvězd[51]

Planety se formují po dobu několika desítek miliónů let vývoje hvězdy.[52][53][54] Existují hvězdy a planety, které pozorujeme ve fázi vzniku, ale na druhou stranu takové, jejichž stáří je odhadováno na deset miliard let. Na rozdíl od planet sluneční soustavy, které můžeme pozorovat pouze v jejich současné podobě, nám umožňuje studium exoplanet jejich pozorování v různých fázích planetární evoluce. Když planety vznikají, mají vodíkové obálky, které chladnou a vyvíjejí se v průběhu času v závislosti na hmotnosti planety. Některé planety veškerý vodík nakonec ztratí. To znamená, že i planety pozemského typu mohou v raných fázích vývoje dosahovat velkých rozměrů.[55][56] Příkladem je Kepler-51b, jehož hmotnost je jen zhruba dvojnásobkem hmotnosti Země, ale je téměř tak veliký jako Saturn. Kepler-51b je poměrně mladá planeta, jejíž stáří je odhadováno na stovky milionů let.[57]

Hvězdy s planetami

[editovat | editovat zdroj]
Související informace naleznete také v článku Planetární soustava.
Morgan-Keenanova spektrální klasifikace hvězd

V průměru existuje jedna planeta na každou hvězdu.[8] Přibližně jedna z pěti hvězd podobných Slunci má planetu „velikosti Země“, která obíhá v obyvatelné zóně.[58]

Většina známých hvězd, u nichž byly objeveny exoplanety, se podobá Slunci, tj. jedná se o hvězdy hlavní posloupností spektrální klasifikace F, G nebo K. U menších hvězd (červených trpaslíků spektrální kategorie M) je menší pravděpodobnost, že budou mít planety s dostatečnou hmotností, aby je bylo možno objevit měřením radiální rychlosti hvězdy.[59][60] Navzdory tomu několik planet u červených trpaslíků objevila kosmická sonda Kepler, která k objevům menších planet podobných Zemi využívala tranzitní metodu.

Planety, obzvláště obří planety, se s vyšší pravděpodobností vyskytují u hvězd s vyšší metalicitou než Slunce, než u hvězd s nižší metalicitou.[61]

Některé planety obíhají okolo jedné ze složek dvojhvězdy[62] a bylo objeveno i několik planet, které obíhají společné těžiště obou složek dvojhvězdy. Je rovněž známo několik planet v trojhvězdách,[63] a jedna objevená planeta je součástí čtyřhvězdy Kepler-64.

Obecné vlastnosti

[editovat | editovat zdroj]

Barva a jasnost planet

[editovat | editovat zdroj]

V roce 2013 byla poprvé určena barva exoplanety. Z měření albeda exoplanety HD 189733b vyplývá, že planeta je azurově modrá.[64][65]

Exoplaneta GJ 504 b má v oblasti viditelného spektra růžovofialovou barvu.[66]

Kappa Andromedae b, pokud by byla pozorována z malé vzdálenosti, by vypadala načervenale.[67]

Zdánlivá jasnost planety závisí na tom, v jaké vzdálenosti se nachází pozorovatel, jakou má planeta odrazivost (albedo) a kolik světla přijímá od své hvězdy (což zase závisí na tom, v jaké vzdálenosti je planeta od hvězdy a jakou jasnost má samotná hvězda). Planeta s nízkým albedem, která je blízko své hvězdy, se může jevit jasnější než planeta s vysokým albedem, která je však daleko od své mateřské hvězdy.[68]

Nejtemnější známou planetou z hlediska geometrického albeda je TrES-2b, horký Jupiter, který odráží méně než 1 procento světla ze své hvězdy. Horké Jupitery se jeví poměrně tmavé kvůli přítomnosti sodíku a draslíku v jejich atmosféře, důvod temného zbarvení TrES-2b však není znám - může být způsobeno zatím neznámou chemickou látkou.[69][70][71]

U plynných obrů geometrické albedo klesá se zvyšující se metalicitou a atmosférickou teplotou, pokud se neprojeví vliv planetární oblačnosti. Zvýšená oblačnost zvyšuje albedo ve viditelných vlnových délkách, ale snižuje ho u některých infračervených vlnových délek. Optické albedo se zvyšuje s věkem planety, protože starší planety mají vyšší oblačnost. Optické albedo oproti tomu klesá se zvyšující se hmotností, protože obří planety mají vyšší povrchovou gravitaci, což vede k nižší oblačnosti. Eliptické dráhy mohou rovněž způsobit velké kolísání ve složení atmosféry, což má opět významný vliv na jasnost planety.[72]

V infračerveném oboru spektra mladí a hmotní plynní obři vyzařují více tepelných emisí než odráží světla od své hvězdy. Takže, ačkoli optická jasnost je závislá na fázi planety, není tomu tak vždy v blízké infračervené oblasti spektra.[72]

Teplota plynných obrů klesá v čase a se vzdáleností od hvězdy. Snížení teploty zvyšuje optické albedo i bez oblačnosti. Při dostatečně nízké teplotě vznikají mračna vody, která dále zvyšují optické albedo. Při ještě nižších teplotách vznikají mračna amoniaku, což vede k největšímu albedu ve většině optických a blízkých infračervených vlnových délek.[72]

Magnetické pole

[editovat | editovat zdroj]

V roce 2014 bylo magnetické pole okolo exoplanety HD 209458 b zjištěno podle způsobu jakým planeta ztrácí vodík. Byla to první nepřímá detekce magnetického pole u exoplanety. Magnetické pole HD 209458 b má intenzitu jedné desetiny magnetického pole Jupiteru.[73][74]

Interakce mezi magnetickým polem blízké planety a hvězdou může vytvářet na hvězdě skvrny podobným způsobem, jakým Galileovy měsíce vytváří polární záře na Jupiteru.[75] Rádiové emise těchto skvrn mohou být pozorovány pomocí rádiových dalekohledů, jako je LOFAR.[76][77] Pomocí rádiových emisí lze určit rychlost rotace planety, která je jinak obtížně zjistitelná.[78]

Zemské magnetické pole pravděpodobně vzniká díky tekutému kovovému jádru Země, ale ve hmotných superzemích pod vysokým tlakem mohou vznikat jiné sloučeniny než jaké vznikají za pozemských podmínek. Tyto sloučeniny mohou mít větší viskozitu a vyšší teplotu tání, a mohou zabránit tomu, aby se vnitřek planety rozdělil do různých vrstev, a tak vedly k nediferencovaným plášťům bez jádra. Formy oxidu hořečnatého, jako je MgSi3O12, by mohly být tekutým kovem při tlacích a teplotách vyskytujících se v superzemi a mohly by vytvářet magnetické pole v pláštíi superzemě.[79][80]

Bylo zjištěno, že horké Jupitery mají větší poloměr, než se očekávalo. To by mohlo být způsobeno interakcí mezi hvězdným větrem a magnetosférou planety, která vytváří elektrické proudy, které planetu ohřívají a způsobují její rozpínání. Čím silnější je magnetické pole hvězdy, tím větší intenzitu má hvězdný vítr a tím vzniká i větší elektrický proud, který vede k většímu zahřívání a rozpínání planety. Teorie odpovídá pozorování, že hvězdná aktivita má přímou souvislost s nafouknutými planetárními poloměry.[81]

Desková tektonika

[editovat | editovat zdroj]

V roce 2007 dospěly dva nezávislé týmy vědců k protikladným závěrům o pravděpodobnosti deskové tektoniky na větších superzemích,[82] přičemž jeden tým vydal zprávu, že desková tektonika by byla krátkodobá nebo stagnující[83] a druhý tým vydal protichůdnou zprávu, že desková tektonika je velmi pravděpodobná na superzemích, i když planeta je suchá.[84]

Pokud superzemě mají 80krát více vody než Země, stanou se oceánskými planetami se zcela zaplaveným povrchem. Nicméně pokud množství vody je menší než tato hranice, vodní cyklus přesune dostatek vody hluboko mezi oceány a plášť, a tím umožní existenci kontinentů.[85][86]

Vulkanismus

[editovat | editovat zdroj]

Velké změny povrchové teploty na planetě u hvězdy 55 Cancri jsou připisovány možnému působení vulkanismu, který uvolňuje velká prachová oblaka zakrývající povrch planety a blokující tepelné emise.[87][88]

Prstence

[editovat | editovat zdroj]

Hvězdu 1SWASP J140747.93-394542.6 obíhá objekt, který má mnohem větší prstence než Saturn. Hmotnost objektu však není známa; může se tak jednat jak o exoplanetu, tak o hnědého trpaslíka nebo hvězdu s malou hmotností.[89][90]

Jas optických obrazů Fomalhautu b může být způsoben hvězdným světlem odrážejícím se od prstence s poloměrem odpovídajícím 20 až 40násobku poloměru Jupiteru, tedy zhruba poloměru oběžných drah galileových měsíců.[91]

Prstence plynných obrů ve sluneční soustavě jsou v jedné rovině s rovníkem planety. U exoplanet, které obíhají blízko své hvězdy, však slapové síly hvězdy způsobí, že nejvzdálenější prstence planety se budou nacházet v orbitální rovině planety, zatímco nejvnitřnější prstence stále budou v jedné rovině s planetárním rovníkem. Má-li tedy taková planeta nakloněnou rotační osu, odlišné sklony rovin vnitřních a vnějších prstenců povedou k vytvoření systému s "pokroucenými" prstenci.[92]

Měsíce

[editovat | editovat zdroj]

V prosinci roku 2013 byl oznámen kandidát na exoměsíc u toulavé planety.[93] Dne 3. října 2018 byl oznámen objev prvního exoměsíce obíhajícího planetu Kepler-1625b.[94]

Atmosféra

[editovat | editovat zdroj]

Atmosféra byla zjištěna u několika exoplanet. Poprvé byla pozorována u planety HD 209458 b v roce 2001.[95]

KIC 12557548 b je malou planetou se skalnatým povrchem, která obíhá velmi blízko své hvězdy, a v okolí planety se nachází obrovský oblak prachu jako ohon u komety.[96] Prach může pocházet se sopečných výbuchů a z planety uniká díky její nízké gravitaci, a díky malé vzdálenosti od hvězdy se postupně vypařuje. Nebo se jedná o kovy, které se kvůli malé vzdálenosti od hvězdy postupně vypařují a které poté zkondenzují na prach.[97]

V červnu 2015 vědci uvedli, že atmosféra planety GJ 436 b se odpařuje vlivem záření hostitelské hvězdy[98], což vede ke vzniku obrovského oblaku za planetou ve tvaru ohonu dlouhého 14×106 km.

V květnu roku 2017 byl zachycen odraz světla z ledových krystalů v atmosféře Země.[99][100] Technologie použitá k jeho detekci může být užitečná pro studium atmosfér vzdálených světů včetně exoplanet.

Vázaná rotace

[editovat | editovat zdroj]

U planety s vázanou rotaci s rezonancí 1:1 její mateřská hvězda svítí stále na jednu polokouli, tato polokoule je proto velice horká, kdežto druhá polokoule se nachází v temnotě a je velice mrazivá. Taková planeta by mohla připomínat oční bulvu s horkou skvrnou.[101] Planety s excentrickou oběžnou dráhou mohou být uzamčeny v jiné rezonanci. Rezonance 3:2 a 5:2 by vedly ke vzniku dvou horkých skvrn na východní i západní polokouli.[102] Planety s excentrickou oběžnou dráhou a se skloněnou osou rotace mohou mít složitější pohyb své hvězdy na obloze.[103]

Související informace naleznete také v článcích Astrobiologie, Obyvatelná zóna a Planetární habitabilita.

Jak jsou objevovány další exoplanety, exoplanetologie má stále více objektů pro podrobnější studium extrasolárních světů a nakonec se bude zabývat perspektivou života na planetách mimo sluneční soustavu.[48] V kosmických vzdálenostech může být život zjištěn pouze tehdy, vyvíjí-li se v planetárním měřítku a silně modifikuje planetární prostředí takovým způsobem, že tyto modifikace nelze vysvětlit klasickými fyzikálně-chemickými procesy (z rovnovážných procesů).[48] Například molekulární kyslík (O2) v atmosféře Země je výsledkem fotosyntézy živých rostlin a mnoha dalších druhů mikroorganismů. Atmosférický kyslík proto může být jedním z indikátorů života na exoplanetách, ačkoli malé množství kyslíku může být rovněž produkováno nebiologickými prostředky.[104] Potenciálně obyvatelná planeta navíc musí obíhat stabilní hvězdu ve vzdálenosti, v níž mohou objekty s hmotností planety s dostatečným atmosférickým tlakem umožňovat existenci kapalné vody na svém povrchu.[105][106]

Kulturní dopad

[editovat | editovat zdroj]

Dne 9. května 2013 uspořádal americký Kongres slyšení dvou podvýborů Sněmovny reprezentantů Spojených států o objevech exoplanet: Našli jsme jiné země? vyvolaného objevem exoplanety Kepler-62f, Kepler-62e a Kepler-62c. Zvláštní vydání časopisu Science, které vyšlo již dříve, popisuje objevy exoplanet.[107]

Odkazy

[editovat | editovat zdroj]

Poznámky

[editovat | editovat zdroj]
  1. ↑ V této statistice 1 z 5 pojem podobná Slunci označuje hvězdu spektrálního typu G. Data pro hvězdy podobné Slunci nejsou k dispozici, takže tato statistika je extrapolací z dat o hvězdách typu K
  2. ↑ V této statistice 1 z 5 pojem velikost Země znamená 1 až 2 poloměry Země
  3. ↑ V této statistice 1 z 5 pojem obyvatelná zóna označuje region s 0,25 až 4násobkem slunečního toku na Zemi (odpovídá 0,5-2 AU pro Slunce).
  4. ↑ Asi čtvrtina hvězd v naší galaxii jsou hvězdy spektrálního typu G a K. Počet hvězd v galaxii není přesně znám, ale za předpokladu 200 miliard hvězd bude mít Mléčná dráha asi 50 miliard hvězd podobných Slunci, z nichž asi jedna z pěti (22 %) neboli 11 miliard mohou mít planety v obyvatelné zóně. Při započítání červených trpaslíků by se počet obyvatelných planet zvýšil na 40 miliard.

Reference

[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Exoplanet na anglické Wikipedii.

  1. ↑ INFORMATION@ESO.ORG. Planet Population is Plentiful - Planets around stars are the rule rather than the exception. www.eso.org [online]. [cit. 2017-05-29]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2012-01-13. (anglicky) 
  2. ↑ ETD - Exoplanet Transit Database. var2.astro.cz [online]. [cit. 2017-05-29]. Dostupné online. 
  3. ↑ a b The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing. exoplanet.eu [online]. [cit. 2017-05-28]. Dostupné online. 
  4. ↑ a b COLEN, Jerry. Kepler. NASA [online]. NASA, 2013-11-05 [cit. 2017-06-01]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu. 
  5. ↑ a b NORTHON, Karen. NASA Kepler Results Usher in a New Era of Astronomy. NASA. 2015-04-14. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky) 
  6. ↑ TENENBAUM, Peter; JENKINS, Jon M.; SEADER, Shawn. Detection of Potential Transit Signals in the First 12 Quarters of Kepler Mission Data. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2013, roč. 206, čís. 1, s. 5. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0067-0049. DOI 10.1088/0067-0049/206/1/5. (anglicky) 
  7. ↑ "My God, it's full of planets! They should have sent a poet." - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo. phl.upr.edu [online]. [cit. 2017-05-29]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2015-07-25. 
  8. ↑ a b CASSAN, A.; KUBAS, D.; BEAULIEU, J.-P. One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations. Nature. Roč. 481, čís. 7380, s. 167–169. Dostupné online. DOI 10.1038/nature10684. 
  9. ↑ Milky Way may host billions of Earth-size planets. Los Angeles Times. 2013-11-04. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0458-3035. (anglicky) 
  10. ↑ DENIS-P J082303.1-491201 b. exoplanetarchive.ipac.caltech.edu [online]. [cit. 2017-05-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  11. ↑ SAHLMANN, J.; LAZORENKO, P. F.; SÉGRANSAN, D. Astrometric orbit of a low-mass companion to an ultracool dwarf. Astronomy & Astrophysics. 2013-08-01, roč. 556. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201321871. (anglicky) 
  12. ↑ ANGLADA-ESCUDÉ, Guillem; AMADO, Pedro J.; BARNES, John. A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri. Nature. 2016-08-25, roč. 536, čís. 7617, s. 437–440. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/nature19106. (anglicky) 
  13. ↑ OVERBYE, Dennis. So Many Earth-Like Planets, So Few Telescopes. The New York Times. 2015-01-06. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0362-4331. 
  14. ↑ BEICHMAN, C.; GELINO, Christopher R.; KIRKPATRICK, J. Davy. WISE Y Dwarfs as Probes of the Brown Dwarf-Exoplanet Connection. The Astrophysical Journal. 2014, roč. 783, čís. 2, s. 68. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/783/2/68. (anglicky) 
  15. ↑ A Guide to Lonely Planets in the Galaxy. Phenomena [online]. 2014-03-13 [cit. 2017-05-28]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2014-03-13. 
  16. ↑ STRIGARI, Louis E.; BARNABE, Matteo; MARSHALL, Philip J. Nomads of the Galaxy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2012-06-21, roč. 423, čís. 2, s. 1856–1865. Dostupné online [cit. 2017-05-28]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1111/j.1365-2966.2012.21009.x. 
  17. ↑ International Astronomical Union | IAU. www.iau.org [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné online. 
  18. ↑ 1992 --"The Year the Milky Way's Planets Came to Life" (VIEW VIDEO). The Daily Galaxy --Great Discoveries Channel [online]. [cit. 2017-05-29]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-01-11. 
  19. ↑ a b HOUDEK, František; 2015, 24 10; STRUČNĚ. Světy odjinud: 20 let od objevu první exoplanety - Vesmír. Vesmír [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-06-20. 
  20. ↑ BRUCE., Brackenridge, J. The key to Newton's dynamics : the Kepler problem and the "Principia". [s.l.]: University of California Press Dostupné online. ISBN 0520202171. OCLC 60191008 
  21. ↑ Otto Struve: Prognostications on Extrasolar Planets made in 1952. w.astro.berkeley.edu [online]. [cit. 2017-05-29]. 
  22. ↑ LUTHER, M. Discovery of a New Planet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1855-07-12, roč. 15, čís. 9, s. 228–230. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/15.9.228. 
  23. ↑ SEE, T. J. J. Researches on the orbit of 70 Ophiuchi, and on a periodic perturbation in the motion of the system arising from the action of an unseen body. The Astronomical Journal. 1896-01-01, roč. 16, s. 17–23. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0004-6256. DOI 10.1086/102368. 
  24. ↑ SHERRILL, Thomas J. A Career of Controversy: The Anomaly of T.J.J. See. Journal for the History of Astronomy. 2016-07-22, roč. 30, čís. 1, s. 25–50. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. DOI 10.1177/002182869903000102. (anglicky) 
  25. ↑ VAN DE KAMP, P. Alternate dynamical analysis of Barnard's star.. The Astronomical Journal. 1969-08-01, roč. 74, s. 757–759. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0004-6256. DOI 10.1086/110852. 
  26. ↑ BOSS, Alan. The crowded universe : the search for living planets. 1. vyd. [s.l.]: Basic Books, 2009. 256 s. Dostupné online. ISBN 9780465009367. OCLC 636133890 S. 31 až 32. 
  27. ↑ BAILES, M.; LYNE, A. G.; SHEMAR, S. L. A planet orbiting the neutron star PSR1829 - 10. Nature. 1991-07-01, roč. 352, s. 311–313. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/352311a0. 
  28. ↑ LYNE, A. G.; BAILES, M. No planet orbiting PS R1829-10. Nature. 1992-01-01, roč. 355, s. 213. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/355213b0. 
  29. ↑ CAMPBELL, Bruce; WALKER, G. a. H.; YANG, S. A search for substellar companions to solar-type stars. The Astrophysical Journal. 1988-08-01, roč. 331, s. 902–921. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/166608. (anglicky) 
  30. ↑ LAWTON, A. T.; WRIGHT, P. A planetary system for Gamma Cephei?. Journal of the British Interplanetary Society. 1989-07-01, roč. 42, s. 335. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0007-084X. 
  31. ↑ WALKER, Gordon A. H.; BOHLENDER, David A.; WALKER, Andrew R. Gamma Cephei - Rotation or planetary companion?. The Astrophysical Journal. 1992-09-01, roč. 396, s. L91–L94. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/186524. (anglicky) 
  32. ↑ HATZES, Artie P.; COCHRAN, William D.; ENDL, Michael. A Planetary Companion to ? Cephei A. The Astrophy sical Journal. 2003, roč. 599, čís. 2, s. 1383. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/379281. (anglicky) 
  33. ↑ WOLSZCZAN, A.; FRAIL, D. A. A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. Nature. 1992-01-09, roč. 355, čís. 6356, s. 145–147. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. DOI 10.1038/355145a0. (anglicky) 
  34. ↑ Scientists Uncover Evidence of New Planets Orbiting Star - The Tech. tech.mit.edu [online]. [cit. 2017-05-29]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2013-05-17. 
  35. ↑ MAYOR, Michel; QUELOZ, Didier. A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature. 1995-11-01, roč. 378, s. 355–359. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/378355a0. 
  36. ↑ 365 days: Nature's 10. Nature. 2013-12-19, roč. 504, čís. 7480, s. 357–365. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. DOI 10.1038/504357a. (anglicky) 
  37. ↑ LISSAUER, Jack J. Three planets for Upsilon Andromedae. Nature. 1999-04-22, roč. 398, čís. 6729, s. 659–659. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/19409. (anglicky) 
  38. ↑ DOYLE, Laurance R.; CARTER, Joshua A.; FABRYCKY, Daniel C. Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet. Science. 2011-09-16, roč. 333, čís. 6049, s. 1602–1606. PMID 21921192. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1210923. PMID 21921192. (anglicky) 
  39. ↑ a b c JOHNSON, Michele. NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds. NASA. 2015-04-13. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky)  Archivováno 29. 12. 2018 na Wayback Machine.
  40. ↑ Population of Known Alien Planets Nearly Doubles as NASA Discovers 715 New Worlds. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. 
  41. ↑ AMOS, Jonathan. Kepler telescope bags huge haul of planets. BBC News. 2014-02-26. Dostupné online [cit. 2017-05-29]. (anglicky) 
  42. ↑ JOHNSON, Michele. NASA’s Kepler Mission Discovers Bigger, Older Cousin to Earth. NASA. 2015-07-23. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky) 
  43. ↑ Exoplanet Anniversary: From Zero to Thousands in 20 Years. NASA/JPL [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné online. 
  44. ↑ a b CHARBONNEAU, David. The Era of Comparative Exoplanetology. In: [s.l.]: [s.n.], 2008-05-01. Dostupné online. Svazek 212. S. 54.01.
  45. ↑ DESERT, Jean-Michel; DEMING, Drake; KNUTSON, Heather. New Frontiers for Comparative Exoplanetology In the Era of Kepler. Spitzer Proposal. 2012-09-01, s. 90092. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. 
  46. ↑ a b The Extrasolar Planet Encyclopaedia — Catalog Listing. exoplanet.eu [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné online. 
  47. ↑ KRAUS, Adam L.; IRELAND, Michael J. LkCa 15: A Young Exoplanet Caught at Formation?. The Astrophysical Journal. 2012-01-20, roč. 745, čís. 1, s. 5. ArXiv: 1110.3808. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/745/1/5. 
  48. ↑ a b c d OLLIVIER, Marc; MAUREL, Marie-Christine. Planetary Environments and Origins of Life. BIO Web of Conferences. 2014, roč. 2. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 2117-4458. DOI 10.1051/bioconf/20140200001. (anglicky) 
  49. ↑ MADHUSUDHAN, Nikku; AGÚNDEZ, Marcelino; MOSES, Julianne I. Exoplanetary Atmospheres—Chemistry, Formation Conditions, and Habitability. Space Science Reviews. 2016-12-01, roč. 205, čís. 1–4, s. 285–348. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0038-6308. DOI 10.1007/s11214-016-0254-3. PMID 28057962. (anglicky) 
  50. ↑ OLLIVIER, M; ENCRENAZ, T. Planetary Systems - Detection, Formation and Habitability of Extrasolar Planets. Berlin: Springer, 2008. 
  51. ↑ INFORMATION@ESO.ORG. Artist’s impression of exoplanet orbiting two stars. www.spacetelescope.org [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné online. (anglicky) 
  52. ↑ MAMAJEK, Eric E.; USUDA, Tomonori; TAMURA, Motohide. Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks. AIP Conference Proceedings. 2009-08-05, roč. 1158, čís. 1, s. 3–10. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0094-243X. DOI 10.1063/1.3215910. 
  53. ↑ RICE, W. K. M.; ARMITAGE, Philip J. On the Formation Timescale and Core Masses of Gas Giant Planets. The Astrophysical Journal Letters. 2003, roč. 598, čís. 1, s. L55. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 1538-4357. DOI 10.1086/380390. (anglicky) 
  54. ↑ YIN, Qingzhu; JACOBSEN, S. B.; YAMASHITA, K. A short timescale for terrestrial planet formation from Hf–W chronometry of meteorites. Nature. 2002-08-29, roč. 418, čís. 6901, s. 949–952. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0028-0836. DOI 10.1038/nature00995. (anglicky) 
  55. ↑ LAMMER, H.; STÖKL, A.; ERKAEV, N. V. Origin and loss of nebula-captured hydrogen envelopes from ‘sub’- to ‘super-Earths’ in the habitable zone of Sun-like stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014-04-21, roč. 439, čís. 4, s. 3225–3238. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/stu085. 
  56. ↑ JOHNSON, Robert E. Thermally Driven Atmospheric Escape. The Astrophysical Journal. 2010, roč. 716, čís. 2, s. 1573. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/716/2/1573. (anglicky) 
  57. ↑ MASUDA, Kento. Very Low Density Planets around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event. The Astrophysical Journal. 2014, roč. 783, čís. 1, s. 53. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/783/1/53. (anglicky) 
  58. ↑ PETIGURA, Erik A.; HOWARD, Andrew W.; MARCY, Geoffrey W. Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars. Proceedings of the National Academy of Sciences. 2013-11-26, roč. 110, čís. 48, s. 19273–19278. PMID 24191033. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0027-8424. DOI 10.1073/pnas.1319909110. PMID 24191033. (anglicky)  Archivováno 25. 6. 2018 na Wayback Machine.
  59. ↑ CUMMING, Andrew; BUTLER, R. Paul; MARCY, Geoffrey W. The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2008-05-01, roč. 120, čís. 867, s. 531–554. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 1538-3873. DOI 10.1086/588487. (anglicky) 
  60. ↑ BONFILS, X.; FORVEILLE, T.; DELFOSSE, X. The HARPS search for southern extra-solar planets. Astronomy & Astrophysics. 2005-12-01, roč. 443, čís. 3, s. L15–L18. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361:200500193. (anglicky) 
  61. ↑ WANG, Ji; FISCHER, Debra A. Revealing a Universal Planet–Metallicity Correlation for Planets of Different Sizes Around Solar-type Stars. The Astronomical Journal. 2015, roč. 149, čís. 1, s. 14. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1088/0004-6256/149/1/14. (anglicky) 
  62. ↑ Science work. www.univie.ac.at [online]. [cit. 2017-05-30]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2014-10-31. (anglicky) 
  63. ↑ SCHWARZ, Richard. STAR-DATA [online]. [cit. 2017-06-01]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2015-09-19. 
  64. ↑ GARNER, Rob. NASA Hubble Finds a True Blue Planet. NASA. 2016-10-31. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. (anglicky) 
  65. ↑ EVANS, Thomas M.; PONT, Frédéric; SING, David K. The Deep Blue Color of HD 189733b: Albedo Measurements with Hubble Space Telescope/Space Telescope Imaging Spectrograph at Visible Wavelengths. The Astrophysical Journal Letters. 2013, roč. 772, čís. 2, s. L16. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 2041-8205. DOI 10.1088/2041-8205/772/2/L16. (anglicky) 
  66. ↑ KUZUHARA, M.; TAMURA, M.; KUDO, T. Direct Imaging of a Cold Jovian Exoplanet in Orbit around the Sun-like Star GJ 504. The Astrophysical Journal. 2013, roč. 774, čís. 1, s. 11. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/774/1/11. (anglicky) 
  67. ↑ CARSON, J.; THALMANN, C.; JANSON, M. Direct Imaging Discovery of a "Super-Jupiter" around the Late B-type Star ? And. The Astrophysical Journal Letters. 2013, roč. 763, čís. 2, s. L32. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 2041-8205. DOI 10.1088/2041-8205/763/2/L32. (anglicky) 
  68. ↑ The Apparent Brightness and Size of Exoplanets and their Stars - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo. phl.upr.edu [online]. [cit. 2017-05-31]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2014-08-12. 
  69. ↑ Coal-Black Alien Planet Is Darkest Ever Seen. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. 
  70. ↑ KIPPING, David M.; SPIEGEL, David S. Detection of visible light from the darkest world. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 2011-10-01, roč. 417, čís. 1, s. L88–L92. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 1745-3925. DOI 10.1111/j.1745-3933.2011.01127.x. 
  71. ↑ BARCLAY, Thomas; HUBER, Daniel; ROWE, Jason F. Photometrically Derived Masses and Radii of the Planet and Star in the TrES-2 System. The Astrophysical Journal. 2012, roč. 761, čís. 1, s. 53. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/761/1/53. (anglicky) 
  72. ↑ a b c BURROWS, Adam. Scientific Return of Coronagraphic Exoplanet Imaging and Spectroscopy Using WFIRST. arXiv:1412.6097 [astro-ph]. 2014-12-18. ArXiv: 1412.6097. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. 
  73. ↑ Unlocking the Secrets of an Alien World's Magnetic Field. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. 
  74. ↑ KISLYAKOVA, Kristina G.; HOLMSTRÖM, Mats; LAMMER, Helmut. Magnetic moment and plasma environment of HD 209458b as determined from Ly? observations. Science. 2014-11-21, roč. 346, čís. 6212, s. 981–984. PMID 25414310. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1257829. PMID 25414310. (anglicky) 
  75. ↑ Footprint of a Magnetic Exoplanet - Sky & Telescope. Sky & Telescope. 2004-01-09. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky) 
  76. ↑ NICHOLS, J. D. Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011-07-01, roč. 414, čís. 3, s. 2125–2138. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x. 
  77. ↑ REDORBIT. Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets - Redorbit. Redorbit. 2011-04-18. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky) 
  78. ↑ Archivovaná kopie. www.faculty.ece.vt.edu [online]. [cit. 2017-06-02]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2016-03-13. 
  79. ↑ Forbidden Planet, Forbidden Chemistry. Chemical Heritage Foundation. 2016-07-26. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. (anglicky) 
  80. ↑ Super-Earth planets may have a form of liquid metal that makes magnesium oxide flow like water inside, allowing for magnetic fields that could shield life from space radiation.. Space.com. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. 
  81. ↑ BUZASI, D. Stellar Magnetic Fields as a Heating Source for Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal Letters. 2013, roč. 765, čís. 2, s. L25. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 2041-8205. DOI 10.1088/2041-8205/765/2/L25. (anglicky) 
  82. ↑ VALENCIA, Diana; O'CONNELL, Richard J. Convection scaling and subduction on Earth and super-Earths. Earth and Planetary Science Letters. 2009-09-15, roč. 286, čís. 3, s. 492–502. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. DOI 10.1016/j.epsl.2009.07.015. 
  83. ↑ O'NEILL, C.; LENARDIC, A. Geological consequences of super-sized Earths. Geophysical Research Letters. 2007-10-01, roč. 34, čís. 19, s. L19204. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1029/2007GL030598. (anglicky) 
  84. ↑ VALENCIA, Diana; O’CONNELL, Richard J.; SASSELOV, Dimitar D. Inevitability of Plate Tectonics on Super-Earths. The Astrophysical Journal Letters. 2007, roč. 670, čís. 1, s. L45. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 1538-4357. DOI 10.1086/524012. (anglicky) 
  85. ↑ Super Earths Likely To Have Both Oceans and Continents - Astrobiology. astrobiology.com [online]. [cit. 2017-05-31]. Dostupné online. (anglicky) 
  86. ↑ COWAN, Nicolas B.; ABBOT, Dorian S. Water Cycling between Ocean and Mantle: Super-Earths Need Not Be Waterworlds. The Astrophysical Journal. 2014, roč. 781, čís. 1, s. 27. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/781/1/27. (anglicky) 
  87. ↑ Astronomers May Have Found Volcanoes 40 Light-Years From Earth. National Geographic News [online]. 2015-05-06 [cit. 2017-05-31]. Dostupné online. 
  88. ↑ DEMORY, Brice-Olivier; GILLON, Michael; MADHUSUDHAN, Nikku. Variability in the super-Earth 55 Cnc e. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2016-01-11, roč. 455, čís. 2, s. 2018–2027. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/stv2239. (anglicky) 
  89. ↑ Scientists Discover a Saturn-like Ring System Eclipsing a Sun-like Star. www.spacedaily.com [online]. [cit. 2017-05-31]. Dostupné online. 
  90. ↑ MAMAJEK, Eric E.; QUILLEN, Alice C.; PECAUT, Mark J. Planetary Construction Zones in Occultation: Discovery of an Extrasolar Ring System Transiting a Young Sun-like Star and Future Prospects for Detecting Eclipses by Circumsecondary and Circumplanetary Disks. The Astronomical Journal. 2012, roč. 143, čís. 3, s. 72. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1088/0004-6256/143/3/72. (anglicky) 
  91. ↑ KALAS, Paul; GRAHAM, James R.; CHIANG, Eugene. Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth. Science. 2008-11-28, roč. 322, čís. 5906, s. 1345–1348. PMID 19008414. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.1166609. PMID 19008414. (anglicky) 
  92. ↑ SCHLICHTING, Hilke E.; CHANG, Philip. Warm Saturns: On the Nature of Rings around Extrasolar Planets That Reside inside the Ice Line. The Astrophysical Journal. 2011, roč. 734, čís. 2, s. 117. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/734/2/117. (anglicky) 
  93. ↑ BENNETT, D. P.; BATISTA, V.; BOND, I. A. MOA-2011-BLG-262Lb: A Sub-Earth-Mass Moon Orbiting a Gas Giant Primary or a High Velocity Planetary System in the Galactic Bulge. The Astrophysical Journal. 2014, roč. 785, čís. 2, s. 155. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/785/2/155. (anglicky) 
  94. ↑ KIPPING, David M.; TEACHEY, Alex. Evidence for a large exomoon orbiting Kepler-1625b. Science Advances. 2018-10-01, roč. 4, čís. 10, s. eaav1784. Dostupné online [cit. 2018-12-09]. ISSN 2375-2548. DOI 10.1126/sciadv.aav1784. (anglicky) 
  95. ↑ CHARBONNEAU, David; BROWN, Timothy M.; NOYES, Robert W. Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere. The Astrophysical Journal. 2002, roč. 568, čís. 1, s. 377. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/338770. (anglicky) 
  96. ↑ Evaporating exoplanet stirs up dust. Phys.org. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. 
  97. ↑ New-found exoplanet is evaporating away. TGDaily. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. (anglicky) 
  98. ↑ THE NEW YORK TIMES. A Planet With a Tail Nine Million Miles Long. The New York Times. 2015-08-17. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0362-4331. (anglicky) 
  99. ↑ FLEUR, Nicholas St. Spotting Mysterious Twinkles on Earth From a Million Miles Away. The New York Times. 2017-05-19. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 0362-4331. (anglicky) 
  100. ↑ MARSHAK, Alexander; VÁRNAI, Tamás; KOSTINSKI, Alexander. Terrestrial glint seen from deep space: Oriented ice crystals detected from the Lagrangian point. Geophysical Research Letters. S. 2017GL073248. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. ISSN 1944-8007. DOI 10.1002/2017GL073248. (anglicky) 
  101. ↑ RAYMOND, Sean. Forget “Earth-Like”—We’ll First Find Aliens on Eyeball Planets. Nautilus. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-06-23.  Archivováno 23. 6. 2017 na Wayback Machine.
  102. ↑ DOBROVOLSKIS, Anthony R. Insolation patterns on eccentric exoplanets. Icarus. 2015-04-01, roč. 250, s. 395–399. Dostupné online [cit. 2017-06-01]. DOI 10.1016/j.icarus.2014.12.017. 
  103. ↑ Patterns of Sunlight on Extra-Solar Planets | SETI Institute. www.seti.org [online]. [cit. 2017-06-02]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2017-06-23. 
  104. ↑ Oxygen Is Not Definitive Evidence of Life on Extrasolar Planets - Astrobiology. astrobiology.com [online]. [cit. 2017-05-31]. Dostupné online. (anglicky) 
  105. ↑ KOPPARAPU, Ravi Kumar. A Revised Estimate of the Occurrence Rate of Terrestrial Planets in the Habitable Zones around Kepler M-dwarfs. The Astrophysical Journal Letters. 2013, roč. 767, čís. 1, s. L8. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 2041-8205. DOI 10.1088/2041-8205/767/1/L8. (anglicky) 
  106. ↑ CRUZ, Maria; COONTZ, Robert. Alien Worlds Galore. Science. 2013-05-03, roč. 340, čís. 6132, s. 565–565. PMID 23641107. Dostupné online [cit. 2017-05-31]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.340.6132.565. PMID 23641107. (anglicky) 
  107. ↑ CRUZ, Maria; COONTZ, Robert. Alien Worlds Galore. Science. 2013-05-03, roč. 340, čís. 6132, s. 565–565. PMID 23641107. Dostupné online [cit. 2017-05-30]. ISSN 0036-8075. DOI 10.1126/science.340.6132.565. PMID 23641107. (anglicky) 

Související články

[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy

[editovat | editovat zdroj]
Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Exoplaneta&oldid=24237354“