Exoplaneta
Exoplaneta
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. lednu 2022 existuje 4 905 potvrzených exoplanet v 3 629 planetárních systémech , přičemž 808 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 blízko 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 planetou je Draugr ( také známá jako PSR B1257+12 A nebo PSR B1257+12 b), což je asi dvojnásobek hmotnosti Měsíce . Nejhmotnější planeta uvedená v NASA Exoplanet Archive je HR 2562 b , asi 30násobek hmotnosti Jupiteru , i když podle některých definic planety (založené na jaderné fúzi deuteria ), je příliš masivní na to, aby šlo o planetu a může to být hnědý trpaslíknamísto. Známé doby oběhu exoplanet se pohybují od několika hodin (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 důkazy, že mohou existovat extragalaktické planety , exoplanety vzdálenější v galaxiích za místní galaxií Mléčná dráha. 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 , kde je možné , aby na povrchu existovala kapalná voda, nezbytný předpoklad života na Zemi. Studium planetární obyvatelnosti také bere v úvahu širokou škálu dalších faktorů při určování vhodnosti planety pro hostitele života.
Darebné planety jsou ty, které neobíhají kolem žádné hvězdy. Takové objekty jsou považovány za samostatnou kategorii planet, zvláště pokud se jedná o plynné obry , kteří jsou často považováni za subhnědé trpaslíky . Nečestné planety v Mléčné dráze se možná počítají na miliardy nebo více.
Definice
IAU
Oficiální definice termínu 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:
Tato pracovní definice byla změněna komisí IAU F2: Exoplanets and the Solar System v srpnu 2018.Oficiální pracovní definice exoplanety je nyní následující:
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 gravitační nestabilitou 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 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 fyzikálně nemotivované pro planety s kamennými jádry a z hlediska 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 přibližně 5 hmotností Jupiteru.
Nomenklatura
Exoplaneta HIP 65426b je první objevenou planetou kolem hvězdy HIP 65426 . Hlavní článek: Konvence pojmenování exoplanet
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 dalšími planetami v pořadí podle velikosti oběžné dráhy. Existuje provizorní norma schválená IAU, aby se přizpůsobila 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 existují, 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 rozprášena na prach. prach pak padá na hvězdu.
K prvnímu podezřelému vědeckému odhalení exoplanety došlo v roce 1988. Krátce poté 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 na čtyřdenní oběžné dráze kolem blízké hvězdy 51 Pegasi nalezena obří planeta . Některé exoplanety byly zobrazeny přímo dalekohledy, ale velká většina byla detekována nepřímými metodami, jako je tranzitní metoda a metoda radiální rychlosti.. V únoru 2018 vědci pomocí rentgenové observatoře Chandra v kombinaci s technikou detekce planet zvanou mikročočky našli důkazy o planetách ve vzdálené galaxii a uvedli: "Některé z těchto exoplanet jsou (relativně) malé jako Měsíc, zatímco jiné jsou tak 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 více než bilion.
První spekulace
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 budou podléhat 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.
Diskreditované nároky
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 žádostí o detekci, 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 krátce dostalo intenzivní pozornosti, ale Lyne a jeho tým jej brzy stáhli.
Potvrzené objevy
Hlavní článek: Objevy exoplanetViz také: Seznam prvenství exoplanetTři známé planety hvězdy HR8799 , jak je zobrazil Haleův dalekohled . Světlo z centrální hvězdy bylo zastíněno vektorovým vírovým koronografem .2MASS J044144 je hnědý trpaslík se společníkem o hmotnosti 5-10násobku hmotnosti Jupitera. Není jasné, zda je tento doprovodný objekt sub-hnědý trpaslík nebo planeta.
K 1. lednu 2022 je v Encyklopedii extrasolárních planet uvedeno celkem 4 905 potvrzených exoplanet, včetně několika potvrzení kontroverzních tvrzení z konce 80. let. První zveřejněný 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 . Přestože byli opatrní, pokud jde o tvrzení o detekci planet, jejich pozorování radiální rychlosti naznačovalo, že planeta obíhá kolem hvězdy Gamma Cephei .. Částečně proto, že pozorování byla v té době na samých hranicích přístrojových možností, zůstali astronomové k tomuto a dalším podobným pozorováním několik let skeptičtí. Předpokládalo se, že některé zdánlivé planety mohly být místo toho hnědými trpaslíky , objekty se střední hmotností mezi planetami a hvězdami. V roce 1990 byla publikována další pozorování, která podporovala existenci planety obíhající kolem 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 potvrdila a potvrzení třetí planety v roce 1994 oživilo toto téma v populárním tisku. Tyto pulsar planety se předpokládá, že vznikly z neobvyklých zbytků supernovy , který produkoval pulsar, ve druhém kole tvorby planety, nebo jinak, aby se zbývající skalnaté jádra z plynných obrů které nějak přežily supernovu a pak se rozpadly na své současné dráhy.
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 Michel Mayor a Didier Queloz ze Ženevské univerzity oznámili 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, vedlo 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 byly nejvíce známé exoplanety masivní planety, které obíhají velmi blízko svých mateřských hvězd. Astronomové byli těmito " horkými Jupitery " překvapeni, protože teorie vzniku planet naznačovaly, že obří planety by se měly vytvářet 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 plynnými obry srovnatelnými velikostí s Jupiterem nebo většími, 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 objevila NASA 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,několik z nich má velikost téměř Země a nachází se v obyvatelné zóně, některé kolem hvězd podobných Slunci.
Populace exoplanet - červen 2017Populace exoplanetMalé planety přicházejí ve dvou velikostechPlanety v obyvatelné zóně Kepler
V září 2020 astronomové poprvé ohlásili důkazy o extragalaktické planetě M51 - ULS-1b detekované zákrytem jasného zdroje rentgenového záření (XRS) v galaxii Whirlpool (M51a).
V září 2020 také astronomové používající techniky mikročoček poprvé ohlásili detekci pozemské nebezpečné planety , která není ohraničena žádnou hvězdou a volně se vznáší v galaxii Mléčná dráha.
Metodika
Měření toku plynu v protoplanetárním disku umožňuje detekci exoplanet. Hlavní článek: Metody detekce exoplanet
Asi 97 % všech potvrzených exoplanet bylo objeveno nepřímými technikami detekce, především měřením radiální rychlosti a technikami sledování tranzitu. V poslední době byly techniky singulární optiky použity při hledání exoplanet.
Vznik a evoluce
Viz také: Akrece (astrofyzika) , Nebulární hypotéza a Planetární migrace
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 , akumulují 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 téměř velikost Saturnu, což je stokrát větší hmotnost než Země. Kepler-51b je poměrně mladý, má několik set milionů let.
Hvězdy hostující planetu
Hlavní článek: Hvězdy hostující planetu Morgan-Keenan spektrální klasifikace Umělcův dojem exoplanety obíhající kolem dvou hvězd. [96]
Na jednu hvězdu připadá v průměru alespoň jedna planeta. Asi 1 z 5 hvězd podobných Slunci má v obyvatelné zóně planetu "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 sondou Kepler , která k detekci menších planet používá tranzitní metodu.
Pomocí dat z Keplera byla nalezena korelace mezi metaličností hvězdy a pravděpodobností, že hvězda hostí obří planetu podobnou velikosti Jupiteru . Hvězdy s vyšší metalicitou mají s větší pravděpodobností 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 systémech a jedna ve čtyřnásobném systému Kepler-64 .
Obecné vlastnosti
Viz také: Exoplanetologie
Barva a jas
Viz také: Sudarského klasifikace plynového obra 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 u 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 vede k nižším hloubkám 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 i když 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 silnějšího než na Jupiteru.
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 zkoumání 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 hořečnatého, jako je MgSi 3 O 12 , by mohly být kapalným kovem při tlacích a teplotách nalezených 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 přes planetu, který ji zahřívá a 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 kovovou formu . 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.
Ačkoli 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.
Desková tektonika
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 na super-Zemích velmi pravděpodobná, 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 aktivitě uvolňující velká mračna prachu, která pokrývají 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 .
Atmosféra
Hlavní článek: Atmosféra exoplanet Jasné versus zatažené atmosféry na dvou exoplanetách.
Kolem několika exoplanet byly detekovány atmosféry. Jako první byl pozorován HD 209458 b v roce 2001.
V květnu 2017 bylo zjištěno, že záblesky světla ze Země , viděné jako záblesky z obíhajícího satelitu vzdáleného milion mil, odrážely světlo od ledových krystalů v atmosféře .Technologie použitá k určení tohoto může být užitečná při studiu atmosfér vzdálených světů, včetně těch 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 by mohl být popel vybuchující ze sopek a unikající kvůli nízké povrchové gravitaci malé planety, nebo by mohl pocházet z kovů, které se vypařují při vysokých teplotách, kdy jsou tak blízko hvězdy, přičemž kovové páry poté kondenzují do 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 i nakloněnou osou rotace by měly komplikovanější vzory slunečního záření.
Obyvatelnost
Viz také: Astrobiologie , Circumstellar obyvatelná zóna a Planetární obyvatelnost
Tento prostor prohlašujeme za nekonečný... Je v něm nekonečno světů stejného druhu, jako je ten náš.
- Giordano Bruno (1584)
- Objekty se skutečnou hmotností pod limitní hmotností pro termonukleární fúzi deuteria (v současnosti se počítá na 13 hmotností Jupitera 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.
- 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 pozůstatků hvězd, jsou "planety" (bez ohledu na to, jak vznikly). Minimální hmotnost/velikost požadovaná pro extrasolární objekt, aby mohl být považován za planetu, by měla být stejná jako ta používaná 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 termojadernou fúzi deuteria nejsou "planety", ale jsou "podhnědými trpaslíky" (nebo jakkoli se to nejvíce hodí).
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, a to 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 na svém povrchu kapalnou vodu.