Planetary system
Planetary system
"Solární systémy" přeadresuje tady. Pro Slunce a planetární systém kolem něj, viz Sluneční soustava . Pro systém hvězd, viz Hvězdný systém . Pro společnost zabývající se solární energií viz Solar Systems (společnost) . Umělcovo pojetí planetární soustavy
Planetární systém je soubor gravitačně vázaných nehvězdných objektů na oběžné dráze nebo mimo ni kolem hvězdy nebo hvězdného systému . Obecně řečeno, systémy s jednou nebo více planetami tvoří planetární systém, i když takové systémy mohou také sestávat z těles, jako jsou trpasličí planety , asteroidy , přirozené satelity , meteoroidy , komety , planetesimály a cirkumstelární disky . Slunce _spolu s planetární soustavou obíhající kolem ní, včetně Země , tvoří sluneční soustavu . Termín exoplanetární systém se někdy používá v souvislosti s jinými planetárními systémy.
K 1. lednu 2022 je 4 905 potvrzených exoplanet v 3 629 planetárních systémech, přičemž 808 systémů má více než jednu planetu . Je také známo, že disky trosek jsou běžné, i když jiné objekty je obtížnější pozorovat.
Pro astrobiologii je zvláště zajímavá obyvatelná zóna planetárních systémů, kde by planety mohly mít povrchovou kapalnou vodu, a tedy schopnost podporovat život podobný Zemi.
Historie
Heliocentrismus
Historicky byl heliocentrismus (doktrína, že Slunce je středem vesmíru) protikladný ke geocentrismu (umístění Země do středu vesmíru).
Ponětí o heliocentrické sluneční soustavě se Sluncem ve svém středu je možná poprvé navrženo ve védské literatuře starověké Indie , která se často zmiňuje o Slunci jako o "centru sfér". Někteří interpretují Aryabhattovy spisy v Áryabhaṭīya jako implicitně heliocentrické.
Tato myšlenka byla poprvé navržena v západní filozofii a řecké astronomii již ve 3. století př. n. l. Aristarchem ze Samosu , ale nedostala žádnou podporu od většiny ostatních starověkých astronomů.
Objev sluneční soustavy
Hlavní článek: Objev a průzkum sluneční soustavy Heliocentrický model sluneční soustavy v Koperníkově rukopisu
De revolutionibus orbium coelestium od Mikuláše Koperníka , publikovaný v roce 1543, představil první matematicky prediktivní heliocentrický model planetárního systému. Následníci 17. století Galileo Galilei , Johannes Kepler a Sir Isaac Newton vyvinuli pochopení fyziky , které vedlo k postupnému přijetí myšlenky, že Země se pohybuje kolem Slunce a že planety se řídí stejnými fyzikálními zákony, které ovládaly Zemi.
Spekulace o extrasolárních planetárních systémech
V 16. století italský filozof Giordano Bruno , raný zastánce koperníkovské teorie, že Země a další planety obíhají kolem Slunce, předložil názor, že stálice jsou podobné Slunci a jsou rovněž doprovázeny planetami. Za své myšlenky byl upálen na hranici římskou inkvizicí .
V 18. století stejnou možnost zmínil sir 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 ."
Jeho teorie získaly v průběhu 19. a 20. století trakci navzdory nedostatku podpůrných důkazů. Dlouho před jejich potvrzením astronomy byly domněnky o povaze planetárních systémů ohniskem hledání mimozemské inteligence a byly převládajícím tématem v beletrii , zejména sci-fi.
Detekce exoplanet
První potvrzená detekce exoplanety byla v roce 1992, kdy bylo objeveno několik planet zemské hmotnosti obíhajících kolem pulsaru PSR B1257+12 . První potvrzená detekce exoplanet hvězdy hlavní posloupnosti byla provedena v roce 1995, kdy byla na čtyřdenní oběžné dráze kolem nedaleké hvězdy typu G 51 Pegasi nalezena obří planeta 51 Pegasi b . Četnost detekcí se od té doby zvýšila, zejména díky pokrokům v metodách detekce extrasolárních planet a specializovaným programům pro hledání planet, jako je mise Kepler.
Původ a evoluce
Viz také: Hypotéza mlhoviny , Planetární migrace a Vznik a vývoj sluneční soustavy Umělecký koncept protoplanetárního disku
Planetární systémy pocházejí z protoplanetárních disků , které se tvoří kolem hvězd jako součást procesu tvorby hvězd .
Během formování systému je mnoho materiálu gravitačně rozptýleno na vzdálené oběžné dráhy a některé planety jsou zcela vyvrženy ze systému a stávají se darebnými planetami .
Vyspělé systémy
Hvězdy s vysokou hmotností
Byly objeveny planety obíhající kolem pulsarů . Pulsary jsou pozůstatky po explozích supernov u vysoce hmotných hvězd, ale planetární systém, který existoval před supernovou, by byl pravděpodobně většinou zničen. Planety by se buď vypařily, byly by vytlačeny ze svých drah množstvím plynu z explodující hvězdy, nebo by náhlá ztráta většiny hmoty centrální hvězdy způsobila, že by unikli z gravitačního sevření hvězdy, nebo v některých případech supernova by kopla samotný pulsar vyšel ze systému vysokou rychlostí, takže všechny planety, které explozi přežily, by zůstaly jako volně plující objekty. Planety nalezené kolem pulsarů se mohly zformovat v důsledku již existujících hvězdných společníků, kteří se téměř úplně vypařili výbuchem supernovy a zanechali za sebou těla o velikosti planety. Alternativně se planety mohou tvořit v akrečním disku záložní hmoty obklopující pulsar. Záložní disky hmoty, které nedokázaly uniknout z oběžné dráhy během supernovy, mohou také tvořit planety kolem černých děr.
Hvězdy s nižší hmotností
Protoplanetární disky pozorované dalekohledem Very Large Telescope.
Jak se hvězdy vyvíjejí a mění v červené obry , asymptotické obří větvené hvězdy a planetární mlhoviny , pohlcují vnitřní planety a vypařují je nebo je částečně vypařují v závislosti na tom, jak jsou hmotné. Jak hvězda ztrácí hmotnost, planety, které nejsou pohlceny, se pohybují dále od hvězdy.
Pokud je vyvinutá hvězda ve dvojhvězdném nebo vícenásobném systému, pak se hmota, kterou ztratí, může přenést na jinou hvězdu a vytvořit nové protoplanetární disky a planety druhé a třetí generace, které se mohou lišit složením od původních planet, které mohou být také ovlivněny. hromadným přesunem.
Architektury systému
Sluneční soustava se skládá z vnitřní oblasti malých kamenných planet a vnější oblasti velkých plynných obrů . Jiné planetární systémy však mohou mít zcela odlišné architektury. Studie naznačují, že architektury planetárních systémů jsou závislé na podmínkách jejich počátečního formování.Bylo nalezeno mnoho systémů s horkým plynným obrem Jupiterem velmi blízko hvězdy. Pro vznik velkých planet blízko jejich mateřských hvězd byly navrženy teorie, jako je planetární migrace nebo rozptyl. V současnosti bylo zjištěno, že jen málo systémů je analogických sluneční soustavě s pozemskými planetami blízko mateřské hvězdy. Častěji byly detekovány systémy sestávající z několika Super-Zemí .
Komponenty
Planety a hvězdy
Hlavní článek: Hvězdy hostující planetu Morgan-Keenan spektrální klasifikace
Většina známých exoplanet obíhá kolem hvězd zhruba podobných Slunci : tedy hvězd hlavní posloupnosti spektrálních kategorií F, G nebo K. Jedním z důvodů je, že programy pro hledání planet mají tendenci se soustředit na takové hvězdy. Statistické analýzy navíc naznačují, že u hvězd s nižší hmotností ( červení trpaslíci , spektrální kategorie M) je méně pravděpodobné, že budou mít planety dostatečně hmotné, aby je bylo možné detekovat metodou radiální rychlosti . Nicméně několik desítek planet kolem červených trpaslíků bylo objeveno sondou Kepler tranzitní metodou , která dokáže detekovat menší planety.
Circumstelární disky a prachové struktury
Hlavní článek: Circumstellar disk Disky trosek detekované v HST archivních snímcích mladých hvězd, HD 141943 a HD 191089 , pomocí vylepšených zobrazovacích procesů (24. dubna 2014).
Po planetách jsou cirkumstelární disky jednou z nejčastěji pozorovaných vlastností planetárních systémů, zejména mladých hvězd. Sluneční soustava má nejméně čtyři hlavní cirkumstelární disky ( pás asteroidů , Kuiperův pás , rozptýlený disk a Oortův oblak ) a kolem blízkých slunečních analogů včetně Epsilon Eridani a Tau Ceti byly detekovány jasně pozorovatelné disky . Na základě pozorování mnoha podobných disků se předpokládá, že jde o zcela běžné atributy hvězd v hlavní posloupnosti.
Meziplanetární prachová mračna byla studována ve Sluneční soustavě a předpokládá se, že analogy jsou přítomny i v jiných planetárních soustavách. Exozodiakální prach, exoplanetární analog zvířetníkového prachu , zrnka amorfního uhlíku a silikátového prachu o velikosti 1-100 mikrometrů, která vyplňují rovinu sluneční soustavy , byl detekován kolem 51 Ophiuchi , Fomalhaut , Systémy Tau Ceti , a Vega .
Komety
Hlavní článek: Kometa
K listopadu 2014 je známo 5 253 komet Sluneční soustavy a předpokládá se, že jsou běžnými součástmi planetárních systémů. První exokomety byly detekovány v roce 1987 kolem Beta Pictoris , velmi mladé hvězdy hlavní posloupnosti typu A. Nyní existuje celkem 11 hvězd, kolem kterých byla pozorována nebo předpokládána přítomnost exokomet. Všechny objevené exokometární systémy ( Beta Pictoris , HR 10 ,51 Ophiuchi , HR 2174 ,49 Ceti , 5 Vulpeculae, 2 Andromedae , HD 21620 , HD 42111 , HD 110411 ,a nověji HD 172555 ) jsou kolem velmi mladých hvězd typu A.
Další komponenty
Další informace: Cirkumplanetární disk
Počítačové modelování dopadu v roce 2013 detekované kolem hvězdy NGC 2547 -ID8 Spitzerovým vesmírným dalekohledem a potvrzené pozemními pozorováními naznačuje zapojení velkých asteroidů nebo protoplanet podobných událostem, o nichž se předpokládá, že vedly ke vzniku pozemských planet, jako je např. Země.
Na základě pozorování velké sbírky přirozených satelitů Sluneční soustavy jsou považovány za běžné součásti planetárních systémů; nicméně existence exoměsíců má zatím nebylo potvrzeno. Hvězda 1SWASP J140747.93-394542.6 v souhvězdí Kentaura je silným kandidátem na přirozený satelit. Indikace naznačují, že potvrzená extrasolární planeta WASP-12b má také alespoň jeden satelit.
Orbitální konfigurace
Na rozdíl od sluneční soustavy, která má oběžné dráhy, které jsou téměř kruhové, mnoho známých planetárních systémů vykazuje mnohem vyšší excentricitu oběžné dráhy .Příkladem takového systému je 16 Cygni .
Vzájemný sklon
Vzájemný sklon mezi dvěma planetami je úhel mezi jejich oběžnými rovinami . Očekává se, že mnoho kompaktních systémů s více blízkými planetami uvnitř ekvivalentní oběžné dráhy Venuše bude mít velmi nízké vzájemné sklony, takže systém (alespoň jeho přilehlá část) by byl ještě plošší než Sluneční soustava. Zachycené planety mohly být zachyceny v libovolném úhlu vůči zbytku systému. Od roku 2016 existuje pouze několik systémů, kde byly vzájemné sklony skutečně měřeny Jedním příkladem je systém Upsilon Andromedae : planety c a d mají vzájemný sklon asi 30 stupňů.
Orbitální dynamika
Planetární systémy lze kategorizovat podle jejich orbitální dynamiky jako rezonanční, nerezonančně interagující, hierarchické nebo jejich kombinace. V rezonančních systémech jsou oběžné doby planet v celočíselných poměrech. Systém Kepler-223 obsahuje čtyři planety s orbitální rezonancí 8:6:4:3 .Obří planety se nacházejí v rezonancích středního pohybu častěji než menší planety.V interagujících systémech jsou oběžné dráhy planet dostatečně blízko u sebe, že narušují orbitální parametry. Sluneční soustava by se dala popsat jako slabě interagující. V silně interagujících systémech Keplerovy zákony neplatí.V hierarchických systémech jsou planety uspořádány tak, že systém lze gravitačně považovat za vnořený systém dvou těles, např. ve hvězdě s blízkým horkým Jupiterem s dalším plynným obrem mnohem dále, hvězda a horký Jupiter tvoří pár, který se jeví jako jeden objekt na jiné planetě, která je dostatečně daleko.
Jiné, dosud nepozorované, orbitální možnosti zahrnují: dvojité planety ; různé ko-orbitální planety , jako jsou kvazi-satelity, trojské koně a výměnné dráhy; a vzájemně propojené dráhy udržované precessing orbitálními rovinami .
Počet planet, relativní parametry a rozestupy
Rozestupy mezi dráhami se mezi různými systémy objevenými kosmickou lodí Kepler značně liší.
Zachycení planety
Volně plovoucí planety v otevřených hvězdokupách mají podobné rychlosti jako hvězdy, a tak je lze znovu zachytit. Obvykle jsou zachyceny na širokých drahách mezi 100 a 105 AU. Účinnost zachycení klesá s rostoucí velikostí shluku a pro danou velikost shluku se zvyšuje s hostitelskou/primární hmotností. Je téměř nezávislý na hmotě planety. Jednotlivé a více planet by mohly být zachyceny na libovolné nezarovnané oběžné dráhy, nekoplanární navzájem nebo s rotací hvězdného hostitele nebo již existujícím planetárním systémem. Kvůli společnému původu hvězd ze stejné hvězdokupy může stále existovat určitá korelace mezi planetou a hostitelem. Planety by pravděpodobně nebyly zachyceny kolem neutronových hvězdprotože tyto budou pravděpodobně vymrštěny z kupy pulsarovým kopem , když se vytvoří. Planety by mohly být dokonce zachyceny kolem jiných planet a vytvořily se volně plovoucí planetární dvojhvězdy. Poté, co se kupa rozptýlí, některé ze zachycených planet s oběžnou dráhou větší než 106 AU by byly pomalu narušeny galaktickým přílivem a pravděpodobně by se opět staly volně plovoucí prostřednictvím setkání s jinými polními hvězdami nebo obřími molekulárními mračny.
Zóny
Obyvatelná zóna
Hlavní článek: Cirkumstelární obyvatelná zóna Umístění obyvatelné zóny kolem různých typů hvězd
Obyvatelná zóna kolem hvězdy je oblast, kde teplotní rozsah umožňuje existenci kapalné vody na planetě; to znamená ne příliš blízko hvězdy, aby se voda vypařovala, a ne příliš daleko od hvězdy, aby voda zmrzla. Teplo produkované hvězdami se mění v závislosti na velikosti a stáří hvězdy; to znamená, že obyvatelná zóna se bude také měnit. Také atmosférické podmínky na planetě ovlivňují schopnost planety zadržovat teplo, takže umístění obyvatelné zóny je také specifické pro každý typ planety.
Obytné zóny byly obvykle definovány z hlediska povrchové teploty; nicméně více než polovina zemské biomasy pochází z podpovrchových mikrobů a teplota se zvyšuje s rostoucí hloubkou pod zemí, takže podpovrch může být vhodný pro život, když je povrch zamrzlý; pokud se to vezme v úvahu, obyvatelná zóna sahá mnohem dále od hvězdy.
Studie v roce 2013 naznačovaly odhadovanou frekvenci 22±8% Slunci podobných hvězd s planetou velikosti Země v obyvatelné zóně.
Venušina zóna
Venušina zóna je oblast kolem hvězdy, kde by pozemská planeta měla skleníkové podmínky jako Venuše , ale ne tak blízko hvězdy, aby se atmosféra úplně vypařila. Stejně jako u obyvatelné zóny závisí umístění zóny Venuše na několika faktorech, včetně typu hvězdy a vlastností planet, jako je hmotnost, rychlost rotace a atmosférická oblačnost. Studie dat sondy Kepler naznačují, že 32 % červených trpaslíků má potenciálně planety podobné Venuši na základě velikosti planet a vzdálenosti od hvězdy, přičemž u hvězd typu K a G se tento podíl zvyšuje na 45 % . Bylo identifikováno několik kandidátů, ale k určení, zda jsou jako Venuše, jsou vyžadovány spektroskopické následné studie jejich atmosfér.
Galaktické rozložení planet
Viz také: Galaktická obyvatelná zóna , Extragalaktická planeta a Kulová hvězdokupa § Planety 90 % planet se známými vzdálenostmi se k červenci 2014 nachází v okruhu 2000 světelných let od Země.
Mléčná dráha má průměr 100 000 světelných let, ale k červenci 2014 se 90 % planet se známými vzdálenostmi nachází v okruhu 2 000 světelných let od Země. Jednou z metod, která dokáže detekovat planety mnohem vzdálenější, je mikročočka . Kosmická loď WFIRST by mohla použít mikročočky k měření relativní frekvence planet v galaktickém výduti oproti galaktickému disku . Zatím to nasvědčuje tomu, že planety jsou na disku častější než vyboulenina. Odhady vzdálenosti mikročočkových událostí jsou obtížné: první planeta, o které se s vysokou pravděpodobností uvažuje, že bude ve výduti, je MOA-2011-BLG-293Lbve vzdálenosti 7,7 kiloparseků (asi 25 000 světelných let).
Populace I neboli hvězdy bohaté na kovy jsou mladé hvězdy, jejichž metalicita je nejvyšší. Díky vysoké metalicitě hvězd populace I je pravděpodobnější, že budou vlastnit planetární systémy než starší populace, protože planety vznikají akrecí kovů. Slunce je příklad hvězdy bohaté na kovy. Ty jsou běžné ve spirálních ramenech Mléčné dráhy . Obecně platí, že nejmladší hvězdy, extrémní populace I, se nacházejí dále a hvězdy střední populace I jsou dále, atd. Slunce je považováno za střední populaci I hvězdy. Hvězdy populace I mají pravidelné eliptické oběžné dráhy kolem galaktického středu s nízkou relativní rychlostí.
Populace II neboli hvězdy chudé na kovy jsou hvězdy s relativně nízkou metalicitou, které mohou mít stovky (např . BD +17° 3248 ) nebo tisíce (např . Snedenova hvězda ) krát menší metalicitu než Slunce. Tyto objekty vznikly během dřívější doby vesmíru. Hvězdy přechodné populace II jsou běžné ve vybouleni blízko centra Mléčné dráhy , zatímco hvězdy populace II nalezené v galaktickém halu jsou starší a tak chudší na kov. Kulové hvězdokupytaké obsahují vysoký počet hvězd populace II. V roce 2014 byly oznámeny první planety kolem hvězdy s halo kolem Kapteynovy hvězdy , nejbližší halo hvězdy k Zemi, vzdálené asi 13 světelných let. Pozdější výzkumy však naznačují, že Kapteyn b je jen artefaktem hvězdné aktivity a že Kapteyn c potřebuje k potvrzení další studie. Metalicita Kapteynovy hvězdy se odhaduje na asi 8 krát menší než u Slunce.
Různé typy galaxií mají různou historii vzniku hvězd a tím i vzniku planet . Tvorba planet je ovlivněna stářím, kovy a oběžnámi dráhami hvězdných populací v rámci galaxie. Distribuce hvězdných populací v rámci galaxie se mezi různými typy galaxií liší. Hvězdy v eliptických galaxiích jsou mnohem starší než hvězdy ve spirálních galaxiích . Většina eliptických galaxií obsahuje hlavně hvězdy s nízkou hmotností , s minimální aktivitou tvorby hvězd . Rozmístění různých typů galaxií ve vesmíru závisí na jejich umístění uvnitřkupy galaxií s eliptickými galaxiemi, které se nacházejí většinou blízko jejich středů.
