Toulavá planeta

Umělecká představa toulavé planety

Toulavá planeta (také mezihvězdná planeta nebo nomádská planeta) je vesmírný objekt velikosti planety, který neobíhá kolem žádné hvězdy. Tělesa tohoto typu jsou objevována od 90. let 20. století.[1] Vydávají jen velmi málo světla, a proto se dají současnými dalekohledy jen těžko pozorovat. Poprvé je astronomové objevili díky metodě gravitační mikročočky.[2]

V naší Galaxii by mohlo být toulavých planet asi dvojnásobně více než normálních zářivých hvězd.[1]

Vlastnosti

Toulavé planety se mohou vyskytovat ve dvojicích: v roce 2017 byla objevena první podvojná toulavá planeta 2MASS J11193254–1137466AB.[3] Planety mají souhrnnou hmotnost odpovídající čtyřnásobku hmotnosti Jupitera a dělí je od sebe vzdálenost 3,9 astronomických jednotek. Nacházejí se v asociaci TW Hydrae, což je seskupení asi 30 mladých hvězd ležících ve vzdálenosti 160 světelných roků od Země.

Snímek toulavé planety
CFBDSIR 2149-0403

Toulavé planety by u sebe mohly mít své souputníky – měsíce. V roce 2013 byl oznámen kandidát na exoměsíc u toulavé planety MOA-2011-BLG-262.[4] Tuto planetu o hmotnosti asi čtyř Jupiterů by podle fotometrických měření mohl doprovázet měsíc lehčí než planeta Země.

Možnost života

Některé toulavé planety by mohly mít atmosféru podobně jako Jupiter a díky silnému skleníkovému efektu by na nich mohly být podmínky vhodné pro vznik života.[2] Odvodil to David J. Stevenson, profesor planetologie na Caltechu,[5] který spočítal, že plynný obr s jádrem řádově o hmotnosti Země s atmosférou bohatou na molekulární vodík by po ochlazení atmosféry mohl mít na povrchu pevného jádra tlak 10–1000 MPa (tedy 100× až 10 000× větší než na povrchu Země, ale srovnatelné s podmínkami na dně oceánu v hloubkách 1 km a více). Atmosféra by za těchto podmínek byla pro většinu záření opakní (neprůhledná). To by za přispění geotermální energie vzniklé rozpadem radioaktivních látek v horninách jádra mohlo zvýšit povrchovou teplotu toulavé planety nad 0 °C. Na povrchu jádra by tak mohla existovat voda v kapalném stavu.

Hnědí trpaslíci

Podrobnější informace naleznete v článku Hnědý trpaslík.

Blízkými příbuznými toulavých planet jsou hnědí trpaslíci – tělesa na pomezí mezi hvězdou a planetou. Mohou se také pohybovat kosmickým prostorem bez gravitační vazby na některou hvězdu, ale na rozdíl od planet vznikly podobně jako hvězdy z prachoplynových mračen a v průběhu existence prošly fází termonukleární fúze deuteria.

Odlišit toulavou planetu od hnědého trpaslíka je složité, a proto je u některých potenciálních toulavých planet jejich zařazení nejisté.

Vznik toulavých planet

Toulavé planety mohly podle současných teorií vzniknout dvěma způsoby:[1]

  • Mohly se zrodit stejně jako běžné planety. V planetární soustavě však následně došlo ke gravitačním poruchám, které způsobily změny drah jednotlivých planet, a tato planeta pak byla vymrštěna pryč ze soustavy. Předpokládá se, že obdobná situace se stala i v naší sluneční soustavě, která tak přišla o několik planet.
  • Podle druhého scénáře vznikla toulavá planeta ze zárodečné mlhoviny jako jediné (nebo největší) těleso. V původní mlhovině však bylo příliš málo materiálu na to, aby se z ní stala hvězda.

Seznam potvrzených a možných toulavých planet

ExoplanetaHmotnost (v hmotnostech Jupitera)Stáří (miliónů roků)Vzdálenost (světelné roky)StatusObjevena
OTS 44~150.5–3160Pravděpodobně hnědý trpaslík s nízkou hmotností[6]1998
S Ori 522–81–51150Stáří i hmotnost nejistá; může jít o hnědého trpaslíka2000[7]
Cha 110913-7734445–15~2163Kandidát2004[8]
UGPS J072227.51-054031.25–4013Hmotnost nejistá2010
[MPK2010b] 44502–3325Kandidát2010[9]
CFBDSIR 2149-04034–7110–130117–143Kandidát2012[10]
MOA-2011-BLG-262~3,2 nebo ~0.11 M☉1800 nebo 23 000Dvě hypotézy odpovídající pozorování gravitační mikročočky: plynný obr s měsícem nebo ve větší vzdálenosti červený trpaslík s planetou2013
PSO J318.5-225.5–821–2780Potvrzeno2013[11]
2MASS J2208+292111–1321–27115Kandidát2014[12]
WISE J1741-46424–2123–130Kandidát2014[13]
WISE 0855–07143–107.1Stáří i hmotnost nejistá; může jít o hnědého trpaslíka2014[14]
2MASS J12074836–390004311–137–13200Kandidát, vzdálenost nejistá2014[15]
SIMP J2154–10559–1130–5063Stáří nejisté[16]2014[17]
SDSS J111010.01+011613.110–12110–13063Potvrzena2015[18]
2MASS J1119–11374–87–13~90Kandidát, vzdálenost nejistá, dvojplaneta2016[19]
WISEA 11475–137–13~100Kandidát, vzdálenost nejistá2016[20]

Odkazy

Reference

  1. ↑ a b c SOBOTKA, Petr. Toulavá planeta v Mečounovi [online]. Český rozhlas, 2012-11-15 [cit. 2017-07-25]. (Český rozhlas Leonardo). Dostupné online. 
  2. ↑ a b Vesmírní bezdomovci [online]. Český rozhlas, 2011-05-20 [cit. 2017-07-25]. (Český rozhlas Leonardo). Dostupné online. 
  3. ↑ MARTINEK, František. Astronomové objevili dvojici potulných planet [online]. Česká astronomická společnost, 2017-07-22 [cit. 2017-07-22]. (Astro.cz). Dostupné online. 
  4. ↑ 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) 
  5. ↑ STEVENSON, David J.; STEVENS, CF. Life-sustaining planets in interstellar space?. Nature. 1999, s. 32. Dostupné online. DOI 10.1038/21811. PMID 10403246. Bibcode 1999Natur.400...32S. 
  6. ↑ LUHMAN, Kevin L. Spitzer Identification of the Least Massive Known Brown Dwarf with a Circumstellar Disk. Astrophysical Journal Letters. 10 February 2005, s. L51-L54. DOI 10.1086/428613. Bibcode 2005ApJ...620L..51L. arXiv astro-ph/0502100. 
  7. ↑ ZAPATERO OSORIO, M. R. Discovery of Young, Isolated Planetary Mass Objects in the σ Orionis Star Cluster. Science. 6 October 2000, s. 103. DOI 10.1126/science.290.5489.103. Bibcode 2000Sci...290..103Z. 
  8. ↑ LUHMAN, Kevin L. Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk. Astrophysical Journal Letters. 10 December 2005, s. 93L. DOI 10.1086/498868. Bibcode 2005ApJ...635L..93L. arXiv astro-ph/0511807. 
  9. ↑ MARSH, Kenneth A. A Young Planetary-Mass Object in the ρ Oph Cloud Core. Astrophysical Journal Letters. 1 February 2010, s. L158. DOI 10.1088/2041-8205/709/2/L158. Bibcode 2010ApJ...709L.158M. arXiv 0912.3774. 
  10. ↑ DELORME, Philippe. CFBDSIR2149-0403: a 4-7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus?. Astronomy & Astrophysics. 25 September 2012, s. 26. DOI 10.1051/0004-6361/201219984. Bibcode 2012A&A...548A..26D. arXiv 1210.0305. 
  11. ↑ LIU, Michael C. The Extremely Red, Young L Dwarf PSO J318.5338-22.8603: A Free-floating Planetary-mass Analog to Directly Imaged Young Gas-giant Planets. Astrophysical Journal Letters. 10 November 2013, s. L20. DOI 10.1088/2041-8205/777/2/L20. Bibcode 2013ApJ...777L..20L. arXiv 1310.0457. 
  12. ↑ GAGNÉ, Jonathan. BANYAN. II. Very Low Mass and Substellar Candidate Members to Nearby, Young Kinematic Groups with Previously Known Signs of Youth. Astrophysical Journal. 10 March 2014, s. 121. DOI 10.1088/0004-637X/783/2/121. Bibcode 2014ApJ...783..121G. arXiv 1312.5864. 
  13. ↑ SCHNEIDER, Adam C. Discovery of the Young L Dwarf WISE J174102.78-464225.5. Astronomical Journal. 9 January 2014, s. 34. DOI 10.1088/0004-6256/147/2/34. Bibcode 2014AJ....147...34S. arXiv 1311.5941. 
  14. ↑ LUHMAN, Kevin L. Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun. Astrophysical Journal Letters. 10 May 2014, s. L18. DOI 10.1088/2041-8205/786/2/L18. Bibcode 2014ApJ...786L..18L. arXiv 1404.6501. 
  15. ↑ GAGNÉ, Jonathan. The Coolest Isolated Brown Dwarf Candidate Member of TWA. Astrophysical Journal Letters. 10 April 2014, s. L14. DOI 10.1088/2041-8205/785/1/L14. Bibcode 2014ApJ...785L..14G. arXiv 1403.3120. 
  16. ↑ LIU, Michael C. The Hawaii Infrared Parallax Program. II. Young Ultracool Field Dwarfs. Astrophysical Journal. 9 December 2016, s. 96. DOI 10.3847/1538-4357/833/1/96. Bibcode 2016ApJ...833...96L. arXiv 1612.02426. 
  17. ↑ GAGNÉ, Jonathan. SIMP J2154-1055: A New Low-gravity L4β Brown Dwarf Candidate Member of the Argus Association. Astrophysical Journal Letters. 1 September 2014, s. L17. DOI 10.1088/2041-8205/792/1/L17. Bibcode 2014ApJ...792L..17G. arXiv 1407.5344. 
  18. ↑ GAGNÉ, Jonathan. SDSS J111010.01+011613.1: A New Planetary-mass T Dwarf Member of the AB Doradus Moving Group. Astrophysical Journal Letters. 20 July 2015, s. L20. DOI 10.1088/2041-8205/808/1/L20. Bibcode 2015ApJ...808L..20G. arXiv 1506.04195. 
  19. ↑ KELLOGG, Kendra. The Nearest Isolated Member of the TW Hydrae Association is a Giant Planet Analog. Astrophysical Journal Letters. 11 April 2016, s. L15. DOI 10.3847/2041-8205/821/1/L15. Bibcode 2016ApJ...821L..15K. arXiv 1603.08529. 
  20. ↑ SCHNEIDER, Adam C. WISEA J114724.10-204021.3: A Free-floating Planetary Mass Member of the TW Hya Association. Astrophysical Journal Letters. 21 April 2016, s. L1. DOI 10.3847/2041-8205/822/1/L1. Bibcode 2016ApJ...822L...1S. arXiv 1603.07985. 

Související články

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

The free-floating planet CFBDSIR J214947.2-040308.9 (annotated).jpg
Autor: ESO/P. Delorme, Licence: CC BY 4.0
This image captured by the SOFI instrument on ESO’s New Technology Telescope at the La Silla Observatory shows the free-floating planet CFBDSIR J214947.2-040308.9 in infrared light. This object, which appears as a faint blue dot at the centre of the picture and is marked with a cross, is the closest such object to the Solar System. It does not orbit a star and hence does not shine by reflected light; the faint glow it emits can only be detected in infrared light. The object appears blueish in this near-infrared view because much of the light at longer infrared wavelengths is absorbed by methane and other molecules in the planet's atmosphere. In visible light the object is so cool that it would only shine dimly with a deep red colour when seen close-up.
Alone in Space - Astronomers Find New Kind of Planet.jpg
This artist's conception illustrates a Jupiter-like planet alone in the dark of space, floating freely without a parent star. Astronomers recently uncovered evidence for 10 such lone worlds, thought to have been "booted," or ejected, from developing solar systems.

The planet survey, called the Microlensing Observations in Astrophysics (MOA), scanned the central bulge of our Milky Way galaxy from 2006 to 2007. It used a 5.9-foot (1.8-meter) telescope at Mount John University Observatory in New Zealand, and a technique called gravitational microlensing. In this method, a planet-sized body is identified indirectly as it just happens to pass in front of a more distant star, causing the star to brighten. The effect is like a cosmic funhouse mirror, or magnifying lens light from the background star is warped and amplified, becoming brighter.

Based on these results, astronomers estimate that free-floating worlds are more common than stars in our Milky Way galaxy, and perhaps other galaxies too.