Toulavá planeta

V dnešním světě se Toulavá planeta stalo tématem velkého významu a zájmu široké veřejnosti. Ať už jsou to jeho působivé úspěchy, kontroverzní činy nebo historický význam, Toulavá planeta upoutal pozornost veřejnosti různými způsoby. V průběhu let byl Toulavá planeta předmětem intenzivního zkoumání a studií, což odborníkům a nadšencům umožnilo prozkoumat jeho mnoho aspektů a dimenzí. V tomto článku se ponoříme do fascinujícího světa Toulavá planeta, prozkoumáme jeho původ, vývoj a dopady na dnešní společnost. Prostřednictvím podrobné a komplexní analýzy odhalíme důležitost a dopad Toulavá planeta v našem každodenním životě a ve světě obecně.

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

Exoplaneta Hmotnost (v hmotnostech Jupitera) Stáří (miliónů roků) Vzdálenost (světelné roky) Status Objevena
OTS 44 ~15 0.5–3 160 Pravděpodobně hnědý trpaslík s nízkou hmotností[6] 1998
S Ori 52 2–8 1–5 1150 Stáří i hmotnost nejistá; může jít o hnědého trpaslíka 2000[7]
Cha 110913-773444 5–15 ~2 163 Kandidát 2004[8]
UGPS J072227.51-054031.2 5–40 13 Hmotnost nejistá 2010
4450 2–3 325 Kandidát 2010[9]
CFBDSIR 2149-0403 4–7 110–130 117–143 Kandidát 2012[10]
MOA-2011-BLG-262 ~3,2 nebo ~0.11 M☉ 1800 nebo 23 000 Dvě hypotézy odpovídající pozorování gravitační mikročočky: plynný obr s měsícem nebo ve větší vzdálenosti červený trpaslík s planetou 2013
PSO J318.5-22 5.5–8 21–27 80 Potvrzeno 2013[11]
2MASS J2208+2921 11–13 21–27 115 Kandidát 2014[12]
WISE J1741-4642 4–21 23–130 Kandidát 2014[13]
WISE 0855–0714 3–10 7.1 Stáří i hmotnost nejistá; může jít o hnědého trpaslíka 2014[14]
2MASS J12074836–3900043 11–13 7–13 200 Kandidát, vzdálenost nejistá 2014[15]
SIMP J2154–1055 9–11 30–50 63 Stáří nejisté[16] 2014[17]
SDSS J111010.01+011613.1 10–12 110–130 63 Potvrzena 2015[18]
2MASS J1119–1137 4–8 7–13 ~90 Kandidát, vzdálenost nejistá, dvojplaneta 2016[19]
WISEA 1147 5–13 7–13 ~100 Kandidát, vzdálenost nejistá 2016[20]

Odkazy

Reference

  1. ↑ a b c SOBOTKA, Petr. Toulavá planeta v Mečounovi . Český rozhlas, 2012-11-15 . (Český rozhlas Leonardo). Dostupné online. 
  2. ↑ a b Vesmírní bezdomovci . Český rozhlas, 2011-05-20 . (Český rozhlas Leonardo). Dostupné online. 
  3. ↑ MARTINEK, František. Astronomové objevili dvojici potulných planet . Česká astronomická společnost, 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 . 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

Pahýl
Pahýl
 Tento článek je příliš stručný nebo postrádá důležité informace.
Pomozte Wikipedii tím, že jej vhodně rozšíříte. Nevkládejte však bez oprávnění cizí texty.