Novinky

Na čem pracujeme: Možné konfigurace planetární soustavy Kepler-410

Astronomové ze Stelární oddělení ASU byli součástí slovensko-českého týmu, který analyzoval výhradně slovensko-česká pozorování hvězdy Kepler-410 a posuzoval tuto hvězdu z hlediska existence a konfigurace planetárního systému. Práce ukazuje, že ke studiu exoplanet není nutné omezovat se na obří pozemní dalekohledy nebo na přístroje na družicích, ale že i v podmínkách malých států lze do tohoto moderního astrofyzikálního tématu přispět. Současně považujeme za nutné podotknout, že na studii publikované v impaktovaném časopise se výraznou měrou podíleli i mladší studenti, což není úplně obvyklé.

Hvězda Kepler-410 byla jedním z cílů hlavního programu kosmického hledače exoplanet Kepler. Jde o dvojhvězdu, jejíž hlavní složka Kepler-410A je stálici ležící ve vzdálenosti 148 parseků s hmotností asi 1,21 Slunce a velikostí 1,35 Slunce. Jde o mladou hvězdu spektrálního typu F6, tedy teplejší než Slunce. S využitím adaptivní optiky byl u této hvězdy objeven průvodce s nízkou hmotností, pravděpodobně jde typově o červeného trpaslíka.

V roce 2013 byla u této hvězdy z měření poklesů jasnosti družicí Kepler odhalena přítomnost extrasolární planety velikosti Neptunu, která hvězdu oběhne jednou za 17,8 dne. Změřit hmotnost planety z pozorovaných zákrytů není možné, ale lze ji na základě známých škálovacích relací platných statisticky odhadnout na přibližně šest hmotností Země.

Družice Kepler zákryty hvězdy exoplanetou pozorovala opakovaně a bylo zjištěno, že zákryty neprobíhají zcela pravidelně, že se zpožďují nebo předcházejí až o 14,5 minuty s periodou přibližně 970 dní. Periodické změny zákrytů hvězd okoloobíhajícími tělesy jsou obvykle způsobeny přítomností dalšího tělesa. Slovenská část týmu autorů z toho již před dvěma roky odvodila, že tyto variace času přechodů by mohly být způsobeny další hvězdou v systému s hmotností 0,9 Slunce, pokud by obíhala v oběžné rovině oběhu planety. Alternativně by nemuselo jít o jednu hvězdu, ale o dvojhvězdu s celkovou hmotností 2,15 Sluncí složenou z méně hmotných komponent. Kepler-410 by tedy celkově byla troj- nebo čtyř-hvězdou s planetou u hlavní složky.  

K potvrzování a dalšímu studiu exoplanet objevených tranzitní metodou se používají následná pozorování z pozemních dalekohledů. Exoplanety při oběhu kolem těžiště planetárního systému periodicky vychylují i centrální hvězdu, což se projevuje ve změně její radiální rychlosti. Radiální rychlosti lze měřit s pomocí spektrografů. Vzhledem k tomu, že výchylky hvězd vyvolané planetami jsou malé, přinejlepším desítky kilometrů za sekundu, ale typicky méně, je důležité mít na dalekohled připojený spektrograf s vysokým spektrálním rozlišením. Nejčastěji se používají ešeletové spektrografy, které svojí konstrukcí požadovaných vlastností dosahují. Modely dalších komponent systému naznačené v předchozím odstavci totiž dávají poměrně jasnou předpověď amplitudy těchto změn. V případě Kepler-410 by muselo jít o změny kolem 25 až 30 km/s, což je hodnota pohodlně měřitelná i menšími přístroji.

Planeta Kepler-410Ab přecházející přes disk centrální hvězdy podle simulace Vincenta Van Eylena.
Planeta Kepler-410Ab přecházející přes disk centrální hvězdy podle simulace Vincenta Van Eylena.

V průběhu let 2016–2018 získali členové týmu celkově šedesát měření radiální rychlosti hvězdy Kepler-410A, z toho třicet čtyři z observatoře ve Staré Lesné, dvaadvacet z Perkova dalekohledu v Ondřejově a čtyři z nového 1,3metrového teleskopu observatoře na Skalnatém Plese. Všechna pozorování byla zredukována standardními postupy a kroskorelační metodou byla pro každý bod určena radiální rychlost hvězdy.
Už z prvního pohledu na spektra bylo jasné, že jde o spektra jednosložková, že zde nejsou žádné známky jiné hvězdné složky než Kepler-410A. Z vývoje radiální rychlosti v čase bylo zřejmé, že žádné variace s hodnotou desítek km/s zde nejsou přítomny. Hypotéza o hvězdném původci cyklických změn časů zákrytů tedy musela padnout pod stůl. Rozptyl měřených hodnot byl dokonce tak malý, že z těchto pozorování lze vyloučit přítomnost tělesa hmotnějšího než 30 hmotností Jupiteru s orbitální dobou kratší než dva roky, pokud by toto těleso obíhalo v rovině blízké oběhu planety.

Autoři tedy alternativně navrhují, že pozorované změny časů průchodů by bylo možné vysvětlit přítomností další planety obíhající Kepler-410A, pokud by se známou Kepler-410Ab byla v rezonanci. A v rámci modelování prozkoumali poměrně rozsáhlý parametrický prostor. Vyšetřovali nejen možné vlastnosti exoplanety, aby její přítomnost dokázala vysvětlit pozorované variace přechodů, ale také dlouhodobou stabilitu takové souputnice. Ukazují, že pokud by se planeta s hmotností 1,5 hmotnosti Marsu nacházela vně dráhy Kepler-410Ab v orbitální rezonanci 2:3 (tedy s oběžnou dobou kolem 26,5 dne), tak by bylo možné pozorované  změny v časování přechodů Kepler-410Ab vysvětlit. Bohužel, na potvrzení přítomnosti takto malé planety takto daleko by bylo zapotřebí buď velmi přesného spektrografu (s přesností měření radiálních rychlostí v řádu cm/s), nebo velmi přesného fotometru, který by umožnil pozorovat možné zákryty. Ani jeden z takových přístrojů není dneska k dispozici, vyhlídkou do budoucna jsou snad plánované mise PLATO 2.0 nebo CHEOPS.

Na takové zjištění autoři navázali numerickou studií dlouhodobé stability hypotetického planetárního systému. Z této studie vyplývá, že hypotetická planeta může v rámci staletí vydržet i na orbitách relativně blízkých již známé Kepler-410Ab. Z pohledu dynamiky těles tedy nic nebrání tomu, aby zde existoval dlouhodobě stabilní bohatý planetární systém. A právě ten možná čeká na své objevení.

Michal Švanda

Citace práce

P. Gajdoš, M. Vaňko, T. Pribulla, D. Dupkala, J. Šubjak, M. Skarka, P. Kabáth a kol., Transit timing variations, radial velocities, and long-term dynamical stability of the systém Kepler-410, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 484 (2019) 4352–4359, preprint arXiv:1901.08485

Kontakty: Mgr. Marek Skarka, Ph. D., marek.skarka@asu.cas.cz, Dr. Petr Kabáth, petr.kabath@asu.cas.cz