|
Kepler-11
| Kepler-11 |
|---|
 Umělecká představa simultánního přechodu tří planet systému Kepler-11, pozorovaného 26. srpna 2010 vesmírným dalekohledem Kepler. | Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000,0) |
|---|
| Souhvězdí | Labuť |
|---|
| Rektascenze | 297,115 094 257 82° |
|---|
| Deklinace | 41,909 139 767 64° |
|---|
| Paralaxa | 1,547 6 mas |
|---|
| Vzdálenost | 646,162 pc |
|---|
| Zdánlivá hvězdná velikost | 13,838 |
|---|
| Vlastní pohyb v rektascenzi | 0,106 mas/rok |
|---|
| Vlastní pohyb v deklinaci | −7,103 mas/rok |
|---|
| Fyzikální charakteristiky |
|---|
| Hmotnost | 0,96 M☉ |
|---|
| Poloměr | 1,06 R☉ |
|---|
| Zářivý výkon (V) | 1,13 L☉ |
|---|
| Povrchová teplota | 5836 ± 7 K K |
|---|
| Stáří | 3,2 ± 0,9 miliardy let |
|---|
| Další označení |
|---|
| 2MASS | 2MASS J19482762+4154328 |
|---|
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky. |
Kepler-11 je hvězda podobná Slunci, nacházející se v souhvězdí Labutě přibližně 2 110 světelných let od Země. Tato hvězda je centrem planetárního systému obsahujícího šest potvrzených planet, který objevil vesmírný dalekohled Kepler. Objev tohoto systému byl ohlášen 2. února 2011 a stal se významným milníkem díky kompaktnosti, nízkým hustotám planet a detailnímu zmapování dynamiky planetárních systémů.
Charakteristika hvězdy
Kepler-11 je hvězda spektrální třídy G6V, velmi podobná našemu Slunci. Má přibližně 104 % hmotnosti a 102 % poloměru Slunce, povrchová teplota činí 5836 K a stáří je odhadováno na 3,2 miliardy let.[1]
Hvězda má nízkou rychlost rotace (přibližně 2,2 km/s), což je obvyklé u hvězd s menším věkem a střední aktivitou. S hvězdnou velikostí 14,2 je příliš slabá na to, aby byla viditelná pouhým okem. Kepler-11 se nachází poblíž galaktické roviny, což komplikovalo počáteční analýzu jejího světla kvůli přítomnosti mezihvězdného prachu.
Planetární systém
Hvězda Kepler-11 hostí šest potvrzených exoplanet, označených Kepler-11b až Kepler-11g. Tento systém je jedním z nejkompaktnějších známých a jeho planety se nacházejí velmi blízko ke své hvězdě.[2]
Planety systému Kepler-11 byly objeveny pomocí tranzitní metody, která detekuje poklesy jasnosti hvězdy způsobené přechodem planety před hvězdou. Objevené planety mají hmotnosti v rozsahu od 2,4 do 9,5násobku hmotnosti Země, přičemž hustoty většiny z nich naznačují, že mají významný podíl vodíku, helia a vody.[3]
Kepler-11 je významný také díky své dynamické stabilitě a pravděpodobné historii vzniku. Vědci zvažují dvě hlavní teorie:
- Lokální formace: Planety mohly vzniknout přímo na svých současných oběžných drahách, bez významného pohybu v rámci systému.
- Migrace: Planety mohly vzniknout dále od hvězdy a následně migrovat směrem dovnitř kvůli interakcím s protoplanetárním diskem.[4]
Dynamické modely ukazují, že tento systém je stabilní na časové škále miliardy let, přestože je velmi kompaktní. Migrace byla pravděpodobně ovlivněna blízkými rezonancemi mezi některými planetami, například mezi Kepler-11b a Kepler-11c.
Kepler-11 je také jedním z prvních systémů, kde byl zkoumán vliv hvězdného záření na atmosféry planet. Intenzivní záření mohlo způsobit ztrátu atmosféry u vnitřních planet, zatímco vnější planety si uchovaly větší podíl plynů, což vysvětluje jejich nízkou hustotu.[5]
Význam objevu
Objev systému Kepler-11 přinesl několik důležitých zjištění:
Poprvé byl objeven systém s více než třemi tranzitujícími planetami. Detailní studie jeho dynamiky ukázaly, jak gravitace mezi planetami ovlivňuje stabilitu těsných systémů. Kepler-11 poskytl nové poznatky o vlivu hvězdného záření na vývoj atmosfér u exoplanet.[6]
Systém Kepler-11 je i dnes předmětem výzkumu, který zahrnuje simulace vzniku planet, analýzy jejich atmosfér a hledání dalších potenciálních těles v planetárním systému.
Tabulka planet
Charakteristiky planet v systému Kepler-11
| Planeta
|
Poloměr (v jednotkách poloměru Země)
|
Hmotnost (v jednotkách hmotnosti Země)
|
Oběžná doba (dny)
|
Velká poloosa (AU)
|
Hustota (g/cm³)
|
Excentricita
|
| Kepler-11b |
1,83 ± 0,07 |
2,78 ± 0,64 |
10,3039 ± 0,001 |
0,091 ± 0,001 |
2,5 ± 0,3 |
0,045 ± 0,068
|
| Kepler-11c |
2,87 ± 0,05 |
5,0 ± 1,3 |
13,0241 ± 0,001 |
0,107 ± 0,001 |
2,3 ± 0,4 |
0,026 ± 0,063
|
| Kepler-11d |
3,12 ± 0,06 |
8,13 ± 0,67 |
22,6845 ± 0,001 |
0,155 ± 0,001 |
2,0 ± 0,5 |
0,004 ± 0,007
|
| Kepler-11e |
4,19 ± 0,07 |
9,48 ± 0,86 |
31,9996 ± 0,001 |
0,195 ± 0,002 |
1,3 ± 0,3 |
0,012 ± 0,006
|
| Kepler-11f |
2,49 ± 0,04 |
2,43 ± 0,49 |
46,6888 ± 0,002 |
0,250 ± 0,002 |
0,8 ± 0,4 |
0,013 ± 0,011
|
| Kepler-11g |
3,33 ± 0,06 |
<25 |
118,3807 ± 0,001 |
0,466 ± 0,004 |
– |
0,013 ± 0,011
|
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Kepler-11b na anglické Wikipedii.
- ↑ BEDELL, Megan. Kepler-11 is a Solar Twin: Revising the Masses and Radii of Benchmark Planets via Precise Stellar Characterization. The Astrophysical Journal. 2017. DOI 10.3847/1538-4357/aa6a1d. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ LISSAUER. A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11. Nature. 2011. DOI 10.1038/nature09760. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ LISSAUER. All Six Planets Known to Orbit Kepler-11 Have Low Densities. The Astrophysical Journal. 2013. DOI 10.1088/0004-637X/770/2/131. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets. The Astrophysical Journal. 2016. DOI 10.3847/0004-637X/828/1/33. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ The Kepler-11 system: Evolution of the stellar high-energy emission and initial planetary atmospheric mass fractions. Astronomy & Astrophysics. 2019. DOI 10.1051/0004-6361/201936581. Je zde použita šablona
{{Cite journal}} označená jako k „pouze dočasnému použití“.
- ↑ HANDS, T. O.; ALEXANDER, R. D.; DEHNEN, W. Understanding the assembly of Kepler's compact planetary systems. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014-11-21, roč. 445, čís. 1, s. 749–760. Dostupné online [cit. 2025-01-12]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/stu1751.
Externí odkazy
|
|
