V astronomii je planetární systém systém složený z planet , stejně jako různých inertních nebeských těles, jako jsou asteroidy a komety , obíhajících kolem hvězdy . Sluneční soustava je příklad planetárního systému. Rozšířením a nesprávně se termín „sluneční soustava“ někdy používá k označení jiných planetárních systémů.
První planetární systém objevený kolem hvězdy slunečního typu mimo sluneční soustavu ( extrasolární planetární systém nebo exoplanetární systém ) je systém hvězdy 51 Pegasi v roce 1995. Od té doby byly objeveny stovky mimosolárních planet .
Před XVI th století je geocentrický teorie je dominantní vysvětlení západního světa módy. Na XVI th století, Giordano Bruno , zastánce heliocentrické teorie , předkládá teorii, že hvězdy, jako je Slunce , jsou doprovázené planetami.
V XVIII -tého století, Isaac Newton udělal totéž v General scholium (v) , v závěru jeho Principia : „A v případě, že pevné hvězdy jsou podobné systémy center, budou všichni být postaven na stejném konceptu a je vázán na ovládnutí One . " .
Objevy exoplanet nároky jsou vyrobeny z XIX th století. V roce 1855 tedy kapitán WS Jacob z observatoře v Madrasu ohlásil pozorovací anomálie týkající se dvojhvězdy 70 Ophiuchi , anomálie, díky nimž byla přítomnost „planetárního tělesa v tomto systému vysoce pravděpodobná“. V 90. letech 19. století Thomas JJ See z University of Chicago a United States Naval Observatory uvádí, že anomálie dokazují existenci tmavého tělesa v systému 70 Ophiuchi s oběžnou dobou kolem 36 let. Jedna z hvězd, i když Forest Ray Moulton zpochybňuje tato tvrzení, viz článek publikovaný v roce 1999.
V letech 1950 až 1960 Peter van de Kamp ze Swarthmore College prohlásil objev planet obíhajících kolem Barnardovy hvězdy .
V dnešní době astronomové obecně považují všechny staré zprávy o detekcích za chybné.
V roce 1991 Andrew G. Lyne , M. Bailes a SL Shemar oznámili objev pulsarové planety obíhající kolem PSR B1829-10 pomocí měření drobných odchylek v periodicitě pulzarů (in) , což umožnilo vypočítat hlavní orbitální parametry orgánů odpovědných za tyto poruchy. Reklama krátce získala intenzivní pozornost, ale Lyne a její tým ji v roce 1992 stáhli s odvoláním na chyby v jejich přístupu.
Objev prvních extrasolárních planet planetární soustavy, která není kolem Slunce, je oznámen dále 9. ledna 1992podle Aleksander Wolszczan a Dale křehký v Nature publikaci . Objev těchto planet obklopujících pulsar PSR B1257 + 12 je výsledkem pozorování provedených v září 1990 instalacemi radioteleskopu Arecibo .
The 6. října 1995, Michel Mayor a Didier Queloz oznámil objev první exoplanety obíhající kolem slunečního typu hvězda: 51 Pegasi , z pozorování, které učinili na observatoře Haute Provence s metodou radiálních rychlostí . Hostitelskou hvězdou je 51 Pegasi v souhvězdí Pegasus , asi 40 světelných let od Země .
První optická fotografie exoplanety byla zveřejněna dne 13. listopadu 2008v časopise Science . Pořízený Hubblovým kosmickým dalekohledem a zpracovaný týmem astronoma Paula Kalase má planeta hmotu pravděpodobně blízkou hmotě Jupitera . Daboval Fomalhaut b , obíhá kolem hvězdy Fomalhaut v souhvězdí na jižní ryby (Piscis Austrinus) asi 25 světelných let . Fomalhaut b je vzdálený asi desetinásobek vzdálenosti Saturnu od slunce . Tento objev je oznámen ve stejnou dobu a ve stejné recenzi jako tým kanadského astronoma Christiana Maroise týkající se prvního přímého pozorování celé sluneční soustavy složené ze tří obřích planet vyfotografovaných v „ infračervené oblasti “ ve 129 světelných letech kolem hvězdy HR 8799 .
Obecně se planetární systém vyvíjí kolem hvězdy. V některých případech se vyskytuje kolem pulsaru , červeného trpaslíka nebo hnědého trpaslíka . Drtivá většina dosud známých planetárních systémů je tvořena pouze jednou planetou.
Planetární systémy by se obecně formovaly během zrodu hvězd . To znamená, že gravitační kolaps z molekulárního mraku by tvořil protoplanetární disk, který se následně vyvinout do planetárního systému.
Tento scénář formování se nezdá platný v případě pulzarových planet, protože tyto jsou tvořeny supernovy a planetární systém by takový výbuch nemohl přežít. Planety by se odpařily, byly by vyloučeny z jejich oběžné dráhy masami plynu přicházejícími z explodující hvězdy nebo by unikly z gravitačního pole této centrální hvězdy kvůli náhlé ztrátě většiny jejich hmotnosti. Jedna hypotéza je, že pulsarové planety by mohly být vytvořeny z akrečního disku obklopujícího pulsar.
Tvorba planetárních systémů či nikoli by také souvisela se spektrálním typem hvězdy. U hvězd s vysokou metalicitou je tedy větší pravděpodobnost, že vytvoří a udrží planetární systémy, a jejich planety mají tendenci být hmotnější než planety obíhající kolem hvězd s nízkou metalicitou. Navíc by hvězdy podobné Slunci, které mají planetární systém, byly náchylné k nedostatku lithia .
Pozorování ze Spitzerova kosmického dalekohledu naznačují, že ke vzniku planet nedochází v blízkosti foto hvězdy v okolí hvězdy třídy O v důsledku foto odpařování .
Obytná zóna , nebo Obyvatelnost zóna je oblast systému, ve kterém exoplaneta může obsahovat vodu v kapalné formě, a vytvořit tak vhodné podmínky pro vznik života. Obecně platí, že pro planetární systém s hvězdou o velikosti Slunce je tato vzdálenost podobná vzdálenosti Země , tj. 1 astronomická jednotka. Pokud je centrální hvězda menší a méně svítivá, bude tato vzdálenost menší a naopak naopak.
Na začátku roku 2011 se odhaduje, že existuje přibližně padesát potenciálně obyvatelných planet. Pozemní Planeta Gliese 581 g se považuje za nejvíce potenciálně obyvatelné exoplanety. Za tímto účelem, v rozhovoru s Lisa-Joy Zgorski z National Science Foundation , Steven Vogt prohlašuje : „Nejsem biolog, ani ten, kdo by chtěl hrát tuto roli v televizi. Ale podle mého názoru, vzhledem k sklonu, že život musí vzkvétat, kdekoli je to možné, bych řekl, že pravděpodobnost života na Gliese 581g je 100%. Nemám o tom téměř žádné pochyby. " .
Abychom objevili planetární systémy, musíme detekovat exoplanety obíhající kolem hvězdy. Je velmi obtížné to udělat přímým způsobem, a to z několika důvodů:
Do konce roku 2000 byly jedinými detekčními metodami metody „nepřímé“, protože přímo nezjistily fotony přicházející z planety.
Tato metoda je založena na studiu světelného spektra hvězdy. Pohyby hvězdy jsou ovlivněny přítomností planety obíhající kolem ní, což způsobuje periodický posun její polohy. Díky tomu je možné určit radiální rychlost díky Doppler-Fizeauovu efektu . Stejným způsobem jako u spektroskopických binárních souborů poskytuje informace o poloze oběžné dráhy a hmotnosti planety.
Vzhledem k tomu, že tato metoda detekce je účinnější pro vysoké radiální rychlosti, jsou takto objevené exoplanety obecně velmi hmotné a nacházejí se velmi blízko své hvězdy.
Touto metodou byla detekována většina extrasolárních planet.
Tato detekční metoda je založena na studiu svítivosti hvězdy. Ve skutečnosti, pokud se pravidelně mění, může to vycházet ze skutečnosti, že planeta prochází před ní a částečně ji zastíní během astronomického přechodu. Tato metoda umožňuje současně studovat složení atmosféry projíždějící planety.
Tento způsob detekce byl poprvé navržen v roce 1951 o Otto Struve z Yerkes observatoře na University of Chicago . Je k dispozici ještě dvakrát: v roce 1971 by Frank Rosenblatt z Cornell University , pak v roce 1980 by William Borucki z Ames Research Center z NASA v Kalifornii .
Přestože je variace světelnosti hvězdy snadněji identifikovatelná než variace její radiální rychlosti, tato metoda se ukazuje jako neúčinná, pokud jde o množství detekovaných planet ve srovnání se součtem pozorovaných hvězd. Lze jej použít pouze v případě, kdy je pozorovaný hvězdný systém umístěn téměř na stranu vzhledem ke sluneční soustavě. Pokud vezmeme v úvahu náhodné orientace planetárních systémů, je geometrická pravděpodobnost detekce touto metodou nepřímo úměrná vzdálenosti mezi hvězdou a planetou. My Odhadujeme, že touto metodou lze detekovat 5% hvězd s exoplanetou. Astronomický přechod může být navíc vzácným jevem. Ve sluneční soustavě lze tedy tranzity Venuše a Merkuru pozorovat maximálně jen někdy za století.
Metoda detekce astrometrií je založena na detekci úhlových poruch v trajektorii hvězdy. Vzhledem k tomu, že tyto poruchy jsou omezené, přesnost současných přístrojů ještě není dostatečná k detekci planetového systému touto metodou. Instalace interferometrického přístroje Prima dalekohledu Very Large Telescope by mohla umožnit detekci planetových systémů podle této metody.
Tato metoda je založena na zakřivení světla vyzařovaného vzdálenou hvězdou nebo kvazarem , když se masivní objekt vyrovná „dostatečně“ s tímto zdrojem, což je jev zvaný „ gravitační čočka “. Zkreslení světla je způsobeno gravitačním polem objektu čočky, což je jeden z důsledků obecné relativity , jak jej popsal Albert Einstein v roce 1915 . Výsledkem je efekt objektivu, tvorba dvou zkreslených obrazů vzdálené hvězdy nebo dokonce více.
V případě hledání exoplanet poskytuje cílová planeta obíhající kolem hvězdy čočky další informace, které umožňují určit její hmotnost a vzdálenost od hvězdy. Mluvíme o mikročočkách, protože planeta vyzařuje malé nebo žádné světlo.
Tato technika umožňuje pozorovat hvězdy i relativně nízké hmotnosti, protože pozorování nejsou založena na přijatém záření.
Kombinované použití korekčních systémů v reálném čase zvaných adaptivní optika a koronografie umožnilo nedávno pozorovat exoplanetu přímo pomocí VLT.
V současné době je věnováno obrovské úsilí zdokonalení adaptivní optiky, hvězdné koronografie a technik zpracování obrazu, aby bylo možné vyvinout velmi kontrastní astronomické snímky schopné detekovat exoplanety o velikosti Země.
Ke dni 23. února 2017 bylo objeveno 2 688 planetárních systémů, z nichž 603 je více planetárních systémů a obsahuje přibližně 3 583 planet.