Exoplaneta Kepler-93 b je doposud jedinou planetou, objevenou u hvězdy Kepler-93. Ta se nachází blízko hranic souhvězdí Lyry a Labutě a v dalekohledu ji můžete spatřit jako hvězdu s jasností 10 magnitud. Kepler-93 b patří mezi tzv. tranzitující exoplanety, tedy takové, jejichž oběžná rovina míří směrem k Zemi a při jejichž oběhu dochází opakovaně k přechodům planety před mateřskou hvězdou.
Měření rozměrů takových exoplanet obvykle dosahuje poměrně dobrých výsledků, protože rozměr se nechá obstojně určit z doby trvání přechodu, přesněji z přesného měření jeho profilu na začátku a konci celého úkazu. Stejně tak se postupovalo i v tomto případě. Pro získání přesnějších hodnot je však stále ve hře příliš mnoho neznámých. Jednou z nich je přesná velikosti zakrývané hvězdy. I ta se nechá měřit, či odhadovat s větší či menší přesností. V případě hvězdy Kepler-93 však byla použita poměrně sofistikovaná metoda zvaná astroseismologie, neboli „hvězdotřesení“. Tato astrofyzikální metoda, odvozená od své starší sestry helioseismologie, umožňuje zjišťovat o vzdálených hvězdách řadu informací podobně, jako klasická seismologie odhaluje mnoho informací o tělese naší Země.
Na rozdíl od Země však ani na Slunce, ani na ostatní hvězdy nelze umístit žádné seismografy, které by chvění těchto těles snímaly. Místo toho se pozorují drobné změny na povrchu Slunce (v případě helioseismologie), nebo drobné změny v celkovém jasu hvězdy (v případě astroseismologie) a z nich se odvozuje, jak se celé pozorované těleso chvěje. Detailní analýzou lze objevit řadu rezonančních frekvencí, které jsou charakteristické pro těleso určitých rozměrů, a tím pádem lze odvodit poměrně přesně velikosti hvězdy. Rozdílný je také mechanismus vzniku hvězdotřesení. U Země a dalších pevných planet je zdrojem chvění obvykle vulkanismus, desková tektonika, či srážka s jiným kosmickým tělesem. U hvězdotřesení se o třesení stará konvektivní vrstva, která je u většiny hvězd na jejich povrchu a která připomíná proudy vroucí vody vystupující z hlubiny k povrchu a klesající zpět. Toto „vaření“ v konvektivní vrstvě je dostatečným zdrojem chvění pro požadovaná měření. K získání takových dat je však potřeba dlouhá pozorovací řada přesné a rychlé fotometrie hvězdy a právě takové pozorování provedl dalekohled Kepler. Vědecký tým měl k dispozici světelnou křivku hvězdy s vysokým časovým rozlišením i přesností určení jasu, pokrývající celé tři roky. Zpracováním těchto dat metodami astroseismologie se podařilo určit průměr hvězdy s jednoprocentní nejistotou na 0,919 průměru Slunce. Tím, že se přesně změřila jedna z hlavních neznámých, mohl být určen průměr exoplanety s neobvykle vysokou přesností. Detailní analýzou světelné křivky při přechodu exoplanety před hvězdou se zjistilo, že její průměr je 18 800 kilometrů. Nejistota je při tom jen asi 240 km. Exoplaneta se tak řadí mezi tzv. superzemě, tedy kamenné planety s velikostí výrazně převyšující velikost Země. Zde je průměr proti Zemi 1,478x větší.
Z již dřívějších odhadů hmotnosti, které se prováděly pomocí Keckova dalekohledu na Havajských ostrovech, lze odvodit i střední hustotu exoplanety. Při odhadované hmotnosti 3,8 násobku Země by hustota vycházela podobná, či jen o trochu větší, než u Země. Udávaná hmotnosti je však zatížena značnou nejistotou plus mínus 40 %. Do odhadu tedy spadá těleso jak převážně kovové, tak i kamenné.
Podobností se Zemí však na planetě nelze najít mnoho, neboť exoplaneta obíhá téměř 20x blíže své mateřské hvězdě, nežli Země a povrchová teplota proto dosahuje více než 1 000 °C. Jeden oběh okolo mateřské hvězdy planeta vykoná za necelých 5 dní.
Podobné články:
