Které známé exoplanety leží v obyvatelné zóně?

Kosmopedie · Aktualizováno: 29. října 2026

TRAPPIST-1 e, Proxima b nebo Kepler-62 f jsou od svých hvězd ohřívány právě tolik, aby při vhodné atmosféře mohly mít na povrchu kapalnou vodu. Porovnejme osm známých planet, jejich oběhy a rozměry i to, co ještě potřebujeme zjistit o jejich prostředí.

Jak jsme vybrali osm světů

Výběr zahrnuje potvrzené planety, které jejich odborné studie kladou do užší nebo širší obyvatelné zóny. Je to oblast, kde by planeta s vhodnou atmosférou mohla udržet na povrchu kapalnou vodu. Základní podmínky vysvětluje samostatné téma o obyvatelné zóně; zde se soustředíme na konkrétní světy a jejich údaje.

Užší neboli konzervativní vymezení používá klimatické hranice mezi příliš silným ohřevem a příliš slabým ohřevem i při výrazném skleníkovém účinku oxidu uhličitého. Širší neboli optimistické vymezení rozšiřuje interval podle úvah o dávné Venuši a Marsu. TOI-700 e je v našem výběru výslovně příkladem širšího vymezení.

Jde o názorný výběr, nikoli úplný soupis nebo počet obyvatelných planet. Příjem hvězdné energie pomáhá vybrat zajímavé cíle; skutečné podmínky pak závisejí na atmosféře, vodě a vývoji každé planety.

Jak porovnat oběh a příjem energie

Hodnota 1 znamená stejný příjem hvězdné energie na jednotku plochy jako u Země, ještě před působením atmosféry. Hodnota 0,5 znamená polovinu, hodnota 1,3 přibližně o třetinu více. Teplota povrchu se odvíjí také od odrazu světla, oblačnosti a skleníkových plynů.

Červení trpaslíci jsou slabší než Slunce, takže podobný příjem energie může mít planeta i na velmi blízké dráze s krátkým rokem. Kepler-62 f u hvězdy K má naopak oběžnou dobu přes 267 dní. Čísla v následujících tabulkách pocházejí z konkrétních studií uvedených níže; archivní výřez jsme stáhli 29. října 2026.

Barevné pásy v úvodním grafu patří vždy hostitelské hvězdě dané planety. Zeleně je užší vymezení obyvatelné zóny, hnědozlatě širší; TOI-700 e leží v širším pásmu. U TRAPPIST-1 používáme publikované orientační pásmo 0,024–0,049 AU, stejné jako ve srovnání soustav níže. Pro převod jeho hranic na příjem energie používáme svítivost ze zvolené studie Agol a kol. (2021). U ostatních hvězd jsou hranice vypočtené modelem Kopparapua a kol. (2014) pro planetu o hmotnosti Země.

Na úzké obrazovce posuňte tabulku do strany.

Proč záleží také na typu hvězdy

Slunce vyzařuje velkou část energie ve viditelném světle, červený trpaslík má větší podíl infračerveného záření. To sníh a led pohlcují účinněji; více ho pohlcují také vodní pára a oxid uhličitý v atmosféře. Planeta u červeného trpaslíka tak může pohltit větší část přicházející energie než podobná planeta u Slunce, přestože obě dostávají celkově stejné množství energie.

V klimatických modelech proto obyvatelná zóna červeného trpaslíka odpovídá nižšímu příjmu energie než obyvatelná zóna Slunce: planeta může zůstat dostatečně teplá i při menším přísunu záření. Při porovnání vzdáleností od hvězdy působí dva vlivy: slabší výkon červeného trpaslíka posouvá obyvatelnou zónu blízko ke hvězdě, zatímco červenější záření ji oproti výpočtu se slunečním spektrem posouvá poněkud dál.

Graf níže porovnává příjem energie na hranicích zóny pro modelovou planetu o hmotnosti Země u hvězd hlavní posloupnosti. Zelený interval je užší, hnědozlatý širší. Osa vyjadřuje příjem energie, nikoli vzdálenost od hvězdy. Jde o model Kopparapua a spoluautorů z roku 2014; konkrétní atmosféry a oblačnost jednotlivých planet vyžadují podrobnější výpočty.

Co známe o velikosti a hmotnosti

Poloměr a hmotnost nám společně pomáhají odhadnout průměrnou hustotu a uvažovat o stavbě planety. V tabulce jsou jednotkami poloměr Země a hmotnost Země. Hodnoty v závorkách nebo za znakem ± vyjadřují nejistoty uvedené ve zvolených studiích. Pomlčka znamená, že použitá sada neposkytuje spolehlivou měřenou hodnotu; modelové odhady chybějících hmotností a poloměrů zde nedoplňujeme.

U Proximy b měření pohybu hvězdy určuje m sin i, tedy hmotnost násobenou funkcí sklonu dráhy. Protože sklon neznáme, jde o minimální hmotnost, zatímco skutečná může být vyšší. U tranzitujících planet pomáhá geometrii dráhy určit jejich přechod před hvězdou.

Na úzké obrazovce posuňte tabulku do strany.

TRAPPIST-1 e, f a g: tři různé příjmy energie

Tyto tři planety obíhají stejnou velmi chladnou hvězdu M8. Mají roky dlouhé přibližně 6,1, 9,2 a 12,4 dne, ale dostávají různá množství energie: přibližně 65 %, 37 % a 25 % zemského příjmu. Jedna soustava tak umožňuje porovnávat odlišně ozářené světy.

Změny časů přechodů před hvězdou prozrazují vzájemné gravitační působení planet a dovolují odhadnout jejich hmotnosti. Podle velikosti a hustoty jde nejspíš o kamenné planety. Otázku atmosfér však řešíme samostatně: pozorování Webbem zatím neposkytla jednoznačné potvrzení atmosféry u TRAPPIST-1 e. Skvrny a další projevy aktivity hvězdy mění její světlo, a tím ovlivňují měření atmosféry planety. Astronomové proto při vyhodnocování rozlišují, které změny ve spektru souvisejí s hvězdou a které s atmosférou planety. Podrobnosti metody vysvětluje téma o atmosférách exoplanet.

Porovnání níže ukazuje, jak těsně u své hvězdy tyto planety obíhají: všech sedm známých planet TRAPPIST-1 se vejde do vzdálenosti menší, než je dráha Merkuru kolem Slunce. Horní panely mají stejné měřítko vzdáleností; pod nimi je zvětšený detail soustavy.

Proxima b a LHS 1140 b: dva různé cíle dalšího výzkumu

Proxima b je zajímavá blízkostí své hvězdy ke Slunci a minimální hmotností podobnou Zemi. Z jejího příjmu energie lze odvozovat možné klimatické scénáře, zatímco její skutečný poloměr a atmosféra zůstávají otevřenými otázkami.

LHS 1140 b je větší a hmotnější: přibližně 1,73 zemského poloměru a 5,60 zemské hmotnosti. Přesné rozměry připouštějí například svět bohatý na vodu nebo planetu s plynným obalem. Výzkum atmosféry se rychle vyvíjí: práce z července 2026 oznámila absorpci helia, zatímco další týmy v srpnu stejný signál v datech Webbu nepotvrdily. Ověření složení a rozsahu atmosféry proto vyžaduje další měření. Zkoumá se také možnost, že se únik plynu mění s krátkodobou aktivitou hvězdy.

TOI-700 a Kepler-62: hranice zóny v konkrétních soustavách

TOI-700 d a e obíhají stejnou hvězdu M2,5. Planeta d ve zvolené studii dostává asi 85 % zemského příjmu, planeta e asi 127 %. Právě druhá z nich ukazuje, proč je důležité uvést širší vymezení zóny.

Kepler-62 f obíhá chladnější hvězdu K2 a v použité sadě má přibližně 1,46 zemského poloměru. Vlastnosti případné atmosféry a množství vody rozhodují o tom, jaký povrchový stav by při jejím ozáření mohl nastat.

Pro srovnání vybíráme u každé planety jednu související sadu hodnot. U TOI-700 jde o studii Gilbert a kol. z roku 2023, která zahrnuje i příjem energie; archiv obsahuje také novější zpřesnění oběžných dob a poloměrů z roku 2026. Při budoucí aktualizaci je třeba posoudit souvislost celé sady.

Jaké měření přinese další rozhodující informaci

Další postup spojuje přesnější znalost hvězdy, oběhu a hustoty planety s pozorováním její atmosféry. Spektra mohou odhalovat plyny, zatímco časové změny signálu pomáhají odlišit vliv planety od aktivity hvězdy.

Příjem energie tak funguje jako první vodítko pro výběr cílů. Nejvíce nám o jejich skutečném prostředí řekne společné vyhodnocení několika druhů měření. Širší kontext počtů a typů hostitelů nabízí přehled známých exoplanet.

Zaujalo vás téma? Přihlaste se k týdennímu výběru e-mailem ↑

Našli jste chybu nebo nepřesnost? Napište redakci. (redakce@kosmonovinky.cz)