• Historie
• Hledání
• Metody objevování
• Radiální rychlost
• Zákryty a přechody
• Astrometrie
• Pulsary
• Mikročočky
• Přímé zobrazení
• Popis exoplanet
• 51 Pegasi
• ups And
• 2M1207
• PSR B1257+12
• ostatní
• Katalogy exoplanet
• Hledání
• Porovnání
• Odkazy

Protože se u hvězdy, kterou jsme si pojmenovali Slunce, vyskytuje devět planet, lze z toho usoudit, že kolem podobných hvězd by se také mohly nacházet planety. Astronomové se tedy zaměřili na vyhledávání takových hvězd.

Ivan B. Fesenko zkoumal v roce 1994 hvězdy jasnější než 7,2 mag ve vizuálním oboru na sever od deklinace -15°. Mezi 10 700 hvězdami nalezl 116 hvězd, které se Slunci poněkud podobají a 19 hvězd, které se Slunci velmi podobají. Pro porovnání použil vlastností – hmotnost, povrchová teplota, chemické složení, svítivost a stáří. Odhadl, že takovýchto (podobných) hvězd je v naší Galaxii asi 10 000 000. Mezi těmito hvězdami se Slunci nejvíce podobá hvězda HD 164595 v souhvězdí Herkula. Na jižní obloze je to pak hvězda HD 44594 v souhvězdí Puppis (Lodní záď).

Planety vznikají kondenzací z prachoplynových disků. Tento plyn má tu vlastnost, že částečně pohlcuje intenzivní záření mateřské hvězdy, čímž se ohřívá a vyzařuje do okolí v infračerveném spektru. Hvězda samotná se na záření v infračerveném spektru příliš nepodílí.

Prachoplynový disk okolo AB Aurigae

Kosmická družice IRAS prováděla v roce 1983 výzkum vesmíru v infračervené oblasti a na celé obloze se jí do vzdálenosti 80 světelných let podařilo objevit asi 40 hvězd, které nadměrně zářily v infračervené oblasti. Mezi těmito hvězdami lze najít například Vegu ze souhvězdí Lyry, Beta Pictoris nebo Fomalhaut ze souhvězdí Jižní ryby. Předpokládá se u nich existence prachoplynného disku, případně oblaku komet či planetek, který je u nás znám pod názvem Oortův oblak.

Snímek celé oblohy v infračerveném spektru pořízený ružicí IRAS

Dnes se pro hledání po vznikajících planetárních soustavách využívá Hubbleův kosmický dalekohled (HST). Díky němu bylo v roce 1996 známo jen v mlhovině M42 v Orionu, v níž v současnosti probíhá bouřlivá tvorba hvězd, již 153 jasných protoplanetárních disků.

Snímek mlhoviny M42 v Orionu pořízený HST, mlhovina je obrovský oblak prachu, který je osvětlený jasnou mladou horkou hvězdou v horní částí snímku.	Pohled na protoplanetární disky v mlhovině M42 v Orionu, okolo hvězd si lze všimnout oblaka prachu a plynu.
	Protoplanetární disk velmi mladé hvězdy (mezi 300 000 až 1 milionem let)

Bylo zjištěno, že se prachoplynové disky objevují zejména kolem hvězd s hmotností Slunce nebo menší. U hmotných a velkých hvězd dochází totiž k tomu, že celý disk hvězdy svým intenzivním hvězdným větrem rozfoukají a zabrání tak vzniku planet. I to je jeden z důvodů, proč je vhodné hledat planety u hvězd podobných Slunci.

Protoplanetární disky kolem mnoha hvězd nesahají až ke hvězdě, a kromě toho jsou ve vnitřních částech často asymetrické. To může být způsobeno již zkondenzovanými planetami nebo jejich zárodky, které ve svém okolí vysbíraly prach.

Ve vesmíru se osamocené hvězdy vyskytují spíše výjimečně. Teorie ukazuje, že planety mohou vzniknout i u vícenásobných systémů. Výpočty se zjistilo, že planety mohou mít stabilní své dráhy u každé z hvězd, jestliže se nacházejí do 3 AU od mateřské hvězdy. Nebo může planeta obíhat okolo obou hvězd, pokud bude mít její dráha poloměr alespoň 70 AU. Matematické výpočty byly potvrzeny objevem planet ve vícenásobných systémech, například ve dvojhvězdné soustavě Gliese 86.

Gliese 86 je relativně těsná dvojhvězda žluto–oranžové hvězdy a bílého trpaslíka. Hvězda A má planetu o hmotnosti 4,02 M_Jup ve vzdálenosti 0,11 AU, která oběhne svoji mateřskou hvězdu každých 15,766 dnů. Tato planeta po dlouhou dobu odolává rozpínání hvězdy B v červeného obra. Vzdálenost obou hvězd je pouhých 15 AU. Hvězda se nachází v souhvězdí Eridanus ve vzdálenosti 35,6 světelných let. Stáří se odhaduje na 10 miliard let a oběžná doba Gliese 86 A a B je 80 let.

Planety lze hledat i u hvězd, které nejsou příliš příznivé pro život – u bílých trpaslíků, neutronových hvězd – pulsarů či dokonce u černých děr. Vědci dospěli k názoru, že kamenná jádra terestrických planet mohou přežít rozepnutí hvězdy do fáze červeného obra a následně potom obíhat okolo chladnoucího bílého trpaslíka. Podobným způsobem se mohou kolem neutronových hvězd nebo černých děr vytvořit (z materiálu po výbuchu supernovy) planety tzv. druhé generace, přičemž původní planety (pokud nějaké existovaly) byly výbuchem pravděpodobně úplně zničeny.

Zbytek po supernově typu II, který byl v roce 1054 celkem dobře viditelný po dobu několika týdnů na denní obloze a po dobu několika let na noční obloze. Pulsar (nebo neutronová hvězda) je obklopena Krabí mlhovinou M1, zbytek po dřívější obří hvězdě. Pulsuje rychlosti 30 kmitů za sekundu a více než ve viditelném spektru září v rentgenovém spektru. Nachází se v souhvězdí Býka, 6 300 světelných let od Slunce při zářivém výkonu zhruba jako naše Slunce, dvojnásobné hmotnosti jako naše Slunce, ale při poloměru 30 km.

Šipka na snímku ukazuje na neutronovou hvězdu.

Podle údajů z listopadu 2005, již nejméně u dvou pulsarů byly objeveny planety. Pulsary jsou velmi malé objekty o průměru přibližně 50 km, ale s hmotností srovnatelnou s hmotností našeho Slunce, které velice rychle rotují kolem své osy. Astronomové u těchto objektů pozorují pravidelné pulsy, jakési záblesky, jednak v rádiovém oboru, u některých pulsarů i ve viditelném spektru. Signály přicházejí s velmi vysokou pravidelností. V roce 1992 bylo zjištěno, že od několika pulsarů přicházejí tyto signály někdy dříve a někdy později, než by měly. Vysvětlení se zdá být jednoduché: kolem pulsaru obíhá další těleso – planeta. Obě tato tělesa, pulsar a planeta, obíhají kolem společného těžiště. Střídavé vzdalování a přibližování pulsaru způsobuje, že signály přicházející na Zemi se někdy opozdí (musí překonat delší dráhu), někdy přijdou dříve.