K2-141 b — AI Ilustrace
AI Ilustrace

K2-141 b — lavová superzemě s oceánem z roztavené horniny

K2-141 b je skalnatá exoplaneta s hmotností 4,97násobku hmotnosti Země, která obíhá svou hvězdu jednou za pouhých 6,7 hodiny — tak blízko, že denní strana planety trvale dosahuje přibližně 2 103 K (1 830 °C). Planeta leží ve vzdálenosti 201,8 světelných let od Země a byla objevena v roce 2018 tranzitní metodou. Její povrch na denní straně pokrývá oceán z roztavené horniny hluboký odhadem přibližně 100 km, zatímco noční strana je podle měření ze Spitzerova teleskopu z roku 2022 chladná natolik, že její teplotu nebylo při detekčním prahu možné změřit — zůstala pod hranicí 1 712 K.

Základní údaje

  • Hmotnost: 4,97 hmotností Země (4,97× Země)
  • Typ tělesa: exoplaneta
  • Mateřská hvězda: K2-141
  • Poloměr: 9 631 km (1,51× Země)
  • Hustota: 7 930 kg/m³ (1,44× Země)
  • Teplota: 2 103 K (1 830 °C)
  • Oběžná doba: 6,7 h
  • Velká poloosa: 1 117 496 km
  • Výstřednost dráhy: 0
  • Vzdálenost: 201,8 sv. let
  • Ozáření: 4 436 860 W/m²
  • Objeveno: 2018
  • Metoda objevu: Transit

Fyzikální vlastnosti

Poloměr K2-141 b činí 9 631 km, tedy 1,51násobek zemského poloměru. Hustota planety dosahuje 7 930 kg/m³, což je 1,44násobek průměrné hustoty Země. Tato kombinace — větší objem i vyšší hustota než u Země — naznačuje složení bohaté na těžké prvky.

Plášť K2-141 b má podle modelů studie Meier et al. z roku 2026 hloubku 4 450 km a poloměr jádra dosahuje 5 359 km. Stejná studie použila okrajovou podmínku teploty denní strany 3 000 K a noční strany 50 K — teplotní kontrast, který pohání veškerou vnitřní dynamiku planety. Oběžná dráha má velkou poloosu 1 117 496 km a excentricitu rovnu nule, čili jde o dokonale kruhovou dráhu.

Dopad záření hvězdy na povrch K2-141 b dosahuje 4 436 860 W/m².

Objev a potvrzení existence

Planeta byla objevena v roce 2018 tranzitní metodou v rámci mise Kepler/K2 — pozorováním periodického poklesu jasnosti hvězdy K2-141, k němuž dochází pokaždé, když planeta přejde před diskem hvězdy. Existence planety a její hmotnost byly následně potvrzeny měřením radiálních rychlostí pomocí spektrografu HARPS-N s vysokou přesností, doplněného o zobrazení nástrojem MuSCAT a vysokorozlišovací speklová pozorování přístrojem NESSI.

Hvězda K2-141 leží v galaktických souřadnicích galaktické délky 80,19878° a galaktické šířky −56,5953°, tedy výrazně pod rovinou galaktického disku, v části oblohy odvrácené od středu Mléčné dráhy.

Přílivové zamčení a dělení povrchu

K2-141 b je přílivově zamčena ke své hvězdě: jedna strana planety k ní trvale míří a druhá je trvale odvracena. Přibližně dvě třetiny povrchu planety proto zažívají věčné světlo. Hranice dne a noci — terminátor — je oblast, kde se extrémní podmínky obou stran střetávají a kde mají modely z roku 2026 zvláštní tektonický a vulkanický význam.

Studie Meier et al. z roku 2026 modelovala vnitřní konvekci pláště K2-141 b a zjistila asymetrický vzorec tektoniky s jediným víkem, při níž je kůra recyklována sestupy hmoty blízko terminátorů. Pokud modely zahrnují plastické porušení (oslabení litosféry), vzorec se stává výrazněji asymetrickým: sestupy se tvoří na noční straně a výstupy horké hmoty probíhají přednostně na denní straně. Tato dynamika se liší od symetričtějšího konvekčního vzorce v modelech bez plastického porušení.

Magmatický oceán, atmosféra a kamenný déšť

Počítačové simulace mezinárodního týmu z McGillovy univerzity, York University a Indického institutu vědeckého vzdělávání, zveřejněné 3. listopadu 2020, předpovídají magmatický oceán na denní straně K2-141 b s hloubkou přibližně 100 km. Tento oceán je zdrojem atmosféry planety: z roztaveného povrchu se odpařují sodík, oxid křemičnatý (SiO) a oxid křemičitý (SiO₂), které tvoří řídkou atmosféru z kamenné páry.

Předpovídané rychlosti větrů přesahují 5 000 km/h a přenášejí kamennou páru z horké denní strany na studenou noční stranu. Tam pára kondenzuje a srážky padají zpět na povrch jako kamenný déšť. Pokud má atmosféra vysoký obsah sodíku, modeluje se i tok tuhého sodíku zpátky směrem k denní straně — podobně jako pohyb ledovců na Zemi.

Studie Zieba et al. z roku 2022, která analyzovala fázovou křivku K2-141 b ze Spitzerova vesmírného dalekohledu, naměřila teplotu denní strany 2 049 K (s neurčitostí +362/−359 K) a zjistila, že teplota noční strany je konzistentní s nulou — nedosáhla detekčního prahu 1 712 K na hladině spolehlivosti 2 sigma. To potvrzuje prudký teplotní kontrast odpovídající absenci husté atmosféry schopné přerozdělovat teplo.

Modely ze studie o částečné krystalizaci ukazují, že blízko okraje magmatického oceánu K2-141 b dochází k diferenciaci povrchového složení taveniny. Tavenina u rozhraní pevné fáze a fáze „mushe“ se sytí vodou, což vede k možné exsoluci vody u terminátoru — otevřená otázka s dosud nejistými důsledky pro složení atmosféry.

Výzkum Jamesovým Webbovým teleskopem

Jamesův Webbův vesmírný dalekohled (JWST) je vhodným nástrojem pro detekci potenciálních plynů kamenné páry, zejména SiO, v okolí K2-141 b. Průkaz SiO by byl silným důkazem atmosféry tvořené odpařenou horninou, nikoli tradičními plyny.

K roku 2026 zařadila měření JWST planetu K2-141 b do skupiny silně ozařovaných skalnatých planet — spolu s HD 3167 b, 55 Cancri e a TOI-561 b — u nichž naměřené teploty denní strany jsou nižší, než by odpovídalo holé tmavé hornině bez atmosféry. To naznačuje možné atmosférické nebo odrazové efekty, přičemž jejich přesná povaha zůstává otevřenou otázkou.

Studie Boukaré et al., publikovaná 29. července 2025 v časopise Nature Astronomy (svazek 9, stránky 1511–1522, DOI: 10.1038/s41550-025-02617-4), navrhla dva pozorovatelné krajní stavy lavových planet včetně K2-141 b: buď horký, homogenní globální magmatický oceán, nebo chladný, chemicky diferencovaný tuhý stav. Tyto dvě fáze by podle autorů mělo být možné rozlišit právě pomocí pozorování JWST.

Modelovací studie SonicVapour zjistila, že u planet s povrchovou teplotou přesahující 2 700 K je odpařená kamenná pára opticky hustá — potlačuje konvekci a výrazně ztěžuje detekci atmosféry emisní spektroskopií. Paradoxně chladnější lavové planety s povrchovou teplotou v rozsahu 2 300 až 2 700 K vykazují zřetelnější spektrální rysy a jsou snáze charakterizovatelné.

Vědecké diskuse a modelování nitra

7. května 2026 uspořádal Institut SETI veřejnou akci s názvem „SETI Live: Lava Worlds and Nightside Volcanoes on K2-141 b“, na níž planetární vědkyně Claire Marie Guimond z ETH Curych představila výsledky modelování konvekce pláště, přílivového zamčení a vulkanismu noční strany K2-141 b.

Modelování nitra K2-141 b rozlišuje tři klíčové parametry: radiogenní ohřev (z rozpadu uranu a thoria), bazální ohřev (přenos tepla ze železného jádra do pláště) a intrúze taveniny (podíl roztavené horniny, která prorazí na povrch jako vulkanismus, oproti podílu, který zůstane pod povrchem). Variace těchto parametrů vedou k různým předpovědím pro pozorovatelné projevy planety.

Zajímavosti

  • Na Zemi jsou povrch, oceán a atmosféra tvořeny různými látkami — horninou, vodou a plynem. Na K2-141 b jsou všechny tři složené ze stejné látky: horniny, konkrétně sodíku, oxidu křemičnatého (SiO) a oxidu křemičitého (SiO₂). (earthsky.org)
  • „Kamenný cyklus“ K2-141 b přesně kopíruje zemský koloběh vody: hornina se odpařuje na denní straně zahřáté na 3 000 °C, přes 5 000 km/h větry ji přenášejí na noční stranu a tam vyprší zpátky jako kamenný déšť — bez jediné kapky vody. (sci.news)
  • Lavové světy jako K2-141 b v naší Sluneční soustavě zcela chybí. Ani Merkur, nejbližší planeta ke Slunci, neobíhá natolik těsně, aby jeho povrch pokrývaly oceány z magmatu. (earthsky.org)

Zdroje údajů

Kde se o něm píše

Údaje aktualizovány: 2026-10-26