29 ноября 2022
Орбиты планет в системе TRAPPIST-1 мало наклонены к звездному экватору

Наклонением планеты называют угол между осью вращения звезды и нормалью к плоскости орбиты планеты. Этот угол может принимать самые разные значения. В Солнечной системе Солнце наклонено к эклиптике (плоскости земной орбиты) на 7°, однако известны системы, в которых орбиты планет наклонены более чем на 80°, т.е. являются полярными или ретроградными. Наклонения орбит – важный индикатор динамической эволюции планетной системы.

Наклонение орбиты измеряют с помощью эффекта Росситера-Мак-Лафлина. Когда транзитная планета вступает на звездный диск, она перехватывает лучи, приходящие от приближающегося к нам в процессе осевого вращения или удаляющегося полушария звезды, что приводит к характерному изменению усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект Росситера-Мак-Лафлина тем заметнее, чем быстрее вращается звезда и чем большую часть звездного диска закрывает планета. Поэтому первыми планетами, у которых было измерено наклонение орбиты, оказались горячие юпитеры. Наклонение орбит небольших планет измерять очень трудно из-за малой амплитуды эффекта.

23 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения орбит планет в знаменитой системе TRAPPIST-1. Система включает в себя семь транзитных землеразмерных планет, вращающихся вокруг маленькой, легкой и очень тусклой звезды (+18.8 в видимых лучах), чья масса в 12 раз меньше массы Солнца, а температура фотосферы оценивается всего в 2560 К. Система TRAPPIST-1 очень плоская – орбиты планет наклонены друг к другу на десятые доли градуса. Однако наклонение средней плоскости планетной системы к плоскости экватора звезды оставалось неизвестным.

Чтобы измерить эффект Росситера-Мак-Лафлина, авторы воспользовались спектрографом MAROON-X, один из каналов которого захватывает ИК-диапазон (650-900 нм). Наблюдались транзиты всех планет, кроме самой внешней h. Не все планеты продемонстрировали качественный эффект Росситера-Мак-Лафлина, поэтому авторы сделали обобщенный вывод – экватор звезды TRAPPIST-1 наклонен к средней плоскости планетной системы на -2 ⁺¹⁷/_-19°. Скорость вращения звезды на экваторе составила 2.1 ± 0.3 км/с, что согласуется с аналогичной величиной других зрелых красных карликов, таких, как звезда Барнарда, звезда Тигардена, LP 791-18 и Ross 128.

Малое наклонение звездного экватора TRAPPIST-1 к средней плоскости планетных орбит согласуется с общим обликом этой динамически холодной, невозмущенной планетной системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.11841.pdf

 

 

28 ноября 2022
HD 114082 b: очень молодая планета-гигант с единственным транзитом

Для понимания эволюции планетных систем необходимо изучать планетные системы разного (притом хорошо определенного) возраста. Особенно важно изучать молодые системы, поскольку многие значимые процессы протекают в первые десятки и сотни миллионов лет – само образование планет и их миграция благодаря взаимодействию с протопланетным диском, потеря первичных атмосфер, и пр.

16 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у молодой звезды HD 114082. Начиная с 2017 года, авторы вели мониторинг лучевых скоростей 54 молодых звезд с помощью спектрографа FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе обсерватории Ла Силья (Чили). Этот обзор (RVSPY) стал дополнительным к более ранней программе по поиску планет у молодых звезд методом получения прямых изображений (NaCo-I SPY). Кроме собственных измерений авторы воспользовались данными, полученными космическими миссиями «Гайя» и TESS, а также спектрографом HARPS.

HD 114082 – звезда спектрального класса F3 V, удаленная от нас на 95.06 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.47 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.49 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 3.83 ± 0.05 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет всего 15 ± 6 млн. лет, она входит в состав ближайшей к Солнцу OB-ассоциации Скорпиона-Центавра, точнее – в ее подгруппу Нижняя Центавра – Южного Креста. HD 114082 окружена обломочным кольцом радиусом ~28 а.е., наклоненным к лучу зрения на 83.3 ^+0.4/_-3.8°.

В период с 17 апреля 2018 года по 20 августа 2022 года было получено 63 замера лучевой скорости этой звезды на FEROS, кроме того, в архиве HARPS авторы нашли еще 18 измерений. Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебание с периодом 109.75 ± 0.4 суток и полуамплитудой 287 ± 38 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы нашли, что это колебание вызвано планетой с минимальной массой 8 ± 1 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.511 ± 0.008 а.е. и эксцентриситетом 0.40 ± 0.04.

Кроме того, HD 114082 попала на 11 и 38 сектора TESS, а в будущем попадет на 64 и 65 сектора (наблюдения запланированы на апрель-май 2023 года). И на кривой блеска, полученной на 38 секторе, прорисовалось единственное транзитное событие продолжительностью 0.53 ± 0.01 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.00 ± 0.03 радиусов Юпитера! Положение транзита на фазовой кривой и его продолжительность свидетельствуют о том, что мы видим транзит той же самой планеты.

Планета HD 114082 b (показана зеленым треугольником) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с известными массами и радиусами. Цвет кружков отражает возраст планет, планеты, чей возраст неизвестен, показаны пустыми кружками. Синяя и зеленая линии показывают модельные соотношения масса – радиус для моделей планет возрастом 10-20 млн. лет в случае горячего и холодного старта, соответственно.

Сравнение с моделями горячего и холодного старта образования планет-гигантов показывает, что параметры HD 114082 b лучше согласуются с моделями холодного старта. Хотя большинство исследователей склоняется к моделям горячего старта, известны три молодых планеты-гиганта, которые слишком компактны для соответствия этим моделям. Возможно, в природе реализуются оба варианта образования планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.08294.pdf

 

 

23 ноября 2022
TOI-181 b: очень теплый субсатурн из пустыни горячих нептунов

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами, промежуточными между радиусом Урана (4 радиуса Земли) и Сатурна (9 радиусов Земли), однако у других звезд планеты с такими размерами встречаются не так уж и редко. Часть суб-сатурнов являются легкими газовыми гигантами, состоящими преимущественно из водорода и гелия, часть – тяжелыми нептунами, состоящими преимущественно из льдов, есть и планеты промежуточного состава. Поскольку в этом размерном классе средние плотности экзопланет могут различаться на полтора порядка, для определения их физической природы необходимо измерять массу планет.

16 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного суб-сатурна TOI-181 b. Планета была обнаружена TESS, прошла стандартную процедуру валидации, затем была окончательно подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-181 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 96.2 ± 0.6 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.74 ± 0.13 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.3 солнечных. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца.

TESS наблюдала TOI-181 на 2 и 29 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.532 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 6.93 ± 0.1 радиусов Земли (0.63 ± 0.01 радиусов Юпитера). Чтобы оценить массу кандидата, авторы получили 24 замера лучевой скорости TOI-181 с помощью спектрографа HARPS.

Масса TOI-181 b оказалась равной 0.128 ^+0.014/_-0.025 масс Юпитера (40.6 ^+4.3/_-8.0 масс Земли), что приводит к средней плотности 0.673 ^+0.045/_-0.106 г/куб.см – перед нами небольшой газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0558 ± 0.0056 а.е. (16.2 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.19 ± 0.08. Эффективная температура TOI-181 b оценивается в 877 ± 41 К.

Планета TOI-181 b (показана звездой и подписана) на плоскости «Масса – Средняя плотность» (слева) и «Масса – Радиус» (справа) среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. На левом графике цветовая шкала отражает радиус планет, на правом графике – их эффективную температуру.

Формально TOI-181 b попадает в «пустыню горячих нептунов» – область на плоскости «Радиус – Орбитальный период», где количество планет резко понижено. Однако умеренный нагрев позволил ей сохранить свою протяженную водородную атмосферу.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.07957.pdf

 

 

19 ноября 2022
K2-33 b: высотная дымка или пылевые кольца?

Планета K2-33 b была представлена в 2016 году. Это супер-нептун радиусом около 5 радиусов Земли, вращающийся вокруг очень молодой звезды спектрального класса M3 V, еще не достигшей главной последовательности и продолжающей сжиматься. Возраст системы оценивается всего в ~10 млн. лет.

Как образец очень молодой системы, K2-33 привлекла повышенное внимание ученых. Помимо «Кеплера», ее наблюдали на «Хаббле», «Спитцере», на наземных телескопах обзора MEarth. И оказалось, что глубина транзитов планеты в видимых лучах (0.24%) почти вдвое превышает глубину транзитов в ближнем инфракрасном диапазоне (0.13%)! Это уникальный случай, не имеющий аналогов в истории наблюдений.

Глубина транзитов K2-33 b в видимых и инфракрасных лучах различается почти вдвое.

Изучение зависимости глубины транзитов от длины волны, на которой ведутся наблюдения (т.е. трансмиссионного спектра), позволяет определить свойства атмосферы транзитной планеты. У тела, лишенного атмосферы, трансмиссионный спектр плоский (не зависит от длины волны). Чем протяженнее и прозрачнее атмосфера планеты, тем выразительнее оказывается ее трансмиссионный спектр. Но чтобы в видимых лучах планета выглядела бы в полтора раза больше, чем в инфракрасных? Как это можно объяснить?

Первое, что приходит в голову – ошибка наблюдений. Однако исследователи пронаблюдали уже 33 транзита K2-33 b на самых разных инструментах, и результат воспроизводится с хорошей точностью. Вторая гипотеза – диск звезды покрыт пятнами. Поскольку температура пятен обычно на несколько сотен градусов ниже температуры окружающей фотосферы, транзиты по запятнанному диску могут дать похожий эффект. Но при разнице в глубине транзитов, наблюдающейся для K2-33 b, пятнами должно быть покрыто около 70% звездного диска, что исключается видом спектра звезды.

Третья гипотеза – плотная высотная дымка в атмосфере K2-33 b, непрозрачная в видимых лучах, но прозрачная в инфракрасных. Эта гипотеза подробно обсуждалась в статье, опубликованной в Архиве электронных препринтов 16 ноября 2022 года (ведущий автор Pa Chio Thao). Дымка образуется на больших высотах, соответствующих давлению ~1 микробар, под действием коротковолнового излучения молодой звезды из продуктов фотолиза угарного газа в водородной атмосфере планеты. Если размеры частиц дымки очень малы (десятки и сотни нанометров), непрозрачность будет быстро увеличиваться с уменьшением длины волны, на которой ведутся наблюдения. Дымка может состоять из частиц сажи или из толинов, сходных с теми, что образуются в атмосфере Титана. Как показали расчеты Thao, дымка из сажи не может объяснить наблюдаемый трансмиссионный спектр, а дымка из толинов – в принципе, может, хотя и не очень хорошо. Масса планеты при этом должны быть достаточно низкой – 3-5 масс Земли.

Четвертая гипотеза, объясняющая наблюдаемую разницу в глубине транзитов – наличие пылевого кольца вокруг планеты, аналогичного пылевому кольцу Юпитера. Эта гипотеза была предложена в другой статье, опубликованной в Архиве 16 ноября (ведущий автор Kazumasa Ohno). Авторы показали, что даже кольцо с оптической толщиной ~0.1%, простирающееся до радиуса Роша (2.46 радиусов планеты в случае, если средняя плотность планеты и частиц кольца совпадают), способно легко обеспечить наблюдаемый эффект. Масса планеты в этом случае должна превышать 7 масс Земли.

Различие в глубине транзитов K2-33 b в видимых и инфракрасных лучах легко объясняется наличием оптически тонкого пылевого кольца.

Авторы рассчитали трансмиссионный спектр с кольцами для разного состава частиц колец (силикат магния, силикат железа, оксид кремния, оксид магния, оксид железа). Все они могут описать имеющийся трансмиссионный спектр K2-33 b. Однако на волнах среднего ИК-диапазона (10-30 мкм) предсказания моделей с кольцами разного химического состава существенно различаются, что позволит в будущем определить состав колец, например, при наблюдениях этой системы с помощью спектрографа MIRI на JWST.

Информация получена: статья Pa Chio Thao, статья Kazumasa Ohno

 

 

18 ноября 2022
Открыта планета-гигант у красного гиганта HD 167768

Планетные системы у проэволюционировавших звезд (гигантов и субгигантов) отличаются от планетных систем звезд главной последовательности. В частности, в таких системах наблюдается дефицит планет на тесных орбитах с большой полуосью меньше 0.6 а.е. Для сравнительно массивных красных гигантов массой больше полутора солнечных такой дефицит объясняют малым временем жизни газового протопланетного диска по сравнению с временем жизни газовых дисков более легких звезд. Однако дефицит планет на тесных орбитах прослеживается и для сравнительно легких красных гигантов с массами порядка солнечной. Возможно, с увеличением радиуса звезды быстро возрастают приливные силы, и планеты на тесных орбитах оказываются поглощенными своей звездой.

Поиск планет у красных гигантов уже свыше двух десятилетий ведется на обсерватории Окаяма в Японии. Исследователи измеряют лучевые скорости выбранных звезд с помощью спектрографа HIDES, установленного на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма. К настоящему моменту у красных гигантов открыто уже более полутора сотен планет.

14 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой планеты у красного гиганта HD 167768. На протяжении 18 лет (с 2004 по 2022 год) японские астрономы получили 102 замера лучевой скорости этой звезды. Одновременно отслеживалась хромосферная активность по профилю линии ионизированного кальция. Исследователи обнаружили, что лучевая скорость звезды демонстрирует хорошо заметное колебание с периодом 20.653 ± 0.004 суток и полуамплитудой 61 ± 7 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что это колебание вызвано наличием планеты.

HD 167768 (HIP 89587, HR 6840) – красный (точнее, желтый) гигант спектрального класса G8 III, удаленный от нас на 108.35 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 1.08 ± 0.14 солнечных масс, радиус – в 9.70 ± 0.25 солнечных радиусов, светимость в 46.7 ± 2.0 раз больше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 4.7 раз меньше, чем в составе Солнца. Возраст HD 167768 оценивается в 5.3 ^+2.5/_-1.1 млрд. лет.

Проективная (минимальная, m sin i) масса HD 167768 b составляет 0.85 ± 0.12 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.151 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.15 ± 0.10. В перицентре орбиты планета оказывается на расстоянии всего 2.6 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает ~1874 K. Это самая горячая планета, обнаруженная методом лучевых скоростей.

Вероятность транзитной конфигурации HD 167768 b близка к 35%, но из-за огромных размеров диска родительской звезды транзит будет мелким и очень долгим (55 часов), поэтому для его наблюдений необходимы космические телескопы. Ожидается, что радиус планеты может достигать 2 радиусов Юпитера.

Поскольку HD 167768 продолжает расширяться, примерно через 150 млн. лет она поглотит HD 167768 b.

Интересно, что после удаления 20.653-суточного сигнала периодограмма показывает еще два пика с периодами 41 и 95 суток. Если эти два пика вызваны планетами, их минимальные массы составят 0.68 масс Юпитера (большая полуось орбиты 0.24 а.е.) и 0.80 масс Юпитера (большая полуось орбиты 0.42 а.е.). Хотя вероятность ложной регистрации обоих пиков немного меньше 0.1%, авторы намерены продолжить мониторинг лучевой скорости HD 167768 для подтверждения их планетной природы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.06576.pdf

 

 

16 ноября 2022
TOI-1695 b: планета из зазора Фултона

Распределение небольших планет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.7-1.9 радиусов Земли (для планет у солнцеподобных звезд) или 1.5-1.7 радиусов Земли (для планет у красных карликов). Этот минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов, разделяет преимущественно железокаменные суперземли и окутанные протяженными водородными атмосферами мини-нептуны. Для объяснения происхождения зазора Фултона предложено несколько гипотез: фотоиспарение водородной атмосферы звездным излучением, потеря атмосферы благодаря сильному тепловому излучению ядра молодой планеты, формирование планеты в области протопланетного диска, уже лишенной газа. Все эти гипотезы предсказывают разную зависимость положения зазора Фултона от орбитального периода планет. Чтобы выяснить, какая гипотеза ближе к истине, необходимо измерять массы планет с радиусами, попадающими в зазор Фултона или близкими к нему.

14 и 15 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы статьи двух независимых научных коллективов, посвященные планете TOI-1695 b, чей радиус близок к зазору Фултона. Ведущий автор первой статьи Collin Cherubim, ведущий автор второй – Flavien Kiefer. Планета была обнаружена TESS и затем подтверждена методом лучевых скоростей, однако из-за того, что оба коллектива измеряли лучевую скорость звезды на разных спектрографах и обрабатывали данные независимо, параметры планеты у них несколько различаются.

TOI-1695 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 44.99 ± 0.03 пк (по Cherubim) или 45.13 ± 0.07 пк (по Kiefer). Масса звезды оценивается в 0.513 ± 0.012 солнечных масс (Cherubim) или в 0.54 ± 0.03 солнечных масс (Kiefer), радиус – в 0.515 ± 0.015 солнечных радиусов (Cherubim) или в 0.53 ± 0.02 солнечных радиусов (Kiefer). Светимость TOI-1695 составляет 0.044 ± 0.004 (Cherubim) или 0.043 ± 0.002 солнечных (Kiefer). Как можно видеть, оценки параметров родительской звезды обеими группами хорошо согласуются в пределах погрешностей.

TESS наблюдала TOI-1695 на 18, 19, 24, 25 и 52 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.13428 ± 0.00001 суток и глубиной 1.24 ± 0.08 ppt, соответствующей планете с радиусом 1.90 ± 0.16 радиусов Земли (Cherubim) или 2.03 ± 0.18 радиусов Земли (Kiefer).

Чтобы измерить массу транзитного кандидата, Cherubim с коллегами получили 49 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N, а Kiefer – 180 замеров с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou. Масса планеты составила 6.36 ± 1.00 масс Земли по Cherubim и 5.5 ± 1.0 масс Земли по Kiefer. Впрочем, другая модель звездной активности, рассмотренная Kiefer, дает значение массы 6.0 ± 1.0 масс Земли. Все три оценки согласуются друг с другом в пределах погрешностей.

Средняя плотность планеты TOI-1695 b составила 5.0 ^+1.8/_-1.3 г/куб.см по Cherubim и 3.7 ± 1.2 г/куб.см по Kiefer. Оба значения слишком малы, чтобы TOI-1695 b могла оказаться железокаменной, но вместе с тем слишком велики для типичного мини-нептуна. Планета может быть супер-Ганимедом с долей воды ~30%, а может представлять собой сухое железокаменное ядро с водородной атмосферой массой 0.3 ^+0.4/_-0.2% полной массы планеты (и, разумеется, она может быть и чем-то промежуточным). Поскольку эффективная температура планеты оценивается в 698 ± 14 К (Cherubim) или 590 ± 90 К (Kiefer), вода там может находиться только в виде пара, закритического флюида или высокотемпературных льдов.

Планета TOI-1695 b (показана квадратом с черной обводкой и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чьи массы измерены с точностью лучше 3 сигма. Кружками показаны железокаменные суперземли, треугольниками – мини-нептуны с протяженными водородными атмосферами, квадратами – планеты промежуточного типа.

Cherubim с коллегами пришли к выводу, что у планет солнцеподобных звезд долина радиусов обусловлена утратой водородных атмосфер планет путем фотоиспарения. Однако для планет красных карликов эта гипотеза становится маловероятной. Скорее всего, зазор Фултона у планет красных карликов вызван формированием планет в диске, уже лишенном газа. По этой гипотезе, относительно низкая средняя плотность TOI-1695 b объясняется обилием воды в составе планеты, а не водородной атмосферой вокруг сухого железокаменного ядра.

Информация получена: Cherubim, Kiefer

 

 

11 ноября 2022
Измерены массы двух планет в системе Kepler-33

Kepler-33 представляет собой отличный пример компактной плотно упакованной многопланетной системы, где орбиты пяти планет располагаются глубоко внутри орбиты Меркурия. Система была представлена в 2012 году. Вокруг солнцеподобной звезды Kepler-33 массой 1.26 ± 0.06 солнечных масс, радиусом 1.66 ± 0.03 солнечных радиусов и светимостью 3.1 ± 0.2 солнечных вращается 5 планет с орбитальными периодами 5.668, 13.176, 21.776, 31.785 и 41.027 суток и радиусами 1.54 ± 0.06, 2.73 ± 0.06, 4.67 ± 0.09, 3.54 ± 0.09 и 3.96 ± 0.09 радиусов Земли, соответственно. Радиусы планет приведены уже после уточнения параметров родительской звезды. Из-за тусклости Kepler-33 (+14 в видимых лучах) измерение масс планет методом лучевых скоростей оказалось недоступным, и система была подтверждена лишь статистически (прошла валидацию).

3 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная оценке масс планет методом фотодинамического моделирования. Планеты гравитационно взаимодействуют друг с другом, поэтому время наступления транзитов отличается от строгой периодичности. Авторы подбирали массы планет так, чтобы модельный рисунок транзитов максимально точно совпал с наблюдаемым. Это позволило определить массы двух внешних планет, а на массы остальных наложить хорошие верхние пределы.

Масса планеты e составила 6.6 ± 1.1 масс Земли, что при радиусе 3.54 ± 0.09 радиусов Земли приводит к средней плотности 0.8 ± 0.1 г/куб.см. Масса планеты f составила 8.2 ± 1.6 масс Земли, что при радиусе 3.96 ± 0.09 радиусов Земли приводит к средней плотности 0.7 ± 0.1 г/куб.см. Обе планеты окутаны протяженными водородно-гелиевыми оболочками, массы которых достигают 7.0 ± 0.6% и 10.3 ± 0.6% полной массы планеты, соответственно. Масса планеты c не превышает 19 масс Земли, а масса планеты d – 8.2 масс Земли. Верхний предел на массу самой крупной планеты d означает, что ее средняя плотность оказывается меньше 0.4 г/куб.см! На массу внутренней планеты b ограничений пока не наложено, но, исходя из ее компактных размеров и сильного разогрева авторы предполагают, что она имеет железокаменный состав.

Таким образом, планеты системы Kepler-33 оказываются весьма рыхлыми, богатыми летучими элементами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.00703.pdf

 

 

9 ноября 2022
Три новых горячих гиганта от обзора NGTS

Хотя распространенность горячих юпитеров у FGK звезд не превышает 1%, они занимают в каталогах значительное место из-за легкости обнаружения. Глубина транзита горячего юпитера по диску солнцеподобной звезды нередко превышает 1%, поэтому такие планеты могут быть найдены наземными наблюдательными программами, использующими автоматические телескопы с апертурой всего 10-20 см. Одной из таких программ является NGTS (Next Generation Transit Survey = Транзитный обзор следующего поколения).

4 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию NGTS трех новых горячих гигантов NGTS-23 b, NGTS-24 b и NGTS-25 b. Кроме того, авторы существенно уточнили параметры уже известного горячего юпитера HATS-54 b, получившего альтернативное наименование NGTS-22 b.

Родительские звезды новых планет наблюдались в рамках NGTS в 2018 году. В дальнейшем их наблюдала TESS, а также ряд наземных телескопов метрового класса. Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы был применен метод лучевых скоростей (использовались спектрографы Южно-Европейской обсерватории HARPS, CORALIE и FEROS).

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние до Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
NGTS-23	991 +19/-23	F9 V	1.01 ± 0.07	1.24 ± 0.03	1.92 ± 0.09	6.4 ± 1.9	-0.26 ± 0.11
NGTS-24	725 +33/-28	G2 IV	1.26 +0.05/-0.21	1.64 +0.03/-0.09	2.79 ± 0.29	4.8 +3.6/-0.9	0.27 +0.18/-0.03
NGTS-25	517 +18/-22	K0 V	0.91 ± 0.04	0.86 ± 0.05	0.51 ± 0.05	3.5 +3.5/-3.4	0.12 ± 0.05

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
NGTS-23 b	4.07643	0.0504 ±0.0012	0.61 ± 0.10	1.27 ± 0.03	0.37 ± 0.07	1327 ± 17
NGTS-24 b	3.46788	0.048 ± 0.003	0.52 ± 0.12	1.21 ± 0.06	0.36 +0.12/-0.09	1499 ± 41
NGTS-25 b	2.82309	0.039 ± 0.002	0.64 ± 0.06	1.02 ± 0.05	0.89 +0.10/-0.09	1101 ± 15

Новые планеты NGTS-23 b, NGTS-24 b и NGTS-25 b, а также HATS-54 b, на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой.

NGTS-23 b и NGTS-24 b достаточно нагреты, чтобы быть раздутыми (их радиусы превышают ожидаемое значение радиуса для планет газовых гигантов, близкое к 1 радиусу Юпитера), тогда как NGTS-25 b прохладнее и почти не раздута.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.01044.pdf

 

 

7 ноября 2022
У звезды HD 20329 открыта суперземля с ультракоротким периодом

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты, чей орбитальный период меньше 1 суток. К настоящему времени известно около 120 таких объектов, но лишь у 30 из них измерена и масса, и радиус. В подавляющем большинстве планеты с ультракороткими периодами представляют собой железокаменные суперземли, хотя есть среди них и несколько горячих юпитеров.

Происхождение планет с ультракороткими периодами до сих пор остается загадкой. Поскольку эти объекты находятся внутри зоны сублимации минеральной пыли, они не могли сформироваться на своей текущей орбите. Все сценарии образования таких планет подразумевают, что они сформировались на более широких орбитах и затем так или иначе мигрировали внутрь. Многие планеты с ультракороткими периодами входят в состав многопланетных систем.

7 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой планеты с ультракоротким периодом у звезды HD 20329. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Благодаря яркости родительской звезды суперземля HD 20329 b будет хорошей целью для изучения дневного полушария методами эмиссионной спектроскопии.

HD 20329 (TOI-4524, HIP 15249) – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 63.7 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.13 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость на ~12% превосходит солнечную. Звезда уже сходит с главной последовательности и начинает эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 11 ± 2 млрд. лет.

TESS наблюдала HD 20329 на 42 и 43 секторе (с 20 августа по 12 октября 2021 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.92601 ± 0.00005 суток и глубиной 204 ± 17 ppm, соответствующей планете радиусом 1.72 ± 0.07 радиусов Земли. Чтобы измерить массу кандидата, авторы получили 120 замеров лучевой скорости HD 20329 на спектрографе HARPS-N. Масса планеты HD 20329 b оказалась равной 7.4 ± 1.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.06 ± 1.53 г/куб.см. Эффективная температура планеты в предположении нулевого альбедо достигает 2141 ± 27 К.

Планета HD 20329 b (показана красной звездой) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет, чья масса измерена с точностью лучше 30%. Планеты с ультракороткими периодами показаны цветными значками: оранжевыми кружками показаны планеты у красных карликов, голубыми треугольниками – у более горячих звезд. Серыми точками показаны все остальные планеты (с периодами больше 1 суток). Сплошная темно-розовая линия иллюстрирует модельные соотношения масса-радиус для планет из железа, темно-голубая пунктирная линия – аналогичные соотношения для планет земного состава, розовая штрихпунктирная линия – для планет на 99.9% земного состава с водородной атмосферой массой 0.1% при температуре 2000 К.

Благодаря сильному нагреву и яркости родительской звезды система HD 20329 будет хорошей целью для изучения свойств планеты методами эмиссионной спектроскопии, особенно с помощью JWST. Измерение зависимости глубины вторичного минимума от длины волны, на которой ведутся наблюдения, позволяет не только определить температуру дневного полушария, но и его усредненный минералогический состав.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость HD 20329 демонстрирует дополнительный линейный дрейф, скорее всего, вызванный еще одной планетой в этой системе. Параметры орбиты внешней планеты пока не определены – ее орбитальный период, во всяком случае, превышает 120 суток, а минимальная масса – 0.17 масс Юпитера. Для определения параметров внешней планеты необходимо продолжить мониторинг лучевой скорости HD 20329.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2211.02547.pdf

 

 

2 ноября 2022
TOI-4582 b: эксцентричный гигант у оранжевого субгиганта

Планетные системы у проэволюционировавших звезд (т.е. звезд, сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красный гигант) отличаются от планетных систем у звезд главной последовательности. Долгое время считалось, что планеты у проэволюционировавших звезд отличаются широкими орбитами (больше 0.5 а.е.) с низкими эксцентриситетами. Однако после обнаружения планет Kepler-91 b с периодом 6.26 суток и Kepler-432 b с эксцентриситетом ~0.54 стало ясно, что общая картина более сложная.

Сходя с главной последовательности, звезда начинает распухать, увеличивать свой радиус. Соответственно, увеличиваются и приливные силы, действующие на близкие к звезде планеты. Под действием приливных сил планеты на тесных орбитах начинают терять свой угловой момент и по спирали приближаться к звезде, этот процесс заканчивается приливным разрушением планеты или ее падением на звезду. Орбиты более далеких планет могут скругляться приливными силами. Все это приводит к любопытному следствию – планеты на тесных орбитах (a < 0.5 а.е.) у звезд, превращающихся в красные гиганты, оказываются в среднем более эксцентричными, чем у звезд главной последовательности, а планеты на широких орбитах (a > 0.5 а.е.) – наоборот, менее эксцентричными.

1 ноября 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты-гиганта на эксцентричной орбите вокруг оранжевого субгиганта TOI-4582. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-4582 – оранжевый субгигант, удаленный от нас на 380.6 ± 1.5 пк. При массе 1.34 ± 0.06 солнечных масс его радиус достигает 2.5 ± 0.1 солнечных радиусов, а светимость вчетверо превышает солнечную. Звезда находится на этапе быстрого превращения в красный гигант, ее возраст оценивается в 4 ± 1 млрд. лет.

TESS наблюдала TOI-4582 на 14-26 секторах, т.е. с 18 июля 2019 года по 4 июля 2020 года. Долгое время наблюдений позволило обнаружить транзитный сигнал с периодом 31.034 ± 0.001 суток, превышающим продолжительность наблюдений одного сектора – 27.4 суток. Глубина транзитов соответствовала планете-гиганту с радиусом 0.94 ^+0.09/_-0.12 радиусов Юпитера. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 12 замеров лучевой скорости TOI-4582 с помощью спектрографа HIRES. Масса планеты оказалась равной 0.53 ± 0.05 масс Юпитера. И спектроскопические, и фотометрические данные говорили о том, что планета TOI-4582 b находится на резко эксцентричной орбите (e = 0.51 ± 0.05). Величина большой полуоси орбиты в статье не приводится, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.213 а.е.

Расположив на диаграмме «Орбитальный период – Эксцентриситет орбиты» планеты с радиусами больше 0.4 радиусов Юпитера, вращающиеся вокруг звезд с массами больше 1.05 солнечных масс, авторы нашли, что планеты у красных гигантов и субгигантов распределены иначе, чем планеты у звезд главной последовательности.

Транзитные планеты у звезд красных гигантов (показаны кружками с красной обводкой) и звезд главной последовательности (показаны кружками с серой обводкой) на диаграмме «Орбитальный период – Эксцентриситет орбиты». Серыми пунктирными линиями показаны линии равного углового момента, вдоль которых происходит эволюция орбиты планеты при высокоэксцентричной миграции для финальных орбитальных периодов в 1 и 10 суток. Темно-серой пунктирной линией показан предел на рост эксцентриситетов орбит, возмущенных в результате планет-планетного рассеяния. Вверху и справа представлены распределения планет обеих групп по орбитальным периодам и эксцентриситетам орбит, соответственно (розовым цветом показаны распределения планет у красных гигантов, черной обводкой – распределения у звезд главной последовательности).

Если различия в распределениях планет с короткими орбитальными периодами понятны – они вызваны возросшими приливными силами со стороны раздувающейся звезды, то причины различий в распределении планет на широких орбитах пока неясны. Даже не ясно, насколько они реальны, поскольку планет в этой области параметров мало, и статистические погрешности велики. Ясность в этот вопрос должны внести новые наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.17062.pdf

 

 

27 октября 2022
TOI-1075 b: горячая суперземля с ультракоротким периодом

Горячими суперземлями называют планеты радиусами 1-2 радиусов Земли и орбитальными периодами меньше 10 суток. Среди них выделяются еще более экстремальные миры с периодами меньше 1 суток – их называют планетами с ультракороткими периодами. Аналогов таких планет в Солнечной системе нет. Вращающиеся очень близко к звезде и сильно нагретые, горячие суперземли с ультракороткими периодами гарантированно захвачены в орбитально-вращательный резонанс 1:1, т.е. повернуты к своей звезде только одной стороной, их дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Распределение по радиусам небольших планет с периодами меньше 10 суток имеет двугорбый вид: в области радиусов планет около 1.75 радиусов Земли наблюдается минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Зазор Фултона разделяет преимущественно железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и обогащенные летучими элементами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли. Позже было обнаружено, что положение зазора Фултона зависит от спектрального класса родительских звезд – у планет красных карликов он смещен в область меньших радиусов. Так, планета с радиусом больше 1.6 радиусов Земли, вращающаяся вокруг красного карлика, скорее окажется мини-нептуном, чем планетой земного типа. Однако это правило, как и много других правил, касающихся экзопланет, не строгое.

27 октября 2022 года в архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячей суперземли с ультракоротким периодом TOI-1075 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-1075 – звезда главной последовательности спектрального класса M0 V (по другим данным K9 V), удаленная от нас на 61.4 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 0.604 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.581 ± 0.024 солнечных радиусов, светимость в 14.7 раз меньше солнечной. Звезда отличается зрелым, хотя и плохо определенным возрастом 2-9 млрд. лет.

TESS наблюдала TOI-1075 на 13 и 27 секторах. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил на кривой блеска звезды транзитный сигнал с периодом всего 0.604733 суток (14 часов 31 минуту) и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.79 ^+0.12/_-0.08 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 54 замера лучевой скорости TOI-1075 с помощью спектрографа PFS.

Масса планеты TOI-1075 b оказалась равной 10.0 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 9.3 ^+2.1/_-1.8 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 4.4 звездных радиуса, ее эффективная температура достигает 1323 ± 44 К.

Планета TOI-1075 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты земного типа Солнечной системы. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, от планет из воды до планет из железа. Бледно-серой полосой показано положение зазора Фултона. Хотя TOI-1075 b лежит выше зазора Фултона, она является железокаменной суперземлей, а не мини-нептуном.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф 0.13 ± 0.02 м/с в сутки, свидетельствующий о наличии в этой системе еще одной планеты на широкой орбите. Орбитальный период этой планеты превышает 353 суток, проективная масса – 0.28 масс Юпитера. Авторы намерены продолжить мониторинг лучевой скорости TOI-1075 для определения параметров внешней планеты и уточнения массы внутренней.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.14901.pdf

 

 

26 октября 2022
L 363-38 b: теплая суперземля у близкого красного карлика

Хотя к настоящему моменту открыто свыше 5 тысяч экзопланет, наши знания продолжают оставаться разрозненными и неполными. Мы наблюдаем экзопланеты, удаленные на 1000 пк от Солнца и даже дальше, но не знаем, сколько планет вращается вокруг ближайших звезд. Такое положение дел обусловлено особенностями метода, которым открыто 3/4 экзопланет: транзитный метод позволяет обнаруживать только планеты, проходящие по диску своей звезды, а значит – имеющие наклонение орбиты к лучу зрения, очень близкое к 90°. Подавляющее большинство экзопланет не проходит по диску своих звезд, а значит, недоступно транзитному методу.

Метод лучевых скоростей более универсален, однако и у него есть свои ограничения. Планеты небольшой массы наводят на свою звезду колебания лучевой скорости малой амплитуды, которые легко тонут в шумах и не регистрируются. Так, Земля заставляет Солнце двигаться вокруг барицентра Солнечной системы со скоростью всего 9 см/с – такие величины до сих пор недоступны измерению. До недавнего времени наилучшая точность единичного измерения лучевой скорости составляла 0.8-1.0 м/с, и то ее могли достичь всего несколько спектрографов в мире (HARPS, HIRES, PFS, HARPS-N). Лишь недавно, после вступления в строй высокоточного спектрографа ESPRESSO с внутренней (инструментальной) точностью 26 см/с, которую планируется довести до 10 см/с, перед методом лучевых скоростей открылись новые перспективы.

25 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию суперземли у близкого красного карлика L 363-38. Авторы получили 31 замер лучевой скорости звезды с помощью ESPRESSO. Еще 8 замеров обнаружились в архиве спектрографа HARPS, но авторы не стали их включать в анализ как имеющих значительно меньшую точность.

L 363-38 (LHS 1134, GJ 3049) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 10.232 ± 0.008 пк. Его масса оценивается в 0.21 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.274 солнечных радиусов, светимость составляет 0.013 солнечных. Звезда отличается зрелым возрастом в 8.1 ± 4.1 млрд. лет.

Лучевая скорость L 363-38 продемонстрировала когерентное колебание с периодом 8.781 ± 0.007 суток и полуамплитудой 4.12 ± 0.33 м/с, не сопровождающееся никакими маркерами звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что это колебание вызвано планетой с проективной (минимальной, m sin i) массой 4.67 ± 0.43 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.048 ± 0.006 а.е., ее температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура при земном альбедо около 330 К).

Авторы поискали на кривой блеска L 363-38, полученной TESS, транзиты новой планеты, но ничего не нашли, а значит, ее наклонение меньше 90°. Однако с вероятностью 96% наклонение i больше 15.8°, а истинная масса планеты меньше массы Нептуна. Почти наверняка планета представляет собой мини-нептун или нептун.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2210/2210.12710.pdf

 

 

25 октября 2022
TOI-3884 b: транзит через полярное пятно

Как правило, форма транзитной кривой имеет симметричный корытообразный вид. Когда планета только вступает на диск звезды, общий блеск системы плавно уменьшается, затем следует примерно плоский участок, соответствующий периоду, пока черный кружок планеты пересекает сияющий звездный диск, затем планета сходит с диска, и общий блеск системы возвращается к исходному значению. Это справедливо, если на диске звезды нет участков повышенной или пониженной яркости (протяженных факельных полей или пятен). Если планета во время транзита пересекает темное пятно, на плоском дне транзитной кривой появляется пичок, а если яркое пятно – дополнительный минимум. Таким образом, точное измерение формы транзитной кривой позволяет изучать распределение яркости по диску родительской звезды вдоль линии движения планеты.

21 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой транзитной планеты TOI-3884 b. Форма транзитной кривой была резко асимметрична, что говорит о необычном распределении яркости по звездному диску. Как пишут авторы открытия, родительская звезда, будучи полностью конвективной, имеет огромные стационарные пятна в околополярных регионах.

TOI-3884 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 43.34 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.281 ± 0.007 солнечных масс, радиус – в 0.304 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость в 106 раз меньше солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе звезды в 1.7 раза больше солнечного.

TESS наблюдала TOI-3884 на 22, 46 и 49 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.545 суток и глубиной 4%, соответствующий планете с радиусом 6.3 ± 0.3 радиусов Земли. Форма транзита была резко несимметрична, что свидетельствовало о стационарном неравномерном распределении яркости на диске звезды.

Форма транзитной кривой планеты TOI-3884 b при наблюдениях в лучах с разной длиной волны. Асимметрия максимальна при наблюдении в сине-зеленых лучах, слабее в красных лучах и еще слабее в лучах ближнего ИК (полоса вокруг 1.2 мкм).

Чтобы оценить массу планеты, было сделано всего два замера лучевой скорости TOI-3884 вблизи элонгаций планеты с помощью спектрографа ESPRESSO. Моменты измерений соответствовали ожидаемым максимальным значениям отклонения лучевой скорости от среднего значения. Масса планеты оказалась равной 16.5 ^+3.5/_-1.8 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.365 ^+0.095/_-0.061 г/куб.см. Эффективная температура планеты составила 463 ± 12 К, другими словами, температурный режим планеты близок к температурному режиму Меркурия.

Необычную форму транзитной кривой авторы объяснили наличием огромных стационарных пятен в околополярных регионах TOI-3884, которые простираются на 49°, их общая площадь достигает 17% площади поверхности звезды. Ось вращения звезды наклонена к лучу зрения на 47 ± 8.5°, поэтому мы видим только одно пятно. Температура пятна в среднем на 187 ± 21 К меньше температуры фотосферы в низких широтах. Наличие таких стационарных пятен предсказывается моделями быстро вращающихся полностью конвективных звезд, которые генерируют сильное полоидальное магнитное поле.

Эту гипотезу можно проверить, измерив с помощью эффекта Мак-Лафлина наклон плоскости орбиты планеты к экватору звезды. Ожидается, что он составит 50 ± 12°.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.10909.pdf

 

 

24 октября 2022
Новое о системе близкого красного карлика LTT 1445A

LTT 1445A (TOI-455) – один из ближайших красных карликов, удаленный от нас всего на 6.684 пк. В 2019 году TESS обнаружила у него транзитную суперземлю с периодом 5.36 суток и радиусом 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, а в 2021 году – еще одну планету с периодом 3.12 суток. Поскольку V-образная форма транзитной кривой свидетельствовала о том, что транзит этой планеты является скользящим, был получен только нижний предел на ее радиус – 1.15 радиусов Земли. Авторы второй статьи оценили массы планет b и c в 2.87 и 1.54 масс Земли, соответственно, и нашли, что планета b является железокаменной.

Поскольку LTT 1445A является второй по удаленности транзитной системой после HD 219134, к ней приковано повышенное внимание научного сообщества. 19 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению масс обеих планет и возможному обнаружению третьей (не транзитной) планеты. Авторы получили 84 замера лучевой скорости LTT 1445A с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO (средняя погрешность единичного измерения 0.48 м/с) и учли в своем анализе 14 архивных замеров, полученных на HARPS (средняя погрешность единичного измерения 1.16 м/с).

Масса внутренней планеты LTT 1445A c оценивается теперь в 1.00 ± 0.19 масс Земли. При этом радиус внутренней планеты авторы оценили в 1.60 ^+0.67/_-0.34 радиусов Земли. Если такой большой радиус подтвердится, это будет означать, что планета c сильно обогащена летучими (не только водой, но и водородом и гелием).

Масса планеты LTT 1445A b составляет теперь 2.32 ± 0.25 масс Земли, что при уточненном радиусе 1.43 ± 0.09 радиусов Земли приводит к средней плотности 4.36 ± 0.74 г/куб.см. Это тоже слишком низкая величина для железокаменного состава. Скорее всего, LTT 1445A b содержит значительную фракцию воды и является супер-Ганимедом (океанидой).

Планеты системы LTT 1445A (показаны красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран, Нептун и Сатурн. Цветные штрихпунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, земного состава и из железа.

Остается загадкой, почему планета меньшей массы, находящаяся на более тесной орбите и сильнее нагретая, сохранила больше летучих элементов, чем ее более удаленная компаньонка. Для разрешения этой проблемы необходимо точно измерить радиус LTT 1445A c. Возможно, это вскоре будет сделано с помощью спутника ChEOPS.

Помимо колебаний, вызванных планетами b и c, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно когерентное колебание с периодом 24.30 ± 0.08 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Если оно вызвано планетой LTT 1445A d, то проективная масса этой планеты составит 2.72 ± 0.75 масс Земли, а большая полуось орбиты – 0.09 ± 0.02 а.е., что очень близко к внутреннему краю обитаемой зоны.

Еще одна статья, посвященная получению трансмиссионного спектра суперземли LTT 1445A b, была опубликована в Архиве электронных препринтов 24 октября. Авторы пронаблюдали 4 транзита этой планеты на телескопе Магеллан II в лучах с длиной волны от 620 до 1020 нм, причем этот диапазон был разбит на 20 спектральных каналов шириной по 20 нм каждый. Пара компаньонов LTT 1445BC, вращающихся вместе с главной звездой LTT 1445A вокруг общего центра масс, не была разрешена и использовалась как звезда сравнения.

Трансмиссионный спектр, усредненный по наблюдениям всех 4 транзитов, оказался плоским.

Трансмиссионный спектр планеты LTT 1445A b. Цветными линиями показаны трансмиссионные спектры, полученные для каждого из 4 наблюдавшихся транзитов, черными линиями – суммарный (усредненный по всем четырем транзитам) трансмиссионный спектр.

Авторы сравнили полученный трансмиссионный спектр LTT 1445A b с модельными спектрами. Они исключили чистую безоблачную атмосферу солнечного химического состава с достоверностью 3.4 сигма для атмосферы с давлением у поверхности 10 бар, и с достоверностью 2.9 сигма для атмосферы с давлением у поверхности 1 бар. Не исключена как водородно-гелиевая атмосфера с плотной дымкой, так и атмосфера из тяжелых газов, например, водяного пара, углекислого газа или кислорода.

Этот результат повторяет итоги поисков атмосфер у других суперземель, вращающихся вокруг красных карликов, например, TRAPPIST-1 b-e, LHS 3844 b и др., которые также демонстрируют плоский трансмиссионный спектр. По-видимому, суперземли, вращающиеся на малом расстоянии от красных карликов, не могут удержать первичные водородно-гелиевые атмосферы и либо вовсе лишены существенной атмосферы, либо окутаны атмосферами из тяжелых газов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.09713.pdf
https://arxiv.org/pdf/2210.11809.pdf

 

 

22 октября 2022
Горячий мини-нептун и эксцентричный газовый гигант у оранжевого карлика TOI-969

Когда мы наблюдаем экзопланетные системы, мы, как правило, видим только верхушку айсберга, т.е. те планеты, которые легче всего обнаружить. При наблюдениях транзитным методом легче всего обнаружить планеты, расположенные на близких к звезде орбитах, поскольку для них вероятность транзитной конфигурации наиболее велика. При наблюдениях методом лучевых скоростей легче всего обнаружить массивные планеты-гиганты, поскольку они наводят на свою звезду колебания лучевой скорости максимальной амплитуды. Нечасто удается совместить оба метода и находить в одной системе и небольшие планеты на тесных орбитах, и планеты-гиганты на широких орбитах, т.е. фиксировать строение, аналогичное строению Солнечной системы. Как правило, в этом случае дальние планеты-гиганты обнаруживаются при попытках измерить массу транзитных планет.

18 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у позднего оранжевого карлика TOI-969. Внутренняя транзитная планета была обнаружена TESS. В процессе измерения ее массы методом лучевых скоростей была обнаружена и вторая массивная планета, точнее, объект, который может оказаться как планетой, так и коричневым карликом.

TOI-969 (TYC 0183-00755-1) – поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 77.82 ± 0.14 пк. Его масса оценивается в 0.734 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.671 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в 6.4 раза меньше солнечной. Возраст звезды составляет ~2 млрд. лет, хотя эта оценка очень неуверенная. В составе звезды в полтора раза больше тяжелых элементов, чем в составе Солнца.

TESS наблюдала TOI-969 на 7 и 34 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.82373 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.76 ± 0.10 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 66 замеров лучевой скорости звезды на HARPS, 10 замеров на PFS и 25 – на CORALIE.

Зависимость лучевой скорости от времени прочертила колебание с полуамплитудой около 400 м/с, соответствующее массивной планете на эксцентричной орбите. Только после удаления этого сигнала удалось обнаружить слабый RV-сигнал транзитной планеты. Масса мини-нептуна TOI-969 b оказалась равной 9.1 ± 1.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.34 ± 0.39 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 8.47 звездных радиусов, ее эффективная температура оценивается в 941 ± 31 К.

Планета TOI-969 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными сплошными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, состоящих 50:50 из воды и горных пород, земного состава и планет из железа. Голубым цветом показана область, где планеты окутаны водородно-гелиевой атмосферой. Хотя доля водорода в полной массе планеты сравнительно невелика (1.1 – 5.8)·10-3, протяженность атмосферы достигает 5-9 тыс. км.

Проективная (минимальная) масса внешней планеты TOI-969 c достигает 11.3 ± 1 масс Юпитера. Гигант находится на эллиптической орбите с большой полуосью 2.5 ± 0.3 и эксцентриситетом 0.63 ± 0.04. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.93 а.е. в перицентре до 4.07 а.е. в апоцентре, т.е. почти в 4.4 раза. Поскольку за полное время наблюдений TOI-969 c еще не завершила полный оборот, ее орбитальный период определен с большой погрешностью – 1700 ± 290 суток. Температурный режим гиганта меняется от температурного режима Главного пояса астероидов до температурного режима Сатурна.

Пока неясно, как TOI-969 c оказалась на своей текущей орбите. Если в результате планет-планетного рассеяния, то где второй участник этого события? Как пишут авторы статьи, изучение этой системы может стать ключевым в проверке теорий планетообразования и высокоэксцентричной миграции планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.08996.pdf

 

 

21 октября 2022
Открыта компактная 6-планетная система у молодой звезды TOI-1136

По современным представлениям, новорожденные планеты нередко мигрируют внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском. Если миграция происходит медленно, планеты захватываются в орбитальные резонансы низкого порядка, нередко образуя длинные резонансные цепочки. Моделирование этих процессов показывает, что итогом миграции становится формирование компактной плотно упакованной планетной системы, где орбиты 5-6 небольших планет оказываются глубоко внутри орбиты Меркурия. Первым такие системы обнаружил «Кеплер», теперь их начала открывать и TESS.

18 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная компактной 6-планетной системы у звезды TOI-1136. Система была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, массы планет оценили с помощью тайминга транзитов (TTV). Кроме того, авторы измерили наклонение орбиты самой крупной планеты к экватору звезды с помощью эффекта Росситера–Мак-Лафлина, показав, что орбиты планет очень мало наклонены к экватору звезды.

TOI-1136 – молодая солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 84.54 ± 0.16 пк. Ее масса оценивается в 1.02 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.968 ± 0.036 солнечных радиусов, светимость на несколько процентов меньше солнечной. Достаточно быстрое вращение, высокий уровень активности и линии лития в спектре говорят о молодости звезды, возраст которой составляет 700 ± 150 млн. лет.

TESS наблюдала TOI-1136 на 14, 15, 21, 22, 41 и 48 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала 6(!) транзитных сигналов с периодами 4.17, 6.26, 12.52, 18.80, 26.32 и 39.54 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.9 ± 0.2, 2.88 ± 0.06, 4.63 ± 0.08, 2.64 ± 0.09, 3.88 ± 0.11 и 2.53 ± 0.12 радиусов Земли, соответственно. Орбитальные периоды планет составили цепочку резонансов 3:2, 2:1, 3:2, 7:5 и 3:2. Точное время наступления транзитов отличалось от строгой периодичности за счет взаимного возмущения орбит планет, что позволило оценить их массы. Кроме того, авторы наложили на свои решения требование динамической устойчивости системы.

В итоге массы планет были оценены в 3.0 ^+0.7/_-0.9, 6.0 ^+1.3/_-1.7, 8.0 ^+2.4/_-1.7, 5.4 ± 1.0, 8.3 ^+2.8/_-3.6 и 4.8 ^+4.7/_-3.3 масс Земли. Все планеты содержат существенную долю летучих в своем составе, о чем говорит их положение на плоскости «Масса – Радиус» на или выше линии воды.

Планеты системы TOI-1136 (показаны красным цветом и подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Синим цветом показаны планеты, чьи массы измерены методом лучевых скоростей (RV), серым цветом – чьи массы измерены таймингом транзитов (TTV). Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Авторы рассмотрели динамическую эволюцию этой системы на протяжении миллиардов лет. Сейчас отклонение от строгих резонансов очень мало, ~ 10^-4, однако в будущем из-за действия приливных сил оно будет постепенно увеличиваться, а эксцентриситеты орбит, наоборот, уменьшаться. К возрасту ~5 млрд. лет отклонение от строгого резонанса достигнет 1-2%, а эксцентриситеты орбит планет станут меньше 0.02. Именно в таком состоянии находятся многие компактные плотно упакованные системы «Кеплера» возрастом несколько миллиардов лет. В дальнейшем возможен полный выход из резонансов с потерей динамической устойчивости, столкновением планет или их падением на звезду.

Чтобы измерить наклонение орбит планет к плоскости экватора звезды, исследователи измерили эффект Мак-Лафлина во время транзита самой крупной планеты d. Наклонение оказалось небольшим – 5 ± 5°. Это дополняет картину очень плоской динамически холодной планетной системы.

По расчетам исследователей, система TOI-1136 могла сформироваться только из невозмущенного протопланетного диска с малой поверхностной плотностью (меньше 1 кг на кв.см).

Интересно, что 26 июля 2021 года (JD 2459435) на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие продолжительностью 7.4 часов, не соответствующее ни одной из известных планет. Глубина транзита соответствует планете радиусом 2.5 радиусов Земли, однако если транзит был скользящий (качество данных пока не позволяет определить, так ли это), то радиус планеты может быть и больше, до 5 радиусов Земли. В предположении круговой орбиты с наклонением 90° орбитальный период предполагаемой седьмой планеты в 2.1 раза превышает орбитальный период самой внешней планеты g. Возможно, цепочка резонансов продолжается, и в будущем система TOI-1136 предстанет перед нами еще более населенной, чем сейчас.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.09283.pdf

 

 

20 октября 2022
Эксцентричный и плотный мини-нептун у молодой звезды HD 18599

Для лучшего понимания эволюции планетных систем необходимо наблюдать планеты разного (притом хорошо определенного) возраста. Особый интерес представляют молодые планетные системы с возрастом меньше миллиарда лет, поскольку именно в этот период динамическая эволюция планетных систем происходит наиболее бурно. Молодые планеты мигрируют благодаря взаимодействию с протопланетным диском и друг с другом, теряют первичные атмосферы в результате фотоиспарения, переходят на эксцентричные орбиты по механизму Козаи-Лидова, и пр. Изучение молодых систем позволяет определять характерные времена различных динамических процессов.

18 и 19 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы сразу три статьи от трех независимых научных коллективов, посвященных плотному транзитному мини-нептуну HD 18599 b. Планета вращается вокруг молодого оранжевого карлика возрастом 300-400 млн. лет. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Сравнение полученных результатов помогает оценить их надежность.

HD 18599 (TOI-179) – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 38.58 ± 0.15 пк. Масса звезды оценивается в 0.86 ± 0.02 солнечных масс по Desidera, 0.82 ± 0.02 солнечных масс по Vines и 0.84 ± 0.03 по Leon. Радиус звезды оценивается в 0.767 ± 0.024 (Desidera), 0.798 ± 0.007 (Vines) и 0.78 ± 0.01 (Leon) солнечных радиусов. Несмотря на различия, все значения примерно согласуются друг с другом в пределах погрешностей. Возраст системы авторы оценивают в 400 ± 100 (Desidera), 300 (Vines) и 200 ⁺²⁰⁰/_-75 (Leon) млн. лет.

Desidera провели наблюдения HD 18599 на инструменте SPHERE, установленном на VLT. На расстоянии 84.5±3.6 тысячных угловой секунды от главной звезды (~3.3 а.е. в проекции на небесную сферу) они обнаружили слабый источник на 6.4 звездных величин слабее (в полосе J). Предположив, что возраст источника совпадает с возрастом главной звезды, авторы нашли, что его масса составляет 83 ± 6 масс Юпитера. Таким образом, объект является или тяжелым коричневым карликом, или очень маломассивной звездой с массой, близкой к пределу Кумара. Desidera назвали этот объект HD 18599 B.

TESS наблюдала звезду HD 18599 на 2, 3, 29 и 30 секторах. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил транзитный сигнал с периодом 4.13744 суток, после чего звезда получила альтернативное наименование TOI-179. Desidera и Vines использовали для измерения массы планеты одни и те же 103 замера лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS, Leon получили 9 замеров на FEROS, 31 замер на KiwiSpec, установленном на 0.7-метровом телескопе обсерватории Minerva-Australis, и 6 замеров на CHIRON. Меньшее количество замеров и использование менее точных спектрографов привело к тому, что Leon с коллегами получили только верхний предел на массу планеты, тогда как Desidera и Vines таки смогли ее измерить.

При радиусе 2.60 ± 0.15 (Desidera), 2.70 ± 0.05 (Vines) и 2.73 ± 0.05 (Leon) радиусов Земли масса планеты HD 18599 b составила 24.1 ± 7.7 (Desidera) и 25.5 ± 4.6 (Vines) масс Земли. Leon нашли, что эта масса не превышает 30.5 масс Земли. Таким образом, средняя плотность HD 18599 b оказалась неожиданно большой для планеты таких размеров – Desidera оценили ее в 7.5 ± 2.6 г/куб.см, а Vines – в 7.1 ± 1.4 г/куб.см. Обе величины прекрасно согласуются друг с другом в пределах погрешностей. HD 18599 b вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.048 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.34 ± 0.09 (Desidera) и 0.2 ^+0.1/_-0.2 (Vines). Leon оценок эксцентриситета орбиты не делали. Vines нашли эффективную температуру планеты равной 863 ± 21 К, Leon – 935 ± 11 К.

Высокая средняя плотность означает, что планета по большей части состоит из горных пород и железа. Vines оценили долю железокаменного ядра в ~77% полной массы планеты, и в ~23% – долю воды (точнее, от 10 до 41%).

Планета HD 18599 b (показана красной звездой и подписана) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных планет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Земля, Венера, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (из Vines).

Благодаря яркости родительской звезды планета будет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии, особенно с помощью JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.07933.pdf (Desidera)
https://arxiv.org/pdf/2210.07945.pdf (Vines)
https://arxiv.org/pdf/2210.08179.pdf (Leon)

 

 

14 октября 2022
Уточнена масса горячей суперземли с ультракоротким периодом TOI-561 b

Горячая суперземля с ультракоротким периодом TOI-561 b была представлена два года назад, в сентябре 2020 года. Тогда в Архиве электронных препринтов одновременно появились статьи двух независимых научных групп, посвященных этой планете и ее планетной системе. Если оценки радиуса планеты у этих групп более-менее совпадали, то оценки массы сильно различались. Lacedelli с коллегами оценили массу планеты в 1.59 ± 0.36 масс Земли, Weiss – в 3.24 ± 0.83 масс Земли. Соответственно, отличались и представления о физической природе планеты: в работе Lacedelli сочли, что планета, несмотря на сильнейший разогрев, имеет в своем составе значительную долю летучих, в работе Weiss нашли, что эта планета является железокаменной.

14 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья группы Weiss, но с другим ведущим автором (Brinkman). Исследователи объединили свои замеры лучевой скорости звезды с замерами, полученными коллегами-конкурентами, получили дополнительно 42 замера на HIRES и 70 замеров на спектрографе MAROON-X, установленном на 8.1-метровом телескопе Gemini-North, и заново проанализировали весь массив данных. В итоге масса планеты TOI-561 b оказалась равной 2.24 ± 0.20 масс Земли – промежуточное значение между двумя первоначальными конкурирующими оценками. Авторы уточнили и радиус планеты – он немного «уменьшился» и составил 1.37 ± 0.04 радиусов Земли. Средняя плотность TOI-561 b теперь оценивается в 4.8 ± 0.5 г/куб.см. Это одна из самых неплотных планет с таким радиусом.

Родительская звезда TOI-561 входит в состав толстого диска Галактики, она отличается древним возрастом и пониженным содержанием тяжелых элементов, причем железа в составе звезды еще меньше, чем магния и кремния. Авторы исследования промоделировали состав планеты, предположив, что отношение содержания железа и кремния в ней такое же, как и в родительской звезде. Они нашли, что ядро у этой планеты должно быть значительно меньше, чем ядра планет земной группы в Солнечной системе, и что планета состоит преимущественно из каменных пород (силикатов). Впрочем, погрешности в оценке средней плотности таковы, что не исключен и вариант состава с заметной долей летучих (например, воды) и плотной атмосферой из тяжелых газов.

Помимо уточнения массы самой внутренней планеты авторы статьи уточнили массы и орбитальные параметры остальных трех планет. Масса планеты c «изменилась» с 5.4 до 6.6 ± 0.7 масс Земли, масса планеты d осталась равной 12.1 ± 1.1 масс Земли, масса планеты e немного уменьшилась с 16 до 13.6 ± 1.4 масс Земли. Интересно, что если массы планет растут по мере удаления от звезды, радиусы планет, напротив, уменьшаются и составляют 2.9, 2.8 и 2.55 радиусов Земли, что приводит к росту средней плотности (1.46 ± 0.19, 2.81 ± 0.33 и 4.91 ± 0.74 г/куб.см для планет c, d и e, соответственно). Это очень необычно – как правило, средние плотности планет уменьшаются по мере удаления от родительской звезды.

Планеты системы TOI-561 (показаны красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с радиусом меньше 4 радиусов Земли с измеренной массой. Размеры точек обратно пропорциональны погрешностям в определении параметров планет (самые мелкие точки соответствуют минимальному качеству данных, т.е. максимальным погрешностям). Желтыми ромбами показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Пока неясно, есть ли у планеты TOI-561 b атмосфера. Вращаясь на расстоянии всего 2.67 звездных радиусов, она очень сильно раскалена (эффективная температура планеты достигает ~2300 К) и частично расплавлена. Первичная водородно-гелиевая атмосфера в таком случае безусловно будет утрачена. Авторы обсуждают возможность наличия атмосферы из водяного пара, углекислого газа и экзотической «минеральной» атмосферы из паров расплавленных силикатов.

Авторы предполагают, что наличие или отсутствие атмосферы TOI-561 b можно установить по температурному контрасту между постоянно освещенным дневным и вечно ночным полушариями  – наличие атмосферы должно приводить к сглаживанию температур. Температуры дневного и ночного полушарий можно определить, измеряя фазовую кривую в инфракрасном диапазоне с помощью JWST. Скорее всего, это будет сделано в ближайшем будущем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.06665.pdf

 

 

8 октября 2022
NGTS-21 b: горячий юпитер у древней низкометалличной звезды

Уже в первые годы изучения экзопланет было замечено, что распространенность планет-гигантов сильно коррелирует с металличностью родительских звезд. Чем больше в составе звезды тяжелых элементов, тем выше вероятность обнаружить рядом с нею планету-гигант. Однако до сих пор не ясно, есть ли пороговое значение металличности, ниже которого газовые гиганты вообще не образуются? Изучение планет у звезд с низкой металличностью поможет ответить на этот вопрос.

4 октября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера у древнего оранжевого карлика, содержащего в 1.8 меньше тяжелых элементов, чем Солнце. Планета была обнаружена наземным транзитным обзором NGTS, ее транзиты дополнительно наблюдали на TESS, окончательное подтверждение планетной природы и измерение массы новой планеты провели методом лучевых скоростей.

NGTS-21 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 641 ± 27 пк. Его масса оценивается в 0.72 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной. Возраст звезды очень неуверенно определен в 10.0 ^+3.3/_-7.3 млрд. лет.

При радиусе 1.33 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты NGTS-21 b достигает 2.36 ± 0.21 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.25 ± 0.15 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0236 ± 0.0005 а.е. (5.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.54339 суток, его эффективная температура составляет 1357 ± 15 К.

Планета NGTS-21 b (показана оранжевой звездой) на плоскости «Масса планеты – металличность родительской звезды» среди других транзитных горячих юпитеров с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура родительских звезд. Черный крест в правом нижнем углу рисунка показывает типичные погрешности в определении масс и металличностей.

Как можно видеть, NGTS-21 b не уникальна, но расположена в малонаселенной области фазового пространства. На данный момент это единственная известная массивная планета у оранжевых карликов с такой низкой металличностью.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2210.01027.pdf

 

 

4 октября 2022
Необычная система TOI-2000: горячий гигант и мини-нептун на еще более тесной орбите

Горячие юпитеры одиноки – это правило, у которого очень мало исключений. Из нескольких сотен планетных систем с горячими юпитерами только в пяти обнаружены компаньоны на внутренних орбитах. Такое положение объясняется тем, что планета-гигант, образовавшись за снеговой линией и мигрируя внутрь системы, уничтожает (выкидывает или поглощает) все планеты на своем пути. В редких случаях внутренние планеты могут образоваться из остатков вещества диска, находящегося на резонансных орбитах с мигрирующим внутрь будущим горячим юпитером. Также существует гипотеза, что некоторые горячие юпитеры могут образовываться «на месте», непосредственно на своей текущей орбите. Изучение систем с горячими юпитерами и дополнительными внутренними планетами позволит оценить частоту реализации обоих сценариев.

30 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная системе TOI-2000, включающей горячий гигант и горячий нептун на внутренней орбите. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.

TOI-2000 – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 173.6 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.11 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость на 10 ± 6% превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-2000 составляет 5.1 ± 2.7 млрд. лет.

TESS наблюдала TOI-2000 на 9-11 секторах (с 28 февраля по 21 мая 2019 года) и, в рамках расширенной миссии, на 36-38 секторах (с 7 марта по 26 мая 2021 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала глубокий и четкий транзитный сигнал с периодом 9.127 суток, соответствующий планете-гиганту. После удаления из данных этого сигнала автоматический алгоритм обработки данных обнаружил второй транзитный сигнал с периодом 3.098 суток. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Чтобы измерить массы обеих планет, авторы получили 41 замер лучевой скорости TOI-2000 с помощью HARPS, 15 замеров с помощью CHIRON и 14 замеров с помощью FEROS.

Внутренняя планета TOI-2000 b является горячим мини-нептуном с радиусом 2.64 ± 0.12 радиусов Земли и массой 10.3 ± 2.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.06 ^+0.83/_-0.72 г/куб.см. Планета вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0426 ± 0.0008 а.е. (~8.2 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 1475 ± 158 К.

Планета TOI-2000 b (показана малиновым цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли с измеренной массой. Для сравнения приведены также Земля, Венера, Уран и Нептун. Линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для железокаменных планет с атмосферой из водорода при 1000 К массой 1% от полной массы планеты (точечная линия), планет из воды при 1000 К (штрихпунктирная линия) и железокаменных планет земного состава (сплошная бежевая линия).

Внешняя планета TOI-2000 c представляет собой горячий сатурн: при массе 0.238 ± 0.012 масс Юпитера ее радиус равен 0.711 ± 0.011 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.82 ± 0.06 г/куб.см. Планета вращается по слабо эллиптической орбите с большой полуосью 0.0875 ± 0.016 а.е. (16.9 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.064 ± 0.023, ее эффективная температура оценивается в 1029 ± 111 К.

Будущие исследования атмосфер обеих планет методами трансмиссионной спектроскопии помогут определить их происхождение и эволюцию – в частности, понять, образовались ли они на месте или все-таки мигрировали из-за снеговой линии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.14396.pdf

 

 

3 октября 2022
TOI-5542 b: транзитная планета-гигант с температурным режимом Меркурия

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет расположено на тесных орбитах с малыми орбитальными периодами. Для обнаружения сравнительно долгопериодических транзитных планет необходимы длительные фотометрические наблюдения одной и той же звезды (одного и того же участка неба). Основным инструментом, поставлявшим такие планеты научному сообществу, является «Кеплер», отключенный 4 года назад, однако с недавнего времени к нему присоединилась миссия TESS. Хотя наблюдения одного сектора TESS продолжаются всего 27.4 суток, вблизи полюсов эклиптики сектора пересекаются, и некоторые участки небесной сферы наблюдаются продолжительное время. Иногда TESS регистрирует единичные транзитные события, которые не позволяют определить орбитальный период транзитной планеты, но привлекают к себе внимание ученых.

30 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого транзитного гиганта у древней солнцеподобной звезды TOI-5542. TESS наблюдала TOI-5542 на 13 и 27 секторах. На каждом из секторов было обнаружено единичное транзитное событие одинаковой глубины и продолжительности, соответствующее планете-гиганту. Интервал между двумя транзитами составил 376 суток. Однако поскольку в промежутке между секторами звезда не наблюдалась, истинный орбитальный период гиганта остался неизвестным – он мог быть равен 28.9, 31.3, 34.1, 37.6, 41.7, 47.0, 53.7, 62.6, 75.1, 93.9, 125.2 и 187.8 суток. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 31 замер лучевой скорости TOI-5542 с помощью спектрографа CORALIE и 18 замеров – с помощью HARPS. Периодограмма показала четкий RV-сигнал с периодом 75.1 суток, соответствующий орбитальному периоду транзитной планеты. В дальнейшем транзиты TOI-5542 b наблюдали и на наземных телескопах, что позволило подтвердить величину периода.

TOI-5542 (TYC 9086-01210-1) – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 353.7 ± 3.7 пк. Ее масса оценивается в 0.89 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.06 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость на 6 ± 9% превышает солнечную. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5542 достигает 10.8 ^+2.1/_-3.6 млрд. лет.

При радиусе 1.01 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-5542 b составляет 1.32 ± 0.10 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.6 ± 0.2 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.02 ± 0.03) на среднем расстоянии 0.332 ± 0.016 а.е. Эффективная температура планеты оценивается в 489, 441 или 367 К для альбедо, равного нулю, 0.343 (альбедо Юпитера) и 0.686 (удвоенное альбедо Юпитера, близкое к альбедо Венеры), соответственно. Температурный режим TOI-5542 b близок к температурному режиму Меркурия.

Планета нагрета умеренно и закономерно не «раздута».

Планета TOI-5542 b (обведена кружком и подписана) на плоскости «Металличность родительской звезды – масса планеты» среди транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Как можно видеть на графике, планеты-гиганты у звезд с металличностью меньше -0.2 практически не встречаются.

Планета TOI-5542 b на плоскости «Орбитальный период – возраст системы» среди 87 транзитных планет-гигантов известного возраста (т.е. чей возраст определен с точностью лучше 40%). Цвет планет показывает металличность родительских звезд.

Малый эксцентриситет орбиты TOI-5542 b говорит о том, что планета оказалась на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске, а не высокоэксцентричной миграции после эпизода планет-планетного рассеяния. Наклонение орбиты планеты к экватору звезды возможно измерить с помощью эффекта Мак-Лафлина. Расчетная амплитуда эффекта Мак-Лафлина для TOI-5542 b достигает ~26 м/с – более чем достаточно для измерения современными спектрографами. Исходя из малой возмущенности системы, можно ожидать, что наклонение орбиты TOI-5542 b тоже окажется малым, т.е. планета, скорее всего, вращается примерно в плоскости экватора своей звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.14830.pdf

 

 

29 сентября 2022
Пять планет в системе HD 23472, включая два супер-Меркурия

Изучение многопланетных систем очень важно для понимания их эволюции, поскольку такие планеты формируются из одного протопланетного диска и имеют одинаковый возраст. Очень часто размеры и средние плотности планет отражают процессы утраты первичных атмосфер на ранних стадиях эволюции: близкие к звезде планеты уже лишены водородных атмосфер и имеют высокие средние плотности, более удаленные планеты сохраняют значительную долю летучих в своем составе и являются мини-нептунами с низкой средней плотностью. Нередко планеты на соседних орбитах отличаются близкими размерами (эту закономерность называют «peas in a pod» = горошины в стручке), хотя, разумеется, она не строгая.

28 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная 5-планетной системе у оранжевого карлика HD 23472. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO. Средняя точность единичного измерения составила 0.38 м/с, что позволило измерить массы планет меньше массы Земли!

HD 23472 (HIP 17264, TOI-174) – звезда главной последовательности спектрального класса K4 V, удаленная от нас на 39.08 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 0.67 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.71 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 4.2 раза меньше солнечной. Судя по низкому уровню хромосферной активности и медленному вращению, звезда отличается зрелым возрастом, превышающим 4.5 млрд. лет.

TESS наблюдала HD 23472 на десяти секторах (1-4, 11, 29-31, 34). Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил четыре транзитных сигнала с периодами 17.7, 29.8, 3.98 и 12.2 суток, более тщательное изучение кривой блеска звезды привело к открытию пятого транзитного кандидата с периодом 7.91 суток. После стандартной процедуры валидации авторы статьи получили 104 замера лучевой скорости звезды с помощью ESPRESSO. Это позволило измерить или оценить массы всех пяти планет.

Самая внутренняя планета HD 23472 d удалена от своей звезды на 0.043 а.е. (13.3 звездных радиусов). При радиусе 0.75 ± 0.06 радиусов Земли ее масса составляет 0.55 ± 0.21 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.5 ^+3.9/_-3.1 г/куб.см. Если высокая средняя плотность планеты d подтвердится, это будет означать, что перед нами супер-Меркурий – планета, состоящая преимущественно из железа. Эффективная средняя температура внутренней планеты оценивается в 909 ± 35 К.

Вторая планета HD 23472 e удалена от своей звезды в среднем на 0.068 а.е. (21 звездный радиус). Ее масса составляет 0.72 ± 0.28 масс Земли, что при радиусе 0.82 ± 0.08 радиусов Земли приводит к средней плотности 7.5 ^+3.9/_-3.0 г/куб.см. Эффективная температура второй планеты оценивается в 723 ± 28 К, она также (с поправкой на большие неопределенности величины средней плотности) представляет собой супер-Меркурий. Таким образом, система HD 23472 стала первой, в которой известно сразу два супер-Меркурия.

Средняя плотность третьей планеты HD 23472 f гораздо ниже – всего 3.0 ^+2.0/_-1.6 г/куб.см. При радиусе 1.14 ± 0.08 радиусов Земли ее масса составляет всего 0.77 ± 0.44 земных (или, с учетом низкой достоверности измерения, получен верхний предел на массу в 1.5 масс Земли). Третья планета вращается на среднем расстоянии 0.0906 а.е. (28 звездных радиусов), ее эффективная температура – 630 ± 27 К.

Казалось бы, средняя плотность четвертой планеты должна быть еще ниже, но нет. HD 23472 b при радиусе 2.0 ± 0.1 радиусов Земли имеет массу 8.3 ± 0.8 масс Земли, а ее средняя плотность достигает 6.15 ± 1.2 г/куб.см. Эта суперземля вращается на расстоянии 0.116 а.е. (37 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 543 ± 18 К.

Наконец, радиус пятой планеты HD 23472 c достигает 1.87 ± 0.12 радиусов Земли, а масса – 3.4 ± 0.9 масс Земли (средняя плотность 3.1 ^+1.0/_-0.8 г/куб.см). Этот мини-нептун расположен на расстоянии 0.165 а.е. от своей звезды (50 звездных радиусов), его эффективная температура составляет 467 ± 19 К.

Эксцентриситеты орбит четырех внутренних планет оцениваются в 0.07 ± 0.05, а внешней пятой – в 0.06 ± 0.04. Взаимные наклонения орбит не превышают 1°. Таким образом, HD 23472 представляет собой хороший пример компактной плотно упакованной планетной системы.

Планеты системы HD 23472 (подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чьи массы и радиусы были измерены с точностью лучше 50%. Для сравнения были приведены также Земля и Венера. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цвет планет отражает их степень нагрева (уровень освещенности) относительно земного, цветовая шкала расположена в левой части графика.

Внутренние планеты d и e, скорее всего, лишены атмосферы и не подходят для исследования методами трансмиссионной спектроскопии, но будут хорошей целью для эмиссионной спектроскопии. Необходимы дополнительные интенсивные наблюдения на ESPRESSO, чтобы уточнить массы всех трех внутренних планет и, возможно, обнаружить не транзитные внешние планеты, которые в этой системе наверняка есть.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.13345.pdf

 

 

27 сентября 2022
Суперземля и два мини-нептуна у яркой звезды HD 22946

Изучение многопланетных систем, особенно транзитных, позволяет сравнивать планеты, образовавшиеся у одной звезды в рамках единого процесса (и, как следствие, имеющих одинаковый возраст). Тот факт, что такие планеты вращаются вокруг одной и той же звезды, помогает лучше понимать эволюцию планетных атмосфер, в частности, процессы фотоиспарения. Благодаря интенсивному фотоиспарению в первые сотни миллионов существования планетных систем наиболее близкие к звезде планеты, как правило, лишаются первичных водородных атмосфер и являются суперземлями, а более далекие – сохраняют летучие элементы и являются мини-нептунами и/или нептунами.

Не стала исключением и система у яркой солнцеподобной звезды HD 22946. TESS обнаружила у нее три транзитные планеты – внутреннюю суперземлю, средний мини-нептун и, на значительном удалении – небольшой аналог Нептуна.

HD 22946 (TOI-411) – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 62.87 ± 0.05 пк. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 1.16 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза больше солнечной. Возраст звезды составляет 5 ± 1 млрд. лет.

TESS наблюдала HD 22946 на 3, 4, 30 и 31 секторах. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил два транзитных сигнала с периодами 4.04 и 9.57 суток. Также на кривой блеска, полученной на 4 секторе, прорисовалось единичное транзитное событие, вызванное третьей (самой удаленной) планетой.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Кроме того, авторы нашли в архиве спектрографа ESPRESSO 14 замеров лучевой скорости HD 22946, полученных на протяжении месяца. Этого слишком мало, чтобы определить массы планет, но позволило получить хорошие верхние пределы.

Радиусы планет у звезды HD 22946 оцениваются в 1.72 ± 0.10, 2.74 ± 0.14 и 3.23 ± 0.19 радиусов Земли. Две внутренние планеты вращаются на расстоянии 0.053 ± 0.003 и 0.094 ± 0.005 а.е. (9.8 и 17.5 звездных радиусов). Орбитальный период третьей планеты точно не известен, по продолжительности транзита его оценили в 46 ± 4 суток. По 3-му закону Кеплера это соответствует величине большой полуоси орбиты, равной 0.267 ± 0.016 а.е. Массы планет не превышают 11, 14.5 и 24.5 масс Земли, соответственно (с достоверностью 3 сигма). Воспользовавшись эмпирическими соотношениями масса-радиус для уже известных экзопланет, авторы оценили массы HD 22946 b, HD 22946 c и HD 22946 d в 6.3 ± 1.3, 8.0 ± 0.7 и 10.5 ± 1.1 масс Земли.

По словам авторов статьи, система HD 22946 не является плотно упакованной. Между орбитами планет c и d лежит широкий зазор, где может пролегать орбита еще одной планеты (например, с большой полуосью 0.156 а.е.), причем масса такой планеты может достигать массы Сатурна. Необходимо провести интенсивные наблюдения системы HD 22946 – как фотометрические, с целью уточнить орбитальный период внешней планеты, так и спектрометрические, чтобы измерить массы планет. Почти наверняка это будет сделано в ближайшее время.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.09597.pdf

 

 

25 сентября 2022
TOI-5205 b: планета с самым глубоким транзитом

Одной из самых проработанных и правдоподобных теорий образования планет-гигантов является теория аккреции на ядро. Согласно этой гипотезе, сначала в протопланетном диске формируется планетный эмбрион из пыли и льдов массой около 10 масс Земли, а затем на него аккрецирует газ, и масса планеты быстро увеличивается в десятки раз. Гипотеза аккреции на ядро предсказывает, что планеты-гиганты не должны формироваться возле звезд с массами меньше ~0.5 солнечных масс (красных карликов). И действительно, планет-гигантов у красных карликов известно очень мало, и все они обнаружены у наиболее горячих и массивных из них (спектральных классов M0-M1).

Однако нет правил без исключений. 23 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного газового гиганта у звезды спектрального класса M4 V, лежащей вблизи перехода, разделяющего звезды, имеющие в своих недрах зону лучистого переноса, и полностью конвективные. Планета была обнаружена TESS, затем она прошла процедуру валидации путем интенсивных наземных наблюдений. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы провели методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF.

Звезда TOI-5205 удалена от нас на 86.865 ± 0.05 пк. Ее масса оценивается в 0.392 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.394 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость примерно в 52 раза меньше солнечной. Содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

TESS наблюдала TOI-5205 на 15 и 41 секторах. Автоматический алгоритм обработки данных обнаружил транзитный сигнал с периодом 1.63 суток. Однако дело осложнялось тем, что в радиусе 30 угловых секунд от TOI-5205 находилось сразу 10 звезд. Ближайший сосед удален всего на 4.2 угловых секунды (при том, что ширина пикселя матрицы TESS достигает 21 угловой секунды). Чтобы определить, какая именно из звезд является источником транзитного сигнала, и очистить сигнал от светового загрязнения со стороны соседей, пришлось провести фотометрические наблюдения на крупных телескопах с высоким угловым разрешением, включая 6.5-метровый Магеллан.

Как оказалось, глубина транзита планеты TOI-5205 b достигает 7%, это абсолютный рекорд среди планет. При радиусе 1.03 ± 0.03 радиусов Юпитера масса TOI-5205 b составляет 1.08 ± 0.06 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.21 ± 0.11 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0199 ± 0.0002 а.е. (~10.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.630757 суток, его эффективная температура оценивается в 737 ± 15 К.

Планета TOI-5205 b (обведена зеленой окружностью) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками показаны планеты у красных карликов, серыми кружками – планеты у более горячих звезд (FGK). Цвет кружков показывает массу родительских звезд, цветовая шкала расположена справа от графика. Пунктирными серыми линиями показаны линии равной плотности 0.3, 1 и 3 г/куб.см.

Авторы обсудили, каким образом эта планета смогла образоваться у такой маленькой звезды. По их расчетам, масса протопланетного диска, из которого образовался гигант TOI-5205 b, должна была достигать 10-30% от массы родительской звезды, или же время жизни диска было в несколько раз больше обычного (>20 млн. лет против 3-10 млн. лет). Все это требует особых условий формирования системы TOI-5205 – а именно, отсутствия рядом ярких молодых звезд и других источников возмущений, возможное лишь на дальней периферии области звездообразования.

Из-за малой светимости родительской звезды система будет хорошей целью для измерения параметров дневного полушария планеты методами эмиссионной спектроскопии (измерения зависимости глубины вторичного минимума от длины волны, на которой ведутся наблюдения). По расчетам авторов, самой заметной деталью в эмиссионном спектре TOI-5205 b будет полоса углекислого газа. По наблюдаемым параметрам этой полосы можно будет оценить количество тяжелых элементов в атмосфере планеты относительно солнечного значения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.11160.pdf

 

 

23 сентября 2022
У красного гиганта HD 184010 открыты три планеты

Изучение планет у красных гигантов позволяет изучать планетные системы звезд, более массивных, чем Солнце (например, у звезд промежуточной массы – 1.3-3 солнечных масс). Находясь на главной последовательности, такие звезды имеют спектральный класс A или ранний F, они быстро вращаются, и в их спектрах нет тонких узких линий, что препятствует измерению лучевых скоростей с приемлемой точностью. Поэтому планет у A-звезд известно очень мало. Лишь после схода с главной последовательности, когда радиус звезды увеличивается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии, становится возможным точное измерение лучевой скорости звезды и поиск планет. Подавляющее большинство планет, открытых у звезд с массами 1.3-3 солнечных масс, открыто у красных гигантов.

Как правило, у звезды обнаруживают лишь одну массивную планету, но встречаются и двух-, изредка трехпланетные системы, состоящие из планет-гигантов. Одна из таких систем была представлена 21 сентября 2022 года. У красного гиганта HD 184010 обнаружены сразу три легких газовых гиганта.

Звезда HD 184010 (HR 7421, HIP 96016) удалена от нас на 61.37 ± 0.11 пк. Ее спектральный класс – K0 III, масса превышает солнечную в 1.35 ± 0.20 раз, радиус – в 4.86 ± 0.55 раз, а светимость достигает 13.1 ^+3.1/_-2.7 солнечной. Возраст звезды оценивается в 2.76 ^+2.24/_-0.95 млрд. лет, она находится на этапе быстрого роста радиуса и светимости.

HD 184010 наблюдалась в рамках обзора 300 красных гигантов на обсерватории Окаяма с помощью спектрографа HIDES. За более чем 17 лет наблюдений авторы получили 180 замеров лучевой скорости этой звезды. Это позволило обнаружить три планеты.

Проективная (минимальная) масса планеты HD 184010 b оценивается в 0.31 ± 0.04 масс Юпитера. Этот теплый аналог Сатурна вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.940 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 286.6 ± 2.4 суток. Проективная масса планеты HD 184010 c составляет 0.30 ± 0.06 масс Юпитера, она вращается на расстоянии 1.334 ± 0.013 а.е., ее орбитальный период оценивается в 484.3 ± 5.5 суток. Наконец, проективная масса внешней планеты HD 184010 d достигает 0.45 ± 0.06 масс Юпитера, она находится на расстоянии 1.920 ± 0.012 а.е. и делает один оборот за 836.4 ± 8.4 суток. Температурный режим HD 184010 c грубо соответствует температурному режиму Меркурия, температурный режим HD 184010 d является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Авторы провели анализ динамической устойчивости этой системы и нашли, что орбиты планет должны быть близки к круговым (эксцентриситеты орбит не превышают 0.05), иметь малое взаимное наклонение, а истинные массы планет не должны сильно превышать измеренные минимальные массы.

Отношение орбитальных периодов планет в этой системе близко к 21:12:7, но не равно ему, другими словами, перед нами не резонансная система. Авторы не нашли в данных дополнительного дрейфа лучевой скорости, которая бы свидетельствовала о наличии дополнительных внешних планет-гигантов. Если такие планеты и существуют, их большая полуось орбиты должна превышать 42 а.е., а орбитальный период – 240 лет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.09426.pdf

 

 

22 сентября 2022
Определены истинные массы долгопериодических планет-гигантов BD-17 0063 b, HD 81040 b и HD 132406 b

Метод лучевых скоростей определяет не истинную массу планеты m, а т.н. проективную, или минимальную массу m sin i, где i – угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и лучом зрения. Если орбита планеты ориентирована к нам плашмя (наклонение орбиты i мало), истинная масса планеты может в несколько (а то и несколько десятков) раз превосходить минимальную массу, а сама планета оказаться коричневым карликом или даже маломассивной звездой.

Определить истинные массы RV-планет или хотя бы ограничить их сверху возможно с помощью астрометрии. Астрометрия – это высокоточное измерение положения звезды на небесной сфере. Если у звезды есть планета, возможно зафиксировать орбитальное движение звезды вокруг их общего центра масс. Астрометрические наблюдения дополняют метод лучевых скоростей и позволяют оценить наклонение орбиты и истинную массу RV-планеты.

Наиболее доступными для астрометрических измерений являются массивные планеты на широких орбитах. 14 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья Джошуа Винна (Joshua N. Winn), посвященная измерению наклонений орбит и истинных масс ряда уже известных долгопериодических планет-гигантов. Автор воспользовался данными, полученными астрометрической миссией «Гайя». Проанализировав видимое движение родительских звезд на небесной сфере, Винн определил массы и орбитальные параметры планет BD-17 0063 b, HD 81040 b и HD 132406 b. Для еще двух планет, HD 66074 b и HD 175167 b, результаты, полученные с помощью «Гайи», оказались несовместимыми с RV-данными. Причины такого рассогласования еще предстоит установить.

Наклонение орбиты эксцентричного холодного гиганта BD-17 0063 b оказалось равным 81 ± 4°, а его истинная масса лишь немного превышает минимальную и составляет 5.16 ± 0.20 масс Юпитера. Уточненное значение эксцентриситета – 0.544 ± 0.005, что также близко к значению, полученному методом лучевых скоростей.

Наклонение орбиты гиганта HD 81040 b составило 111 ± 5°, его истинная масса достигает 7.53 ± 0.32 масс Юпитера. Эта величина согласуется с предыдущей оценкой истинной массы планеты, также полученной с помощью астрометрии – 7.24 ^+1.0/_-0.37 масс Юпитера, но точнее последней. Эксцентриситет орбиты HD 81040 b составляет ~0.53, это еще один эксцентричный газовый гигант, не имеющий аналога в Солнечной системе.

С планетой HD 132406 b ситуация оказалась сложнее. Данные «Гайи» показывают, что наклонение орбиты этой планеты сравнительно мало, и формальное значение истинной массы достигает 7.9 ^+6.8/_-1.6 масс Юпитера. Однако если бы истинная масса HD 132406 b действительно попадала в диапазон масс коричневых карликов, этот объект был бы источником заметного ИК-излучения, чего не наблюдается. Опираясь на ненаблюдаемость планеты HD 132406 b, Винн оценил ее массу в 5.94 ^+0.65/_-0.59 масс Юпитера, а наклонение орбиты – в 122-133°. Эксцентриситет орбиты этого гиганта оказался умеренным – 0.25 ± 0.07.

Винн подчеркивает важность применения различных методик (в частности, метода измерения лучевых скоростей и астрометрии) к одним и тем же планетам для более точного и достоверного определения их свойств.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.05516.pdf

 

 

12 сентября 2022
TOI-4562 b: транзитный гигант на эксцентричной орбите

Основная динамическая эволюция планетных систем происходит в первые сотни миллионов лет их существования. Новорожденные планеты мигрируют благодаря взаимодействию с протопланетным диском, меняют свои орбиты в результате планет-планетного рассеяния или постепенного накопления возмущений со стороны внешнего удаленного тела по механизму Козаи-Лидова, в случае тесных орбит подвергаются воздействию приливных сил со стороны родительской звезды. Поэтому особый интерес представляют наблюдения планет у молодых звезд, где все эти процессы происходят прямо на наших глазах.

24 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию эксцентричного транзитного гиганта у молодой звезды TOI-4562. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Благодаря тому, что TOI-4562 попала в южную зону продолжительного наблюдения, образованную многократно перекрывающимися секторами TESS, удалось зафиксировать транзиты с периодом 225.12 суток.

TOI-4562 – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V, удаленная от нас на 346.9 ± 3.8 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.126 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза превышает солнечную. Быстрое вращение, хромосферная активность и наличие линий лития в спектре говорят о молодости звезды, чей возраст составляет 300-400 млн. лет. TOI-4562 отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца.

После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы получили 84 замера лучевой скорости TOI-4562 с помощью спектрографа CHIRON и 11 замеров с помощью спектрографа FEROS. Из-за высокой активности звезды средняя погрешность единичного измерения достигала 73 ± 15 м/с, поэтому массу планеты удалось определить тоже с большой погрешностью – 3.3 ^+1.9/_-0.8 масс Юпитера, что при радиусе 1.072 ± 0.044 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.63 ± 0.58 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по резко эллиптической орбите с большой полуосью 0.771 ± 0.013 а.е. и эксцентриситетом 0.81 ± 0.05. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.146 а.е. до 1.396 а.е., т.е. в 9.5 раз! Эффективная температура планеты, по расчетам авторов исследования, меняется от 731 ± 55 К в перицентре до 261 ± 3 К в апоцентре (усредненное по периоду значение – 349 ± 10 К).

Хотя TOI-4562 b вращается по эксцентричной орбите, маловероятно, что он находится в состоянии высокоэксцентричной миграции, поскольку расстояние в перицентре слишком велико для эффективного скругления орбиты приливными силами, а характерное время скругления превышает возраст вселенной. Однако если у звезды TOI-4562 есть невидимый массивный компаньон, взаимодействие с которым и вытянуло орбиту TOI-4562 b по механизму Козаи-Лидова, дальнейшее увеличение эксцентриситета понизит высоту перицентра, планета попадет в зону действия мощных приливных сил и после скругления орбиты станет горячим юпитером.

О возможном наличии компаньона говорит и регистрация отклонений времени наступления транзитов TOI-4562 b от строгой периодичности. Амплитуда отклонений достигает 20 минут. Однако пока наблюдали всего 5 транзитных событий, и о параметрах внешнего тела говорить рано. Возможно, определить параметры третьего тела в этой системе помогут данные астрометрической миссии «Гайя».

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.10854.pdf

 

 

8 сентября 2022
Две землеразмерные планеты у красного карлика LP 890-9, одна из них в обитаемой зоне

Поиск и изучение землеразмерных планет является важной целью астрономии и сравнительной планетологии. Однако из-за огромных трудностей, вызванных малыми размерами и массами таких планет, их удобнее всего искать у звезд красных карликов. Малые размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубже и заметнее. Кроме того, из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона располагается близко к звездам, планеты, попадающие в обитаемую зону, имеют периоды в единицы и десятки суток, а не год, как Земля у Солнца. Короткие орбитальные периоды таких планет позволяют быстро набрать статистику (пронаблюдать много транзитов). Все это делает близкие красные карлики привлекательной целью в поисках рядом с ними землеразмерных планет.

Для поисков планет у поздних красных карликов в 2019 году стартовала программа SPECULOOS (аббревиатура от Search for habitable Planets EClipsing ULtra-cOOl Stars = Поиск обитаемых планет, затмевающих ультра-холодные звезды). Для этой программы было отобрано около 1700 объектов спектрального класса M6 и более поздних, удаленных не далее 40 пк от Солнца, причем 95% этих объектов являются маломассивными звездами, а 5% - коричневыми карликами. Прототип этой программы, в рамках которого наблюдали всего 50 звезд, обнаружил знаменитую ныне систему TRAPPIST-1.

8 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у красного карлика LP 890-9. Внутренняя планета была обнаружена TESS при наблюдении 4 сектора, внешняя – последующими интенсивными наземными наблюдениями на 1-метровых телескопах южной обсерватории SPECULOOS. Таким образом, система получила еще два альтернативных названия – TOI-4306 и SPECULOOS-2. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Массы планет пока измерить не удалось из-за крайней тусклости родительской звезды (+18 в видимых лучах), но были получены хорошие верхние пределы.

LP 890-9 – красный карлик спектрального класса M6 V, удаленный от нас на 32.33 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.118 ± 0.002 солнечных масс, радиус – в 0.153 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в 695 раз меньше солнечной. В целом звезда похожа по своим свойствам на Проксиму Центавра, но древнее и спокойнее ее.

Радиус внутренней планеты LP 890-9 b составляет 1.32 ± 0.05 радиусов Земли, ее орбитальный период – 2.7299 суток. Масса LP 890-9 b не превышает 13.2 масс Земли. Из соображений динамической устойчивости системы эксцентриситет орбиты внутренней планеты не превышает 0.39, скорее всего, он близок к нулю. Эффективная температура оценивается в 396 ± 3 К (температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры). Скорее всего, планета является горячим аналогом Венеры.

Радиус внешней планеты LP 890-9 c составляет 1.37 ± 0.05 радиусов Земли, и она попадает на внутренний край консервативной обитаемой зоны. Орбитальный период внешней планеты равен 8.4575 суток, ее эффективная температура – 272 ± 2 К. Уровень инсоляции на LP 890-9 c оценивается в 0.906 ± 0.026 инсоляции на орбите Земли, масса не превышает 25.3 масс Земли. Реальные массы обеих планет должны быть существенно ниже своих верхних пределов. Эмпирические оценки по соотношению масса-радиус приводят к 2.3 ^+1.7/_-0.7 масс Земли для внутренней планеты и 2.5 ^+1.8/_-0.8 масс Земли для внешней.

По расчетам авторов исследования, обе планеты системы LP 890-9 будут прекрасной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Метрика трансмиссионного спектра (TSM) у обеих планет уступает по своей величине только метрикам планет системы TRAPPIST-1. Будущие наблюдения с помощью JWST помогут определить химический состав атмосфер обеих планет и их возможный климат.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2209.02831.pdf

 

 

7 сентября 2022
HIP 65426 b: первая планета, которую увидел JWST

Получение прямых изображений экзопланет – важный метод, позволяющий получить максимум информации о планете и планетной системе в целом. К сожалению, эта задача остается исключительно трудной из-за огромного контраста (отношения блеска звезды и планеты) и малого углового расстояния между ними. До сих пор не получено ни одного снимка планеты в отраженном свете, все планеты, зафиксированные на снимках – молодые горячие планеты-гиганты, являющиеся источниками собственного теплового излучения и расположенные на больших (больше ~10 а.е.) расстояниях от своей звезды.

Для прямого наблюдения экзопланет используется коронография – метод, при котором свет звезды тем или иным способом гасится. На борту JWST этой цели служит специальная коронографическая маска. Благодаря ей телескоп может наблюдать слабые ИК-источники (планеты), расположенные на малом угловом расстоянии от своих родительских звезд.

2 сентября 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям с коронографической маской известной молодой планеты HIP 65426 b (HD 116434 b). Наблюдения с помощью камеры NIRCam были проведены в ночь с 29 на 30 июля 2022 года в пяти спектральных полосах вблизи 2.52, 3.07, 3.58, 4.08 и 4.4 мкм, и 17-18 июля – с помощью спектрометра MIRI в спектральных полосах вблизи 11.3 и 15.5 мкм. В обоих случаях засветка от звезды была успешно удалена, и JWST впервые получил прямое изображение экзопланеты, в том числе в лучах, более длинных, чем 5 мкм. Эти наблюдения позволили точно оценить болометрическую светимость планеты и ее физические свойства.

Масса HIP 65426 b составляет 7.1 ± 1.1 масс Юпитера, радиус – 1.45 ± 0.03 радиусов Юпитера, эффективная температура – 1282 ± 31 К. Гигант находится на расстоянии 0.82 угловых секунд от молодой звезды спектрального класса A2 V, чей возраст оценивается всего в 14 ± 4 млн. лет. Большая полуось орбиты планеты достигает 87 ⁺¹⁰⁸/_-31 а.е., так что ее высокая температура обусловлена не близостью к звезде, как в случае обычных горячих юпитеров, а крайней молодостью. Система удалена от нас на 107.5 ± 0.4 пк.

Изображение системы HIP 65426, полученное инструментом NIRCam (вверху) и MIRI (внизу). Левые кадры каждого ряда показывают изображение без применения коронографа, остальные кадры – после того или иного метода устранения света центральной звезды. Точное положение звезды показано белой звездочкой. Сложная форма изображения планеты в верхнем ряду изображений – инструментальный эффект.

Полученные снимки показали исключительное качество оптики космического телескопа. JWST способен обнаруживать молодые планеты-гиганты с массами вплоть до массы Сатурна (0.3 масс Юпитера) на расстояниях 100-1000 а.е. от звезды. Будем надеяться, что новые открытия не за горами!

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.14990.pdf

 

 

1 сентября 2022
Две планеты в системе TOI-1468 лежат по разные стороны зазора Фултона

Данные, полученные «Кеплером», показали, что планеты с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна, делятся на две большие группы. Планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли представляют собой преимущественно железокаменные суперземли, а планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли обогащены летучими элементами (водородом и гелием) и являются мини-нептунами. Планет с радиусами 1.5-2 радиусов Земли существенно меньше, этот минимум называют зазором Фултона или долиной радиусов. Считается, что зазор Фултона вызван фотоиспарением первичных (водородно-гелиевых) атмосфер небольших планет.

До сих пор не ясно, является ли положение зазора Фултона универсальным или зависит от спектрального класса родительской звезды. Чтобы разобраться в этом вопросе, необходимо измерять массы и средние плотности планет у звезд разных спектральных классов. И если большинство целевых звезд «Кеплера» были солнцеподобными и довольно тусклыми, среди целей действующей миссии TESS немало сравнительно ярких оранжевых и красных карликов.

23 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс двух планет в системе TOI-1468. Планеты были обнаружены TESS во время мониторинга 17 сектора и затем дополнительно наблюдались на 42 и 43 секторе. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Для окончательного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы авторы получили 65 замеров лучевой скорости TOI-1468 с помощью спектрометра CARMENES и 16 замеров с помощью MAROON-X.

TOI-1468 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 24.72 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.34 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.344 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в 6.3 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо – авторы оценивают его в 1-10 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

При радиусе 1.28 ± 0.04 радиусов Земли масса планеты TOI-1468 b составляет 3.21 ± 0.24 масс Земли, что приводит к средней плотности 8.4 ± 1 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 13.14 звездных радиусов, и делает один оборот за 1.8805 суток. Эффективная температура суперземли оценивается в 682 ± 7 К.

Внешняя планета TOI-1468 c вращается на расстоянии 53.7 звездных радиусов и делает один оборот за 15.5325 суток. При радиусе 2.06 ± 0.04 радиусов Земли ее масса составляет 6.64 ± 0.68 масс Земли (средняя плотность 2.0 ± 0.2 г/куб.см). Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Венеры, ее эффективная температура оценивается в 338 ± 4 К.

Планеты системы TOI-1468 (показаны звездами) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных экзопланет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных карликов. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Оранжевыми кружками, треугольниками и квадратами показаны планеты систем LTT-3780, L 231-32 и TOI-1749.

Многопланетные системы, в которых внутренняя планета является суперземлей, а внешние – мини-нептунами, очень распространены. Авторы рассматривают сценарий, в котором планеты сформировались недалеко от снеговой линии и затем мигрировали внутрь системы, но внутренняя планета утратила первичную атмосферу путем фотоиспарения, а внешние в той или иной степени ее сохранили. Так, характерное время потери атмосферы для планеты b оценивается в 2.5 млрд. лет, тогда как для планеты c оно в 20 раз больше. Было бы интересно поискать признаки оттока атмосферы планеты b методами трансмиссионной спектроскопии, например, пронаблюдав ее транзиты в линии гелия (1.083 мкм).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.10351.pdf

 

 

29 августа 2022
В атмосфере горячего сатурна WASP-39 b обнаружен углекислый газ

Трансмиссионным спектром называют зависимость глубины транзита планеты от длины волны излучения, в котором ведутся наблюдения. Методы трансмиссионной спектроскопии позволяют просвечивать атмосферы транзитных экзопланет и определять их физические свойства и химический состав. Самыми удобными целями для этого метода выступают планеты с прозрачной протяженной атмосферой, т.е. горячие сатурны.

22 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям на JWST транзитного горячего сатурна WASP-39 b. Планета была открыта в 2011 году наземным транзитным обзором SuperWASP, она представляет собой легкий газовый гигант массой 0.28 ± 0.04 масс Юпитера, радиусом 1.28 ± 0.05 радиусов Юпитера и орбитальным периодом 4.055 земных суток. Эффективная температура планеты составила ~1170 K.

10 июля 2022 года звезду WASP-39 наблюдал JWST с помощью инфракрасного спектрографа NIRSpec. Наблюдения шли в течение 8.23 часов, из них 2.8 часов занял транзит планеты WASP-39 b по диску родительской звезды. Авторы получили высококачественный трансмиссионный спектр планеты в диапазоне 3.0-5.5 мкм, который затем сравнили с моделями атмосфер горячих юпитеров в предположении разного химического состава. Лучше всего наблюдения описывала модель, в которой атмосфера планеты в 10 раз обогащена тяжелыми элементами относительно солнечного химического состава, а отношение C/O (углерода к кислороду) оценивается в 0.35 (для сравнения, в составе Солнца C/O = 0.55). Плотность дымки составила 7·10^-3 кв.см/г.

Самой заметной деталью в трансмиссионном спектре стала сильная полоса углекислого газа в области 4.1-4.6 мкм (достоверность обнаружения 26 сигма). Полосы метана, напротив, не оказалось. Подъем в области коротких волн (меньше 3.6 мкм) объяснили широкой полосой водяного пара.

Трансмиссионный спектр горячего сатурна WASP-39 b, полученный инфракрасным спектрографом NIRSpec. Серыми точками показаны результаты измерений, цветными линиями – предсказания различных моделей. В нижней части рисунка показаны полосы поглощения водяного пара, угарного газа, углекислого газа, метана и сероводорода.

В целом модель хорошо описывает наблюдательные данные, за исключением неглубокой полосы около 4 мкм, пока не получившей объяснения. В будущем авторы планируют расширить трансмиссионный спектр WASP-39 b на весь интервал 0.5-5.5 мкм, причем получить его с большей точностью (большим количеством спектральных каналов).

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/2208/2208.11692.pdf

 

 

24 августа 2022
У горячей суперземли GJ 1252 b нет заметной атмосферы

Планеты земного типа, как правило, быстро теряют первичные водородно-гелиевые атмосферы и в процессе дальнейшей эволюции оказываются окутаны вторичными атмосферами из тяжелых газов. Параметры вторичных атмосфер могут сильно различаться. Так, в Солнечной системе самая плотная вторичная атмосфера принадлежит Венере (давление у поверхности 92 бар, основной компонент – углекислота), у Земли и Титана атмосферы преимущественно азотные с давлением у поверхности около 1 бар, Марс окутан разреженной углекислотной атмосферой с давлением у поверхности около 0.006 бар, а Меркурий и Луна вообще лишены сколь-нибудь заметной атмосферы.

Для изучения свойств атмосфер транзитных экзопланет используются методы трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии. В последнем случае измеряется глубина вторичного минимума (слабого уменьшения общего блеска системы при заходе планеты за звезду). Наблюдения вторичного минимума позволяют измерить температуру дневного полушария транзитной планеты, оценить ее альбедо и даже химический состав горных пород. В ряде случаев наблюдения вторичного минимума позволяют наложить строгие ограничения на параметры атмосферы планеты.

22 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума в системе GJ 1252 с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера. Планета GJ 1252 b была представлена в декабре 2019 года – это транзитная суперземля с радиусом 1.18 ± 0.08 радиусов Земли, вращающаяся вокруг красного карлика на расстоянии 0.0092 а.е. (около 5 звездных радиусов) и делающая один оборот всего за 12 часов 26 минут. Масса планеты определена плохо: первооткрыватели оценили ее в 2.09 ± 0.56 масс Земли, в новой статье приведено существенно меньшее значение– 1.32 ± 0.28 масс Земли. Планета приливно захвачена и повернута к своей звезде только одной стороной.

В январе 2020 года (всего за несколько дней до выключения телескопа!) исследователи пронаблюдали 10 затмений (вторичных минимумов) GJ 1252 b с помощью «Спитцера» в лучах с длиной волны около 4.5 мкм. Глубина вторичного минимума составила 149 ⁺²⁵/_-32 ppm, что соответствует яркостной температуре дневного полушария 1410 ⁺⁹¹/_-125 К. Эта величина существенно выше эффективной температуре GJ 1252 b, вычисленной в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону (1089 ± 69 К). Каких-либо заметных отклонений времени наступления затмений от строгой периодичности не обнаружено.

Авторы рассмотрели целый спектр моделей атмосфер с различным составом (из азота, углекислоты, водяного пара, угарного газа, метана, кислорода, сернистого газа, их смесей) и показали, что для любого состава атмосферы с давлением у поверхности больше 10 бар предсказания модели не совпадают с наблюдениями. В случае азотно-угарной и кислородно-углекислотной атмосферы получившиеся ограничения еще жестче – исключено давление у поверхности больше 1 бар.

Расчет темпов потери атмосферы показал, что углекислотная атмосфера с давлением у поверхности даже 100 бар будет утрачена менее чем за 1 млн. лет. Конечно, в случае активного вулканизма атмосфера будет пополняться, но чтобы ее поддерживать на протяжении ~3.9 млрд. лет (возраст системы), количество углерода в мантии должно превышать 7.3% (на Земле эта доля оценивается в 0.011%). Таким образом, авторы приходят к выводу, что суперземля GJ 1252 b лишена заметной атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.09479.pdf

 

 

23 августа 2022
Суперземля и мини-нептун у близкого оранжевого карлика TOI-836

Применение к экзопланетам сразу и транзитного метода, и метода лучевых скоростей позволяет измерять их ключевые параметры – массу, радиус и среднюю плотность, поэтому астрономы стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет. Особый интерес в этом смысле представляют небольшие планеты – мини-нептуны и суперземли, не имеющие аналога в Солнечной системе. Основной «фабрикой», поставляющей в настоящее время новые планеты научному сообществу, является миссия TESS. В отличие от «Кеплера», наблюдавшего преимущественно тусклые звезды, TESS ведет фотометрический мониторинг сравнительно ярких звезд, у которых возможно измерять массы планет методом лучевых скоростей. Нередко удается обнаружить и многопланетные системы, в которых по диску родительской звезды проходит сразу несколько планет.

16 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двухпланетной системы у звезды HIP 73427, получившей также наименование TOI-836. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Одна из планет попадает в зазор Фултона, вторая является типичным мини-нептуном.

TOI-836 (HIP 73427, LTT 5972) – оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 27.50 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.68 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.665 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно вшестеро меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза меньше, чем в составе Солнца.

TESS наблюдала звезду TOI-836 на 11 и 38 секторе. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 3.817 и 8.595 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.70 ± 0.07 и 2.59 ± 0.09 радиусов Земли, соответственно. Поскольку наблюдать транзиты таких небольших планет с Земли затруднительно (мелкие транзиты замываются звездными мерцаниями, вызванными турбулентностью земной атмосферы), исследователи пронаблюдали звезду также с помощью спутника ChEOPS. После валидации обоих кандидатов их массы измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS, HIRES и PFS.

Масса внутренней планеты TOI-836 b оказалась равной 4.5 ± 0.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.02 ^+0.36/_-0.44 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0422 ± 0.0009 а.е., ее эффективная температура достигает 871 ± 36 К.

Масса внешней планеты TOI-836 c оценивается в 9.6 ± 2.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.06 ^+0.48/_-0.54 г/куб.см. Орбита внешней планеты слегка эксцентрична (e = 0.08 ± 0.06), большая полуось орбиты составляет 0.075 ± 0.002 а.е. Эффективная температура TOI-836 c составляет 665 ± 27 К.

На диаграмме Масса-Радиус планета b лежит ниже линии воды, но чуть выше линии силикатов. Маловероятно (хотя полностью не исключено), что ее окутывает протяженная водородная атмосфера, однако планета почти наверняка содержит значительную фракцию воды (с учетом ее эффективной температуры – в виде пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов). Планета c, напротив, должна иметь заметную водородно-гелиевую атмосферу, водную мантию и железокаменное ядро. Благодаря яркости родительской звезды обе планеты будут хорошей целью для JWST, который сможет изучить свойства атмосфер обеих планет методами трансмиссионной спектроскопии.

Планеты TOI-836 b (показана оранжевым цветом) и TOI-836 c (показана синим цветом) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Помимо колебаний, вызванных транзитными планетами, лучевая скорость TOI-836 демонстрирует дополнительный линейный дрейф в -8 ± 2 м/с в год, который может отражать наличие в этой системе как минимум еще одного тела на широкой орбите, а может вызываться звездной активностью. Также о возможном наличии в системе дополнительных (но не транзитных) планет свидетельствуют заметные (до получаса) вариации времени наступления транзитов внешней планеты TOI-836 c. Для определения параметров возможных внешних планет необходимы дальнейшие наблюдения – как фотометрические, так и спектральные, поскольку имеющиеся на сегодняшний день данные отличаются большой скважностью (т.е. в течение больших промежутков времени система не наблюдалась).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.07328.pdf

 

 

18 августа 2022
Измерена масса мини-нептуна G 9-40 b

Измерение массы транзитных планет позволяет вычислить их среднюю плотность, а значит, наложить ограничения на химический состав. Особенно интересно измерение средней плотности небольших планет – мини-нептунов и суперземель, аналоги которых в Солнечной системе отсутствуют. Как правило, планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли представляют собой железокаменные суперземли, а планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли окутаны протяженными водородно-гелиевыми атмосферами и представляют собой мини-нептуны. Планеты, попадающие в зазор Фултона, занимают промежуточное положение и представляют особый интерес.

Транзитный мини-нептун G 9-40 b у древнего красного карлика спектрального класса M2.5 V был обнаружен расширенной миссией «Кеплера» K2 и представлен в декабре 2019 года. Радиус планеты оценили в 2.03 ± 0.11 радиусов Земли, температурный режим соответствовал температурному режиму Меркурия. Массу G 9-40 b на тот момент определить не удалось, был получен только верхний предел в 11.7 масс Земли.

Чтобы измерить массу G 9-40 b, авторы получили 69 замеров лучевой скорости звезды с помощью визуального канала спектрографа CARMENES (средняя погрешность единичного замера 2.3 м/с) и 13 замеров с помощью инфракрасного спектрографа IRD (средняя погрешность единичного замера 4.5 м/с). Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с периодом 5.746 суток, соответствующие транзитной планете. Масса планеты оказалась равной 4.00 ± 0.63 масс Земли, радиус тоже уточнили – 1.900 ± 0.065 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 3.2 ± 0.6 г/куб.см.

Планета G 9-40 b (показана красным цветом) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Желтым цветом показаны планеты у красных карликов, серым цветом – планеты у более горячих звезд. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (сверху вниз: из воды, 50:50 из воды и силикатов, землеподобных, из железа). Малиновыми пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для железокаменных планет с водородными атмосферами массой 0.1%, 0.3% и 1% от полной массы планеты. Голубым кружком для сравнения показана Земля.

Измеренная средняя плотность G 9-40 b не позволяет сделать однозначные выводы о ее составе. Авторы рассмотрели три модели – супер-Ганимеда без протяженной атмосферы (железокаменное ядро + 61% воды), железокаменное ядро + 0.32% водородно-гелиевой атмосферы без воды, и промежуточный вариант: железокаменное ядро + 16% воды + 0.1% водорода и гелия. Определить, какая из моделей ближе к истине, возможно путем просвечивания атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.

Расположенная на краю зазора Фултона, планета G 9-40 b предоставляет редкую возможность исследовать умеренно нагретую планету переходного типа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.07287.pdf

 

 

17 августа 2022
TOI-1452 b – суперземля с температурным режимом Венеры

По данным «Кеплера» распределение небольших планет по радиусам имеет бимодальный вид: железокаменные суперземли отделяет от богатых летучими элементами мини-нептунов глубокий минимум, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Зазор Фултона простирается грубо от 1.5 до 2.0 радиусов Земли, но наиболее глубок в области ~1.7 радиусов Земли. Планет с такими размерами известно мало, и их исследование очень интересно, поскольку позволяет изучить планеты переходного типа между суперземлями и мини-нептунами.

15 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная планете TOI-1452 b, по своим размерам попадающей в зазор Фултона. Планета была открыта TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, что позволило определить и ее радиус, и массу.

TOI-1452 – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 30.504 ± 0.013 пк. Его масса оценивается в 0.249 ± 0.008 солнечных масс, радиус – в 0.275 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 143 раза меньше солнечной.

На расстоянии 3.2 угловых секунд (~97 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон TIC 420112587 спектрального класса M4.5 V и светимостью 1/196 солнечной, имеющий близкий параллакс и собственное движение. Почти наверняка звезды физически связаны и образуют широкую пару. Поскольку обе звезды попадают на один пиксель матрицы TESS, необходимо учитывать световое загрязнение кривой блеска со стороны компаньона. Чтобы определить, вокруг какой именно звезды вращается транзитная планета, авторы пронаблюдали два транзита с помощью камеры PESTO 1.6-метрового канадского телескопа Observatoire du Mont-Megantic (OMM), который разрешил звездную пару. Кроме того, авторы получили снимки окрестностей обеих звезд на Кеке II, чтобы исключить наличие затменно-переменных двойных фона или еще каких-нибудь источников светового загрязнения. Наконец, чтобы измерить массу планеты, исследователи получили 212 замеров лучевой скорости TOI-1452 с помощью инфракрасного спектрометра SPIRou со средней погрешностью 4 м/с.

При радиусе 1.67 ± 0.07 радиусов Земли масса планеты TOI-1452 b составляет 4.8 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ^+1.8/_-1.6 г/куб.см. Суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.061 ± 0.003 а.е. и делает один оборот за 11.062 суток. Средняя освещенность на орбите планеты в 1.8 ± 0.2 раза превышает освещенность на орбите Земли, другими словами, температурный режим планеты оказывается сравним с температурным режимом Венеры (освещенность 1.91 земной).

Планета TOI-1452 b (показана зеленым овалом) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных планет с измеренной массой. Черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из силикатов, земного состава и из железа, синими линиями – для планет с долей воды в 25%, 50% и 100%, красными пунктирными линиями – модели железокаменных планет с водородно-гелиевыми атмосферами массой 0.1%, 1% и 2% полной массы планеты.

Хотя средняя плотность TOI-1452 b сравнима со средней плотностью Земли, планета земного состава таких размеров должна быть плотнее, поэтому TOI-1452 b должна содержать значительную (хотя и плохо определенную) долю летучих веществ. По расчетам авторов статьи, доля воды может достигать 27 ⁺²⁰/_-15% полной массы планеты. Альтернативная гипотеза описывает железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой с массой ~0.1% (до 0.5%) массы планеты. Определить, какая гипотеза ближе к истине, возможно методами трансмиссионной спектроскопии с помощью JWST.

Потенциальная обитаемость TOI-1452 b под вопросом, однако планета может быть покрыта теплым водным океаном глубиной в сотни километров, т.е. представлять собой океаниду. Так, при альбедо, равном 0.3 (альбедо Земли) эффективная температура планеты составит 298 ± 6 К (25 ± 6°С). Таким образом, TOI-1452 b дает нам уникальную возможность изучить свойства планеты переходного типа, попадающей в зазор Фултона.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.06333.pdf

 

 

15 августа 2022
TOI-2196 b: горячий нептун, теряющий атмосферу

На диаграммах Масса планеты – Орбитальный период или Радиус планеты – Орбитальный период наблюдается обширная почти пустая область, получившая название «пустыня горячих нептунов». Как правило, планеты с орбитальными периодами короче 3 суток имеют радиусы или менее 2 радиусов Земли, или свыше 1 радиуса Юпитера. Маленькие планеты отличаются высокой средней плотностью и имеют преимущественно железокаменный состав, большие планеты являются газовыми гигантами, достаточно массивными для того, чтобы удерживать водород и гелий даже на близких к звезде орбитах. Планет промежуточного радиуса очень мало, и часть из них явно быстро теряют водород. Предполагается, что, лишившись своих первичных водородно-гелиевых атмосфер, такие планеты становятся компактными суперземлями (возможно, окутанными атмосферами из тяжелых газов).

15 августа 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию плотного горячего нептуна у солнцеподобной звезды TOI-2196 (TYC 9325-00163-1). Транзитный кандидат был обнаружен TESS при наблюдениях 13 и 27 секторов и подтвержден методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. Сравнительно высокая средняя плотность говорит об относительно небольшой массовой доле водорода в составе планеты – скорее всего, большая часть первичной атмосферы уже утрачена.

TOI-2196 (TIC 372172128) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 264 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 1.03 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.043 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость в пределах погрешностей равна солнечной. Возраст звезды составляет 4.5 ± 2.0 млрд. лет.

При радиусе 3.51 ± 0.15 радиусов Земли масса планеты TOI-2196 b достигает 26.0 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.31 ^+0.51/_-0.43 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии всего 4.6 звездных радиусов и делает один оборот за 1.19473 суток. Эффективная температура этого горячего нептуна достигает 1860 ± 20 К. Сравнение с моделями горячих нептунов показало, что доля водорода и гелия в составе TOI-2196 b составляет всего 0.3-1.0%, т.е. большая часть его уже утрачена.

Планета TOI-2196 b (показана звездой с красной обводкой) на плоскости Масса – Радиус среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом выделены планеты с эффективной температурой свыше 1800 К, остальные планеты показаны серыми. Пустыми квадратами для сравнения приведены планеты Солнечной системы. Цветные линии демонстрируют модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (снизу вверрх: для планет из железа, из силикатов, из воды, из водорода и гелия). Розовая полоса соответствует моделям с железокаменным ядром и водородной атмосферой массой 0.3-1.0% при температуре 2000 К.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в -0.24 ± 0.02 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите. Орбитальный период этого тела превышает 222 суток, а проективная масса превышает 0.65 масс Юпитера. Для определения орбитальных параметров внешней планеты необходимы дальнейшие измерения лучевой скорости звезды (желательно, на протяжении нескольких лет).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2208.05797.pdf

 

 

5 августа 2022
Суперземля с ультракоротким периодом и нептун у яркой звезды HD 93963A

Автоматический алгоритм, который ищет транзиты в кривых блеска сотен тысяч звезд, наблюдаемых TESS, выделяет только события с отношением сигнал/шум больше 7.1. Это было сделано для уменьшения доли ложнопозитивов среди транзитных кандидатов. Менее достоверные транзитные сигналы с S/N ~ 6-7 не получают номер в каталоге TOI, даже если они найдены у звезды с достоверно обнаруженными транзитами. Поскольку среди таких «недостаточно достоверных» транзитных кандидатов должно быть много реальных планет малого радиуса, а наличие в системе дополнительных планет увеличивает вероятность того, что и «недостаточно достоверный» кандидат тоже окажется планетой, было решено подтверждать планетную природу таких кандидатов с помощью спутника ChEOPS.

29 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у яркой солнцеподобной звезды HD 93963A (TOI-1797). TESS наблюдала эту звезду на 22 секторе. Кривая блеска звезды продемонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 3.645 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 3.23 ± 0.06 радиусов Земли. Также в данных присутствовал «недостаточно достоверный» транзитный сигнал с периодом 1.039 суток и отношением сигнал/шум, равным 6.7. Чтобы проверить природу 1.04-суточного сигнала, с февраля по апрель 2021 года звезду HD 93963A наблюдал спутник ChEOPS. ChEOPS пронаблюдал 8 транзитов 1.04-суточного кандидата и для сравнения один транзит 3.645-суточного кандидата. Для окончательного подтверждения планетной природы обоих кандидатов и измерения их массы было получено 29 замеров лучевой скорости HD 93963A с помощью спектрографа SOPHIE.

HD 93963A – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 82.3 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.11 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.043 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость на 25 ± 6% превышает солнечную. Возраст звезды близок к 1.4 млрд. лет.

На расстоянии 5.9 угловых секунд (484 а.е. в проекции на небесную сферу) от HD 93963A расположен звездный компаньон на 7.21 звездных величин слабее – красный карлик спектрального класса M4-M6 V. Поскольку оба компаньона попадают на один пиксель матрицы как TESS, так и ChEOPS, были проведены дополнительные наземные фотометрические наблюдения и показано, что оба транзитных кандидата вращаются вокруг главной звезды.

Радиус внутренней планеты HD 93963A b составляет 1.35 ± 0.04 радиусов Земли. Она вращается на расстоянии всего 4.3 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 2042 ± 27 К. Планета приливно захвачена (повернута к своей звезде только одной стороной), ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Формально масса HD 93963A b оценивается в 7.8 ± 3.2 масс Земли, но поскольку погрешность оказывается сравнимой с измеряемой величиной, исследователи сочли, что измерить массу планеты им не удалось. В случае землеподобного (железокаменного) состава масса этой планеты составила бы 2.4 массы Земли, в случае чисто железного состава – около 7 масс Земли.

Вторая планета HD 93963A c представляет собой плотный нептун. При радиусе 3.23 ± 0.06 радиусов Земли его масса оценивается в 19.2 ± 4.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.1 ± 0.7 г/куб.см. Эффективная температура второй планеты равна 1344 ± 18 К. На плоскости «Масса – Радиус» HD 93963A c лежит выше линии воды, а значит, она неизбежно окружена водородно-гелиевой атмосферой.

HD 93963A c (показана красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Помимо слабых колебаний, вызванных гравитационным влиянием обеих транзитных планет, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.13 ± 0.02 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите. Поскольку лучевая скорость звезды измерялась лишь на протяжении 180 суток, параметры третьего тела остаются неопределенными. Для определения его природы и уточнения массы внутренней планеты нужны дополнительные измерения лучевой скорости HD 93963A на спектрографах, более точных, чем SOPHIE.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.13920.pdf

 

 

1 августа 2022
Суперганимед и не транзитный нептун у красного карлика GJ 3090

Где проходит граница между планетами земного типа и нептунами? Без подробного изучения внесолнечных планет на этот вопрос не ответить. Измерение массы транзитных планет позволяет определять их среднюю плотность, а значит – делать выводы о химическом составе. Измерение средней плотности большого количества экзопланет позволяет очерчивать границы различных типов планет – в частности, границу между железокаменными аналогами Земли и Венеры и богатыми водородом и гелием мини-нептунами.

29 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна у красного карлика GJ 3090 (TOI-177). Транзитный кандидат был обнаружен TESS по наблюдениям 2,3 и 29 сектора. После стандартной процедуры валидации массу кандидата измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS. И, как бывало уже не раз, измеряя массу транзитной планеты, исследователи обнаружили в системе еще одну, не транзитную.

GJ 3090 (HIP 6365) – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 22.444 ± 0.013 пк. Его масса оценивается в 0.519 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.516 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно в 22 раза меньше солнечной. Возраст звезды близок к одному миллиарду лет.

Помимо колебаний, явно вызванных собственной активностью, кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.853 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.13 ± 0.11 радиусов Земли. Масса мини-нептуна GJ 3090 b оказалась неожиданно низкой – всего 3.34 ± 0.72 массы Земли, что приводит к средней плотности 1.89 ^+0.52/_-0.45 г/куб.см. Это означает, что планета, помимо железокаменного ядра, содержит 55 ± 18% воды или 4.9 ^+0.7/_-1.3% водорода и гелия, а также может представлять из себя некий промежуточный вариант. Эффективная температура GJ 3090 b достигает 693 ± 18 К, поэтому вода на ней может присутствовать только в виде пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов.

Планета GJ 3090 b (показана темно-зеленым кружком) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Черными треугольниками показаны планеты красных карликов, серыми треугольниками – планеты более горячих звезд. Желтыми звездами для сравнения показаны Земля и Венера. Цветные пунктирные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет из железа, земного состава и воды.

Проективная (минимальная, m sin i) масса второй планеты GJ 3090 c оценивается в 13.9 ± 1.6 масс Земли, она совершает один оборот вокруг своей звезды за 12.73 ± 0.03 суток. Эта планета не проходит по диску своей звезды, поэтому ее радиус остается неизвестным. Температурный режим внешней планеты близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 421 ± 11 К).

Авторы промоделировали движение обеих планет с учетом их гравитационного влияния друг на друга и нашли, что взаимное наклонение их орбит может достигать 90°, т.е. истинная масса планеты c может значительно превышать проективную. Они оценили истинную массу GJ 3090 c в 17.1 ^+8.9/_-3.2 масс Земли. Другими словами, GJ 3090 c представляет собой или нептун (что вероятнее), или легкий газовый гигант.

Из-за близости и яркости родительской звезды планета GJ 3090 b будет прекрасной целью для JWST. Метрика трансмиссионного спектра (TSM) для нее достигает 221 ± 66 ppm и уступает только метрике мини-нептуна GJ 1214 b. Авторы промоделировали трансмиссионный спектр GJ 3090 b для разных предположений о составе атмосферы и высоте облаков и нашли, что JWST в большинстве случаев легко определит эти параметры.

Как можно видеть из приведенного графика, граница между суперземлями и мини-нетунами лежит в области 3-4 масс Земли. Если большинство планет с массами меньше 3 масс Земли имеют железокаменный состав, планеты с массами больше 4 масс Земли, как правило, окутаны протяженными водородными оболочками и имеют радиусы свыше 1.6 радиусов Земли. Хотя массы некоторых суперземель могут достигать 10 масс Земли, как правило, это очень горячие планеты-огарки, из-за экстремальной близости к звезде утратившие свои водородные атмосферы (как, например, суперземля 55 Cancri e).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.14121.pdf

 

 

26 июля 2022
В системе GJ 3929 открыта вторая планета

Поскольку вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, близко расположенные транзитные планеты часто оказываются своеобразной «верхушкой айсберга». Нередко случается так, что исследователи, измеряя методом лучевых скоростей массу транзитной планеты, обнаруживают в этой же системе дополнительные не транзитные планеты на более широких орбитах. Именно это произошло с системой близкого красного карлика GJ 3929 (TOI-2013), где TESS обнаружила землеразмерную планету в «зоне Венеры» – т.е. в области, промежуточной между горячими планетами и обитаемой зоной.

Радиус планеты GJ 3929 b сначала оценили в 1.15 ± 0.04 радиусов Земли, орбитальный период составил 2.616 суток. Массу оценили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES – она оказалась равной 1.21 ± 0.42 масс Земли. Кроме того, на периодограмме прорисовался не слишком достоверный RV-сигнал с периодом ~14.3 суток. Первооткрыватели призвали продолжить наблюдения – как для уточнения массы транзитной планеты, так и для выяснения природы 14.3-суточного сигнала.

И это было сделано. 24 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная дополнительному изучению системы GJ 3929. Авторы получили 27 замеров лучевой скорости родительской звезды с помощью высокоточного инфракрасного спектрометра NEID (из них только 19 удачных) и 18 замеров с помощью спектрографа HPF. Также авторы отобрали 73 наиболее качественных измерений, ранее полученных на CARMENES, и провели совместный анализ данных.

После уточнения радиуса звезды радиус планеты b оказался равным 1.09 ± 0.04 радиусов Земли, а масса – 1.75 ± 0.45 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.3 ± 2.0 г/куб.см, соответствующий железокаменному составу с большей, чем у Земли, долей железного ядра. Авторы полагают, что из-за близости к звезде планета лишилась большей части своей атмосферы. Впрочем, если на ней до сих пор происходит вулканическая активность, планета может быть окутана не слишком плотной атмосферой из тяжелых газов (например, углекислоты).

Планета GJ 3929 b (показана голубым цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветом показана эффективная температура родительских звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (снизу вверх: из железа, земного состава, из силикатов, 50:50 из воды и силикатов, из силикатов + 1% водородной атмосферы). Серой полосой показано возможное положение планеты c.

После получения дополнительных замеров лучевой скорости достоверность второго RV-сигнала увеличилась. Поскольку он остается когерентным и не сопровождается никакими признаками звездной активности, авторы сочли, что он вызывается планетой GJ 3929 c с проективной (минимальной) массой 5.71 ± 0.94 масс Земли и орбитальным периодом 15.04 ± 0.03 суток. Эффективная температура новой планеты составляет 317 ± 3 К, а температурный режим близок к температурному режиму Венеры. Скорее всего, перед нами мини-нептун.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.10672.pdf

 

 

14 июля 2022
NGTS-20 b и TOI-5153 b: транзитные планеты-гиганты на эксцентричных орбитах

Большинство транзитных планет-гигантов – горячие юпитеры, поскольку вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой. Однако растет и количество известных транзитных планет с периодами 10-200 суток, неофициально называемых «теплыми юпитерами». Теплые юпитеры оказались на своих орбитах в результате миграции, но, в отличие от горячих юпитеров, чьи орбиты в большинстве своем скруглены приливными силами, теплые юпитеры сохраняют изначальную эксцентричность своих орбит на протяжении миллиардов лет.

11 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет-гигантов с периодами больше 10 суток и заметными эксцентриситетами орбит. Одна из планет, NGTS-20 b, была обнаружена наземным транзитным обзором NGTS, а затем наблюдалась TESS на 4 секторе, где на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие. Вторая планета, TOI-5153 b, была обнаружена TESS во время наблюдений 6 и 33 секторов – исследователи нашли по одному транзитному событию на каждый сектор. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы провели методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CORALIE, FEROS, HARPS и CHIRON.

NGTS-20 (TOI-5152) – слегка проэволюционировавшая звезда спектрального класса G1 IV, удаленная от нас на 366.2 ± 2.4 пк. Ее масса оценивается в 1.47 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 1.78 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 3.63 раза превосходит солнечную. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 1.4–6.8 млрд. лет.

При радиусе 1.07 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты NGTS-20 b составляет 2.98 ± 0.16 масс Юпитера. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.313 ± 0.013 а.е. и эксцентриситетом 0.43 ± 0.02, и делает один оборот за 54.19 суток. Усредненная эффективная температура планеты равна 688 ± 14 К, точнее, меняется от 913 ± 18 К в перицентре до 575 ± 11 К в апоцентре.

TOI-5153 – звезда главной последовательности спектрального класса F8 V, удаленная от нас на 390.1 ± 3.5 пк. Ее масса оценивается в 1.24 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.40 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость в 2.8 раза больше солнечной. Возраст TOI-5153 составляет 5.4 ± 1 млрд. лет.

При радиусе 1.06 ± 0.04 радиуса Юпитера масса TOI-5153 b достигает 3.26 ± 0.18 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты гиганта не так велик, как у NGTS-20 b, но достоверно отличен от нуля (0.091 ± 0.026). Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.158 ± 0.006 а.е., ее эффективная температура составляет 906 ± 13 К.

Из-за умеренного нагрева обе планеты практически не раздуты.

Авторы отмечают, что среди теплых юпитеров самые эксцентричные орбиты наблюдаются у самых массивных планет с массами больше 4 масс Юпитера. Причина этого пока не ясна – возможно, эксцентриситеты орбит не слишком тяжелых планет уменьшаются за счет взаимодействия с протопланетным диском во время миграции, хотя есть работы, и не подтверждающие этот вывод.

Планеты NGTS-20 b и TOI-5153 b (обведены кружками и подписаны) на плоскости «Орбитальный период – Масса» среди других транзитных планет-гигантов массой больше 0.2 масс Юпитера и периодом больше 10 суток. Цветом отражен эксцентриситет орбит планет, цветовая шкала – справа от графика.

Проверить, не происходила ли в этих системах высокоэксцентричная миграция, возможно с помощью наблюдения эффекта Мак-Лафлина, позволяющего измерять наклонение орбит планет к оси вращения звезды. Если миграция происходила путем спокойного взаимодействия с протопланетным диском, плоскость орбиты планеты должна быть мало наклонена к экватору звезды. В случае высокоэксцентричной миграции планета может оказаться на резко наклоненной, полярной и даже ретроградной орбите. Для обеих представленных планет эффект Мак-Лафлина легко может быть измерен, что позволит определить пути динамической эволюции обеих систем.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.03911.pdf

 

 

12 июля 2022
Безоблачные небеса горячего гиганта WASP-96 b

Горячими юпитерами называют планеты-гиганты, расположенные на близких к звезде орбитах и нагретые до высоких температур. Несмотря на общее название, многие планеты этого типа заметно отличаются друг от друга – не только средней плотностью, степенью нагрева и наклонением орбиты к экватору звезды, но и наличием или отсутствием облаков. Некоторые горячие юпитеры окутаны плотными облаками из силикатов или железа, другие отличаются чистой атмосферой, прозрачной на большую глубину.

Определить наличие высотных облаков возможно с помощью трансмиссионной спектроскопии, т.е. зависимости видимого радиуса планеты от длины волны, на которой ведутся наблюдения. Если планета окутана облаками или плотной дымкой, ее трансмиссионный спектр выглядит плоским. Напротив, если атмосфера планеты прозрачна, в трансмиссионном спектре появляются хорошо заметные спектральные детали.

8 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная спектральным наблюдениям горячего гиганта WASP-96 b. Планета была представлена в 2013 году, она представляет собой типичный горячий юпитер массой ~0.48 масс Юпитера и радиусом ~1.2 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг солнцеподобной звезды спектрального класса G8 V с орбитальным периодом 3.425 суток.

Авторы получили трансмиссионные спектры WASP-96 b на спектрографе FORS2, установленном на VLT, и спектрографе IMACS, установленном на телескопе им. Магеллана. Кроме того, они воспользовались более ранними наблюдениями этой же системы на «Хаббле» в ближнем ИК диапазоне, получив в итоге трансмиссионный спектр планеты в диапазоне от 400 до 1644 нм. В составном спектре видны сильная и широкая линия (точнее, слившийся в одну линию дублет 589.0 и 589.6 нм) натрия и полоса водяного пара вблизи 1.4 мкм. Вид трансмиссионного спектра говорит о том, что свет родительской звезды проникает в атмосферу WASP-96 b до глубины в несколько атмосфер. Увеличение непрозрачности в синей области спектра, скорее всего, связан с рэлеевским рассеянием в чистой прозрачной атмосфере. Температура воздуха на терминаторе составила 877 ± 40 К по одной модели расчетов и 830 ⁺¹⁶⁰/_-140 К по другой. При этом эффективная температура WASP-96 b достигает 1285 ± 40 К (в предположении нулевого альбедо). Будущие наблюдения должны разрешить это любопытное противоречие.

Составной трансмиссионный спектр планеты WASP-96 b. Точками (с барами ошибок) показаны данные наблюдений, линиями – разные варианты моделей атмосферы. В спектре хорошо видны линия натрия и полоса водяного пара.

Интересно, что планета WASP-96 b стала одной из самых первых целей JWST, который уже получил ее трансмиссионный спектр беспрецедентного качества и в широком диапазоне инфракрасных волн!

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.03479.pdf
https://webbtelescope.org/contents/media/images/2022/032/01G72VSFW756JW5SXWV1HYMQK4

 

 

8 июля 2022
Легкий нептун и еще одна планета в системе TOI-1422

Транзитный метод позволяет измерять радиусы планет в долях радиуса звезды, а метод лучевых скоростей – проективную (минимальную) массу планеты m sin i. Применение обоих методов к одной планете (где это возможно, конечно) позволяет определить и массу, и радиус, а значит – и среднюю плотность. Именно поэтому ученые стремятся измерить массы как можно большего количества транзитных экзопланет.

8 июля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы транзитного нептуна TOI-1422 b. И, как это уже бывало не раз, помимо успешного измерения массы одной планеты, исследователи обнаружили вторую, не транзитную, планету.

Солнцеподобная звезда TOI-1422 удалена от нас на 154.56 ± 0.03 пк. Ее масса составляет 0.98 ± 0.06 солнечных масс, радиус – 1.02 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость на 12 ± 4% превышает солнечную. Возраст звезды очень неуверенно оценивается в 5.1 ^+3.9/_-3.1 млрд. лет.

TOI-1422 попала на 16 и 17 сектора TESS (наблюдения с 11 сентября по 2 ноября 2019 года). На кривой блеска обнаружилось 4 транзитных события с периодом 12.9972 ± 0.0006 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.96 ± 0.13 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем для окончательного подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы было получено 112 замеров лучевой скорости TOI-1422 с помощью спектрографа HARPS-N.

Масса планеты TOI-1422 b оказалась равной 9.0 ^+2.3/_-2.0 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.80 ^+0.29/_-0.24 г/куб.см. Такая низкая (для нептуна) средняя плотность говорит о значительной доле водородно-гелиевой оболочки, достигающей 10-25% полной массы планеты. TOI-1422 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.108 ± 0.003 а.е., ее эффективная температура оценивается в 867 ± 17 К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

TOI-1422 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди транзитных планет с измеренной массой и эффективной температурой от 600 до 1000 К. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы (показаны черными кружками). Цветные линии соответствуют модельным соотношениям масса-радиус для планет из железа, силикатов, воды, водорода, пунктирными линиями показаны аналогичные соотношения для планет промежуточного состава.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, исследователи обнаружили в данных еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что вокруг TOI-1422 вращается еще одна планета TOI-1422 c с проективной массой 11.1 ± 2.6 масс Земли и орбитальным периодом 29.3 ± 0.2 суток. Скорее всего, это еще один легкий нептун, его эффективная температура оценивается в 661 ± 13 К.

В пределах погрешностей обе планеты находятся в орбитальном резонансе 9:4, что очень необычно. Авторы статьи предположили, что обе планеты являются элементами цепочки гораздо чаще встречающегося резонанса 3:2, и тогда между ними должна пролегать орбита еще одной планеты. Чтобы оставаться не обнаружимой, эта планета должна иметь массу меньше ~8 масс Земли и радиус меньше 2.8 радиусов Земли – или быть не транзитной.

Кроме того, авторы обнаружили на кривой блеска звезды одно транзитное событие, не соответствующее планете b и не подходящее планете c. Глубина транзитного события соответствует планете с радиусом 2.82 ^+0.38/_-0.05 радиусов Земли. Однако оценить орбитальный период этой планеты пока не представляется возможным – хотя, судя по продолжительности, оно принадлежит планете, внешней по отношению к TOI-1422 c.

Как пишут авторы статьи, необходимо продолжить как фотометрические, так и спектроскопические наблюдения этой системы – велика вероятность, что в ней будут открыты дополнительные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2207.03293.pdf

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1