 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
17 августа 2018
K2-237 b и EPIC 220501947 b: горячий юпитер и очень теплый сатурн
Горячие гиганты – сравнительно редкий класс планет, они встречаются менее чем у 1% FGK-звезд. Однако сравнительная легкость их обнаружения и большое количество наблюдательных программ, посвященных их поиску, привели к относительному обилию горячих гигантов среди известных экзопланет. К настоящему моменту количество известных транзитных горячих гигантов приблизилось к трем сотням. Подавляющее большинство планет этого типа было открыто наземными транзитными обзорами, такими, как SuperWASP, HATNet, KELT и др. Однако немалый вклад внес и космический телескоп им. Кеплера, в том числе в рамках расширенной миссии K2.
У транзитных горячих гигантов легко измерить не только радиус, но и массу, что, в свою очередь, дает возможность определить их среднюю плотность и химический состав. Рост количества планет с измеренными основными характеристиками помогает находить статистические закономерности и позволяет лучше понимать процессы формирования и эволюции планетных систем.
17 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще двух транзитных планет размерного класса гигантов – горячего юпитера K2-237 b и очень теплого сатурна EPIC 220501947 b. Планеты были обнаружены «Кеплером» в рамках 11 и 8 наблюдательной кампании расширенной миссии K2, подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов FIES и HARPS.
K2-237 (EPIC 229426032) – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 318 ± 7 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.34 ± 0.03 солнечных радиуса, светимость примерно в 2.8 раза превышает солнечную. Возраст звезды определить не удалось – быстрое вращение говорит о юности (гирохронологический возраст составляет 200-500 млн. лет), а сравнение с моделями звездной эволюции – о зрелости (6 ± 1 млрд. лет). По-видимому, приливное взаимодействие с близкой массивной планетой раскрутило звезду, вернув ей признаки молодости.
Масса планеты K2-237 b составляет 1.231 ± 0.043 масс Юпитера, что при радиусе 1.57 ± 0.054 радиуса Юпитера приводит к средней плотности 0.422 ± 0.046 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0352 ± 0.001 а.е. (~5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.180557 ± 0.000005 земных суток. Эффективная температура горячего юпитера оценивается в 1817 ± 36К.
Интересно, что другие авторы (Soto et al., 2018), измерявшие массу K2-237 b с помощью спектрографа CORALIE, нашли несколько большее значение – 1.60 ± 0.11 масс Юпитера, при близком значении радиуса. Причина такого рассогласования пока не ясна. По всей видимости, для уточнения массы этой планеты понадобятся дополнительные наблюдения, возможно, при помощи других спектрографов.
EPIC 220501947 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 234 ± 2 пк. Его масса составляет 0.74 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 0.71 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – примерно 0.176 солнечной.
Планета EPIC 220501947 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0476 +0.007/-0.017 а.е. (~13.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.024866 ± 0.000014 земных суток. Ее масса оценивается в 0.336 ± 0.012 масс Юпитера, радиус – в 0.947 +0.012/-0.005 радиусов Юпитера, т.е. перед нами теплый аналог Сатурна. Эффективная температура планеты довольно умеренная – 850 +16/-7 К. Средняя плотность EPIC 220501947 b оказывается типичной для умеренно нагретых не «раздутых» сатурнов – 0.522 ± 0.025 г/куб.см. Однако к сожалению из-за тусклости родительской звезды (+13.95 звездной величины) планета не выглядит удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.05865.pdf
14 августа 2018
HD 26965 b: легкий нептун у звезды, видимой невооруженным глазом
Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера и наземными наблюдательными программами, ведущими поиск экзопланет методом измерения лучевых скоростей, показали широчайшую распространенность планет с массами в несколько масс Земли и радиусами 2-3 радиуса Земли (суперземель и мини-нептунов). Многие планеты этого типа вращаются вокруг своих звезд по тесным орбитам гораздо ближе орбиты Меркурия, некоторые из них входят в состав компактных плотно упакованных планетных систем. Однако оценки распространенности суперземель и мини-нептунов с орбитальными периодами короче 300 земных суток у разных авторов сильно разнятся – от 23% до 50% в пересчете на одну FGK-звезду.
20 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна у яркого оранжевого карлика HD 26965. Планета была обнаружена методом лучевых скоростей в рамках обзора Dharma Planet Survey (DPS), основанном на наблюдениях высокоточного спектрографа TOU, установленного на 2-метровом автоматическом телескопе обсерватории Файрборн. В рамках обзора ведутся регулярные измерения лучевых скоростей 150 близких и ярких (ближе 50 пк) FGKM-звезд. Итоговой целью обзора является обнаружение потенциально обитаемых суперземель у близких звезд, подходящих для дальнейшего изучения космическими телескопами нового поколения, такими, как JWST или WFIRST-AFTA.
Наблюдательная стратегия в рамках DPS унифицирована для всех целевых звезд. Сначала выбранная звезда наблюдается в течение 30 ночей подряд для обнаружения короткопериодических планет, затем – еще 70 раз на протяжении 420 суток. Единая наблюдательная стратегия позволяет получать однородные ряды наблюдений, что незаменимо для получения точных оценок распространенности планет малых масс.
HD 26965 (GJ 166A, HR 1325, HIP 19849) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 4.985 ± 0.001 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.812 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость составляет 39% солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза меньше, чем в составе Солнца, – и зрелым возрастом, оценивающемся в 6.9 ± 4.7 млрд. лет.
Лучевая скорость звезды демонстрирует когерентные колебания с периодом 42.38 ± 0.01 земных суток и полуамплитудой 1.81 ± 0.1 м/с, соответствующей планете с минимальной массой (параметром m sin i) 8.47 ± 0.47 масс Земли. Период близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси, так что исследователям пришлось провести тщательный анализ фотометрических и спектроскопических данных, чтобы исключить влияние звездной активности. Анализ показал, что достоверность RV-сигнала растет по мере накопления (т.е. по мере роста количества замеров лучевой скорости), а его полуамплитуда не меняется. При этом пики, вызванные слабой звездной активностью, меняются по мере изменения фазы магнитного цикла HD 26965, и ни один из них точно не совпадает с периодом 42.38 земных суток. Все это привело исследователей к выводу, что RV-сигнал с периодом 42.38 суток вызван именно планетой, а не тем или иным проявлением звездной активности.
Планета с массой выше 8.5 масс Земли является, скорее всего, нептуном или мини-нептуном. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.04) на среднем расстоянии ~0.219 а.е. и имеет температурный режим Меркурия.
Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для планеты HD 26965 b составляет 1.73%, глубина транзита ожидается на уровне 0.08%. Фотометрические замеры звезды HD 26965, полученные к настоящему моменту, слишком малочисленны и недостаточно точны, чтобы зафиксировать или исключить такой мелкий транзит. Однако его легко сможет зафиксировать миссия TESS (конечно, если ученым повезло и планета проходит по диску своей звезды).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.07098.pdf
9 августа 2018
Семь транзитных горячих гигантов от обзора WASP-South
В середине июля наиболее успешный наземный транзитный обзор SuperWASP представил в двух публикациях еще семь новых планет. Формально все эти планеты являются горячими гигантами, однако их массы, средние плотности и степень нагрева заметно различаются.
Обзор SuperWASP (и его филиал в южном полушарии WASP-South) ведет фотометрические наблюдения звезд 9-13 звездной величины с помощью идентичных комплексов автоматических телескопов, расположенных на двух площадках – в северном и южном полушарии. Северный комплекс установлен в Ла Пальма (Канары, Испания), южный – в Сатерленде (ЮАР). Оба комплекса состоят из восьми широкоугольных 200-мм телескопов, с 2006 года каждую ясную ночь снимающих фотометрию выбранных звезд. Обзором уже открыто более полутора сотен транзитных планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров.
Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
* Расстояние до звезды оценено исходя из ее светимости и видимой звездной величины.
Таблица 2. Свойства планет
Самыми интересными из предложенной семерки можно считать WASP-147 b и WASP-160B b, чьи массы (0.275 и 0.281 масс Юпитера) оказались меньше массы Сатурна. Радиусы обеих планет, составляющие ~1.1 радиусов Юпитера, и низкая средняя плотность, говорят о том, что перед нами – легкие газовые гиганты. WASP-160B b относительно прохладна – ее эффективная температура оценивается в 1119 ± 25К, температура остальных шести планет лежит в диапазоне 1400-1650К.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.06548.pdf
https://arxiv.org/pdf/1807.06973.pdf
11 июля 2018
Gliese 96 b: эксцентричный нептун в обитаемой зоне
Красные карлики – самые распространенные звезды Галактики, и хотя планеты-гиганты рядом с ними встречаются редко, планеты меньших масс (нептуны и суперземли) чрезвычайно многочисленны. Из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена сравнительно близко к звезде, а из-за малой массы звезды ее отклик на гравитационное влияние собственных планет оказывается сильнее и заметнее, чем отклик солнцеподобных звезд. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет в обитаемой зоне.
29 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика Gliese 96. Также исследователи независимо подтвердили наличие планеты Gliese 617A b, представленной в конце 2017 года. Оба открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Наблюдения проводились в течение 5.5 лет (с 2011 по 2017 годы), точность единичного замера составила 1.6-3 м/с для разных ночей. Всего было получено 79 замеров лучевой скорости Gliese 96.
Итак, Gliese 96 ( HIP 11048) – красный карлик спектрального класса M2 V (по другим сведениям – M0 V), удаленный от нас на 11.936 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.60 ± 0.07 солнечных масс, светимость – в 8.88 ± 1.35% от светимости Солнца. Один оборот вокруг своей оси звезда делает за 29.6 ± 2.8 земных суток, что говорит о ее зрелом возрасте (несколько миллиардов лет).
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Gliese 96 b оценивается в 19.66 ± 2.42 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.291 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.44 +0.09/-0.11, и делает один оборот за 73.94 ± 0.38 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.163 а.е. в перицентре до 0.419 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от промежуточного между температурными режимами Меркурия и Венеры до температурного режима Марса.
Планеты Gliese 96 b (показана розовым пятиугольником) и Gliese 617A b (показана сиреневым ромбом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» среди других планет у звезд красных карликов. Цветом отражен эксцентриситет орбит.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.10958.pdf
7 июля 2018
В системе TrES-5 обнаружена вторая планета
Если вокруг звезды вращается одна планета, ее период остается постоянным, а транзиты (в случае, если планета проходит по диску своей звезды) происходят строго через равные промежутки времени. Однако если планет две или несколько, их взаимное гравитационное притяжение возмущает орбиты, что приводит к регулярным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых, как правило, составляет секунды или минуты, но может достигать часов и даже суток. Особенно заметными эти вариации становятся в случае, если планеты близки к орбитальному резонансу низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды соотносятся друг с другом как небольшие целые числа). Анализ характера вариаций времени наступления транзитов называют таймингом транзитов (TTV-методом), с его помощью можно обнаруживать в системе дополнительные (не транзитные) планеты, а в случае, когда обе планеты являются транзитными – и измерять их массу.
9 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе TrES-5. Международная группа астрономов под руководством Евгения Сокова из Пулковской обсерватории проанализировала 53 транзита горячего гиганта TrES-5 b, из которых 30 они наблюдали самостоятельно, 15 – взяли из Базы экзопланетных транзитов (ETD), а 8 – из данных других авторов. Время наступления транзитов этой планеты испытывало регулярные вариации с периодом 99 суток и полуамплитудой ~2.3 минуты, что говорило о наличии в этой системе третьего тела.
Чтобы выяснить его природу, исследователи пронаблюдали окрестности звезды TrES-5 на 6-метровом БТА (крупнейшем российском телескопе). Звездных компаньонов, даже самых слабых, обнаружено не было (на расстояниях от 72 до 1080 а.е. от звезды).
Группа Сокова провела моделирование этой системы, добавив вторую планету с и варьируя ее массу от 0.1 массы Земли до 30 масс Юпитера. Рассматривались орбитальные резонансы 1:2, 2:3, 1:3, 3:4, 2:5, 3:5 и 4:5. Сравнение результатов моделирования с наблюдательными данными оставило только два возможных решения – планету массой 0.24 масс Юпитера в резонансе 1:2 с планетой b, и планету массой 3.15 масс Юпитера в резонансе 1:3.
Однако вторая планета с массой 3.15 масс Юпитера должна была наводить на родительскую звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~400 м/с. Такие колебания давно были бы обнаружены, так что этот вариант исследователи отвергли.
К настоящему моменту получено только 8 замеров лучевой скорости звезды TrES-5 – их сделали первооткрыватели планеты b, измеряя ее массу. Группа Сокова заново проанализировала эти данные с учетом возможного наличия второй планеты с массой 0.24 масс Юпитера и орбитальным периодом ~2.96 земных суток. Как оказалось, система из двух планет даже лучше вписывается в полученные замеры, чем система с одной планетой! Таким образом, горячий сатурн TrES-5 c является очень сильным кандидатом.
Тем не менее, существование планеты c нуждается в независимом подтверждении. Авторы призывают провести серию новых, более точных замеров лучевой скорости звезды TrES-5, чтобы уточнить строение этой интересной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1806/1806.03503.pdf
2 июля 2018
EPIC248435473: шестипланетная система с резко наклоненной орбитой внутренней планеты
По данным космического телескопа им. Кеплера около 30% солнцеподобных звезд имеют плоские компактные многопланетные системы, радиусы планет в которых больше радиуса Земли, а орбитальные периоды не превышают 400 земных суток. Взаимное наклонение орбит планет в таких системах не превышает нескольких градусов, часто оно составляет лишь десятые доли градуса. Вместе с тем известны и системы с большим взаимным наклонением орбит (например, ups And). Понятно, что в них только одна из планет может быть транзитной, а другие будут проходить выше или ниже звездного диска и не обнаруживаться транзитным методом (а система будет выглядеть однопланетной). Как уже было показано ранее, наблюдаемая популяция планет «Кеплера» не представляется в рамках однокомпонентной модели – кроме плоских, динамически холодных планетных систем с малыми эксцентриситетами орбит существуют также «взболтанные», возмущенные системы, в которых взаимные наклонения орбит планет и/или их эксцентриситеты весьма велики.
Среди всего многообразия планет выделяют группу с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). Это сравнительно редкий тип планет, он встречается только у 0.5% звезд. Для планет с ультракороткими периодами вероятность транзитной конфигурации наиболее велика, что благоприятствует их обнаружению: из-за близости к родительской звезде такая планета может оказаться транзитной и при наклонении орбиты, существенно отличающемся от 90°. Наличие предельно короткопериодических планет позволяет открывать и изучать возмущенные (динамически горячие) системы транзитным методом.
25 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию многопланетной системы EPIC 248435473. В этой системе обнаружено шесть планет с орбитальными периодами 0.6585, 6.100, 7.814, 14.697, 19.482 и 56.682 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.9 +1.8/-1.2, 0.58 ± 0.08, 0.64 ± 0.08, 2.64 ± 0.11, 2.45 ± 0.10 и 0.81 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно. Из-за того, что транзиты планеты b – скользящие, ее радиус определен с большими погрешностями. Четыре планеты из шести прошли процедуру валидации, две (вторая и шестая) из-за малого отношения сигнал/шум остаются пока в статусе планетных кандидатов.
Как оказалось, наклонение самой внутренней планеты EPIC248435473 b составляет 76.5 ± 0.6°, тогда как наклонения остальных планет и кандидатов лежат в диапазоне 88-90°. Это означает, что внутренняя планета оказалась на своей экстремально тесной орбите в результате планет-планетного рассеяния и скругления эксцентричной орбиты приливными силами. Сформироваться непосредственно «на месте» (на расстоянии ~4.3 звездных радиусов) она не могла, поскольку на стадии протозвезды EPIC248435473 была в 3-4 раза больше своего нынешнего размера и неизбежно поглотила бы слишком близкую планету. Таким образом, происхождение и эволюция EPIC248435473 b необычны и явно отличаются от эволюции остальных известных планет в этой системе.
Орбитальные периоды планет e и d (четвертой и пятой) очень близки к резонансу 4:3. Авторы проанализировали время наступления транзитов этих планет и обнаружили заметные вариации, происходящие в противофазе. Это позволило оценить массы обоих тел: масса EPIC 248435473 d оказалась равной 8.4 +5.4/-3.6 масс Земли (средняя плотность 2.7 +1.8/-1.2 г/куб.см), масса EPIC 248435473 e – 13.6 +6.1/-4.7 масс Земли (средняя плотность 5.6 +2.6/-2.0 г/куб.см). Другой (аналитический) метод дал похожие значения: 6.5 ± 1.7 масс Земли для планеты d и 9.9 ± 2.2 масс Земли для планеты e. Низкая точность оценок объясняется малой продолжительностью наблюдений, ограниченной одной наблюдательной кампанией «Кеплера».
Родительская звезда в этой системе – EPIC248435473, поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 77.70 ± 0.36 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.64 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 8 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом, достигающим 8.0 +4.1/-4.8 млрд. лет.
На расстоянии 42 угловые секунды от EPIC 248435473 расположен красный карлик EPIC 248435395, находящийся примерно на том же расстоянии и имеющий близкое собственное движение. Велика вероятность, что обе звезды физически связаны и образуют очень широкую пару с орбитальным периодом около 0.16 млн. лет. Интересно, что у EPIC 248435395 «Кеплер» также обнаружил транзитного кандидата с орбитальным периодом 8.5 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом ~9.2 радиусов Земли! Однако валидации этого кандидата авторы не проводили, это дело будущего.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.08368.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
