29 сентября 2026
Аномально высокая температура дневного полушария суперземли GJ 357 b

Вторичный минимум – небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду. Наблюдая вторичный минимум в оптическом диапазоне, можно измерить альбедо планеты, а при наблюдениях в среднем инфракрасном диапазоне – определить температуру дневного полушария. Сравнивая измеренную температуру с моделями, исследователи выясняют, есть ли теплоперенос на ночную сторону, т.е. окружена ли планета плотной атмосферой.

28 сентября 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума суперземли GJ 357 b. Эта планета была представлена в 2019 году. По последним данным, ее масса оценивается в 2.05 ± 0.43 масс Земли, радиус – в 1.152 ± 0.034 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 7.3 ± 1.7 г/куб.см, отвечающей железокаменному составу. Планета вращается вокруг красного карлика на среднем расстоянии 0.0342 ± 0.0003 а.е. и делает один оборот за 3.93 суток, ее эффективная температура (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) равна 537 ± 5 К.

11 мая 2024 года авторы пронаблюдали вторичный минимум GJ 357 b с помощью спектрографа среднего ИК диапазона MIRI на борту JWST. Наблюдения велись в фильтре F1500W, т.е. в лучах с длиной волны ~15 мкм. Глубина вторичного минимума достигла 200.5 ± 12.7 ppm, соответствующей яркостной температуре 923 ± 39 К. Это значительно больше не только эффективной температуры, но и температуры дневного полушария в предположении нулевого альбедо и в отсутствии какого-либо теплопереноса на ночную сторону (686 ± 14 К).

Авторы предложили три гипотезы, объясняющие аномальную температуру GJ 357 b.
1. Яркостная температура в лучах с длиной волны 15 мкм не равна физической температуре. Это возможно, если планета окутана атмосферой, имеющей в области 15 мкм полосы излучения. Грубо говоря, в атмосфере есть «горячий» излучающий слой. Сама поверхность при этом прохладнее, с температурой меньше 686 К.
2. Планета охвачена бурной вулканической активностью. Высокая температура дневного полушария реальна и обусловлена обилием действующих вулканов.
3. Поверхность планеты не серая и не черная, а с высоким альбедо для лучей с длиной волны 15 мкм.

Исследователи рассмотрели некоторые распространенные атмосферные газы (азот, водяной пар, углекислый газ, поодиночке и в сочетании), но ни один из них не образовал «горячий слой» и не объяснил наблюдаемую высокую температуру GJ 357 b. Необходимы наблюдения вторичного минимума в других спектральных полосах, чтобы получить хотя бы грубый эмиссионный спектр планеты и определить, является ли он тепловым. Пока загадка высокой яркостной температуры этой суперземли остается неразгаданной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2609.30552

 

 

26 сентября 2026
Представлены три планеты у оранжевых гигантов HD 125136 и HD 127195

Хотя в последние годы основными «фабриками» по обнаружению новых экзопланет выступают обзорные транзитные миссии, такие, как «Кеплер» или TESS, другие методы поиска также играют важную роль. В частности, только метод лучевых скоростей позволяет эффективно обнаруживать планеты-гиганты с орбитальными периодами в сотни и тысячи суток. Для этого необходимо на протяжении многих лет измерять лучевые скорости целевых звезд, желательно на одном и том же спектрографе. Одновременное отслеживание маркеров звездной активности позволяет разделить колебания лучевой скорости, вызванные влиянием планет, от колебаний, обусловленных звездной активностью.

10 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению трех планет-гигантов у оранжевых гигантов HD 125136 и HD 127195. Планеты были обнаружены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE. Наблюдения велись на протяжении 15.2 и 18.4 лет, оответственно, средняя точность единичного измерения составила 5.2-5.4 м/с.

HD 125136 – звезда спектрального класса K0 III, удаленная от нас на 121.3 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 1.55 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 5.39 ± 0.09 солнечных радиусов, светимость в 15.8 ± 0.3 раза превышает солнечную. Возраст звезды достигает 4.0 ± 2.6 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

Минимальная масса (m sin i) планеты HD 125136 b составляет 2.26 ± 0.08 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет оценивается в 0.05 ^+0.06/_-0.04) и делает один оборот за 850 ± 5 суток (2.33 ± 0.01 года). Величина большой полуоси орбиты в статье не приводится, но ее можно вычислить по 3-му закону Кеплера – 2.03 ± 0.04 а.е. Температурный режим HD 125136 b является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

HD 127195 – оранжевый гигант спектрального класса K1 III, удаленный на 84.7 ± 0.6 пк. Его масса оценивается в 1.34 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 4.16 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость – в 9.6 ± 0.2 солнечных светимостей. Возраст звезды определен плохо – как 2.3 ^+2.6/_-1.0 млрд. лет.

У HD 127195 обнаружено два газовых гиганта на близких к круговым орбитах. Минимальная масса HD 127195 b – 0.67 ± 0.02 масс Юпитера, HD 127195 c – 0.65 ± 0.02 масс Юпитера. Орбитальные периоды планет составляют 535 ± 3 и 837 ± 10 суток (1.46 ± 0.01 и 2.29 ± 0.03 лет). Большие полуоси орбит, вычисленные по 3-му закону Кеплера, равны 1.42 ± 0.02 и 1.91 ± 0.04 а.е., таким образом, температурные режимы обеих планет являются промежуточными между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Новые планеты (показаны оранжевыми звездами с черной обводкой) на диаграмме «Орбитальный период – Масса». Цветными значками показаны планеты у звезд с массами больше 1.1 солнечных масс, серыми значками – планеты у более легких звезд. Синим цветом показаны планеты, обнаруженные методом лучевых скоростей, красным цветом – планеты, обнаруженные другими методами. Перевернутыми треугольниками показаны верхние пределы на массу планет.

Авторы обнаружили колебание лучевой скорости еще одного оранжевого гиганта – HD 220218. Однако анализ маркеров звездной активности показал, что в данном случае RV-сигнал вызван не планетой, а собственной активностью звезды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2606.09072

 

 

22 сентября 2026
Мини-нептун GJ 3090 b находится на ретроградной орбите

Орбиты планет Солнечной системы мало наклонены к экватору Солнца – так, наклон эклиптики к солнечному экватору составляет всего 7°. Все планеты Солнечной системы вращаются вокруг Солнца в ту же сторону, что и Солнце вращается вокруг своей оси. Все это естественным образом объясняется совместным формированием Солнечной системы в едином процессе. Однако среди внесолнечных планет попадаются и планеты на резко наклонных, полярных и даже ретроградных орбитах. Обычно большой наклон орбит объясняют гравитационным влиянием массивного компаньона на широкой орбите – звезды, коричневого карлика или тяжелой планеты-гиганта.

22 сентября 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению наклонения орбиты мини-нептуна GJ 3090 b. Планета была представлена в июле 2022 года. По последним данным, ее масса оценивается в 4.5 ± 0.5 масс Земли, радиус – в 2.18 ± 0.06 радиусов Земли, планета вращается вокруг красного карлика спектрального класса M2 V с орбитальным периодом 2.853 суток. Средняя плотность GJ 3090 b (2.4 ± 0.3 г/куб.см) говорит о значительной доле летучих веществ в составе планеты – водорода и гелия и/или воды.

Авторы измеряли наклонение орбиты GJ 3090 b, наблюдая эффект Росситера-МакЛафлина. Эффект заключается в характерном изменении усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Они пронаблюдали 6 транзитов с помощью ИК спектрографа NIRPS и 4 транзита с помощью HARPS. Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ оказалась равной 208 ± 18°. Оценив также наклон оси вращения звезды к лучу зрения, они нашли полный (трехмерный) угол наклона орбиты равным ψ = 136 ⁺²⁴/_-18°. Таким образом, мини-нептун GJ 3090 b находится на ретроградной орбите.

Архитектура системы во время транзита GJ 3090 b. Черной стрелкой показана ось вращения звезды, зеленой стрелкой – нормаль к плоскости орбиты планеты. Зелеными линиями показаны возможные траектории планеты, темно-зеленой линией – наилучшее решение. Изогнутой черной линией показан звездный экватор, стрелка указывает направление вращения звезды. Синеватая часть диска звезды приближается к нам в осевом вращении, красноватая часть удаляется.

С помощью астрометрии, полученной «Гайей», авторы поискали в системе возможного звездного компаньона, но ничего не нашли. Метод лучевых скоростей также исключает наличие массивных планет. С учетом этого, происхождение ретроградной орбиты GJ 3090 b остается загадочным.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2609.24870

 

 

21 сентября 2026
Горячие гиганты TOI-3053 b и HATS-78 b

TESS продолжает поиск новых транзитных кандидатов по всему небу, а научные коллективы со всего мира продолжают изучать этих кандидатов и подтверждать их планетную природу. Одна из таких групп работает в обсерватории Гринхилл университета Тасмании (Австралия). В рамках программы TASSIE (‘TASmanian Search for Inclined Exoplanets’) исследователи ищут горячие юпитеры в данных TESS, сосредоточившись на анализе зависимостей их свойств от свойств родительских звезд и наличия соседей (планет-гигантов на широких орбитах).

В начале августа 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная подтверждению планетной природы и измерению массы еще двух транзитных кандидатов, TOI-3053 b и TOI-3278 b (HATS-78 b). Еще один кандидат (TOI-3272.01) так и остался в статусе кандидата, его планетную природу подтвердить не удалось. Авторы наблюдали транзиты кандидатов на 50-сантиметровом телескопе Харлингтен (Harlingten) обсерватории Гринхилл, массы кандидатов были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов CHIRON, FEROS и HARPS. Обе новые планеты являются горячими гигантами.

TOI-3053 – звезда главной последовательности спектрального класса G8-K0 V, удаленная от нас на 336.6 ^+1.6/_-0.9 пк. Ее масса оценивается в 0.96 ^+0.08/_-0.03 солнечных масс, радиус – в 0.97 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в ~71% от светимости Солнца. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-3053 определен очень неуверенно как 7.8 ^+1.3/_-6.2 млрд. лет.

Масса горячего юпитера TOI-3053 b составляет 0.85 ± 0.12 масс Юпитера, что при радиусе 1.21 ± 0.03 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 0.64 ± 0.10 г/куб.см. Гигант вращается по круговой орбите на расстоянии 0.039 ± 0.001 а.е. (8.7 ± 0.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.99200 суток. Эффективная температура TOI-3053 b равна 1290 ± 28 К.

TOI-3278 (HATS-78) – солнцеподобная звезда спектрального класса G2-G4 V, удаленная на 941 ⁺¹⁵/_-8 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 1.39 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в ~1.9 раза больше солнечной. Звезда уже сходит с главной последовательности и начинает эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 8.9 ± 2.9 млрд. лет, при этом содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

HATS-78 b – горячий сатурн массой 0.30 ± 0.07 масс Юпитера и радиусом 1.24 ± 0.04 радиусов Юпитера (средняя плотность 0.21 ± 0.05 г/куб.см) вращается по орбите, неотличимой от круговой, на расстоянии 0.043 ± 0.002 а.е. (6.7 ± 0.2 звездных радиусов) от своей звезды и делает один оборот за 3.24646 суток. Его эффективная температура достигает 1561 ± 35 К.

Планеты TOI-3053 b и TOI-3278 b (HATS-78 b) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других планет-гигантов с измеренной массой. Пунктирной линией показано модельное соотношение масса-радиус для холодных (не раздутых) планет из водорода и гелия.

Обе планеты пополнили собой длинный список транзитных горячих гигантов. К сожалению, из-за тусклости родительских звезд они будут трудной целью для JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2608.05500

 

 

16 сентября 2026
В системе K2-232 (HD 286123) открыта вторая планета

Газовые гиганты нередко обнаруживаются на эксцентричных орбитах. Часть из них находится в процессе высокоэксцентричной миграции, постепенно превращаясь в горячие юпитеры, но многие слишком далеки от своих звезд, чтобы скругление орбиты приливными силами играло хоть какую-то роль. Эксцентриситет орбит таких планет слишком велик для миграции в протопланетном диске (для нее e < 0.2), но при этом слишком мал для высокоэксцентричной миграции.

Естественным объяснением такой ситуации может быть наличие в системе второй массивной планеты. Гравитационное взаимодействие между планетами может возмущать их орбиты, приводя к циклическому увеличению и уменьшению эксцентриситетов. Однако далеко не все эксцентричные гиганты имеют соседей – возможно, потому, что их еще не открыли.

9 сентября 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию второй планеты у звезды K2-232 (HD 286123). Первая планета – эксцентричный газовый гигант K2-232 b был обнаружен в 2018 году «Кеплером» и подтвержден методом лучевых скоростей. По последним данным, его масса составляет 0.43 ± 0.04 масс Юпитера, радиус – 1.04 ± 0.03 радиусов Юпитера, орбитальный период равен 11.16844 суток. K2-232 b движется по эллиптической орбите с большой полуосью 0.102 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.245 ± 0.024.

В 2021 году другой научный коллектив попытался измерить наклонение орбиты планеты b к оси вращения звезды с помощью наблюдений эффекта Росситера-МакЛафлина. Они нашли, что орбита мало наклонена – проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ составила -11.1 ± 6.6°. Но интереснее было другое. За время, прошедшее с момента измерения массы планеты b, лучевая скорость звезды изменилась более чем на 100 м/с – и это притом, что они делали измерения на одном и том же инструменте – спектрографе Levy, установленном на APF. Это говорило о наличии в системе еще одной массивной планеты.

Авторы новой работы получили дополнительно 12 измерений лучевой скорости K2-232 и уточнили параметры родительской звезды. Они нашли, что минимальная масса (m sin i) внешней планеты достигает 5.3 ± 0.5 масс Юпитера. K2-232 c вращается по эксцентричной орбите с большой полуосью 3.17 ± 0.16 а.е. и эксцентриситетом 0.35 ^{+ 0.10}/_-0.08, и делает один оборот за 1950 ± 140 суток.

По расчетам авторов, K2-232 c с высокой долей вероятности можно будет обнаружить в данных «Гайи» после 4 и особенно 5 релиза (DR4 и DR5, соответственно). Астрометрия позволит определить наклонение орбиты и физическую массу внешней планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2609.09077

 

 

11 сентября 2026
Двухпланетные системы TOI-426 и TOI-1839 содержат горячие планеты с паровыми атмосферами

В Солнечной системе нет планет с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли, но у других звезд они встречаются очень часто. Среди них попадаются железокаменные суперземли, небольшие аналоги Урана и Нептуна, окутанные водородно-гелиевыми атмосферами, и самые загадочные – планеты с радиусами около 2 радиусов Земли, чьи оболочки, по всей видимости, состоят из летучих тяжелых газов, преимущественно водяного пара. Состав и строение таких планет остаются предметом оживленных дискуссий.

7 сентября 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию двух компактных мини-нептунов у солнцеподобных звезд TOI-426 и TOI-1839. Планеты находятся на нижнем крае пустыни горячих нептунов. Расчеты показывают, что водород и гелий из их атмосфер должен был улетучиться очень быстро, за 1-100 млн. лет. При этом их сравнительно низкая средняя плотность исключает железокаменный состав и говорит о наличии протяженных оболочек из летучих веществ. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей.

TOI-426 (HD 34390) – молодая звезда спектрального класса G2 V, чьи масса, радиус и светимость чрезвычайно близки к аналогичным параметрам Солнца. От нашего дневного светила она отличается молодым возрастом (два разных метода оценки дают 1.6 ^+1.7/_-0.6 и 0.94 ± 0.75 млрд. лет) и повышенным содержанием тяжелых элементов – их в полтора раза больше, чем в составе Солнца. Система удалена от нас на 112.8 ± 0.2 пк.

TOI-426 попала на 5, 32 и 98 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 1.32050 суток и глубиной, соответствующий планете радиусом 2.19 ± 0.09 радиусов Земли. Этот горячий мини-нептун вращается по орбите, неотличимой от круговой, на расстоянии 0.0237 ± 0.0009 а.е. (5.16 ± 0.12 звездных радиусов), его эффективная температура достигает 1790 ± 28 К. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 78 измерений лучевой скорости TOI-426 с помощью спектрографа HARPS со средней погрешностью одного измерения 1.9 м/с. Масса TOI-426 b оказалась равной 6.7 ± 1.8 масс Земли, ей соответствует средняя плотность 3.5 ± 1.1 г/куб.см.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, исследователи обнаружили в данных еще одно колебание с периодом 236 ± 9 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что в системе TOI-426 есть вторая планета – газовый гигант TOI-426 c минимальной массой 1.40 ± 0.06 масс Юпитера и температурным режимом Венеры. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.747 ± 0.02 а.е., его эффективная температура оценивается в 319 ± 7 К.

TOI-1839 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 117.1 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.86 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.89 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – примерно в 58% светимости Солнца. Эта звезда более зрелая – ее возраст, вычисленный двумя разными методами, составляет 4.1 ^+1.6/_-1.4 и 3.4 ± 1.9 млрд. лет.

TOI-1839 попала на 23, 46 и 50 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 1.42378 и 4.02395 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.27 ± 0.10 и 2.50 ± 0.13 радиусов Земли. Чтобы измерить массы планет, авторы получили 71 измерение лучевой скорости TOI-1839 с помощью HARPS. Массы оказались равными 7.1 ± 0.8 масс Земли (TOI-1839 b) и 6.0 ± 1.1 масс Земли (TOI-1839 c), что соответствует средней плотности 3.34 ^+0.64/_-0.54 г/куб.см и 2.11 ^+0.56/_-0.47 г/куб.см. Орбиты обоих мини-нептунов неотличимы от круговых, их эффективные температуры равны 1585 ± 33 К и 1121 ± 24 К.

Мини-нептуны TOI-426 b, TOI-1839 b и TOI-1839 c (показаны цветными шестиугольниками и подписаны) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» среди транзитных планет, обнаруженных «Кеплером». Выделены характерные особенности диаграммы – плато планет с ультракороткими периодами (USP plateau), включающее преимущественно горячие суперземли, пустыня горячих нептунов (desert), «хребет» (ridge) и «саванна». «Хребет» образован планетами, оказавшимися на своих текущих орбитах в результате высокоэксцентричной миграции. TOI-426 b и TOI-1839 b находятся на краю пустыни горячих нептунов.

Планеты TOI-426 b, TOI-1839 b и TOI-1839 c (подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

С планетой TOI-1839 c ситуация более сложная. Она тоже может состоять из горных пород и воды, но может также включать водородную атмосферу массой ~0.1% полной массы планеты, т.е. быть более типичным мини-нептуном.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2609.05413

 

 

8 сентября 2026
Горячий юпитер не одинок: две планеты в системе TOI-4468

Как правило, горячие юпитеры одиноки. Это означает, что у газовых гигантов с орбитальными периодами меньше 10 суток нет соседей на близких орбитах (а в большинстве случаев нет соседей вообще). Иногда встречаются системы, где внутри орбиты горячего юпитера вращается компактная еще более горячая планета – суперземля или мини-нептун. Система, где небольшая планета вращается снаружи орбиты горячего юпитера, пока была известна только одна – WASP-47. Совсем недавно стало известно об открытии второй такой системы – TOI-4468. TOI-4468 была обнаружена TESS, она включает две транзитные планеты – горячий юпитер и очень теплый нептун. Масса гиганта была измерена методом лучевых скоростей, вторая планета прошла валидацию (статистическое подтверждение).

TOI-4468 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 378 ± 2 пк. Его масса оценивается в 0.805 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.77 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.38 ^+0.04/_-0.03 солнечных светимостей. Звезда отличается зрелым возрастом 7.4 ± 3.9 млрд. лет.

TOI-4468 попала в северную зону непрерывного наблюдения TESS, в распоряжении ученых есть фотометрия за 39 секторов. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 2.77086 и 7.01390 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 11.3 ± 0.3 и 3.09 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно (1.01 ± 0.03 и 0.276 ± 0.013 радиусов Юпитера). Газовый гигант TOI-4468 b вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0359 ± 0.0006 а.е. (10.0 ± 0.2 звездных радиусов), его эффективная температура – 1153 ± 26 К. Мини-нептун TOI-4468 c вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0667 ± 0.0011 а.е. (18.6 ± 0.4 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.12 ^+0.16/_-0.08, его эффективная температура – 846 ± 19 К.

Чтобы измерить массы планет, авторы получили 13 измерений лучевой скорости TOI-4468 с помощью спектрографа NEID. Масса TOI-4468 b составила 0.535 ± 0.03 масс Юпитера, ей соответствует средняя плотность 0.65 ± 0.055 г/куб.см. Массу TOI-4468 c определить не удалось.

Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость TOI-4468 продемонстрировала еще одно колебание с амплитудой 25.8 ± 4.5 м/с и периодом около 624 суток. Природа этого колебания пока не ясна. Возможно, вокруг TOI-4468 вращается третья планета – газовый гигант минимальной массой 0.98 ± 0.16 масс Юпитера, а возможно, это проявления магнитного цикла активности звезды. Для выяснения физической природы 624-суточного колебания и определения массы планеты c необходимы дополнительные измерения лучевой скорости TOI-4468.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2608.25208

 

 

1 сентября 2026
TOI-5646 b: планета промежуточного размера у яркой F-звезды

Планетами промежуточного размера называют планеты, чьи размеры и масса занимают промежуточное положение между массой и радиусом Нептуна и Сатурна. Они не представляют собой единую группу объектов – среди них попадаются тяжелые нептуны, легкие газовые гиганты, а также планеты, доля водородно-гелиевой оболочки в составе которых близка к 50%. На распределении экзопланет по радиусам планетам промежуточного размера соответствует минимум, т.е. они сравнительно редки.

26 августа 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты промежуточного размера TOI-5646 b. Она была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, на данный момент это вторая после LTT 9779 b самая горячая планета в пустыне горячих нептунов.

Звезда TOI-5646 спектрального класса F8 IV-V удалена от нас на 414.7 ± 5.5 пк. Ее масса оценивается в 1.42 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.84 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость в 4.3 ± 0.4 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5646 составляет 2.8 ^+1.0/_-0.7 млрд. лет – она уже сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

TOI-5646 попала на 23, 46, 50 и 91 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.42770 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 6.61 ± 0.28 радиусов Земли (0.59 ± 0.025 радиусов Юпитера). Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 17 измерений лучевой скорости TOI-5646 с помощью спектрографа HARPS-N. Масса TOI-5646 b оказалась равной 45.9 ± 4.5 масс Земли (0.1445 ± 0.014 масс Юпитера), ей соответствует средняя плотность 0.87 ± 0.15 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.12) на среднем расстоянии 0.043 ± 0.002 а.е. (5 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 1935 ± 29 К.

Планета TOI-5646 b (показана красным цветом и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой в интервале от 10 до 100 масс Земли. Область планет промежуточного размера, которых авторы называют «супернептунами» (Super Neptunes), выделена бледно-зеленым цветом. Для сравнения картинками показаны также Уран, Нептун и Сатурн.

Сравнение с моделями показало, что доля тяжелых элементов в составе TOI-5646 b может составлять от 0.74 ± 0.04 до 0.92 ± 0.03 при разных предположениях о составе ядра. Таким образом, перед нами тяжелый нептун. Ожидаемое содержание тяжелых элементов в его атмосфере может в ~100 раз превышать солнечное значение.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2608.24311

 

 

24 августа 2026
Горячее звезд: экстремально горячий юпитер у A-звезды HD 210058 (TOI-1355)

Большинство экзопланет открыто у FGK звезд, довольно много планет открыто и у красных карликов. При этом планет у горячих звезд (OBA классов) известно очень мало. Это вызвано значительными трудностями в обнаружении: большие размеры дисков OBA звезд делают мелкими даже транзиты газовых гигантов, а отсутствие в спектрах тонких четких линий исключает измерение лучевых скоростей с приемлемой точностью. Те немногие планеты, что все же удалось обнаружить, были открыты транзитным методом или на инфракрасных снимках (в случае молодых систем и планет-гигантов на широких орбитах).

19 августа 2026 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная обнаружению горячего юпитера у A-звезды HD 210058. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, массу планеты оценили по эффектам эллипсоидальности и доплеровского потемнения. Из-за яркости родительской звезды планета экстремально нагрета, ее дневное полушарие выглядит более горячим, чем фотосфера многих красных карликов.

HD 210058 (TOI-1355) – звезда главной последовательности спектрального класса A3 V, удаленная на 247 ± 1 пк. Ее масса оценивается в 2.02 ± 0.21 солнечных масс, радиус – в 1.88 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 18 раз больше солнечной. Возраст звезды составляет 0.37 ^+0.21/_-0.36 млрд. лет.

HD 210058 попала 16-18, 24, 57-58 и 77-78 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.17026 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.42 ± 0.04 радиусов Юпитера. Планета так горяча, что на оптической кривой блеска прорисовался и вторичный минимум (соответствующий заходу планеты за звезду). Кроме того, были замечены слабые колебания, обусловленные эллипсоидальной формой звезды, вызванной силой притяжения со стороны массивной планеты, и специальной теорией относительности (согласно СТО, при движении от наблюдателя светящееся тело слегка тускнеет, а при приближении – увеличивает свою яркость). Измеренные с высокой точностью, эти эффекты позволили оценить массу HD 210058 b – 5.8 ± 0.8 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0400 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.220 ± 0.001. Эффективная температура планеты достигает 2740 ± 120 К. При этом температура дневного полушария, измеренная по глубине вторичного минимума, еще выше – по наблюдениям в 2019, 2020, 2022 и 2024 годах она оценивалась в 3730 ± 120 К, 3500 ± 120 К, 3700 ± 110 К и 3440 ± 120 К, соответственно. Температура ночного полушария оказалась близка к эффективной температуре. Таким образом, планета HD 210058 b горячее многих звезд!

Из-за прецессии орбиты прицельный параметр HD 210058 b постепенно увеличивается. В 2019 году он был равен 0.853, к 2024 увеличился до 0.928, и транзиты стали скользящими. Скоро прицельный параметр станет больше 1, и после 2033 года планета вообще перестанет заходить на звездный диск.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2608.17387

 

 

19 августа 2026
Третья планета в системе бета Живописца

Бета Живописца (HD 39060) – яркая молодая звезда, видимая невооруженным глазом. Ее спектральный класс – A6 V, масса оценивается в 1.75 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.8 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.7 раз превышает солнечную. Звезда быстро вращается и демонстрирует другие признаки молодости, ее возраст составляет всего 23 ± 8 млн. лет.

Еще в 1983 году ИК обсерватория IRAS обнаружила у беты Живописца инфракрасный избыток, который связали с наличием протопланетного пылевого диска. В 1984 году этот диск был зафиксирован на снимках. Диск расположен к нам ребром и простирается на расстояние 1450-1835 а.е. от звезды. Позже был обнаружен и внутренний более теплый пылевой диск, простирающийся до 130 а.е. и наклоненный к внешнему диску на 5°. Наличие в диске колец и широких промежутков намекало на наличие формирующихся или уже сформировавшихся массивных планет.

В 2003 году на инфракрасных снимках окрестностей беты Живописца впервые был зафиксирован слабый точечный источник – планета-гигант b. Однако подтвердить его планетную природу и убедиться, что объект физически связан с бетой Живописца, удалось только в 2009 году. В дальнейшем методом лучевых скоростей (было получено свыше 6 тысяч измерений на спектрографе HARPS) открыли и вторую планету c, внутреннюю по отношению к b. В феврале 2020 года ее также удалось обнаружить на снимках.

Наконец, 24 июня и 14 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов вышли статьи, посвященные открытию в системе бета Живописца третьей планеты. Первый научный коллектив обнаружил планету d на снимках JWST, второй – на снимках наземного телескопа VLT, в том числе архивных. Новая планета находится на внешней орбите по отношению к двум уже известным.

28 ноября 2025 года JWST проводил съемку окрестностей звезды бета Живописца с помощью спектрографа NIRSpec в режиме интегрального поля (IFU) – это означает, что для участка неба размерами 3х3 угловые секунды высококачественный спектр строился для каждого пикселя полученного изображения. Чтобы выявить слабые источники в окрестностях яркой беты Живописца, из спектра каждого пикселя спектр звезды вычитался, и далее рассматривались только те участки спектра, где находились сильные линии угарного газа и водяного пара. В горячей фотосфере беты Живописца угарного газа и водяного пара нет, зато они есть в атмосферах планет-гигантов. Фактически, задача выглядела так: «найти на изображении источники света, в спектре которых есть линии поглощения угарного газа и водяного пара». Исследователи ожидали увидеть только один такой источник – уже известную планету-гигант бета Живописца b. Но нашли два – планету b и планету d.

Наличие рядом со звездой слабого источника, в спектре которого есть линии угарного газа и водяного пара, еще не гарантирует наличия планеты. Такие же линии есть в спектрах коричневых карликов. Чтобы убедиться, что новый объект физически связан с системой звезды бета Живописца, нужно было убедиться, что он находится от нас примерно на том же расстоянии и движется со звездой примерно в том же направлении. Для этого систему пронаблюдали еще раз спустя четыре месяца – 21 и 29 марта 2026 года. Положение кандидата относительно звезды не изменилось, их лучевые скорости также оказались близкими. Вероятность случайной проекции на окрестности бета Живописца какого-нибудь далекого коричневого карлика – всего 1 к 10⁷, так что перед нами действительно планета, физически связанная со звездой.

Планеты b и d (подписаны) на снимках NIRSpec/JWST, полученных в разных спектральных каналах. Слева – снимок в диапазоне 2.86-4.10 мкм, полученный 29 марта 2026 года, в центре – снимок в диапазоне 4.08-5.28 мкм, полученный 29 ноября 2025 года. Справа – снимок, полученный MIRI/JWST 21 марта 2026 года в диапазоне 5.66-6.63 мкм. Во всех случаях белой звездой показано положение беты Живописца.

Более точно определить параметры новой планеты помогли новые и архивные наблюдения, полученные на одном из крупнейших наземных телескопов – VLT. Изображения окрестностей бета Живописца были получены с помощью угловой дифференциальной съемки (ADI), позволяющей подавлять свет яркой звезды и выявлять слабые источники в ее окрестностях. Планету d обнаружили на инфракрасных снимках, полученных в 2023, 2020, 2019 и 2014 годах. Архивные наблюдения достоверно подтвердили принадлежность планеты d системе звезды бета Живописца.

На данный момент система выглядит так.

Масса внутренней планеты c оценивается в 8.7 ± 0.8 масс Юпитера. Гигант вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 2.70 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.31 ± 0.02, и делает один оборот за 3.29 ± 0.07 года.

Масса средней планеты b – 8.7 ± 2.6 масс Юпитера. Она находится на эллиптической орбите с большой полуосью 10.07 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.105 ± 0.004, ее орбитальный период – 23.77 ± 0.16 года.

Масса новой планеты – 2.4 ± 0.6 масс Юпитера, радиус – 1.26 ± 0.03 радиусов Юпитера. Планета d вращается по близкой к круговой орбите (формальное значение эксцентриситета 0.10 ± 0.12) на среднем расстоянии 26.0 ^+2.2/_-6.1 а.е. и делает один оборот за 91 ⁺¹⁸/_-27 год. Температура внешнего гиганта составляет 600 ⁺⁴⁵/_-60 К, он примерно в сотню раз тусклее планеты b.

Все три планеты вращаются примерно в одной плоскости, совпадающей с плоскостью внутреннего пылевого диска.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2606.23789
https://arxiv.org/pdf/2606.23801

 

 

14 августа 2026
Два теплых сатурна у молодой солнцеподобной звезды TOI-3850

Если «горячие юпитеры одиноки» (у подавляющего большинства горячих юпитеров нет соседей на близких орбитах), более далекие от звезды газовые гиганты нередко входят в состав многопланетных систем. Эти системы несут отпечаток спокойной миграции в протопланетном диске: орбиты планет близки к круговым, их взаимное наклонение невелико, а сами планеты находятся в орбитальном резонансе или близки к нему.

13 августа 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух легких газовых гигантов у молодой солнцеподобной звезды TOI-3850. Одна их планет обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, вторая (не транзитная) открыта с помощью тайминга транзитов и тоже подтверждена методом лучевых скоростей. Планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.

TOI-3850 – звезда главной последовательности спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 482 ± 5 пк. Ее масса оценивается в 1.10 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.03 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость на 18 ± 3% больше солнечной светимости. Возраст TOI-3850 составляет 0.9 ^+1.0/_-0.6 млрд. лет, она довольно быстро вращается и проявляет заметную активность.

TOI-3850 попала на 15, 21, 41, 48 и 75 сектора TESS. После наблюдений 21 сектора был обнаружен транзитный сигнал с периодом 14.484 суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту. Поскольку транзиты кандидата были достаточно глубокими для наблюдений с Земли, авторы организовали обширную наблюдательную кампанию TOI-3850 с помощью 35-сантиметровых телескопов сети LCOGT, 1.2-метрового телескопа обсерватории Фреда Лоуренса (FLWO) и ряда других. Для оценки массы кандидата они получили 14 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа MAROON-X.

При радиусе 1.078 ± 0.008 радиусов Юпитера масса TOI-3850 b составила 0.35 ± 0.06 масс Юпитера – перед нами легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.018 ± 0.008) на среднем расстоянии 0.1200 ± 0.0007 а.е., ее эффективная температура достигает 841 ± 10 К.

Моменты транзитов планеты b заметно отклоняются от строгой периодичности, причем эти отклонения имеют характер синусоиды с амплитудой немного больше часа. Это говорит о наличии в системе второй планеты TOI-3850 c, находящейся с первой в орбитальном резонансе. Исследователи проанализировали все имеющиеся данные, включая измерения лучевой скорости звезды, и нашли, что это резонанс 2:1 – пока транзитная планета делает два оборота вокруг своей звезды, вторая делает один (точнее, отношение периодов равно ~2.06). Масса внешней планеты оценивается в 0.28 ± 0.05 масс Юпитера, ее орбита неотличима от круговой, радиус орбиты – 0.194 ± 0.001 а.е., орбитальный период 29.847 ± 0.010 суток, эффективная температура – 661 ± 7 К.

TOI-3850 c является «почти транзитной» – взаимное наклонение орбит планет составляет 4.6 ± 1.7°.

Авторы промоделировали динамическую эволюцию орбит обеих планет и нашли, что в недалеком будущем транзитной планетой может стать и TOI-3850 c (ее прицельный параметр станет меньше 1). С вероятностью 50% это произойдет в ближайшие 27 лет, и с вероятностью 80% – в ближайшие 70 лет. На больших масштабах времени видимость (транзитная конфигурация) обеих планет будет меняться периодически – обе планеты будут то становиться транзитными, то переставать ими быть, причем условия видимости будут повторяться примерно каждые двести лет.

Авторы полагают, что система TOI-3850 будет хорошей лабораторией для изучения динамического взаимодействия и миграции планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2608.11328

 

 

10 августа 2026
Четыре новых горячих юпитера от TESS

Горячие юпитеры – довольно редкий тип планет: они встречаются у 0.5-1.0% солнцеподобных звезд и еще в несколько раз реже – у звезд красных карликов. Однако горячие юпитеры обнаруживать легче всего и транзитным методом, и методом лучевых скоростей, поэтому их известно уже почти семь сотен. Планеты этого типа обнаруживаются и наземными наблюдательными программами, но основной «фабрикой открытий» в настоящее время выступает миссия TESS.

23 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная подтверждению планетной природы и измерению массы еще пяти транзитных кандидатов TESS. Одна планета (TOI-603 b) уже была открыта ранее, четыре других представляются впервые. Еще один кандидат (TOI-1837.01) оказался ложнопозитивом – затменно-переменной двойной звездой. Массы планет измерялись методом лучевых скоростей с помощью целой плеяды различных спектрографов от TLS до HARPS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]
TOI-2114	314.1 ± 1.3	F5 IV	1.31 ± 0.05	1.97 ± 0.11	5.89 ± 0.07	0.00 ± 0.08
TOI-4492 (HD 334718)	142.8 ± 0.3	G2 V	1.07 ± 0.06	1.22 ± 0.04	1.43 ± 0.01	0.22 ± 0.07
TOI-5806 (HD 208528)	118.4 ± 0.3	F3 V	1.33 ± 0.10	1.39 ± 0.08	3.55 ± 0.02	-0.02 ± 0.10
TOI-5811B (HD 197518B)	167.8 ± 1.6	K2 IV	1.08 ± 0.32	3.73 ± 0.17	6.88 ± 0.06	-0.06 ± 0.10

TOI-2114 и TOI-4492 – одиночные звезды. TOI-5806 входит в состав широкой пары: на расстоянии 2.1 угловых секунд (~249 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон на 5.7 звездных величин слабее. Оба компонента находятся примерно на одном расстоянии и имеют одинаковое собственное движение, поэтому почти наверняка физически связаны.

Сложнее всего оказалось "распутать" систему TOI-5811. На снимках с высоким разрешением она выглядит двойной: компонент TOI-5811A спектрального класса G0 и компонент TOI-5811B спектрального класса K2 разделяет угловое расстояние 7.6 угловых секунд (~1275 а.е. в проекции на небесную сферу). Спектральные наблюдения показали, что компонент TOI-5811A также является двойным: две солнцеподобные звезды вращаются вокруг общего центра масс с орбитальным периодом ~916 суток. Транзитная планета вращается вокруг компонента B.

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Большая полуось орбиты, а.е.	Эксцентриситет	Масса, масс Юпитера	Радиус, Радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
TOI-2114 b	6.20996	0.076 ± 0.005	0.47 ± 0.03	1.02 ± 0.15	1.30 ± 0.06	0.58 ± 0.07	1472 ± 57
TOI-4492 b	4.43318	0.0535 ± 0.003	0	5.92 ± 0.67	1.05 ± 0.055	6.4 ± 0.5	1207 ± 34
TOI-5806 b	3.18564	0.0484 ± 0.0025	0	2.27 ± 0.26	1.35 +0.17/-0.11	1.15 ± 0.39	1621 ± 56
TOI-5811B b	6.25663	0.073 ± 0.005	0	0.81 ± 0.11	1.96 ± 0.18	0.134 +0.053/-0.035	1530 ± 54

Благодаря яркости родительских звезд и протяженным атмосферам гиганты TOI-2114 b, TOI-5806 b и TOI-5811B b будут прекрасными целями для JWST, их метрика трансмиссионного спектра TSM > 90.

Новые планеты (показаны цветными значками и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Буквами N, S, J для сравнения представлены планеты Солнечной системы Нептун, Сатурн и Юпитер. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности 0.3, 1.0, 3.0, 6.0 и 9.0 г/куб.см.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.19756

 

 

4 августа 2026
TOI-5628A b: легкий газовый гигант у красного карлика из двойной системы

Распространенность планет различных типов зависит от свойств родительских звезд. В частности, планеты-гиганты гораздо чаще встречаются у красных карликов, входящих в состав двойных систем, чем у одиночных красных карликов. Это означает, что наличие звездного компаньона каким-то образом способствует или формированию газовых гигантов у звезд небольшой массы, или их миграции во внутреннюю часть системы, на орбиты с короткими орбитальными периодами.

14 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у красного карлика TOI-5628A, входящего в состав широкой пары. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей, хотя точность определения массы планеты явно недостаточна.

TOI-5628A (LP 435-59) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 110.3 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.36 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.35 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 76 раз меньше светимости Солнца. На расстоянии 23 угловых секунд (~2500 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон – белый карлик TOI-5628B (LP 435-58) на 2.74 звездных величин слабее.

Система TOI-5628 попала на 49 сектор TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.34166 суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту. После учета светового загрязнения со стороны компаньона был определен радиус планеты – 0.74 ± 0.04 радиусов Юпитера. Гигант вращался по орбите, неотличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.037 ± 0.002 а.е., его эффективная температура составила 492 ± 15 К (т.е. планета немного горячее Меркурия).

Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 40 измерений лучевой скорости TOI-5628A с помощью ИК спектрографа SPIRou. Из-за крайней тусклости родительской звезды (+16.9 в видимых лучах) средняя точность единичного измерения составила 17.6 м/с. Формально масса планеты оказалась равной 0.09 ± 0.04 масс Юпитера (28.6 ± 12.7 масс Земли), но поскольку погрешность сравнима с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 0.22 масс Юпитера. Формальное значение средней плотности планеты – 0.29 ± 0.14 г/куб.см, перед нами легкий газовый гигант.

Авторы показали, что красные карлики, обладающие газовыми гигантами с периодами короче 10 суток, входят в состав двойных и кратных систем в 34.2 ± 9.5% случаев. Это в ~6 раз больше, чем доля красных карликов, входящих в состав двойных и кратных систем, но не имеющих рядом с собой планет-гигантов с периодами меньше 10 суток – 5.3 ± 3.7%. По всей видимости, наличие звездных компаньонов благоприятствует формированию газовых гигантов на тесных орбитах.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.10177

 

 

3 августа 2026
У молодой F-звезды HD 114082 – две планеты

В ноябре 2022 года было объявлено об открытии газового гиганта у очень молодой звезды HD 114082, являющейся членом OB-ассоциации Скорпиона-Центавра. Планету обнаружили методом лучевых скоростей, также на 38 секторе TESS на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие, которое отождествили с этой планетой. Первооткрыватели оценили орбитальный период HD 114082 b в 109.75 ± 0.4 суток. Однако дальнейшие наблюдения не подтвердили наличие планеты с таким орбитальным периодом.

7 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная полному пересмотру параметров этой системы. Авторы собрали богатый массив фотометрических данных: кроме наблюдений на TESS, они провели мониторинг HD 114082 наземным транзитным обзором NGTS, телескопом ASTEP+ в Антарктиде и спутником ChEOPS. Они обнаружили два транзитных сигнала разной глубины и продолжительности. Также они проанализировали архивные измерения лучевой скорости звезды, полученные спектрографами FEROS и HARPS. В результате исследователи заметно пересмотрели параметры родительской звезды и уточнили ее возраст.

HD 114082 – яркая молодая звезда спектрального класса F3. Ее масса оценивается в 1.28 ± 0.07 солнечных масс (ранее считалось, что 1.47 ± 0.07 солнечных масс), радиус – в 1.48 ± 0.02 солнечных радиусов (ранее значение – 1.49 ± 0.05 солнечных радиусов), возраст уточнили до 15 ± 3 млн. лет (было 15 ± 6 млн. лет). Звезда быстро вращается, что приводит к сильному уширению спектральных линий в ее спектре и низкой точности измерения лучевой скорости.

Фотометрические наблюдения не подтвердили наличие планеты с периодом ~110 суток. Орбитальный период планеты HD 114082 b оказался равным 225.5504 ± 0.0004 суток. Всего было зарегистрировано 4 транзита этой планеты. Газовый гигант радиусом 1.046 ± 0.014 радиусов Юпитера вращается вокруг своей звезды по орбите, неотличимой от круговой, на среднем расстоянии 0.791 ± 0.008 а.е. Массу планеты измерить не удалось, получен только верхний предел в 1.6 масс Юпитера (с достоверностью 95%), чему соответствует верхний предел на среднюю плотность в 1.7 г/куб.см, довольно мягкий для газового гиганта.

29 апреля 2023 года на кривой блеска, полученной TESS на 64 секторе, прорисовалось еще одно транзитное событие, соответствующее планете радиусом 1.36 ± 0.03 радиусов Юпитера. По форме и продолжительности транзита исследователи оценили орбитальный период второй планеты – 314 ⁺¹¹/_-18 суток, чему соответствует большая полуось орбиты 0.99 ± 0.04 а.е. Масса внешней планеты не превышает 2 масс Юпитера.

Отношение периодов планет b и c равно 1.39 ^+0.05/_-0.08, в этот интервал попадает резонанс второго порядка 7:5 (возможно также, что система близка к резонансу 3:2). Планетная система выглядит очень плоской, взаимное наклонение орбит не превышает 0.1°. Орбиты планет компланарны с теплым пылевым диском, находящимся на расстоянии 1.3 ^+3.8/_-1.1 а.е. от звезды, но наклонены на 7° к внешнему холодному пылевому диску, соответствующему местному поясу Койпера.

Авторы подчеркивают, что HD 114082 b и HD 114082 c – самые долгопериодические транзитные планеты, известные у молодых звезд. Ближайшей задачей является регистрация новых транзитов внешней планеты и уточнение ее орбитального периода.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.02685

 

 

23 июля 2026
Открыты два легких газовых гиганта у яркой F-звезды HD 148797

Считается, что планеты-гиганты формируются в протопланетном диске за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Наиболее проработаны два сценария такой миграции – высокоэксцентричная миграция и спокойная миграция через взаимодействие с протопланетным диском. Большинство горячих юпитеров оказывается на своих текущих орбитах путем высокоэксцентричной миграции, хотя есть и исключения. Но более прохладные газовые гиганты, скорее всего, мигрировали ближе к звезде, взаимодействуя с еще не рассеявшимся протопланетным диском. Это подтверждают круговые орбиты таких планет и наличие у них соседей, нередко на близких орбитах.

13 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух легких газовых гигантов у яркой F-звезды HD 148797. Планеты были обнаружены TESS, в дальнейшем наблюдались на спутнике ChEOPS и наземных телескопах, в том числе ASTEP. Массы планет были оценены с помощью тайминга транзитов. Отношение орбитальных периодов планет близко к золотому сечению – 1.619.

HD 148797 – яркая звезда спектрального класса F6, удаленная от нас на 171.8 ± 0.5 пк. Ее масса оценивается в 1.27 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.55 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.8 раз превышает солнечную. Звезда быстро вращается – она делает один оборот за 3.2 ± 0.5 суток, что приводит к заметному уширению линий в ее спектре и затрудняет измерения лучевой скорости.

HD 148797 попала на 12, 39, 66 и 93 сектора TESS, а недавно – еще и на 102 и 103 сектора. Кривая блеска звезды продемонстрировала наличие нескольких транзитных событий примерно равной глубины, но разной продолжительности. Поскольку орбитальные периоды кандидатов явно превышали продолжительность одного сектора 27.4 суток, к наблюдениям подключили наземные телескопы метрового класса (в частности, 1.2-метровый телескоп им. Эйлера) и спутник ChEOPS. Окончательно определить орбитальный период внешней планеты удалось только после наблюдений 102-го сектора TESS.

Радиус внутренней планеты HD 148797 b равен 0.736 ± 0.033 радиуса Юпитера или 8.25 ± 0.37 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.257 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 42.09883 суток.

Радиус внешней планеты HD 148797 c равен 0.746 ± 0.034 радиуса Юпитера или 8.37 ± 0.38 радиусов Земли. Второй гигант вращается на среднем расстоянии 0.354 ± 0.007 а.е. и делает один оборот за 68.15145 суток.

Обе планеты испытывают значительные вариации моментов транзитов, для планеты b достигающие 50 минут. Построив фотодинамическую модель системы, авторы оценили массы планет b и c в 39.3 ^+13.0/_-8.5 и 39.6 ± 9.3 масс Земли, соответственно, им соответствуют средние плотности 0.39 ± 0.12 и 0.377 ± 0.084 г/куб.см. Эффективные температуры планет составляют 762 ± 17 и 650 ± 15 К.

Обе планеты близки к границе, разделяющей нептуны и газовые гиганты. Массовые доли водородно-гелиевых оболочек планет b и c оцениваются в 0.55 ^+0.11/_-0.08 и 0.58 ^+0.10/_-0.08. Таким образом, перед нами именно легкие газовые гиганты, а не раздутые нептуны.

Система выглядит динамически холодной – орбиты обеих планет близки к круговым, взаимное наклонение орбит составляет 0.91 ± 0.25° или 2.4 ± 0.2°. Почти наверняка оба объекта оказались на своих текущих орбитах в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.09656

 

 

21 июля 2026
TOI-2195A b: возможный остаток «горячего сатурна» после частичного приливного разрушения

Дефицит планет радиусами 2-10 радиусов Земли с орбитальными периодами короче 3 суток, называемый «пустыней горячих нептунов», обусловлен как минимум двумя процессами. Один из них – фотоиспарение атмосфер планет небольшой массы, второй – частичное приливное разрушение легких газовых гигантов. В процессе высокоэксцентричной миграции планета-гигант может оказаться на орбите с таким низким перицентром, что приливные силы со стороны звезды начнут вытягивать газ через внутреннюю точку Лагранжа. При неудачном стечении обстоятельств планета может потерять до 90% своей водородно-гелиевой оболочки. Остаток бывшего газового гиганта сжимается и становится горячим нептуном или планетой промежуточного размера.

3 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию раздутого нептуна у оранжевого карлика TOI-2195A, основного компонента широкой пары. Планета, возможно, оказалась на своей текущей орбите в результате высокоэксцентричной миграции и в процессе потеряла значительную часть своей атмосферы. Она была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.

TOI-2195A – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 174.7 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.91 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.92 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.58 ± 0.02 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-2195A достигает 9.8 ^+2.5/_-3.4 млрд. лет.

На расстоянии 3.3 угловых секунд (~ 580 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-2195B – красный карлик массой 0.48 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 0.46 ± 0.03 солнечных радиусов и светимостью в 33 раза меньше светимости Солнца. Звезды находятся примерно на одном расстоянии и имеют близкое собственное движение, что говорит о том, что они физически связаны и образуют широкую пару.

Система TOI-2195 попала на 1-2, 13, 27-29, 67-69 и 94-96 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.16451 суток и глубиной, соответствующей планете-гиганту. После учета светового загрязнения со стороны компаньона (обе звезды попадают на один пиксель матрицы TESS) удалось определить радиус транзитного кандидата – 0.793 ± 0.024 радиусов Юпитера. Чтобы измерить его массу, авторы получили 10 измерений лучевой скорости TOI-2195A на спектрографе CHIRON и 34 измерения на PFS. Масса планеты оказалась равной 0.079 ± 0.017 масс Юпитера (25.1 ± 5.4 масс Земли), что соответствует средней плотности 0.196 ± 0.046 г/куб.см. TOI-2195A b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0490 ± 0.0006 а.е., ее эффективная температура достигает 1098 ± 10 К.

TOI-2195A b (показана желтой звездой с черной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» (вверху) и «Орбитальный период – Масса» (внизу) среди других транзитных планет с измеренной массой. Подписаны некоторые раздутые супернептуны низкой плотности – WASP-107 b, WASP-193 b, TOI-1420 b и др.

Во время транзита TOI-2195A b, случившегося 3 сентября 2025 года, исследователи измеряли лучевую скорость звезды с помощью спектрографа PFS. Был зафиксирован аномальный эффект Мак-Лафлина, говорящий о резком наклоне орбиты планеты относительно плоскости звездного экватора. Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ составил 109 ⁺³⁵/_-52°. Это означает, что планета находится примерно на полярной орбите. Скорее всего, она испытала высокоэксцентричную миграцию, вызванную механизмом Козаи-Лидова (говоря просто, орбита планеты вытягивалась из-за гравитационного влияния со стороны звездного компаньона TOI-2195B).

Исследователи полагают, что в процессе миграции во время прохождений перицентра планета потеряла значительную часть своей водородно-гелиевой оболочки, и ее радиус уменьшился от ~1 радиуса Юпитера до текущих ~0.80 радиусов Юпитера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.01315

 

 

16 июля 2026
Система TOI-791: два воздушных супернептуна в резонансе 5:3

Одним из наиболее проработанных сценариев образования планет-гигантов является аккреция на ядро. Согласно этому сценарию, сначала в протопланетном диске из гальки и пыли образуется планетный эмбрион массой около 10 масс Земли, а затем он начинает аккрецировать водород и гелий, быстро увеличивая свою массу в десятки раз. Этот сценарий подтверждается множеством наблюдательных данных и статистических закономерностей, так что в его реальности мало кто сомневается. Однако существуют планеты, параметры которых ставят теоретиков в тупик. Это т.н. «очень рыхлые супернептуны» (super-puffs) – планеты с радиусами газовых гигантов, но массами меньше массы Нептуна. Каким образом они умудрились собрать в себе столько водорода при малом количестве тяжелых элементов, до сих пор остается загадкой.

25 июня 2026 года в онлайн-версии журнала MNRAS была опубликована статья, посвященная двум очень рыхлым супернептунам у молодой F-звезды TOI-791. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены наблюдениями на наземных телескопах, в том числе на телескопе ASTEP в Антарктиде. Массы планет были измерены методом тайминга транзитов.

TOI-791 – звезда главной последовательности спектрального класса F7 V, удаленная от нас на 341.2 ± 3.1 пк. Ее масса оценивается в 1.28 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 1.47 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно втрое больше солнечной. Быстрое вращение и высокий уровень активности говорят о молодости – возраст звезды не превышает 1-2 млрд. лет.

На расстоянии 0.709 угловых секунд (~242 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон на 5.6 звездных величин слабее – скорее всего, красный карлик массой около 0.45 солнечных масс. С высокой долей вероятности звезды физически связаны и образуют широкую пару.

TOI-791 попала в южную зону непрерывного наблюдения TESS, где сектора перекрываются. Звезда наблюдалась на 44 секторах. Это позволило обнаружить два долгопериодических кандидата, которые иначе были бы пропущены. Первый кандидат с периодом ~139.3 суток был обнаружен в фотометрии первых 9 секторов любителями астрономии из проекта Planet Hunters. В дальнейшем при наблюдениях 33-го сектора на кривой блеска TOI-791 прорисовалось транзитное событие, не принадлежащее первому кандидату, на кривой блеска 67 сектора оно повторилось. Интервал между этими событиями составил 928 суток, но в промежутке был долгий период, когда звезда не наблюдалась. Уточнить орбитальный период второго кандидата помогли наблюдения на телескопе ASTEP. Как оказалось, планеты находятся чрезвычайно близко к орбитальному резонансу 5:3.

Обычно массы планет измеряются методом лучевых скоростей, но из-за быстрого вращения звезды TOI-791 линии в ее спектре расширились, и точность единичного измерения лучевой скорости упала до 200-300 м/с. Авторы получили 15 измерений на спектрографе CORALIE и 3 на FEROS, но это лишь позволило убедиться, что массы планет b и с не превышают 12.6 и 25.1 масс Юпитера, соответственно. При этом моменты наступления транзитов планеты b испытывали вариации с амплитудой 50 минут. Всего было замечено 4 транзита планеты c, они также испытывали вариации с амплитудой около 35 минут. Построив модель системы и варьируя параметры планет, исследователи определили, при каких параметрах полученная кривая блеска воспроизводилась наилучшим образом.

Масса внутренней планеты TOI-791 b оказалась равной всего 9.5 ± 1.8 масс Земли, при этом ее радиус достигает 0.993 ± 0.033 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.037 ± 0.009 г/куб.см. Этот воздушный супер-нептун вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.602 ± 0.022 а.е. и делает один оборот за 139.2993 ± 0.0001 суток, его эффективная температура оценивается в 434 ± 10 К (в предположении альбедо, равного 0.3).

Масса внешней планеты TOI-791 c составила 18.6 ± 2.2 масс Земли, что при радиусе 1.155 ± 0.04 радиусов Юпитера соответствует средней плотности 0.047 ± 0.008 г/куб.см. Второй воздушный супер-нептун вращается по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.863 ± 0.032 а.е. и делает один оборот за 232.0157 ± 0.0007 суток, его эффективная температура составляет 363 ± 8 К (также в предположении альбедо, равного 0.3).

Планеты TOI-791 b и TOI-791 c (показаны синими звездами и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой с орбитальными периодами больше 20 суток. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Бледными серыми точками показаны планеты с орбитальными периодами меньше 20 суток. Серыми точечными линиями показаны линии равной плотности 0.1, 0.3, 1, 3 и 10 г/куб.см.

Пока зафиксированы только 9 транзитов планеты b и 4 транзита планеты c. Дальнейший фотометрический мониторинг и TTV анализ позволят существенно уточнить массы планет и их орбитальные характеристики.

Информация получена: https://academic.oup.com/mnras/article/549/4/stag864/8715235?login=false
Если не открывается, то https://arxiv.org/pdf/2606.30016

 

 

13 июля 2026
NGTS-39 b: эксцентричный гигант на 58-дневной орбите

Вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако постепенно увеличивается и количество более прохладных транзитных планет с орбитальными периодами в несколько десятков суток. Время скругления таких орбит приливными силами превышает возраст вселенной, поэтому их эксцентриситет несет отпечаток процессов миграции и динамической истории в целом.

3 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная новому эксцентричному газовому гиганту NGTS-39 b. Планета была обнаружена по единственному транзитному событию в данных TESS, дальнейший фотометрический мониторинг проводился наземным транзитным обзором NGTS и рядом наземных телескопов метрового класса. Массу планеты измерили методом лучевых скоростей.

NGTS-39 – солнцеподобная звезда спектрального класса F9 V, от нас на 279.0 ± 1.4 пк. Ее масса оценивается в 1.16 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.16 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~1.6 раза больше солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе звезды примерно в полтора раза больше солнечного, возраст 2.2 ± 0.8 млрд. лет.

NGTS-39 попала на 7, 33, 71-72 и 87 сектора TESS. 11 января 2021 года на кривой блеска 33 сектора прорисовалось единственное транзитное событие продолжительностью 4.6 часов и глубиной, соответствующей планете-гиганту. Поскольку орбитальный период планеты оставался неизвестным (было только ясно, что он превышает 27 суток), исследователи начали наблюдения звезды с помощью наземных телескопов, в частности, в течение 104 ночей ее наблюдали с помощью 20-сантиметровых телескопов обзора NGTS. 22 января 2024 года было зарегистрировано начало еще одного транзита той же глубины. Наконец, на 87 секторе TESS прорисовался полный транзит той же глубины и продолжительности. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 39 измерений лучевой скорости NGTS-39 на спектрографе CORALIE и 17 измерений на HARPS.

При радиусе 1.09 ± 0.01 радиусов Юпитера масса планеты NGTS-39 b составила 1.47 ± 0.08 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 1.41 ± 0.09 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.308 ± 0.006 а.е. и эксцентриситетом 0.39 ± 0.02, и делает один оборот за 58.20472 ± 0.00004 суток. Усредненная эффективная температура планеты достигает 519 ± 6 К. Расстояние между звездой и планетой меняется от 0.189 ± 0.007 а.е. в перицентре до 0.426 ± 0.010 а.е. в апоцентре.

Планета NGTS-39 b (показана синей звездой) на диаграмме «Орбитальный период – Эксцентриситет орбиты» среди других планет-гигантов с радиусами больше 0.5 радиусов Юпитера. Масса планет показана цветом, цветовая шкала расположена справа от графика.

Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф -17.8 ± 1.9 м/с в год, что говорит о наличии в системе еще одного массивного тела на широкой орбите. В данных, полученных астрометрической миссией «Гайя», нет свидетельств наличия у NGTS-39 звездного компаньона, звезда выглядит одиночной. Скорее всего, внешним телом является коричневый карлик или массивная планета-гигант.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2607.02061

 

 

9 июля 2026
Плотный тяжелый нептун и легкий газовый гигант у оранжевого карлика TOI-1533

Как правило, горячие юпитеры одиноки. Это означает, что у планет-гигантов с орбитальными периодами меньше 10 суток нет близких соседей: или горячий юпитер – единственная известная планета у звезды (самый частый вариант), или вторая планета находится на широкой орбите с периодом больше 200 суток. Такая закономерность объясняется высокоэксцентричной миграцией: сформировавшись за снеговой линией своей звезды, будущий горячий юпитер сначала по тем или иным причинам переходит на эксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. Во время миграции планета-гигант эффективно зачищает внутреннюю часть планетной системы, поглощая или выбрасывая другие планеты.

Однако помимо более чем пяти сотен «одиноких» горячих юпитеров встречаются и системы, где у газового гиганта на тесной орбите есть близкие соседи (WASP-47, TOI-1130 и др.). В этих системах высокоэксцентричной миграции быть не могло, а горячий юпитер оказался на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

1 июля 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще одной системы с «не одиноким» горячим юпитером. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Внешняя планета формально является горячим юпитером (ее период меньше 10 суток), внутренняя – компактный и плотный горячий нептун.

TOI-1533 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 99.7 ± 0.4 пк. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.849 ± 0.004 солнечных радиусов, светимость – в 0.45 ± 0.03 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-1533 составляет 6.9 ^+1.8/_-3.4 млрд. лет.

TOI-1533 попала на 17, 24, 57, 77-78 и 84-85 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 3.64580 и 8.06379 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусом 2.89 ± 0.06 и 7.5 радиусов Земли, соответственно. Однако если у транзитов планеты b есть почти плоское «дно», транзиты планеты c имеют V-образную форму. Это говорит о том, что планета b с точки зрения земного наблюдателя полностью заходит на диск звезды, а планета c – нет, ее транзиты являются скользящими, и точный радиус остается неизвестным. Можно только утверждать, что этот радиус превышает 7.5 радиусов Земли, т.е. перед нами газовый гигант.

Чтобы измерить массы обеих планет, авторы получили 17 измерений лучевой скорости TOI-1533 на спектрографе HARPS-N. Масса TOI-1533 b оказалась равной 28.1 ± 3.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.5 ± 0.9 г/куб.см. Этот компактный и плотный нептун вращается по орбите, неотличимой от круговой, на расстоянии 0.0445 ± 0.0008 а.е., его эффективная температура достигает 1084 ± 20 К. Масса TOI-1533 c составила 36.6 ± 4.0 масс Земли, средняя плотность не превышает 0.48 г/куб.см. Планета также вращается по круговой орбите на расстоянии 0.076 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура – 829 ± 17 К.

Горячий нептун TOI-1533 b (показан лиловым цветом и подписан) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками показаны (и подписаны) планеты из систем, где у горячих юпитеров есть близкие соседи. Для сравнения показаны также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Сплошной оранжевой и золотистой линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет земного состава и планет из воды при температуре 1000 К. Точечная линия соответствует модели планеты земного состава с водородной атмосферой массой 1% полной массы при температуре 1000 К.

Удивительно, что при большой разнице в размерах и средней плотности массы планет в системе TOI-1533 отличаются не так уж и сильно, всего в 1.3 раза. При этом TOI-1533 b попадает в область диаграммы «Масса – Радиус», где решения вырождены – одним и тем же параметрам планеты с одинаковой средней плотностью соответствуют разные модели. Так, TOI-1533 b может быть горячей океанидой с паровой атмосферой, а может почти не содержать воды, но быть окутанной водородно-гелиевой атмосферой массой около 1% полной массы планеты. Однако изучение состава атмосферы TOI-1533 b будет непростой задачей из-за невысокого значения метрики трансмиссионного спектра (TSM = 20). Внешний гигант TOI-1533 c – гораздо более привлекательная цель даже несмотря на скользящие транзиты, для него TSM = 110.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2606.30799

 

 

4 июля 2026
TOI-1883 b: неплотный нептун у красного карлика

Если расположить известные экзопланеты на диаграмме «Орбитальный период – Радиус», они окажутся распределенными неравномерно. Область, соответствующая планетам с радиусами 4-8 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3.2 суток, почти пуста, ее называют «пустыней горячих нептунов». Планет этого же размера, но с периодами 3.2-5.7 суток, напротив, повышенное количество относительно планет с периодами больше 5.7 суток (это т.н. «хребет», ridge), а дальше распределение становится более равномерным. Все эти особенности отражают детали процессов формирования и миграции планет, в которых еще предстоит разобраться.

5 июня 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению массы нептуна у красного карлика TOI-1883. Планета была обнаружена TESS, прошла валидацию, затем ее массу оценили методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. Из-за тусклости родительской звезды (ее видимая величина +15.79) измерение массы оказалось непростой задачей.

TOI-1883 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 117.5 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.495 ± 0.011 солнечных масс, радиус – в 0.506 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в 27 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца. Медленное вращение и низкий уровень активности говорят о зрелом возрасте, который однако плохо определен.

TOI-1883 попала на 8, 35 и 61 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 4.508 ± 0.003 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 5.65 ± 0.24 радиусов Земли. Этот очень теплый супернептун вращается по круговой орбите на расстоянии 0.042 ± 0.002 а.е. (19.1 ^+0.4/_-0.9 звездных радиусов), его эффективная температура равна 544 ± 28 К в предположении нулевого альбедо, и 498 ± 26 К в предположении альбедо, равного 0.3.

Чтобы измерить массу TOI-1883 b, авторы получили 37 измерений лучевой скорости родительской звезды с помощью IRD, однако лишь 29 из них оказалось приемлемого качества. Формальное значение массы TOI-1883 b составило 13.7 ^+6.8/_-6.5 масс Земли, которой соответствует средняя плотность 0.4 ^+0.3/_-0.2 г/куб.см. При этом, поскольку погрешности сравнимы с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 34.1 масс Земли. TOI-1883 b – неплотный, «воздушный» супернептун.

Планета TOI-1883 b (показана красным шестиугольником) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» среди других транзитных экзопланет у красных карликов. Небольшими цветными шестиугольниками показано еще несколько нептунов с похожими свойствами. Синими пунктирными линиями очерчены границы «пустыни горячих нептунов» и «хребта», черной пунктирной линией показаны границы «пустыни горячих нептунов», заданные в Mazeh et al. (2016) для планет FGK звезд.

На диаграмме «Орбитальный период – Радиус» TOI-1883 b попадает в область «хребта».

Низкая средняя плотность соответствует высокой доле водорода в составе планеты. Для модели планеты массой 13.7 масс Земли и радиусом 5.65 радиусов Земли возрастом 5-10 млрд. лет авторы оценили массу ядра в 8.6-7.7 масс Земли, радиус ядра – в 1.9 радиусов Земли, массу водородно-гелиевой оболочки – в 5.1-6.0 масс Земли, а ее глубину – в 3.7-3.8 радиусов Земли.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2606.06868

 

 

1 июля 2026
TOI-2147 b и TOI-6019 b: два эксцентричных газовых гиганта у солнцеподобных звезд

Орбиты близких к звезде планет быстро скругляются приливными силами, поэтому орбиты большинства горячих юпитеров неотличимы от круговых. Однако характерное время скругления быстро растет с увеличением орбитального расстояния. Для орбит с периодами свыше 10 суток характерное время скругления превышает возраст вселенной, так что многие теплые юпитеры вращаются по орбитам с высоким эксцентриситетом. Некоторые из них находятся в процессе высокоэксцентричной миграции, постепенно приближаясь к своей звезде и превращаясь таким образом в «обычные» горячие юпитеры.

19 июня 2026 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитных газовых гигантов TOI-2147 b и TOI-6019 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа MaHPS, установленного на 2.1-метровом телескопе обсерватории Вендельштейна в Баварских Альпах. Обе родительские звезды завершают свое пребывание на главной последовательности и начинают эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

TOI-2147 – звезда спектрального класса G0, удаленная на 283.4 ± 1.6 пк. Ее масса оценивается в 0.99 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.39 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.2 раза больше светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца – и зрелым возрастом в 8 ± 1 млрд. лет.

При радиусе 0.94 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-2147 b составляет 0.365 ± 0.07 масс Юпитера (116 ± 22 масс Земли). Этот очень теплый аналог Сатурна вращается по эллиптической орбите с большой полуосью 0.172 ± 0.006 а.е и эксцентриситетом 0.29 ± 0.07, и делает один оборот за 26.20518 ± 0.00003 суток. Усредненная эффективная температура планеты оценивается в 820 ± 20 К.

TOI-6019 – звезда спектрального класса G5, удаленная на 265.2 ± 1.9 пк. Ее масса оценивается в 1.13 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 2.02 ± 0.03 солнечных радиуса, светимость примерно в 3.5 раза больше солнечной. Возраст звезды составляет 6.4 ± 0.6 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному.

TOI-6019 b – эксцентричный горячий гигант массой 0.47 ± 0.05 масс Юпитера и радиусом 1.10 ± 0.03 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.121 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.48 ± 0.04, ее орбитальный период – 14.54795 ± 0.00004 суток. Формально TOI-6019 b относится к «теплым юпитерам», но из-за высокой яркости родительской звезды ее эффективная температура достигает 1095 ± 30 К.

Планеты TOI-2147 b и TOI-6019 b (показаны черным цветом и подписаны) на диаграмме «Большая полуось орбиты – Эксцентриситет» среди других газовых гигантов массой больше 0.3 масс Юпитера. Синими точками показаны планеты из однопланетных систем, красными точками – планеты из многопланетных систем, красным иксами – планеты из 2-планетных систем с внешними гигантами. Серой полосой показано положение планет в процессе высокоэксцентричной миграции.

На диаграмме «Большая полуось орбиты – Эксцентриситет» TOI-6019 b попадает в область, соответствующую продолжающейся высокоэксцентричной миграции. Орбита планеты активно скругляется приливными силами. Когда этот процесс завершится, TOI-6019 b окажется на круговой орбите радиусом 0.093 ± 0.007 а.е. с орбитальным периодом 10 ± 1 суток.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2606.20224

 

 

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 2022_2 2023_1 2023_2 2024_1 2024_2 2025_1 2025_2 2026_1