20 ноября 2024
NGTS-33 b: горячий юпитер у очень молодой A-звезды

Подавляющее большинство экзопланет открыто у звезд солнечного типа и у красных карликов. Обнаружение планет у более массивных звезд сопряжено со значительными трудностями. Звезды A и раннего F классов, не говоря уже об OB-звездах, отличаются большим размером дисков, быстро вращаются и не имеют в спектре тонких линий, наличие которых позволяет измерять лучевые скорости с высокой точностью. Несмотря на это, количество известных планет у звезд A и раннего F классов постепенно растет.

15 ноября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию горячего юпитера у очень молодой A-звезды NGTS-33. Транзитный кандидат был обнаружен наземной наблюдательной программой NGTS (Next Generation Transit Survey = Транзитный обзор следующего поколения), в дальнейшем наблюдался TESS и получил альтернативное наименование TOI-6442 b. Для подтверждения планетной природы кандидата и измерения его массы применили метод лучевых скоростей, получив 19 измерений лучевой скорости родительской звезды на спектрографе FEROS, 10 на HARPS и 11 на CORALIE.

NGTS-33 (TOI-6442) – звезда главной последовательности спектрального класса A9 V, удаленная от нас на 438.5 ± 7.1 пк. Ее масса оценивается в 1.6 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.47 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 5.91 ± 0.54 раза превышает солнечную. Звезда очень молода, ее возраст составляет всего 10-50 млн. лет.

При радиусе 1.64 ± 0.07 радиусов Юпитера масса планеты NGTS-33 b равна 3.6 ± 0.3 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.19 ± 0.03 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 7 звездных радиусов и делает один оборот за 2.82797 суток, его эффективная температура достигает 1991 ± 21 К.

Планета NGTS-33 b (показана фиолетовой звездой) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других планет-гигантов с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет-гигантов без ядра из тяжелых элементов, а также с ядром массой 10, 25, 50 и 100 масс Земли. Расчеты приведены для планет возрастом 1, 3.2, 10, 31.6 и 100 млн. лет. Радиус NGTS-33 b на 11-15% больше, чем ожидается для планеты ее возраста и температуры.

Родительская звезда делает один оборот вокруг своей оси всего за 16 часов, что делает эту систему идеальной целью для измерения эффекта Росситера-МакЛафлина и определения наклонения плоскости орбиты планеты к экватору звезды. Величина наклона покажет, за счет какого механизма такой молодой гигант успел оказаться на своей текущей орбите.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2411.08960

 

 

19 ноября 2024
TOI-6303 b и TOI-6330 b: массивные гиганты у красных карликов

Планетные системы у звезд красных карликов заметно отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. В частности, у красных карликов редки планеты-гиганты, а те, что все-таки встречаются, обычно имеют относительно малую массу, т.е. являются скорее сатурнами, чем юпитерами. Этот факт легко объясняется небольшими размерами протопланетных дисков красных карликов и их малой массой. Однако иногда исследователям попадаются планетные системы, где вокруг красных карликов вращаются тяжелые планеты-гиганты, чья масса в несколько раз превышает массу Юпитера. Возможно, эти объекты образовались не обычным образом (путем аккреции на ядро), а путем гравитационной неустойчивости.

14 ноября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух массивных планет у красных карликов TOI-6303 и TOI-6330. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF.

TOI-6303 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 151.8 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.644 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.609 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость в 12.2 раз меньше солнечной. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.8 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-6303 очень неуверенно определен в 6.4 ± 4.7 млрд. лет.

При радиусе 1.03 ± 0.06 радиусов Юпитера масса гиганта TOI-6303 b достигает 7.84 ± 0.31 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 8.8 ^+1.8/_-1.3 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.076 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 9.48524 ± 0.00002 суток. Эффективная температура планеты составляет 541 ± 14 К в предположении нулевого альбедо и 455 ± 12 К в предположении альбедо, равного 0.5.

TOI-6330 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный на 143.5 ± 0.6 пк. Его масса и радиус составляют 0.53 ± 0.02 и 0.49 ± 0.01 солнечных масс и радиусов, соответственно, светимость в 27 раз меньше солнечной. Содержание тяжелых элементов в составе TOI-6330 близко к солнечному, возраст оценивается в 7.6 ± 4.9 млрд. лет.

Масса TOI-6330 b еще больше, чем у TOI-6303 b, и достигает 10.0 ± 0.3 масс Юпитера. Этот супер-юпитер вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0576 ± 0.0008 а.е. и эксцентриситетом 0.34 ± 0.01, и делает один оборот за 6.85002 суток. При радиусе 0.97 ± 0.03 радиусов Юпитера его средняя плотность достигает 13.6 ± 1.4 г/куб.см. Усредненная по периоду эффективная температура планеты оценивается в 495 ± 14 К в предположении нулевого альбедо и 416 ± 11 К в предположении альбедо, равного 0.5.

Планеты TOI-6303 b и TOI-6330 b (показаны синими кружками с красной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет-гигантов с измеренной массой. Красными кружками показаны планеты красных карликов, серыми кружками – планеты более горячих звезд. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 1, 3 и 10 г/куб.см. Красная вертикальная линия показывает границу между планетами и коричневыми карликами при массе, равной 13 масс Юпитера.

Авторы проанализировали возможные пути формирования этих планет и нашли, что почти наверняка они образовались в результате гравитационной неустойчивости в протопланетных дисках на расстоянии свыше 5 а.е. от своих звезд, а затем мигрировали внутрь системы. Реализация такого сценария требует маловероятного стечения обстоятельств – наличия массивных дисков с большим количеством пыли, удаленных от ярких звезд и поэтому просуществовавших дольше обычных 2-3 млн. лет, что и объясняет большую редкость планет этого типа.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2411.08159

 

 

7 ноября 2024
Массу экстремально плотного мини-нептуна HD 119130 b «уменьшили» почти втрое

В конце 2028 года была представлена очень необычная планета HD 119130 b (K2-292 b). При радиусе 2.63 ± 0.11 радиусов Земли его масса достигала 24.5 ± 4.4 масс Земли, что соответствовало средней плотности 7.4 ± 1.6 г/куб.см. Было совершенно неясно, как такая огромная суперземля вообще могла образоваться и не превратиться при этом в газовый гигант. Равновесная температура планеты ~800 K была слишком низка для эффективного фотоиспарения водородной атмосферы, если предположить, что эта атмосфера когда-либо существовала. В общем, теоретикам предстояло поломать голову.

Но все оказалось гораздо проще. 6 ноября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная уточнению массы HD 119130 b. Первооткрыватели оценили массу планеты всего по 18 измерениям лучевой скорости родительской звезды, полученным спектрографом CARMENES, причем данные наблюдений ложились на кеплеровскую кривую не слишком хорошо. В новой работе авторы объединили 31 измерение, полученное на HARPS, 16 измерений на HARPS-N и 10 на HIRES, присоединили к нам 18 замерам на CARMENES от первооткрывателей, и получили новую оценку массы планеты – 8.8 ± 3.2 масс Земли. Это соответствует средней плотности 2.7 ± 1.0 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Поскольку погрешность измерения сравнима с измеряемой величиной, авторы получили верхний предел на массу планеты в 15.4 масс Земли (с достоверностью 98%). Таким образом, изначально высокая масса планеты оказалась следствием ошибки измерений.

Старое (показано квадратом) и новое (показано звездой) положение планеты HD 119130 b на диаграмме «Масса – Радиус». Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из воды, силикатов и железа, а также планет земного состава. Голубыми штрихпунктирными линиями показаны соотношения масса-радиус для планет земного состава с 1% и 2% водородной атмосферы, синей пунктирной линией – аналогичное соотношение для планет, на 50% состоящих из воды. Для сравнения кружком с плюсом внутри показана Земля.

Как так могло получиться? Расположив все измерения лучевой скорости на графике в зависимости от времени, авторы показали, что видимое увеличение амплитуды колебаний, приведшее к переоценке массы HD 119130 b, было вызвано наложением еще одного колебания с периодом ~200 суток и амплитудой 4.9 ± 1.2 м/с, а также малым количеством измерений в течение непродолжительного времени. Авторы пишут, что для надежного измерения массы транзитной планеты необходимо получить не менее 40 измерений, причем на каждый виток планеты вокруг звезды должно приходиться не менее 2-3 измерений. Только такой подход позволит избежать ошибок, связанных с возможным наличием других (не транзитных) планет в системе, а также с наложением на колебания лучевой скорости, вызванные транзитной планетой, колебаний, вызванных звездной активностью.

Природа 200-суточного RV-сигнала пока не ясна. Авторы призывают научное сообщество продолжить наблюдения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2411.02518

 

 

5 ноября 2024
Измерено наклонение орбиты эксцентричного гиганта TOI-2145 b к экватору звезды

Между массами экзопланет-гигантов и эксцентриситетами их орбит есть любопытная корреляция: планеты с массами больше 2 масс Юпитера чаще оказываются на эксцентричных орбитах, чем более легкие планеты-гиганты. Эту корреляцию объясняют тем, что массивные гиганты часто образуются путем слияний планет во время динамической неустойчивости молодых планетных систем. Образовавшиеся в результате бурных динамических процессов, такие планеты часто оказываются на эксцентричных орбитах, сильно наклоненных к экватору звезды.

5 ноября в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению наклона орбиты массивного гиганта TOI-2145 b. Авторы измерили эффект Росситера-МакЛафлина во время двух транзитов этой планеты, случившихся 26 мая и 6 июля 2023 года, с помощью спектрографа NEID. Угол между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды (точнее, его проекция на небесную сферу) оказался равным λ = 6.8 ± 3.8°.

Масса TOI-2145 b достигает 5.68 ± 0.37 масс Юпитера, планета вращается вокруг своей звезды по орбите с эксцентриситетом 0.214 ± 0.014 и делает один оборот за 10.26 суток. При этом орбита планеты почти не наклонена к звездному экватору. Относительно большой орбитальный период делает маловероятным предположение, что TOI-2145 b оказалась на своей орбите в результате высокоэксцентричной миграции (расстояние между планетой и звездой слишком велико, чтобы приливные силы эффективно и быстро скруглили резко эксцентричную орбиту). Авторы склоняются к мысли, что этот массивный гигант является результатом слияний нескольких газовых гигантов, хотя не исключен и вариант образования этой планеты в очень массивном протопланетном диске – в этом случае можно обойтись и без слияний.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2411.01356

 

 

31 октября 2024
Странная ситуация с планетой эпсилон Индейца b

Иногда изучение экзопланет оборачивается настоящей головоломкой. Данные, полученные одним методом, вступают в противоречие с данными, полученными другими методами, и теоретикам приходится немало поломать голову, чтобы убедительно объяснить происходящее. Именно такая ситуация сложилась с планетой-гигантом у звезды эпсилон Индейца (HD 209100).

Эпсилон Индейца – близкий оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас всего на 3.638 ± 0.001 пк. Это звезда среднего возраста, который оценивается в 4.7 ± 1.0 или 3.6 ^+0.8/_-1.3 млрд. лет (разные группы исследователей предлагают разные значения, которые, тем не менее, согласуются в пределах погрешностей). Звезда входит в состав иерархической тройной системы – на расстоянии 1460 а.е. (в проекции на небесную сферу) находится пара коричневых карликов спектральных классов T1 V и T6 V, вращающихся вокруг общего центра масс на среднем расстоянии ~2.5 а.е.

В 2019 году была представлена планета эпсилон Индейца b. Ее обнаружили, объединив метод лучевых скоростей и астрометрию. Оба метода согласованно очертили эллипс, который описывала родительская звезда в своем движении вокруг центра масс с тяжелой планетой-гигантом. Массу гиганта оценили в 3.25 ^+0.39/_-0.65 масс Юпитера, большую полуось орбиты – в 11.6 ± 0.9 а.е., наклонение орбиты к лучу зрения – в 64.3 ^+11.8/_-6.1°. Температурный режим планеты, обусловленный нагревом родительской звездой, являлся промежуточным между температурными режимами Урана и Нептуна.

Массивная, и поэтому теплая, планета-гигант на широкой орбите у близкой звезды выглядела многообещающей целью для получения ее прямых изображений инфракрасными телескопами. Особые надежды исследователи возлагали на 6.5-метровый космический ИК телескоп имени Джеймса Вебба (JWST). Были вычислены эфемериды планеты, которые предсказывали ее положение относительно звезды на небесной сфере.

3 июля 2023 года JWST провел съемку окрестностей эпсилон Индейца с применением коронографа, ослабляющего свет центральной звезды. На расстоянии 4.11 угловых секунд от HD 209100 (~15 а.е. в проекции на небесную сферу) был обнаружен инфракрасный источник, достаточно яркий в лучах с длиной волны 10.65 и 15.5 мкм, но отсутствующий на снимках, полученных в лучах с длиной волны 3.5 и 5.0 мкм. Такое распределение яркости говорило о низкой температуре ~280 K, ожидаемой от планеты-гиганта возрастом ~4 млрд. лет.

Таким образом, планету эпсилон Индейца b можно считать обнаруженной? Не все так просто! Ни положение, ни орбита источника не совпали с предсказанными значениями. Массу увиденной на снимках планеты оценили в 6.3 ± 0.6 масс Юпитера, большую полуось орбиты – в 28.4 ^+10.0/_-7.2 а.е., эксцентриситет орбиты – в 0.40 ± 0.18. Она расположена как минимум вдвое дальше от звезды, чем казалось согласно непрямым методам.

Снимки окрестностей звезды эпсилон Индейца, полученные JWST в лучах с длиной волны 10.65 мкм (слева) и 15.5 мкм (справа). Положение звезды отмечено оранжевой звездой. Планета b – яркий источник в левом верхнем углу обоих изображений.

Быть может, обнаруженный источник является объектом заднего фона и только случайно проецируется на окрестности эпсилон Индейца? Чтобы проверить эту гипотезу, авторы подняли архивные снимки эпсилон Индейца, полученные в сентябре 2019 года телескопом VLT в лучах с длиной волны 10.0-12.5 мкм. Эта звезда довольно быстро перемещается по небесной сфере (4.7 угловых секунд в год), за 4 года она сместилась примерно на 18 угловых секунд. Если бы источник был фоновым, он бы сместился относительно звезды примерно на то же расстояние. Однако этого не произошло – на снимках VLT обнаружился слабый (с отношением сигнал/шум около 3) ИК источник, находящийся в той же позиции, что и источник, найденный JWST. Это означает, что объект физически связан со звездой и движется в пространстве вместе с ней.

Так может, планет две? Такая возможность не исключена, но маловероятна. Авторы отмечают, что астрометрические данные говорят о единственном источнике ускорения звезды, который согласуется с обнаруженной на снимках планетой при условии, что та сейчас находится вблизи апоцентра.

Измеренная температура эпсилон Индейца b составляет 275 К, ее низкая яркость в лучах 3-5 мкм объясняется высоким содержанием тяжелых элементов и высоким отношением C/O, в 2.5 раза превышающим солнечное значение, а также наличием облаков. Авторы предполагают, что планета сформировалась за снеговой линией углекислого газа и содержит значительное количество этого вещества. Также она должна содержать много метана, аммиака и угарного газа. Радиус планеты составляет примерно 0.95 радиусов Юпитера.

На данный момент планета эпсилон Индейца b – самая холодная из всех, для кого были получены прямые изображения.

Информация получена: https://www.nature.com/articles/s41586-024-07837-8

 

 

29 октября 2024
В системе TOI-561 открыта пятая планета

Планетная система у древней солнцеподобной звезды TOI-561 была представлена в 2020 году. Она включает в себя четыре транзитные планеты с орбитальными периодами 0.447, 10.779, 25.713 и 77.144 суток и радиусами 1.40 ± 0.03, 2.87 ± 0.04, 2.62 ± 0.06 и 2.52 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS-N и HIRES. На момент открытия обе внешние планеты прошли по звездному диску только по одному разу, что сначала вызвало путаницу: из-за близких размеров планет d и e два их единичных транзита были приняты за транзиты одной и той же планеты с периодом 16.4 суток, которая в дальнейшем не подтвердилась.

Чтобы разобраться в строении этой системы и уточнить параметры внешних планет, исследователи изучили кривые блеска TOI-561, полученные TESS на 45 и 46 секторах, а также пронаблюдали звезду во время ожидаемого транзита планеты e с помощью спутника ChEOPS. Также они проанализировали все архивные измерения лучевой скорости TOI-561 (122 на HARPS-N и 61 на HIRES). Успешное наблюдение транзитов планет b и e на ChEOPS подтвердило правильность 4-планетной модели. Радиусы и орбитальные периоды планет были существенно уточнены. Их массы теперь оцениваются в 2.02 ± 0.23, 5.93 ± 0.67, 13.3 ± 1.0 и 12.4 ± 1.4 масс Земли, соответственно, что соответствует средней плотности 4.1 ± 0.5, 1.3 ± 0.2, 4.1 ± 0.4 и 4.3 ± 0.5 г/куб.см. У планеты e температурный режим Меркурия (эффективная температура 416 ± 6 К), внутренние планеты еще горячее.

Планеты системы TOI-561 (показаны кружками с черной обводкой и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена в левой верхней части графика. Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Для сравнения синими звездочками показаны Венера, Земля, Уран и Нептун.

Помимо колебаний, вызванных транзитными планетами, лучевая скорость TOI-561 продемонстрировала еще одно колебание с периодом 433 ± 20 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что оно вызвано пятой (не транзитной) планетой TOI-561 f с минимальной массой 19.1 ± 2.7 масс Земли. Как и остальные планеты этой системы, TOI-561 f находится на близкой к круговой орбите: с большой полуосью 1.043 ± 0.035 а.е. и эксцентриситетом 0.08 ^+0.08/_-0.06. Эффективная температура планеты оценивается в 234 ± 5 К, а температурный режим близок к температурному режиму Марса. Скорее всего, орбита планеты f мало наклонена к орбитам транзитных планет, и ее истинная (физическая) масса мало отличается от измеренной минимальной массы.

Авторы провели анализ динамической устойчивости 5-планетной системы и нашли ее устойчивой при условии, что эксцентриситет орбиты планеты f не превышает ~0.1.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.18169

 

 

22 октября 2024
Низкая яркостная температура суперземли LHS 1478 b говорит о наличии у нее плотной атмосферы

С запуском космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) в изучении экзопланет началась новая эра. Анализ зависимости глубины транзита от длины волны (трансмиссионная спектроскопия) и глубины вторичного минимума от длины волны (эмиссионная спектроскопия) позволяют определять альбедо, состав, плотность, температуру и другие характеристики планетных атмосфер. Особенно интересны небольшие планеты с твердой поверхностью – земли и суперземли. Пока исследователи сконцентрировались на изучении планет у красных карликов: маленькие размеры дисков красных карликов делают трансмиссионные и эмиссионные спектры планет более выразительными и доступными измерениям.

Однако атмосферы планет красных карликов могут сильно отличаться от атмосфер планет тех же размеров, вращающихся вокруг более горячих звезд. Красные карлики долгое время проводят на стадии протозвезды, постепенно сжимаясь и уменьшая свою светимость, в это время они быстро вращаются и отличаются бурной активностью. В первые миллиарды лет атмосферы планет подвергаются воздействию частых и мощных вспышек, жесткого рентгеновского излучения корон, а также плотного звездного ветра. Все это может приводить к быстрой эрозии атмосфер каменистых планет красных карликов, которой не будет у атмосфер планет того же типа у более горячих и спокойных звезд.

За последний год вышло несколько публикаций, посвященных атмосферам твердых планет, вращающихся вокруг красных карликов (например, Gliese 486 b, LTT 1445A b, GJ 367 b). Наблюдения на JWST показали, что все это темные планеты, лишенные плотных атмосфер, а возможно, и лишенные атмосфер вовсе. Можно ли распространить эту закономерность на все каменистые планеты красных карликов?

Как оказалось, нет.

16 октября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду) суперземли LHS 1478 b (TOI-1640 b).

LHS 1478 b была представлена в 2021 году. Это суперземля радиусом 1.24 ± 0.05 радиусов Земли и массой 2.33 ± 0.2 масс Земли, вращающаяся вокруг красного карлика спектрального класса M3.5 V на расстоянии 16 звездных радиусов, ее эффективная температура оценивается в ~585 K.

Авторы пронаблюдали два вторичных минимума, случившихся 18 ноября 2023 года и 20 января 2024 года, с помощью инструмента MIRI на борту JWST. Во время первого визита глубина вторичного минимума составила 146 ± 56 ppm, во время второго – 126 ± 85 ppm. Фактически, вторичный минимум во время второго визита вообще не был надежно зарегистрирован (погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной). Даже величина 146 ± 56 ppm гораздо меньше глубины в ~300 ppm, ожидаемой в случае черной планеты, лишенной атмосферы. Как пишут авторы статьи, модель черной планеты без атмосферы исключена с достоверностью 3.4 сигма, а модель планеты без атмосферы с альбедо 0.2 – с достоверностью 2.9 сигма. Скорее всего, LHS 1478 b окутана атмосферой, эффективно переносящей тепло на ночную сторону.

Чтобы оценить параметры атмосферы, авторы сравнили полученные данные с атмосферными моделями. Лучше всего подходит атмосфера из углекислого газа с давлением 1 бар, но допустимы и другие значения давления от 0.1 до 10 бар. Также подходит атмосфера с давлением 5-10 бар, состоящая из азота или водяного пара с примесью углекислоты на уровне 0.1%. В принципе, формально не исключен и вариант с отсутствием атмосферы, при условии, что альбедо поверхности превысит 0.7, однако он выглядит физически неправдоподобным: космическое выветривание безатмосферных тел должно делать их поверхность темной.

Авторы призывают продолжить наблюдения вторичных минимумов LHS 1478 b, чтобы избежать систематических погрешностей и уточнить яркостную температуру дневного полушария. Это, в свою очередь, поможет точнее определить параметры атмосферы этой планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.11048

 

 

19 октября 2024
Суперземля LTT 1445A b: темная поверхность и отсутствие плотной атмосферы

Сравнительная экзопланетология постепенно смещает фокус внимания с поисков новых экзопланет на изучение уже известных. Наблюдения с помощью космических телескопов в разных диапазонах электромагнитных волн позволяют оценить альбедо поверхности планеты, ее температуру, плотность и состав атмосферы. Особенно интересны небольшие планеты с твердой поверхностью – земли и суперземли.

Суперземля LTT 1445A b была представлена в 2019 году. Это ближайшая транзитная суперземля у красного карлика, она удалена от нас всего на 6.684 ± 0.001 пк. При радиусе 1.34 ^+0.11/_-0.06 радиусов Земли масса планеты достигает 2.73 ± 0.25 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.2 ± 1.3 г/куб.см, совместимой с железокаменным составом. Другие авторы приводят немного отличающиеся параметры: радиус 1.31 ± 0.07 радиусов Земли, масса 2.87 ± 0.26 масс Земли, средняя плотность 7.1 ± 1.2 г/куб.см. Как можно видеть, обе оценки согласуются в пределах погрешностей. Планета вращается вокруг своей звезды с орбитальным периодом 5.35877 суток, ее эффективная температура (в предположении эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается в 424 ± 21 К (431 ± 23 К). Проще говоря, температурный режим LTT 1445A b близок к температурному режиму Меркурия.

16 октября 2024 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы две статьи независимых научных коллективов, посвященные изучению LTT 1445A b. Авторы первой работы получили трансмиссионный спектр планеты на «Хаббле», авторы второй – эмиссионный спектр на JWST. «Хаббл» пронаблюдал три транзита в лучах с длиной волны 0.2-1.65 мкм, инструмент MIRI на борту JWST пронаблюдал три захода планеты за звездный диск в лучах с длиной волны 5-10.6 мкм.

Трансмиссионный спектр LTT 1445A b оказался почти плоским, лишенным деталей. В ближнем инфракрасном диапазоне 1.10-1.65 мкм отличие трансмиссионного спектра от горизонтальной линии чуть более заметное, но все равно незначительное (с достоверностью 1.6 сигма). Это означает, что у планеты LTT 1445A b или вовсе нет атмосферы, или она состоит из тяжелых газов. Авторы исключили атмосферу солнечного химического состава (т.е. преимущественно из водорода и гелия). С достоверностью 3.3 сигма содержание тяжелых элементов более чем в 100 раз превышает солнечное значение (а, скорее, превышает и в 1000 раз).

Измерение глубины вторичного минимума с помощью JWST позволило определить температуру дневного полушария планеты – 525 ± 15 К. Измеренная температура составляет 0.952 ± 0.057 от максимально возможной температуры, достигаемой в случае нулевого альбедо в отсутствии теплопереноса на ночную сторону. Это означает, что у планеты LTT 1445A b нет плотной атмосферы, которая могла бы сгладить температурные контрасты. Сравнив полученные данные с атмосферными моделями, авторы полностью исключили атмосферу любого состава с давлением у поверхности 100 бар и выше или светлую поверхность с альбедо больше 0.62. Атмосфера умеренной плотности, как у Земли или Титана, исключается с достоверностью 1.6 сигма, т.е. с натяжкой допустима, атмосфера как у Марса наилучшим образом описывает данные.

Таким образом, суперземля LTT 1445A b предстает перед нами темным миром, окутанным разреженной атмосферой из тяжелых газов.
Авторы предлагают провести новые наблюдения, в частности, на более длинных волнах (12.8 и 15 мкм), где находятся сильные полосы углекислого газа. Это поможет обнаружить у LTT 1445A b даже разреженную углекислотную атмосферу (если она есть).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.11054
https://arxiv.org/pdf/2410.10987

 

 

18 октября 2024
«Гайя» обнаружила массивную планету-гигант у оранжевого карлика

Астрометрия и метод лучевых скоростей являются взаимно дополнительными непрямыми методами поиска экзопланет. Они оба регистрируют отклик звезды на гравитационное влияние своих планет: астрометрия измеряет небольшие изменения положения звезды на небесной сфере, а метод лучевых скоростей – проекцию ее орбитальной скорости на луч зрения. К настоящему моменту методом лучевых скоростей открыто более тысячи экзопланет, а астрометрией – всего несколько наиболее массивных. Однако с запуском миссии «Гайя» эта ситуация начала меняться.

У метода лучевых скоростей есть важный недостаток – с его помощью нельзя измерить физическую массу планеты m, а только т.н. проективную, или минимальную массу m sin i, где i – наклонение орбиты к лучу зрения. Минимальная масса всегда меньше или равна физической. Измерив методом лучевых скоростей минимальную массу планеты, мы получаем только нижний предел на ее физическую массу. При неудачной конфигурации (если орбита ориентирована к нам «плашмя») физическая масса может в десятки раз превышать минимальную, а объект, казавшийся планетой, оказаться коричневым карликом или даже маломассивной звездой.

В этой ситуации включение в анализ астрометрических данных позволяет оценить массу RV-планеты сверху, а при удачном стечении обстоятельств – более-менее точно измерить наклонение ее орбиты и физическую массу. Видимое движение звезды на небесной сфере заметить тем легче, чем массивнее планета и чем легче звезда, и чем ближе к нам планетная система, поэтому лучше всего астрометрия работает для планет на широких орбитах у близких красных карликов.

10 октября 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты и легкого коричневого карлика у двух красных карликов Gaia-4 и Gaia-5. Авторы воспользовались архивными измерениями лучевых скоростей обеих звезд и объединили эти данные с астрометрическими данными «Гайи», доступными после третьего релиза.

Gaia-4 – поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 73.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.644 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.624 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в 10 раз меньше солнечной. Возраст звезды известен плохо – как 6.8 ± 4.6 млрд. лет. Наклон оси вращения звезды к лучу зрения составляет 90 ± 41°, т.е. мы видим звезду примерно со стороны экватора.

Положение Gaia-4 на небесной сфере и ее лучевая скорость согласованно очертили орбитальное движение звезды вокруг барицентра системы, вызванное влиянием планеты массой 11.8 ± 0.7 масс Юпитера с орбитальным периодом 571.3 ± 1.4 суток. Эксцентриситет орбиты составил 0.338 ± 0.026, наклонение к лучу зрения – 116.9 ± 4.4°. Величина большой полуоси орбиты планеты в статье не сообщается, но по 3 закону Кеплера его нетрудно оценить в 1.16 ± 0.02 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.77 а.е. в перицентре до 1.55 а.е. в апоцентре, а усредненный температурный режим грубо соответствует температурному режиму Главного пояса астероидов. При этом массивная планета наверняка еще не остыла, и ее температура выше, чем была бы в отсутствии внутренних источников тепла.

Положение планеты Gaia-4 b и коричневого карлика Gaia-5 b (показаны звездами и подписаны) на диаграмме «Масса родительской звезды – Масса планеты». Планеты, для которых известны физические (истинные) массы, показаны кружками, планеты, для которых известны только минимальные массы, показаны треугольниками. Горизонтальная пунктирная линия – граница между планетами и коричневыми карликами (13 масс Юпитера). Как можно видеть, у звезд массой меньше 0.3 солнечных масс планет-гигантов массами 1-10 масс Юпитера не обнаружено («пустыня юпитеров»).

Интересно, что из 28 поздних оранжевых и красных карликов северного неба, у которых «Гайя» обнаружила намеки на орбитальное движение вокруг барицентра, 21 оказались спектральными двойными, и лишь 7 выглядят одиночными звездами. Gaia-4 и Gaia-5 входят в число этих семи. Физическая природа оставшихся 5 возможных компаньонов пока неясна, возможно, некоторые из них тоже окажутся планетами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.05654

 

 

15 октября 2024
Рыхлые планеты вращаются медленно

Среди огромного разнообразия экзопланет встречаются удивительные планеты очень низкой плотности. По-английски их называют super-puffs, в русском языке еще нет устоявшегося термина. При радиусах, соответствующих планетам-гигантам (7-10 радиусов Земли), их массы не превышают 10 масс Земли, а средняя плотность оказывается меньше 0.1 г/куб.см. По одной из гипотез, эти планеты имеют железокаменное ядро массой в несколько масс Земли, окруженное протяженной водородно-гелиевой атмосферой массой до 40% полной массы планеты. По другой – за кажущуюся низкую среднюю плотность отвечают широкие непрозрачные кольца этих планет, увеличивающие их видимые размеры.

Быстро вращающиеся рыхлые планеты должны быть сильно сплюснутыми. Наличие колец также должно менять силуэт планеты, делать его отличным от простого круга. Высокоточные фотометрические измерения формы транзитной кривой позволяют обнаружить отличия формы планеты от сферической и измерить степень ее сплюснутости, а также обнаружить кольца (при их наличии и не равном нулю угле раскрытия).

За последний месяц в Архиве электронных препринтов вышло две работы, посвященные измерению сплюснутости очень рыхлых планет. Работа, опубликованная 11 сентября, описывала наблюдения планеты Kepler-51 d, работа, опубликованная 10 октября – планеты HIP 41378 f. Оба объекта отличаются предельно низкой плотностью и умеренным нагревом (их эффективные температуры меньше 400 К).

При отличии формы планеты от сферической форма транзитной кривой изменится, особенно в областях захода планеты на звездный диск и схода с него. Отличия очень малы, для их регистрации нужна фотометрия высокой точности.

Транзит сплюснутой планеты по диску звезды. Рассмотрен пример, когда полярный радиус меньше экваториального на 20%, а наклон оси вращения к плоскости орбиты равен 45°. На нижнем графике показаны отличия транзитной кривой сплюснутой планеты от транзитной кривой круглой планеты того же эквивалентного радиуса.

Транзит Kepler-51 d, произошедший 26 июня 2023 года, наблюдали с помощью спектрографа NIRSpec на борту JWST. Планета HIP 41378 f специально не наблюдалась – авторы воспользовались фотометрией, полученной «Кеплером». Ни для одной из планет не удалось обнаружить отличия их формы от сферической. Сплюснутость Kepler-51 d не превышает 0.15, сплюснутость HIP 41378 f не превышает 0.18. Это ограничивает периоды вращения этих планет снизу: Kepler-51 d делает один оборот дольше, чем за 40 часов, HIP 41378 f – дольше, чем за 22.2 часа. Отметим, что Юпитер делает один оборот за 9 часов 50 минут, Сатурн – за 10 часов 34 минуты.

Конечно, трехмерная форма планеты не определяется формой ее силуэта на фоне звездного диска – планета может быть сильно сплюснутой, но при этом вращающейся «лежа на боку», как Уран. В этом случае мы видели бы ее со стороны полюса, и ее видимая форма почти не отличалась бы от круга. Однако и Kepler-51 d, и HIP 41378 f входят в состав резонансных многопланетных систем с очень низкими эксцентриситетами орбит и малыми взаимными наклонениями, что говорит об их невозмущенности, динамической холодности. Закон сохранения момента количества движения требует, чтобы оси вращения были примерно перпендикулярны плоскости орбит. Наклон оси вращения может быть вызван катастрофическими столкновениями планет с крупными планетезималями и планетными эмбрионами, но это сломало бы стройный порядок, наблюдаемый в этих планетных системах. Таким образом, сценарий с сильным наклоном оси вращения выглядит крайне маловероятным, и Kepler-51 d и HIP 41378 f действительно вращаются медленно.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.05408
https://arxiv.org/pdf/2409.06697

 

 

10 октября 2024
Уточнены массы пяти суперземель, впервые измерена масса планеты TOI-1011 b

К суперземлям относят планеты, состоящие преимущественно из железа и силикатов. Солнечная система демонстрирует большое разнообразие железокаменных тел – от Меркурия, диаметр ядра которого составляет 3/4 диаметра всей планеты, до Луны, состоящей в основном из силикатов с маленьким ядром. На Земле и Венере массовая доля железного ядра составляет примерно треть полной массы планеты. Похожее разнообразие демонстрируют и экзопланеты – среди них встречаются и плотные «супермеркурии», состоящие почти из одного железа, и планеты, по своему составу напоминающие Землю.

Чтобы более-менее точно определить долю ядра в составе суперземли, необходимо с высокой точностью измерить ее массу и радиус. Радиус планет определяют по глубине транзита, массы обычно измеряют методом лучевых скоростей. Из-за малой массы суперземель амплитуда колебаний лучевой скорости звезды составляет всего несколько метров секунду, что требует больших телескопов, высокоточных спектрографов и большого количества измерений.

2 октября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс ряда уже известных суперземель. Авторы отобрали несколько «супермеркуриев», масса которых была измерена с большими погрешностями, и попробовали уточнить их массы, измеряя лучевые скорости родительских звезд с помощью спектрографов MAROON-X на телескопе Gemini и KPF на Кеке. После этой процедуры массы многих планет оказались меньше, а химический состав стал больше напоминать земной.

Таблица. Уточненные свойства планет

Планета	Орбитальный период, сут.	Радиус, радиусов Земли	Масса, масс Земли	Массовая доля ядра
HD 93963A b	1.03761	1.49 ± 0.04	4.31 ± 1.66	0.33 ± 0.42
Kepler-10 b	0.83749	1.47 ± 0.03	3.58 ± 0.33	0.16 ± 0.20
Kepler-100 b	6.88734	1.34 ± 0.12	4.01 ± 0.47	0.59 ± 0.30
Kepler-407 b	0.66931	1.19 ± 0.05	1.93 ± 0.50	0.35 ± 0.32
TOI-1011 b	2.47050	1.45 ± 0.05	4.04 ± 0.59	0.33 ± 0.19
TOI-1444 b	0.47027	1.42 ± 0.04	3.34 ± 0.43	0.22 ± 0.17

Если остальные планеты были представлены раньше, планета у звезды TOI-1011 (HD 61051) представляется впервые. HD 61051 – солнцеподобная звезда спектрального класса G8 V, удаленная на 52.38 ± 0.04 пк. Ее масса оценивается в 0.91 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.92 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на 30% меньше солнечной.

Звезда попала на 34 и 61 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 2.4705 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.45 ± 0.05 суток. Масса планеты составляет 4.0 ± 0.6 масс Земли, при этом массовая доля ядра близка к аналогичной величине для Земли и Венеры, что говорит приблизительно о земном составе.

Планеты с уточненными массами (показаны разноцветными ромбами) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Белыми кружками показаны Земля и Венера. Точечной и штрихпунктирной линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из железа и силикатов, соответственно. Черная линия – планеты земного состава. Бледно-фиолетовая область охватывает железокаменные суперземли, планеты, расположенные выше линии силикатов, содержат воду и/или водородно-гелиевую атмосферу.

После уточнения масс планет их химический состав стал ближе к земному составу. HD 93963A b и Kepler-100 b ранее выглядели состоящими из железа почти полностью, теперь доля железа стала более правдоподобной. Также авторы делают вывод, что суперземли, вращающиеся вокруг древних звезд толстого диска, обеднены железом относительно более молодых планет тонкого диска.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.00213

 

 

8 октября 2024
У планеты GJ 9827 d атмосфера из водяного пара

В Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли, однако у других звезд они встречаются очень часто. Как правило, планеты с радиусами 1.0–1.5 радиусов Земли имеют железокаменный состав, планеты с радиусами 2.5–3.8 радиусов Земли являются уменьшенными аналогами Урана и Нептуна с преимущественно водородно-гелиевыми атмосферами, а среди планет с радиусами 1.6-2.4 радиусов Земли должно быть много водных миров (океанид, или супер-Ганимедов). К сожалению, зная только массу и радиус планеты, невозможно однозначно определить ее физическую природу, потому что одну и ту же среднюю плотность могут обеспечить разные варианты химического состава. Для того, чтобы определить, является ли планета мини-нептуном или океанидой, необходимо изучить ее атмосферу.

Планета GJ 9827 d была представлена в 2017 году. Телескоп «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2 обнаружил у позднего оранжевого карлика GJ 9827 (K2-135) три транзитные планеты с орбитальными периодами 1.209, 3.648 и 6.202 суток и радиусами 1.64 ± 0.22, 1.29 ± 0.17 и 2.08 ± 0.28 радиусов Земли, соответственно. В 2018 году удалось уточнить их радиусы и оценить массы. По последним данным, масса внешней планеты GJ 9827 d составляет 3.0 ± 0.6 масс Земли, радиус – 1.98 ± 0.11 радиусов Земли, эффективная температура (в предположении альбедо, равного 0.3) – 618 ± 12 К.

Планета GJ 9827 d (показана красным треугольником и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой (некоторые из них тоже подписаны). Цвет планет отражает их эффективную температуру в предположении альбедо, равного 0.3, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, синим линиям соответствуют модели водных миров с долей воды 10% и 50% при температуре 670 К. Полупрозрачной серой полосой показана «долина радиусов» 1.5-2.0 радиусов Земли. Для сравнения приведены также Венера и Земля.

В 2023 году «Хаббл» обнаружил в атмосфере GJ 9827 d водяной пар. Однако оставалось неясным, является ли этот водяной пар небольшой примесью к водородно-гелиевой атмосфере при условии, что планета окутана высотными облаками, или является основной атмосферной составляющей при отсутствии высотных облаков.

7 октября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям транзитов GJ 9827 d с помощью инструмента NIRISS на борту JWST. Авторы пронаблюдали два транзита, случившиеся 10 и 16 ноября 2023 года, в лучах с длиной волны от 0.6 до 2.85 мкм.

Трансмиссионный спектр GJ 9827 d, полученный NIRISS/JWST (показан пустыми кружками с черными барами ошибок) и его сравнение с различными атмосферными моделями. В спектре видны многочисленные полосы водяного пара. Учтено возможное влияние на трансмиссионный спектр звездных пятен.

Сравнение полученного спектра с атмосферными моделями показало, что атмосфера GJ 9827 d состоит преимущественно из водяного пара, каких-либо других составляющих (метана, аммиака, угарного газа и т.д.) не обнаружено. Впрочем, верхние пределы на углекислоту и угарный газ довольно мягкие. Средняя молекулярная масса атмосферных газов составила 18.0 ^+0.2/_-0.6. По-всей видимости, атмосфера безоблачная, или облака расположены глубже того уровня, который просвечивается при получении трансмиссионного спектра. Никакого увеличения глубины транзита в линии гелия 1083 нм не зафиксировано, это подтверждает вывод, что атмосфера GJ 9827 d является вторичной.

Океанида GJ 9827 d остается интересной целью для дальнейших исследований. В ближайшее время будут проведены наблюдения транзитов этой планеты с помощью NIRSpec/JWST на более длинных волнах инфракрасного диапазона, где находятся полосы углекислоты, угарного и сернистого газов. Это позволит существенно уточнить состав атмосферы GJ 9827 d и даже сделать выводы о составе ее мантии.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2410.03527

 

 

5 октября 2024
TOI-2458 b: плотный мини-нептун у звезды, поглотившей горячий юпитер

Горячие юпитеры встречаются у 0.5-1% солнцеподобных звезд. По современным представлениям, они формируются за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. В отдельных случаях приливное взаимодействие родительской звезды с близким горячим юпитером приводит к тому, что планета постепенно по спирали приближается к своей звезде и в конце концов поглощается ею. Это обогащает внешние слои звезды тяжелыми элементами (например, литием) и увеличивает скорость ее вращения.

27 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна у солнцеподобной звезды HD 34562 (TOI-2458). Звезда интересна тем, что оценки ее возраста по положению на эволюционном треке и по скорости вращения не согласуются друг с другом: для своего возраста она слишком быстро вращается. По всей видимости, не так давно (сотни миллионов лет назад) HD 34562 поглотила горячий юпитер, который передал ей свой вращательный момент.

HD 34562 – солнцеподобная звезда спектрального класса F9/G0 (разные авторы по разному определяют ее спектральный класс). Ее масса оценивается в 1.05 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.31 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое больше солнечной. Звезда завершает свое пребывание на главной последовательности, ее возраст достигает 5.7 ± 0.9 млрд. лет. При этом она делает один оборот вокруг своей оси всего за ~9 суток (для сравнения, Солнце возрастом 4.6 млрд. лет делает один оборот за ~27 суток). Угол между осью вращения и лучом зрения составляет 10.6 ^+13.3/_-10.6°, т.е. мы наблюдаем звезду примерно со стороны полюса.

TESS наблюдала HD 34562 на 32 секторе. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 3.7366 ± 0.0005 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 2.83 ± 0.20 радиусов Земли. После стандартной процедуры валидации авторы получили 87 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе HARPS. Это позволило не только измерить массу транзитной планеты b, но и обнаружить еще одну не транзитную планету с.

Масса TOI-2458 b оказалась равной 13.3 ± 1 масс Земли, что соответствует средней плотности 3.23 ^+0.76/_-0.64 г/куб.см. Этот плотный мини-нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.048 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.087 ± 0.06. Эффективная температура планеты достигает 1509 ± 41 К.

Планета TOI-2458 b (показана кружком с черной обводкой) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Звездочками показаны планеты у M-звезд, кружками – планеты GK-звезд, ромбами – планеты F-звезд. Цвет планет показывает: на верхнем графике – орбитальный период планет, на нижнем графике – их эффективную температуру, цветовые шкалы расположены справа от графиков. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Вторая планета TOI-2458 c не проходит по диску звезды, поэтому ее радиус остается неизвестным. Минимальная масса TOI-2458 c оценивается в 10.2 ± 1.9 масс Земли, орбитальный период 16.55 ± 0.06 суток, эксцентриситет орбиты – 0.29 ± 0.16. Большая полуось орбиты в статье не приводится, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.13 ± 0.01 а.е.

Полярная орбита транзитной планеты, эксцентричная орбита не транзитной планеты и подозрение на поглощение горячего юпитера в прошлом говорят о том, что эта система «взболтанная», динамически горячая.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.17532

 

 

3 октября 2024
Тяжелый горячий нептун TOI-5005 b

В Солнечной системе нет планет с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли, таких планет немного и у других звезд. По своим размерам они занимают промежуточное положение между Ураном и Сатурном, а по свойствам могут быть как легкими газовыми гигантами, так и тяжелыми нептунами. Формально граница между этими двумя типами пролегает по доле водорода и гелия в массе планеты – если она больше 50%, планета считается газовым гигантом, если меньше – нептуном.

Планет с радиусами 4-8 радиусов Земли и орбитальными периодами меньше 3 суток известно очень мало, этот дефицит называют «пустыней горячих нептунов». Планет тех же размеров с периодами свыше 6 суток больше, чем в «пустыне», но меньше, чем в соседних областях диаграммы «Орбитальный период – Радиус». Эту область все чаще называют «саванной».

27 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию тяжелого нептуна TOI-5005 b, которого авторы относят к пограничной области между «пустыней горячих нептунов» и «саванной». Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

TOI-5005 – солнцеподобная звезда спектрального класса G2 V, удаленная от нас на 210.1 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 0.97 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.93 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно на 15% меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно на 40% больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5005 составляет 2.2 ^+0.6/_-0.3 млрд. лет.

При радиусе 6.25 ± 0.24 радиусов Земли масса планеты TOI-5005 b достигает 32.7 ± 5.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.74 ± 0.16 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0661 ± 0.0005 а.е. (~15 звездных радиусов) и делает один оборот за 6.3085 суток. Эффективная температура TOI-5005 b составляет 1040 ± 20 К.

Планета TOI-5005 b (показана малиновым шестиугольником) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус» среди других транзитных экзопланет, открытых к 20 сентября 2024 года. Показаны «пустыня горячих нептунов» и «саванна».

Авторы сравнили параметры TOI-5005 b с моделями и нашли, что доля тяжелых элементов в ее составе достигает 76 ⁺⁴/_-11%, т.е. перед нами тяжелый нептун. Планета достаточно массивна, чтобы не испытывать катастрофической потери массы через фотоиспарение и взаимодействие со звездным ветром: по расчетам исследователей, за время жизни она потеряла 0.36 ± 0.18 земных масс водорода (~1.1% своей полной массы). Это означает, что она сразу сформировалась как тяжелый нептун, а не «облетела», изначально будучи легким газовым гигантом и потеряв значительную долю своей водородной оболочки.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.18129

 

 

2 октября 2024
У звезды Барнарда закрыли одну планету и открыли другую

Запуск космических транзитных миссий, таких, как «Кеплер» и TESS, а также совершенствование спектрографов, чья внутренняя (инструментальная) точность достигла долей метра в секунду, сделали возможным исполнить давнюю мечту астрономов – найти аналоги Земли у других звезд. Планеты земного типа в обитаемой зоне солнцеподобных звезд все еще недоступны исследователям, но появилась возможность открывать такие планеты у красных карликов. Особый интерес представляют самые ближайшие звезды, такие, как Проксима Центавра и звезда Барнарда.

Звезда Барнарда (GJ 699) – вторая по удаленности от Солнца после тройной системы Альфа Центавра и ближайшая одиночная звезда, расстояние до нее составляет 1.828 пк. Это древний красный карлик спектрального класса M4 V, входящий в состав толстого диска Галактики. Светимость звезды Барнарда в 281 раз меньше светимости Солнца, содержание тяжелых элементов в 3.6 раза меньше солнечного. Ее радиус прямо измерен интерферометром и составляет 0.187 ± 0.001 радиусов Солнца, масса оценивается в 0.162 ± 0.007 солнечных масс.

В 2018 году было объявлено об открытии планеты GJ 699 b минимальной массой 3.2 масс Земли и орбитальным периодом 233 суток. Вскоре это открытие оспорили – по мнению других исследователей, обнаруженное колебание лучевой скорости было вызвано не планетой, а внутренней активностью звезды. Вообще, аккуратный учет звездной активности представляет собой главную проблему в поисках планет малых масс методом лучевых скоростей.

1 октября 2024 года в онлайн-версии журнала Astronomy&Astrophysics была опубликована статья, посвященная наблюдениям звезды Барнарда с помощью самого точного на сегодняшний день спектрографа ESPRESSO. С мая 2019 года по июль 2023 года было получено 156 измерений лучевой скорости с погрешностью 10-16 см/с (!) Также авторы использовали архивные измерения лучевой скорости, полученные на спектрографах HARPS, HARPS-N и CARMENES.

Самые заметные колебания лучевой скорости звезды Барнарда связаны с ее активностью и совпадают с периодом ее вращения вокруг своей оси (142 ± 9 суток) и его первой гармоникой, а также магнитным циклом активности в ~3200 суток. Авторы не нашли в данных каких-либо признаков наличия колебаний с периодом 233 суток. Это означает, что представленной в 2018 году планеты не существует. Однако после аккуратного учета колебаний, вызванных звездной активностью, исследователи обнаружили четыре колебания малой амплитуды, из которых достоверным пока выглядит только одно – с периодом 3.1533 ± 0.0006 суток и амплитудой 55 ± 7 см/с. Достоверность этого RV-сигнала росла с ростом количества измерений, превысив 0.999 при 110 измерениях.

После тщательного анализа данных ученые пришли к выводу, что вокруг звезды Барнарда вращается планета с минимальной массой 0.37 ± 0.05 масс Земли. Это примерно втрое больше массы Марса. Ее орбита близка к круговой, эксцентриситет не превышает 0.16. Большая полуось орбиты составляет 0.0229 ± 0.0003 а.е., эффективная температура оценивается в 400 ± 7 К (в предположении альбедо, равного 0.3). Другими словами, температурный режим GJ 699 b близок к температурному режиму Меркурия.

Периодограмма показывает еще три пика с периодами (по мере уменьшения достоверности) 4.12, 2.34 и 6.74 суток и амплитудами 47, 41, 35 и 20 см/с, соответственно. Если эти пики вызваны влиянием планет, их минимальные массы составят 0.32, 0.31, 0.22 и 0.17 масс Земли. Однако пока рано говорить об их планетной природе. Нужны новые измерения высокой точности, доступные лучшим спектрографам нового поколения, таким, как уже действующий ESPRESSO и ANDES, который будет установлен на ELT.

Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/10/aa51311-24/aa51311-24.html

 

 

1 октября 2024
Подтверждена суперземля в обитаемой зоне у красного карлика TOI-1266

Планетные системы красных карликов – самые привлекательные цели в поисках небольших планет, в том числе попадающих в обитаемую зону. Малые размеры дисков красных карликов делают транзиты планет глубже, а их трансмиссионные спектры – выразительнее. Особый интерес представляют планеты с радиусами 2-3 радиуса Земли (мини-нептуны), аналогов которых в Солнечной системе нет. Многие из них могут содержать большое количество воды и не иметь существенной водородной атмосферы.

26 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная подтверждению третьей планеты у красного карлика TOI-1266. Авторы объединили архивные измерения лучевой скорости звезды с наблюдениями вариаций времени наступления транзитов обеих транзитных планет и показали, что третий RV-сигнал, обнаруженный еще в процессе измерения масс транзитных планет, действительно принадлежит третьей планете, расположенной у внутреннего края обитаемой зоны. Также они уточнили параметры двух внутренних планет.

В настоящий момент система TOI-1266 выглядит так. Родительская звезда – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный на 36 пк, его светимость в 38 раз меньше солнечной.

При радиусе 2.52 ± 0.08 радиусов Земли масса мини-нептуна TOI-1266 b составляет 4.46 ± 0.69 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.54 ± 0.28 г/куб.см. Планета вращается по близкой к круговой орбите (e ~ 0.04) на среднем расстоянии 0.073 ± 0.001 а.е. и делает один оборот за 10.8945 ± 0.0003 суток. Ее эффективная температура оценивается в 415 ± 7 К, т.е. температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

Вторая транзитная планета TOI-1266 c вращается на среднем расстоянии 0.105 ± 0.002 а.е., ее орбитальный период 18.8027 ± 0.0013 суток. Масса планеты c составляет 3.17 ± 0.76 масс Земли при радиусе 1.98 ± 0.10 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.25 ± 0.64 г/куб.см. Эффективная температура TOI-1266 c равна 346 ± 6 К, температурный режим близок к температурному режиму Венеры. Эксцентриситет орбиты не превышает 0.071.

Третья планета TOI-1266 d не является транзитной, поэтому ее радиус и средняя плотность остаются неизвестными. Масса планеты оценивается в 3.7 ± 1.1 масс Земли, орбитальный период – 32.51 ± 0.06 суток. TOI-1266 d вращается на среднем расстоянии 0.151 ± 0.002 а.е., ее эффективная температура оценивается в 288 ± 5 К, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Эксцентриситет орбиты планеты d не превышает 0.087.

Планеты TOI-1266 b и TOI-1266 c (показаны голубыми треугольником и квадратом, соответственно) на диаграмме «Масса – Радиус» на фоне других транзитных планет с измеренной массой, вращающихся вокруг красных карликов. Цвет планет отражает их эффективную температуру, цветовая шкала расположена справа от графика. Серыми треугольником и квадратом показаны параметры этих же планет в более ранней работе Cloutier et al., 2024. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Взаимное наклонение орбит планет b и c составляет всего 0.04°, система очень плоская. Если орбита планеты d лежит в той же плоскости, она не будет заходить на звездный диск (окажется «почти транзитной» с прицельным параметром 1.11 ± 0.06). Однако в будущем либрация орбиты всего на 0.11° может сделать ее транзитной.

Интересно, что планеты b и d близки к орбитальному резонансу 3:1, при этом средняя планета c далека от резонансной конфигурации. Суммарный эксцентриситет орбит планет b и d достигает 0.076 ^+0.029/_-0.019. Наличие даже небольшого эксцентриситета внутренней планеты должно приводить к активному рассеянию приливной энергии и мощному энерговыделению, превышающему приливное энерговыделение в недрах Ио.

Авторы призывают продолжить фотометрические наблюдения за планетами системы TOI-1266. Дальнейшие наблюдения вариаций моментов транзитов позволят существенно уточнить эксцентриситеты орбит всех трех планет, что поможет восстановить приливную эволюцию этой системы. А если и планета d станет транзитной, это станет настоящим подарком для ученых, поскольку позволит измерить радиус и изучить атмосферу суперземли на внутреннем крае обитаемой зоны.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.16374

 

 

28 сентября 2024
TOI-6383A b: газовый гигант у красного карлика в двойной системе

Планеты-гиганты у красных карликов встречаются реже, чем у солнцеподобных звезд, что естественным образом объясняется малой массой протопланетных дисков красных карликов и небольшим временем их жизни. Специально для поисков планет этого редкого типа был организован обзор Searching for GEMS (Searching for Giant Exoplanets around M-dwarf Stars = Исследования экзопланет-гигантов у звезд M-карликов). В рамках этой программы исследователи ищут в кривых блеска, полученных TESS, транзиты планетных кандидатов с радиусами больше 8 радиусов Земли, а затем подтверждают их методом лучевых скоростей. 26 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного газового гиганта у красного карлика TOI-6383A.

TOI-6383A – звезда главной последовательности спектрального класса M3 V, удаленная от нас на 172.1 ± 0.9 пк. Ее масса оценивается в 0.46 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.46 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 3.26 ± 0.09% светимости Солнца. TOI-6383A является главным компонентом широкой пары: на расстоянии 18 угловых секунд (~3100 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-6383B спектрального класса M5 V. Поскольку обе звезды попадают на один пиксель матрицы TESS, световое загрязнение со стороны компаньона необходимо было учитывать.

Пара TOI-6383 попала на 19 и 59 сектора TESS. Обычно такие тусклые звезды (+16.6 звездной величины в видимых лучах) не рассматриваются как целевые звезды миссии TESS, но глубина обнаруженных транзитов превысила 5%, что и позволило их обнаружить. Для измерения массы транзитного кандидата авторы получили 10 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли.

При радиусе 1.01 ± 0.04 радиусов Юпитера масса планеты TOI-6383A b составляет 1.04 ± 0.09 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 1.26 ± 0.18 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0229 ± 0.0004 а.е. (10.9 ± 0.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 1.790587 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 745 ± 23 К.

Планета TOI-6383A b (подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других газовых гигантов у красных карликов (показаны цветными кружками) на фоне планет-гигантов более горячих звезд. Цвет планет отражает массы родительских звезд, цветовая шкала расположена справа от графика. Серыми пунктирной, штрихпунктирной и точечной линиями показаны линии равной плотности 0.3, 1 и 3 г/куб.см.

Пока неясно, как такая массивная планета могла сформироваться у такой небольшой звезды. Авторы рассматривают два конкурирующих сценария образования газовых гигантов – аккрецию на ядро и гравитационную неустойчивость – и находят, что в данном конкретном случае они оба сталкиваются с трудностями. Необходимо изучать больше газовых гигантов у красных карликов, чтобы лучше понимать пути их формирования, потому что пока происхождение планет этого типа остается мало понятным.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.16889

 

 

25 сентября 2024
TOI-4914 b, TOI-2714 b и TOI-2981 b: новые горячие юпитеры у солнцеподобных звезд

Горячие юпитеры – планеты, которые обнаруживаются легче всего, поэтому к настоящему времени их известно уже более пяти сотен. К горячим юпитерам обычно относят газовые гиганты с орбитальными периодами короче 10 суток, хотя, конечно, эффективная температура планеты зависит еще и от яркости родительской звезды. TESS регулярно открывает новые планеты этого типа, пополняя статистику.

13 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще трех горячих юпитеров, два из которых находятся на круговых, а третий – на резко эксцентричной орбите. Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]	Возраст, млрд. лет
TOI-2714	593 ± 5	1.07 ± 0.06	1.25 ± 0.05	1.45 ± 0.04	0.30 ± 0.11	5.5 ± 3.0
TOI-2981	534 ± 5	1.03 ± 0.06	1.08 ± 0.03	1.31 ± 0.03	-0.11 ± 0.10	4.5 ± 2.9
TOI-4914	291.7 ± 1.6	1.03 ± 0.06	1.00 ± 0.02	1.02 ± 0.01	-0.13 ± 0.08	5.3 ± 3.4

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-2714 b	2.49939	0.036 ± 0.002	<0.164	0.72 ± 0.10	1.22 ± 0.06	0.49 ± 0.11	1603 ± 65
TOI-2981 b	3.60150	0.048 ± 0.002	<0.035	2.0 ± 0.1	1.20 ± 0.04	1.46 ± 0.16	1358 ± 39
TOI-4914 b	10.60057	0.098 ± 0.003	0.408 ± 0.023	0.72 ± 0.04	1.15 ± 0.03	0.59 ± 0.06	894 ± 20

Новые планеты на диаграмме «Масса – Средняя плотность» на фоне других экзопланет с массами больше 0.1 масс Юпитера. Слева показаны планеты с освещенностью меньше 150 земных (не «раздутые»), справа – с освещенностью больше 150 земных («раздутые»). Размер кружков показывает уровень освещенности в единицах уровня освещенности на орбите Земли, цвет кружков – металличность родительских звезд. Зеленой полосой показано модельное соотношение масса-радиус для холодных (не «раздутых») газовых гигантов.

Наиболее интересен из этой троицы эксцентричный гигант TOI-4914 b. Во-первых, он вращается вокруг относительно низкометалличной звезды, а во-вторых, его орбита резко отличается от орбит подавляющего большинства горячих юпитеров. Возможно, планета находится на завершающем этапе высокоэксцентричной миграции, которая приведет ее на орбиту типичного горячего юпитера. Как отмечают авторы, если орбиты типичных горячих юпитеров скруглены приливными силами, орбиты планет с периодами больше 10 суток демонстрируют широкий разброс возможных эксцентриситетов, поскольку для них характерное время скругления орбиты превышает возраст вселенной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.07520

 

 

22 сентября 2024
У красного карлика LP 994-91 (TOI-406) открыты две океаниды

Хотя в Солнечной системе отсутствуют планеты с радиусами 1–3.8 радиусов Земли, у других звезд они встречаются очень часто. Состав этих планет еще плохо определен. Как правило, планеты с радиусами менее 1.5 радиусов Земли имеют железокаменный состав, планеты с радиусами 2.5-4 радиусов Земли – миниатюрные аналоги Урана и Нептуна, а среди планет промежуточного размера (1.5-2.5 радиусов Земли) ожидается большое количество океанид, или водных миров – массивных аналогов Ганимеда и Каллисто. К сожалению, измеряя только среднюю плотность планет, невозможно отличить океаниду от суперземли с водородной атмосферой – для этого необходимы исследования планетных атмосфер.

18 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух небольших планет у красного карлика LP 994-91 (TOI-406). Планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и ESPRESSO. Средние плотности обеих планет говорят о том, что они могут быть водными мирами.

LP 994-91 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 30.9 ± 0.2 пк. Его масса оценивается в 0.408 ± 0.046 солнечных масс, радиус – в 0.41 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 51.8 раз меньше солнечной. Достаточно медленное вращение (один оборот за 29.1 ± 0.5 суток) говорит о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

LP 994-91 попала на 3, 4, 30 и 31 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 3.307 и 13.176 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 1.32 ± 0.12 и 2.08 ± 0.16 радиусов Земли, соответственно. После стандартной процедуры валидации авторы получили 44 измерения лучевой скорости родительской звезды на ESPRESSO и 47 измерений на HARPS. Массы планет оказались равными 2.08 ± 0.23 и 6.6 ± 1.0 масс Земли, соответственно (средние плотности 4.9 ± 1.4 и 4.1 ± 1.1 г/куб.см для внутренней и внешней планет). Эти средние плотности слишком низки для железокаменного состава, но слишком высоки для аналогов Нептуна, возможно, обе планеты представляют собой океаниды. Эффективные температуры планет оцениваются в 584 ± 22 К и 368 ± 14 К.

Планеты LP 994-91 b и c (показаны ромбами с черной обводкой и подписаны) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет красных карликов с измеренной массой. Цвет планет отражает их эффективные температуры, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.

Сравнение параметров планет с моделями не позволяет сделать определенные выводы об их химическом составе. Если рассматривать 4-слойные модели, включающие железное ядро, силикатную мантию, водную оболочку и атмосферу из водорода и гелия, измеренной средней плотности отвечает множество возможных вариантов. Однако авторы предполагают, что планета b скорее всего лишена водородной атмосферы, а долю воды в ее составе можно очень грубо оценить в 4-11%. Более прохладная и более массивная планета c может удержать и водород, массу которого исследователи оценили в 6 ⁺¹⁴/_-5%. В отсутствии водорода доля воды в составе планеты может достигать 33%.

Авторы нашли в полученных данных намек на наличие в этой системе третьей (не транзитной) планеты на внешней орбите, но для подтверждения ее наличия нужны дополнительные наблюдения на ESPRESSO.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.11083

 

 

20 сентября 2024
Плоский трансмиссионный спектр суперземли L 98-59 c говорит об отсутствии водородной атмосферы

Трансмиссионные спектры многих суперземель и мини-нептунов являются плоскими. Это означает, что глубина транзита в пределах погрешностей не зависит от длины волны, на которой ведутся наблюдения. Плоский трансмиссионный спектр может означать отсутствие атмосферы, наличие высотных облаков или атмосферу из тяжелых газов с малой шкалой высот.

13 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям суперземли L 98-59 c с помощью спектрографа NIRSpec на борту JWST. Авторы не нашли каких-либо заметных особенностей в ее трансмиссионном спектре. Это позволяет сделать важные выводы об атмосфере этой планеты.

Три транзитные планеты у близкого красного карлика L 98-59 были представлены в 2019 году. Параметры планеты c в настоящее время приняты следующими: масса 2.22 ± 0.26 масс Земли, радиус 1.39 ± 0.09 радиусов Земли, средняя плотность 4.57 ^+0.77/_-0.85 г/куб.см, орбитальный период 3.69 суток, эффективная температура 553 ± 27 К. Средняя плотность L 98-59 c слишком низка для железокаменного состава, так что планета должна или содержать значительное количество воды, или быть окруженной первичной водородно-гелиевой атмосферой.

JWST пронаблюдал два транзита L 98-59 c, произошедшие 9 и 13 июля 2023 года. В результате был получен трансмиссионный спектр в диапазоне 2.87-5.05 мкм. Никаких явных спектральных особенностей в этом спектре обнаружено не было, в пределах погрешностей спектр плоский.

Трансмиссионный спектр L 98-59 c (показан черными точками с барами ошибок) в сравнении с различными атмосферными моделями. С наблюдательными данными совместима атмосфера из водяного пара, углекислого газа, и полное отсутствие атмосферы.

Авторы сравнили полученные данные с различными атмосферными моделями. Исключается водородно-гелиевая атмосфера с высотными облаками, расположенными ниже давления 0.1 миллибар. В случае безоблачной атмосферы исключается атмосфера с металличностью ниже 300 относительно солнечной (такая атмосфера содержала бы 36% молекулярного водорода, 31% водяного пара, 14% метана и 0.2% углекислого газа на уровне давления 1 миллибар), или любая атмосфера со средней молекулярной массой меньше 10 г/моль, а также атмосфера из чистого метана. Допустима атмосфера из тяжелых газов: углекислоты, водяного пара и их смеси, азота, кислорода (последний может накопиться в результате фотолиза воды и улетучивания водорода) и сернистого газа. Чтобы обнаружить в спектре L 98-59 c признаки наличия этих веществ, необходимо пронаблюдать не меньше 5 ее транзитов.

Чтобы различить планету с атмосферой от планеты без атмосферы, необходимо пронаблюдать вторичный минимум (уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду). В случае отсутствия плотной атмосферы теплопереноса на ночную сторону планеты практически не будет, и температура дневного полушария окажется заметно выше, чем в случае наличия атмосферы и эффективного теплопереноса. Как пишут авторы статьи, такие наблюдения L 98-59 c уже были проведены с помощью MIRI/JWST, но их результаты еще не опубликованы. Можно надеяться, что загадка атмосферы L 98-59 c вскоре будет разрешена хотя бы частично.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.07552

 

 

19 сентября 2024
У близкого оранжевого карлика HD 222237 обнаружена массивная планета-гигант на широкой орбите

Поиск долгопериодических планет у других звезд сопряжен с большими трудностями. Для самого плодотворного на сегодняшний день метода поиска экзопланет – транзитного – эти объекты практически недоступны. Чтобы обнаруживать долгопериодические планеты методом лучевых скоростей, нужно наблюдать одну и ту же звезду в течение десятилетий. С запуском астрометрической миссии «Гайя» открылась еще одна возможность – точно измеряя положение звезды на небесной сфере, можно обнаруживать массивные планеты на широких орбитах по их гравитационному влиянию на траекторию движения звезды. Но и в этом случае наблюдения должны проводиться в течение хотя бы половины одного орбитального периода.

13 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию массивной планеты-гиганта у близкого оранжевого карлика HD 222237. Авторы объединили 151 измерение лучевой скорости звезды, первое из которых было получено еще в 1998 году, с данными о собственном движении HD 222237, полученными астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Это позволило снять вырождение с двух возможных решений, соответствующих проградной и ретроградной орбитам планеты и определить ее истинную (физическую) массу и наклонение орбиты к лучу зрения. Авторы вычислили положение планеты на небесной сфере и оценили возможность ее прямого наблюдения с помощью спектрографа MIRI на борту JWST.

HD 222237 (GJ 902, LHS 3994, LTT 9640, HIP 116745) – звезда главной последовательности спектрального класса K3 V, удаленная от нас на 11.445 ± 0.002 пк. Ее масса оценивается в 0.76 ± 0.09 солнечных масс, радиус – в 0.71 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 4.3 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст HD 222237 составляет 7.5 ± 0.9 млрд. лет.

Масса HD 222237 b достигает 5.2 ± 0.6 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 10.8 ± 1.1 а.е. и эксцентриситетом 0.56 ± 0.03, и делает один оборот за 40.8 ^+5.8/_-4.5 лет. Наклонение его орбиты к лучу зрения составляет 50 ± 3.4°. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от ~4.75 а.е. в перицентре до ~16.85 а.е. в апоцентре, а ее температурный режим – от температурного режима Сатурна до температурного режима пояса Койпера. Впрочем, такая массивная планета должна сохранить существенные запасы тепла с эпохи своего формирования. Авторы оценили эффективную температуру планеты в 217 ± 6 К, что гораздо выше эффективной температуры, определяемой притоком энергии со стороны звезды (~61 К).

Если в видимом свете и в ближнем ИК диапазоне HD 222237 b слишком тусклая для прямого обнаружения, в среднем ИК диапазоне ситуация меняется. В фильтрах F1550C и F2300C спектрографа MIRI (т.е. в лучах с длиной волны 16 и 22.5 мкм) контраст между планетой и звездой составит 1.9/0.2 · 10^-4 и 6.9/0.5 · 10^-4 для предполагаемого возраста системы в 3 и 10 млрд. лет, соответственно. Обе величины лежат выше предвычисленных наблюдательных пределов инструмента MIRI. В 2025 году угловое расстояние между планетой и звездой составит 0.59 ± 0.05 угловых секунд, к январю 2040 года оно увеличится до 1.45 ± 0.18 угловых секунд, а затем снова начнет уменьшаться. Все это дает надежду, что в ближайшее время планета будет обнаружена на инфракрасных снимках.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.08067

 

 

12 сентября 2024
TOI-5688A b: легкий газовый гигант у красного карлика

Распространенность планет-гигантов у красных карликов заметно ниже, чем у солнцеподобных звезд и тем более у звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс). Распространенность планет с радиусами от 0.6 до 2 радиусов Юпитера и орбитальными периодами от 0.8 до 10 суток оценивается в 0.27 ± 0.09% для ранних красных карликов с массами 0.45–0.65 солнечных масс, и еще ниже для более легких звезд. Это объясняется небольшими размерами протопланетных дисков красных карликов и более долгим периодом формирования планет в этих дисках, в течение которого газ успевает рассеяться. Если газовые гиганты у M-звезд все-таки образуются, то, как правило, это легкие аналоги Сатурна. Нужно довольно редкое стечение обстоятельств, чтобы у красного карлика сформировалась массивная планета-гигант.

5 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта TOI-5688A b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HPF и NEID.

TOI-5688A – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 225.7 ± 1.5 пк. Его масса оценивается в 0.60 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 16.9 раз меньше солнечной. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их примерно втрое больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5688A достигает 7.2 ^+2.8/_-4.0 млрд. лет.

На расстоянии 5.1 угловых секунд (~1110 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-5688B спектрального класса M4 V, чья светимость в 5.5 раз меньше светимости компонента A.

При радиусе 0.92 ± 0.06 радиусов Юпитера масса планеты TOI-5688A b составляет 0.39 ± 0.08 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.61 ^+0.20/_-0.15 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0338 ± 0.0005 а.е. (12.5 ± 0.5 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.13 ± 0.08, и делает один оборот за 2.94816 суток. Эффективная температура TOI-5688A b оценивается в 742 ± 18 К.

TOI-5688A b (обведена зеленой окружностью) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Цветными кружками показаны планеты красных карликов, цвет кружков маркирует температуру фотосферы родительской звезды. Серыми кружками показаны планеты более горячих звезд. Область, очерченная серым прямоугольником, приведена в увеличенном виде на врезке. Для сравнения приведены также Сатурн и Юпитер. Как можно видеть, у большинства планет-гигантов, вращающихся вокруг красных карликов, массы не превышают массу Юпитера.

Рассмотрев различные гипотезы, авторы пришли к выводу, что TOI-5688A b сформировалась за снеговой линией путем аккреции на ядро, а затем мигрировала на свою текущую орбиту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.01371

 

 

11 сентября 2024
TOI-3568 b: тяжелый нептун в «пустыне горячих нептунов»

Если расположить известные экзопланеты на диаграмме «Орбитальный период – Масса» или «Орбитальный период – Радиус», обнаружится обширная область, где планет очень мало. Эта область получила название «пустыни горячих нептунов». Пустыня горячих нептунов охватывает планеты с радиусами от 2 до 10 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 5 суток. Считается, что край «пустыни» со стороны малых радиусов образуется за счет фотоиспарения водородно-гелиевых атмосфер суперземель, а со стороны больших радиусов – за счет приливного разрушения легких газовых гигантов.

Тем не менее, некоторое количество планет в «пустыне горячих нептунов» все-таки есть. Одна из них была представлена в статье, опубликованной в Архиве электронных препринтов 6 сентября 2024 года. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов MAROON-X и SPIRou.

TOI-3568 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 197.8 ± 0.5 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.719 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость втрое меньше солнечной. Возраст звезды достигает 6.1 ± 3.7 млрд. лет (по другим данным даже 7.6 ± 1.2 млрд. лет).

При радиусе 5.30 ± 0.27 радиусов Земли масса планеты TOI-3568 b составляет 26.4 ± 1 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ± 0.15 г/куб.см. Этот тяжелый горячий нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0485 ± 0.0004 а.е. (~13.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.41797 суток. Эффективная температура планеты в предположении альбедо, равного 0.1, достигает 899 ± 12 К.

TOI-3568 b (показана черным кружком и подписана) среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Черными точечной, пунктирной, штрихпунктирной и сплошной линиями показаны линии равной плотности 0.1, 1, 5 и 10 г/куб.см. Белыми звездами с красной обводкой для сравнения показаны планеты Солнечной системы. TOI-3568 b лежит между линиями, соответствующими моделям нептунов с массой ядра 10 и 25 масс Земли (синяя и лиловая линии, соответственно).

Авторы оценили темпы потери атмосферы TOI-3568 b и нашли, что за время жизни системы планета не должна была потерять свою водородно-гелиевую оболочку.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.03704

 

 

10 сентября 2024
TOI-2379 b и TOI-2384 b: два массивных гиганта у красных карликов

Газовые гиганты у звезд красных карликов встречаются заметно реже, чем у солнцеподобных звезд. Особенно редко встречаются массивные гиганты, чья масса в несколько раз превышает массу Юпитера. Этот факт непринужденно объясняется небольшими размерами протопланетных дисков красных карликов – как правило, там слишком мало вещества, чтобы сформировать массивные планеты. Однако протяженность и масса протопланетных дисков зависит также и от окружения молодой звезды. При отсутствии рядом ярких молодых звезд и других источников жесткого излучения протопланетные диски красных карликов могут быть достаточно велики, чтобы в них могли сформироваться тяжелые планеты-гиганты.

4 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию двух транзитных газовых гигантов у красных карликов TOI-2379 и TOI-2384. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов PFS и ESPRESSO.

TOI-2379 – ранний красный карлик, удаленный от нас на 211.4 ± 1.1 пк. Его масса оценивается в 0.645 ± 0.033 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 15.2 раза меньше солнечной. Звезда отличается исключительно высоким содержанием тяжелых элементов – их почти в 3.2 раза больше, чем в составе Солнца! Возраст TOI-2379 не слишком уверенно оценили в 10.4 ^+5.1/_-3.5 млрд. лет.

При радиусе 1.046 ± 0.023 радиусов Юпитера масса TOI-2379 b достигает 5.76 ± 0.20 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 6.2 ± 0.3 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0526 ± 0.0009 а.е. (~18.2 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.342 ± 0.004, и делает один оборот за 5.46938 суток. Усредненная по периоду эффективная температура планеты оценивается в 624 ± 12 К.

TOI-2384 – еще один ранний красный карлик, удаленный на 187.0 ± 1.5 пк. Его масса составляет 0.635 ± 0.016 солнечных масс, радиус – 0.611 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость в 12.3 раза меньше солнечной. TOI-2384 также отличается высоким содержанием тяжелых элементов – их в 2.1 раза больше, чем в солнечном веществе. Возраст звезды определен с большими погрешностями как 9.4 ± 5.8 млрд. лет.

TOI-2384 b находится на близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0279 ± 0.0002 а.е. (~9.8 звездных радиусов), ее орбитальный период – 2.13570 суток. Масса планеты оценивается в 1.97 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – в 1.025 ± 0.021 радиусов Юпитера, что соответствует средней плотности 2.26 ± 0.15 г/куб.см. Эффективная температура гиганта достигает 890 ± 5 К.

TOI-2379 b и TOI-2384 b (показаны звездами и подписаны) на диаграмме «Масса родительской звезды – Масса планеты». Обе планеты относятся к наиболее массивным из тех, что вращаются у звезд с массой меньше 0.65 солнечных масс.

Обе звезды отличаются древним возрастом и высокой металличностью. Заметный эксцентриситет TOI-2379 b, возможно, говорит о наличии еще одного массивного тела, гравитационное влияние которого возмущает орбиту гиганта. Авторы рекомендуют продолжить мониторинг лучевой скорости родительской звезды на протяжении еще нескольких лет, чтобы выявить другие возможные планеты в этой системе.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2409.01239

 

 

7 сентября 2024
Тяжелый нептун TOI-6651 b может быть результатом слияний планет

Субсатурнами называют планеты с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли. В Солнечной системе таких планет нет. Среди субсатурнов встречаются как легкие газовые гиганты, так и тяжелые нептуны. Границу между двумя типами обычно проводят по доле водородно-гелиевой оболочки в полной массе планеты: если она превышает 50%, планета считается газовым гигантом, в противном случае – нептуном. Тяжелые нептуны часто называют «неудавшимися гигантами» – они обладают массивными ядрами из тяжелых элементов и должны были аккрецировать большое количество газа из протопланетного диска, превратившись в полноценные планеты-гиганты, но что-то этому помешало.

2 сентября 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию тяжелого нептуна TOI-6651 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа PARAS-2, недавно установленного на 2.5-метровом телескопе на горе Абу в Индии, среди авторов статьи преимущественно индийские ученые.

TOI-6651 удалена от нас на 211.5 ± 0.9 пк. Это G-субгигант, звезда, уже сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Модели звездной эволюции дают для нее два почти равновероятных решения. С вероятностью 58.67% ее масса составляет 1.32 ± 0.05 солнечных масс, радиус – 1.72 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость в 3.3 раза больше солнечной. С вероятностью 41.33% масса звезды равна 1.17 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 1.77 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость также в 3.3 раза больше солнечной. В первом случае возраст звезды составит 3.7 ± 0.8 млрд. лет, во втором – 6.6 ^+1.1/_-0.8 млрд. лет.

Двойственное решение для звезды отражается двойственным решением и для планеты. С вероятностью 58.67% масса TOI-6651 b окажется равной 61 ± 8 масс Земли (0.192 ± 0.025 масс Юпитера), радиус – 5.09 ± 0.27 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.52 ^+0.52/_-0.44 г/куб.см. С вероятностью 41.33% масса TOI-6651 b составит 56.3 ± 7.3 масс Земли (0.177 ± 0.023 масс Юпитера), радиус – 5.31 ± 0.28 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.04 ^+0.42/_-0.36 г/куб.см. В обоих случаях планета вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.09 ^+0.10/_-0.06 и делает один оборот за 5.05697 суток. Эффективная температура планеты достигает 1493 ± 15/1522 ± 15 К.

Планета TOI-6651 b (показана оранжевым кружком и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет, чья масса измерена с точностью лучше 50%. Цвет планет отражает их эффективные температуры, цветовая шкала расположена у левого края графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из водорода, воды, силикатов и железа, черной пунктирной линией показана линия равной плотности 2.52 г/куб.см. Широкая светло-розовая полоса маркирует размерный класс субсатурнов (4-8 радиусов Земли). Черными кружками для сравнения показаны также Уран, Нептун и Сатурн.

Сравнение параметров TOI-6651 b с моделями показало, что доля тяжелых элементов в ее составе достигает ~87%. При массе ядра, составляющей 53.3 ± 7.3 масс Земли, планета должна была стать газовым гигантом. Почему этого не случилось, пока неясно – фотоиспарение атмосферы при такой массе неэффективно. Возможно, TOI-6651 b является результатом слияний нескольких планет, во время которых их водородные атмосферы преимущественно рассеивались. Не равный нулю эксцентриситет орбиты планеты может быть реликтом этих давних катастроф.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.17179

 

 

5 сентября 2024
У суперземли L98-59 d обнаружена атмосфера, включающая серосодержащие газы

Трансмиссионная спектроскопия – мощный метод для изучения атмосфер транзитных планет. Особенно интересно изучение небольших планет – мини-нептунов и суперземель. Однако для получения качественных трансмиссионных спектров необходимы крупные телескопы и мощные спектрографы, в идеале расположенные за пределами земной атмосферы. В оптическом и ультрафиолетовом диапазоне в настоящее время такие наблюдения ведет «Хаббл», в инфракрасном диапазоне – инфракрасный телескоп имени Джеймса Вебба (JWST).

Атмосферы небольших планет, как правило, состоят из тяжелых газов, что приводит к малой шкале высот и низкому значению метрики трансмиссионного спектра. Это делает трансмиссионные спектры почти плоскими («серыми»), подобными спектру безатмосферного небесного тела. Немного лучше дела обстоят для планет красных карликов – из-за маленьких размеров дисков красных карликов значение метрики трансмиссионного спектра планет получается выше, а сами спектры – выразительнее и информативнее.

29 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов вышли сразу две работы, посвященные наблюдениям атмосферы транзитного суперганимеда L98-59 d. Они обе опирались на одно и то же наблюдение транзита этой планеты, проведенное спектрографом NIRSpec на борту JWST, однако обрабатывали данные независимо с помощью разных алгоритмов, и даже принятые параметры самой планеты у них были разными. Тем не менее, оба коллектива пришли к единому мнению – у L98-59 d есть атмосфера, и она содержит сероводород и/или сернистый газ.

Три внутренние планеты у близкого красного карлика L98-59 (TOI-175) были представлены в марте 2019 года. Почти сразу же методом лучевых скоростей удалось измерить их массы. Параметры планеты L98-59 d приняты следующими: в первой работе (ведущий автор Agnibha Banerjee) масса планеты считается равной 1.94 масс Земли, радиус 1.52 радиуса Земли; во второй работе (ведущий автор Amelie Gressier) масса равна 2.31 ± 0.46 масс Земли, радиус 1.58 ± 0.08 радиусов Земли. Как можно видеть, обе оценки согласуются в пределах погрешностей. L98-59 d вращается вокруг своей звезды на расстоянии 37.1 ± 0.6 звездных радиусов и делает один оборот за 7.45 суток, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.

NIRSpec наблюдал единственный транзит планеты, случившийся 25 июня 2023 года, в лучах с длиной волны от 2.87 до 5.17 мкм. Результат сравнивали с атмосферными моделями, включающими водяной пар, метан, углекислый газ, сероводород, сернистый газ и другие примеси.
В итоге обе группы исследователей обнаружили атмосферу – группа Banerjee с достоверностью 3.5 стандартных отклонений, Amelie Gressier с достоверностью 4.5 стандартных отклонений. В составе атмосферы присутствуют сероводород и/или сернистый газ, что может говорить о продолжающейся вулканической активности на этой планете. Однако, скорее всего, эти газы не являются основными. В качестве основного компонента атмосферы Banerjee с коллегами предлагают азот, Amelie Gressier – водород с гелием. Полученные данные пока слишком неопределенные, чтобы точно оценить объемную долю каждого газа.

Трансмиссионный спектр L98-59 d (показан черными точками с барами ошибок): вверху – в сравнении с плоским спектром (показан светло-серой полосой), в середине – цветными линиями показаны вклады в трансмиссионный спектр различных атмосферных газов, черной линией показана наилучшая модель, внизу – в сравнении с моделью загрязнения светом звезды из-за наличия на звездном диске пятен и факелов.

Интереснейшие результаты, представленные в обеих работах, все же пока следует считать предварительными. Необходимы новые наблюдения этой планеты в других спектральных диапазонах – например, в лучах с длиной волны 7-10 мкм, где расположена мощная полоса сернистого газа, или в диапазоне 0.6-2.8 мкм, где лежат полосы сероводорода. Новые наблюдения позволят лучше оценить средний молекулярный вес атмосферы L98-59 d и определить, какие именно газы являются основным компонентом ее атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.15707
https://arxiv.org/pdf/2408.15855

 

 

30 августа 2024
У суперземли Gliese 486 b нет плотной атмосферы

Группа исследователей под руководством Эдвина Кайта (Edwin S. Kite) продолжает публиковать результаты наблюдений планет у красных карликов при помощи спектрографа MIRI на борту JWST. 28 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья об измерении температуры дневного полушария суперземли Gliese 486 b.

Gliese 486 b была представлена в марте 2021 года. В настоящее время ее масса оценивается в 2.77 ± 0.08 масс Земли, радиус – в 1.29 ± 0.02 радиусов Земли, планета вращается вокруг красного карлика спектрального класса M3.5 V с орбитальным периодом 1.467 суток. Эффективная температура Gliese 486 b (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) составляет 696 ± 7 К, что давало надежду зафиксировать т.н. вторичный минимум – небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду.

Авторы пронаблюдали два затмения планеты звездой, случившихся 29 мая и 1 июня 2023 года. Наблюдения велись в диапазоне 5-12 мкм, где был получен грубый эмиссионный спектр планеты. Регистрация теплового излучения позволила определить температуру дневного полушария, которая оказалась равной 865 ± 14 К. Эта величина составляет 97 ± 1% от температуры, которая была бы у черной планеты без какого-либо теплопереноса на ночную сторону. Все это позволило сделать выводы, что Gliese 486 b лишена плотной атмосферы (а возможно, лишена атмосферы вообще).

Авторы сравнили полученные данные с моделями атмосферы, в состав которой входят в разных пропорциях кислород, водяной пар и углекислый газ. Помимо модели без атмосферы полученные данные лучше всего описывает модель кислородной атмосферы с давлением у поверхности 0.1 бар + 1% водяного пара, чуть хуже – модель земной атмосферы с давлением 0.1 бар. Углекислый газ исключен, как и большое количество водяного пара (парциальное давление свыше 0.01 бар). Сами авторы склоняются к модели планеты, полностью лишенной атмосферы, с альбедо ~0.1, как у Луны и Меркурия.

Авторы предлагают концепцию «космической береговой линии» (Cosmic Shoreline), разделяющей безатмосферные небесные тела и тела, имеющие атмосферу. Они построили диаграмму, где по оси абсцисс отложена вторая космическая скорость планеты, а по оси ординат – совокупная доза жесткого излучения, и расположили на ней планеты Солнечной системы и некоторые экзопланеты, для которых были проведены наблюдения атмосфер. По мнению Кайта и его коллег, у планет, лежащих на диаграмме ниже «береговой линии» (показана синей пунктирной линией), атмосфера есть, а у планет, лежащих выше – атмосферы нет. В качестве примера планеты промежуточного типа авторы приводят Марс – он лежит как раз на «береговой линии».

Планета Gliese 486 b (показана оранжевым иксом и подписана) на диаграмме «Вторая космическая скорость - Совокупная доза жесткого излучения» на фоне планет земной группы и Луны в Солнечной системе (показаны синим цветом) и некоторых суперземель у красных карликов (показаны серым цветом). Иксами показаны безатмосферные планеты, кружками – планеты с атмосферами. Синей пунктирной линией показана предлагаемая авторами исследования «космическая береговая линия».

Скорее всего, эта модель слишком проста, поскольку не учитывает разное количество летучих соединений, накопленных планетой в процессе аккреции и после нее (например, во время местного аналога Поздней тяжелой бомбардировки). Однако концепция «космической береговой линии» может быть полезна для грубой оценки способности планеты удержать плотную атмосферу.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.15123

 

 

28 августа 2024
Измерена температура дневного полушария суперземли GJ 1132 b

Измерив глубину вторичного минимума (небольшого уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду), можно измерить альбедо дневного полушария транзитной экзопланеты (если наблюдения вести в видимом свете) или ее температуру (если вести наблюдения в инфракрасном диапазоне). Зависимость глубины вторичного минимума от длины волны называют эмиссионным спектром. Особенно удобны для получения эмиссионных спектров системы звезд красных карликов.

27 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям вторичного минимума планеты GJ 1132 b, случившегося 1 июля 2023 года. Авторы вели наблюдения с помощью инфракрасного спектрографа MIRI на борту JWST в диапазоне 5-12 мкм. Яркостная температура дневного полушария оказалась равной 709 ± 31 К, что лишь на одно стандартное отклонение ниже, чем температура черного тела без теплопереноса на ночную сторону (746 ± 14 К). При эффективном теплопереносе температура планеты составила бы 584 ± 11 К.

Высокая температура дневного полушария говорит об отсутствии плотной атмосферы. Сравнив данные с атмосферными моделями, авторы исключили атмосферу из водяного пара с давлением больше 0.7 бар и атмосферу из углекислого газа с давлением больше 2.4 бар. Вариант самой плотной атмосферы, еще вписывающейся в полученные данные – 10 бар кислорода + 1 ppm водяного пара или углекислого газа. Наблюдательные данные согласуются и с моделью планеты, полностью лишенной атмосферы, в этом случае альбедо дневного полушария должно быть равно 0.19 ± 0.15.

Сравнение эмиссионного спектра GJ 1132 b (значения яркостной температуры в каждом спектральном канале показаны черными кружками и зелеными квадратами с барами ошибок) с предсказаниями наиболее подходящих атмосферных моделей (показаны сплошными цветными линиями). Пунктирными цветными линиями показаны значения яркостной температуры, равной 584 К, 691 К и 746 К.

Интересно сравнить этот результат с более ранними наблюдениями GJ 1132 b на «Хаббле», когда был получен трансмиссионный спектр с полосой циановодорода HCN. Тогда исследователи пришли к выводу, что GJ 1132 b окутана вторичной водородной атмосферой, включающей также азот, гелий и синильную кислоту, и лишенной метана и углекислого газа. Впрочем, обе гипотезы можно примирить, если считать, что планета окутана неплотной водородной атмосферой, поскольку авторы новой работы не рассматривали другие атмосферные газы, кроме кислорода, водяного пара и углекислоты.

Авторы надеются на новые наблюдения этой системы с помощью JWST. Повторные наблюдения вторичных минимумов позволят набрать статистику и уменьшить погрешности, а значит – уточнить параметры атмосферы GJ 1132 b или наложить более жесткие верхние пределы на ее наличие.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.13340

 

 

22 августа 2024
Открыта третья планета в системе HD 73344

Каждый метод поиска экзопланет имеет свои ограничения. Транзитный метод наиболее эффективен в поисках планет на тесных орбитах, а метод лучевых скоростей – в обнаружении массивных планет. Имеет значение и полное время наблюдений – чем дольше ведутся измерения лучевой скорости звезды, тем более долгопериодические планеты могут быть открыты. Нередко планетные системы выступают, как айсберг из тумана – сначала исследователи обнаруживают у звезды одну планету, а затем, с накоплением данных, и вторую, и третью.

Первые две планеты у яркой F-звезды HD 73344 были представлены 3 месяца назад. Внутреннюю планету HD 73344 b обнаружил еще «Кеплер» в рамках расширенной миссии K2, затем ее транзиты наблюдали «Спитцер» и TESS. Планета b – горячий мини-нептун радиусом 2.88 радиусов Земли с орбитальным периодом 15.66 суток, масса которого не превышает 10.5 масс Земли.

Измеряя массу планеты b, исследователи обнаружили вторую планету в этой системе – не транзитный легкий газовый гигант HD 73344 c минимальной массой 0.37 ± 0.04 масс Юпитера с орбитальным периодом 66.46 суток. Анализ динамической устойчивости показал, что взаимное наклонение орбит не может быть большим, а значит, истинная масса планеты c близка к измеренной минимальной массе.

20 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию третьей планеты в этой системе. Авторы объединили 73 измерения лучевой скорости родительской звезды, полученные спектрографом ELODIE, 23 измерения на спектрографе Гамильтон, 23 измерения на APF, 312 измерений на SOPHIE и 238 измерений на HIRES. Полное время наблюдений HD 73344 превысило 27 лет. Это позволило обнаружить третью планету HD 73344 d с орбитальным периодом 5746 ± 170 суток (~15.7 лет) и минимальной массой 2.21 ± 0.35 масс Юпитера. Среднее расстояние между планетой и звездой составило 6.66 а.е., эксцентриситет орбиты оценили в 0.2 ± 0.1.

Массивная планета на широкой орбите должна заметно возмущать видимое движение звезды по небесной сфере, поэтому авторы обратились к данным астрометрических миссий «Гиппарх» и «Гайя». Они обнаружили ускорение звезды, вызванное внешней планетой, и оценили наклонение орбиты планеты d к лучу зрения в 58 ⁺¹⁹/_-16°. Есть и альтернативное решение для случая ретроградной орбиты – 122 ⁺¹⁶/_-19°. Это означает, что истинная масса планеты d достигает 2.55 ^+0.56/_-0.46 масс Юпитера, большая полуось орбиты – 6.70 ± 0.26 а.е., а эксцентриситет – 0.18 ^+0.14/_-0.12. Температурный режим внешней планеты примерно соответствует температурному режиму Юпитера.

Наклонение орбиты планеты c остается неизвестным, но авторы оценили взаимное наклонение орбит планет b и d. Распределение возможного наклонения имеет двугорбый вид с максимумами вблизи 50° и 130°, с достоверностью 2 сигма (95%) оно находится в интервале 20-160°. Также авторы оценили наклонение орбиты планеты b к оси вращения звезды в 30 ⁺²⁰/_-16°. Все это говорит о том, что система HD 73344 является «взболтанной», динамически горячей.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.09614

 

 

13 августа 2024
TOI-2420 b и TOI-2485 b: два новых горячих юпитера от TESS

По современным представлениям, горячие и теплые юпитеры образуются далеко от своих текущих орбит – они рождаются за снеговой линией, где из-за конденсации ледяных пылинок скачком в несколько раз возрастает плотность пыли. После формирования новорожденный газовый гигант тем или иным способом мигрирует внутрь системы. Если его орбитальный период становится меньше 10 суток, его принято называть горячим юпитером, если период попадает в диапазон 10-200 суток – то теплым юпитером. Реальная температура планет, конечно, зависит и от светимости звезды, так что «горячие юпитеры», вращающиеся вокруг поздних красных карликов, могут быть не такими уж и горячими. И наоборот, «теплый юпитер» у яркой звезды может быть нагрет до температуры свыше тысячи градусов.

13 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению масс двух газовых гигантов (формально – горячего и теплого) TOI-2420 b и TOI-2485 b. Обе планеты были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей. Обе планеты вращаются вокруг ярких G-звезд, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

Звезда TOI-2420 удалена от нас на 445 ± 6 пк. Ее масса оценивается в 1.16 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 2.37 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость в 4.86 ± 0.51 раз превышает солнечную. Возраст TOI-2420 достигает 5.3 ± 1.6 млрд. лет, тяжелых элементов в ее составе примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца.

TOI-2420 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.068 ± 0.007 а.е. (~6.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.84264 ± 0.00002 суток. При радиусе 1.34 ± 0.07 радиусов Юпитера масса планеты составляет 0.93 ± 0.08 масс Юпитера, что соответствует средней плотности 0.48 ^+0.10/_-0.08 г/куб.см, типичной для горячих юпитеров. Эффективная температура гиганта достигает 1572 ± 64 К.

TOI-2485 находится на расстоянии 397 ± 4 пк. Масса звезды оценивается в 1.16 ± 0.05 солнечных масс (по другим данным – 1.21 ± 0.05 солнечных масс), радиус – в 1.72 ± 0.07 солнечных радиусов, светимость в 3.31 ± 0.28 раз больше солнечной. Возраст звезды составляет 6.0 ^+0.8/_-1.7 млрд. лет.

Формально гигант TOI-2485 b является «теплым юпитером» – его орбитальный период равен 11.23479 ± 0.00005 суток. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.109 ± 0.006 а.е. (13.7 звездных радиусов). Однако из-за высокой светимости звезды ее эффективная температура достигает 1134 ± 27 К, так что физически это горячий юпитер. Масса TOI-2485 b оценивается в 2.41 ± 0.09 масс Юпитера, радиус – в 1.08 ± 0.05 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 2.36 ± 0.3 г/куб.см.

Лучевая скорость TOI-2485 демонстрирует дополнительный линейный дрейф в -0.389 ± 0.009 м/с в сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного массивного тела на широкой орбите. По расчетам авторов статьи, масса второго тела должна превышать 18 масс Юпитера, так что это или коричневый карлик, или маломассивная звезда. Дальнейший мониторинг лучевой скорости звезды и астрометрические данные «Гайи» позволят определить природу внешнего компаньона и элементы его орбиты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.05612

 

 

12 августа 2024
Планет HD 114613 b и HD 85512 b не существует

Метод лучевых скоростей – мощный метод поиска экзопланет, с его помощью к настоящему времени обнаружено свыше тысячи экзопланет. Однако этот метод не прямой – исследователи ищут планеты, регистрируя орбитальное движение звезды вокруг барицентра своей планетной системы. При этом колебания лучевой скорости звезды могут быть вызваны не только ее движением вокруг барицентра, но и внутренней активностью, связанной как с вращением звезды вокруг своей оси, так и с магнитными циклами, аналогичными 11.2-летнему солнечному циклу. Некорректный учет этого фактора приводит к появлению «призраков» – планет, которых на самом деле не существует.

Орбитальное движение когерентно – оно повторяется с высокой точностью один оборот за другим. Конечно, параметры орбит могут изменяться в результате динамической эволюции системы, но это очень медленные процессы. Напротив, периодичности, появляющиеся в результате звездной активности, не длятся больше нескольких оборотов звезды вокруг своей оси, они появляются и исчезают. Поэтому собрав и проанализировав измерения лучевой скорости, полученные в течение долгого времени, возможно отличить одно от другого и выявить «призраков» среди реальных RV-планет.

Эта работа была проделана группой астрономов, выбирающих цели наблюдений для будущих космических телескопов 6-метрового класса, чей запуск ожидается в 2040-х годах. Они собрали архивные измерения лучевых скоростей 49 близких звезд с уже известными экзопланетами, объединив данные, полученные спектрографами HARPS, HIRES, UCLES, Levy/APF и PFS. Также они проанализировали различные спектральные индикаторы звездной активности, чтобы определить периоды вращения звезд и вокруг своей оси и продолжительность их магнитных циклов.

Для двух звезд – HD 114613 и HD 85512 – было показано, что колебания лучевых скоростей, ранее связывающихся с наличием планет HD 114613 b и HD 85512 b, на самом деле вызваны звездной активностью, а самих планет не существует. 8 августа 2024 года эта информация появилась в новостях Экзопланетного архива НАСА.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2302.10310

 

 

5 августа 2024
TOI-6002 b и TOI-5713 b: суперземли с температурным режимом Венеры

Распределение планет небольших размеров по радиусам имеет двугорбый вид: суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2.0 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Состав планет, чей радиус попадает в зазор Фултона, до сих пор неясен. Возможно, среди них много океанид (супер-Ганимедов) – планет, содержащих большое количество воды, но не имеющих протяженной водородно-гелиевой атмосферы. Особенно интересны океаниды, попадающие в обитаемую зону своих звезд или находящиеся вблизи ее границ.

2 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию и валидации двух суперземель, чьи радиусы попадают в зазор Фултона. Обе планеты были обнаружены TESS и прошли статистическое подтверждение: вероятность их не планетной природы меньше 6·10^-4. Обе планеты вращаются вокруг красных карликов спектрального класса M3.5 V, у обеих температурный режим близок к температурному режиму Венеры.

Звезда TOI-6002 удалена от нас на 32.04 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 0.211 ± 0.005 солнечных масс, радиус – в 0.241 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно в 172 раза меньше солнечной. Возраст звезды находится в интервале 4.5-8.2 млрд. лет.

Радиус суперземли TOI-6002 b оценивается в 1.63 ± 0.2 радиуса Земли, ее орбитальный период – 10.90482 ± 0.00002 суток. На основе одной только кривой блеска, без измерений лучевой скорости звезды, эксцентриситет орбиты определить трудно, но, по всей видимости, орбита близка к круговой. Большая полуось орбиты – 0.0573 ± 0.0004 а.е., что соответствует уровню освещенности 1.77 ± 0.16 от земного, эффективная температура планеты оценивается в 321 ± 7 К (+48°С).

Красный карлик TOI-5713 удален от нас на 40.95 ± 0.03 пк. Его масса равна 0.265 ± 0.006 солнечных масс, радиус – 0.298 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость примерно в 114 раз меньше солнечной. В отличие от TOI-6002, эта звезда молода – ее возраст не превышает 1.8 млрд. лет.

Радиус планеты TOI-5713 b составляет 1.75 ± 0.16 радиусов Земли, ее орбитальный период – 10.44199 ± 0.00002 суток. Большая полуось орбиты – 0.0601 ± 0.0005 а.е., эксцентриситет также плохо определен. Средняя освещенность на орбите TOI-5713 b достигает 2.26-2.42 земных, эффективная температура планеты оценивается в 347 ± 3 К (+74°С).

Ожидаемые массы планет TOI-6002 b и TOI-5713 b составляют 3.8 ^+1.6/_-1.0 и 4.3 ^+1.7/_-1.1 масс Земли, соответственно. Амплитуда наводимых ими колебаний лучевых скоростей родительских звезд оцениваются в 2.5-4.5 м/с – величины, вполне доступные наиболее мощным современным спектрографам. Из-за тусклости родительских звезд спектрографы, установленные на телескопах 4-метрового класса (такие, как HARPS и CARMENES), не смогут измерить их лучевые скорости с приемлемой точностью, но это сможет сделать, например, спектрограф MAROON-X, установленный на 8.1-метровом телескопе Gemini North.

Авторы промоделировали трансмиссионные спектры обеих планет в предположении как землеподобной, так и венероподобной атмосферы, с облаками и без. Во всех случаях получались выразительные и информативные трансмиссионные спектры с полосами водяного пара, углекислого газа и сернистого газа (последний – в случае венероподобной атмосферы). Это говорит о том, что обе планеты будут прекрасными целями для JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2408.00709

 

 

3 августа 2024
GJ 4256 b: железокаменная планета на грани приливного разрушения

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальным периодом короче 1 суток. В подавляющем большинстве это железокаменные планеты с радиусами меньше 2 радиусов Земли. Распространенность планет этого типа у солнцеподобных звезд оценивается в 0.5%. Находясь под действием мощных приливных сил со стороны близкой звезды, планеты с ультракоротким периодом постепенно приближаются к своему светилу и в итоге или поглощаются им, или разрываются приливными силами.

1 августа 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию удивительной планеты, находящейся на грани приливного разрушения. Планета делает один оборот вокруг своей звезды всего за 5.7 часов! Мощные приливные силы деформируют фигуру планеты, вытягивая ее вдоль направления на звезду, делая ее похожей на дыню.

GJ 4256 (TOI-6255) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 20.39 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.353 ± 0.015 солнечных масс, радиус – в 0.37 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 59 раз меньше солнечной. Медленное вращение говорит о зрелом возрасте, который, однако, остается плохо определенным.

GJ 4256 попала на 16 и 56 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.23818 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 1.08 ± 0.065 радиусов Земли. Чтобы подтвердить планетную природу транзитного кандидата и измерить его массу, авторы получили 91 измерение лучевой скорости GJ 4256 с помощью спектрографа KPF, установленного на телескопе Кек I, и 33 измерения с помощью спектрографа CARMENES. Масса планеты оказалась равной 1.44 ± 0.14 масс Земли, что соответствует средней плотности 6.3 ± 1.4 г/куб.см, отвечающей железокаменному составу. GJ 4256 b вращается на расстоянии всего 3 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1340 ± 60 К.

Планета GJ 4256 b (показана красным ромбом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Синим цветом показаны планеты с ультракороткими периодами, черными звездочками показаны Венера и Земля. Оранжевым ромбом показана планета GJ 4256 b в том случае, если б ее радиус был равен радиусу полости Роша.

GJ 4256 b находится на грани приливного разрушения. Если бы ее орбитальный период был короче на 13 ± 10%, планета переполнила бы свою полость Роша. Быстрое вращение и действие приливных сил приводят к тому, что ее форма является трехосным эллипсоидом, причем длина оси, направленной на звезду, на 10-15% больше длины оси, соединяющей полюса.

По расчетам исследователей, примерно через 400 млн. лет планета приблизится к звезде настолько, что переполнит свою полость Роша и начнет разрушаться.

Быстрое вращение и приливные силы со стороны звезды делают форму планеты трехосным эллипсоидом.

GJ 4256 b будет прекрасной целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, который сможет измерить фазовую кривую и определить температуру дневного и ночного полушарий, а возможно и минеральный состав дневного полушария.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.21167

 

 

2 августа 2024
TOI-757 b: эксцентричный и плотный мини-нептун

Распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами больше 2.0 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Считается, что планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли сохранили свои первичные водородно-гелиевые атмосферы, а планеты меньших радиусов их утратили. Однако состав небольших мини-нептунов еще очень плохо определен. Как минимум часть планет этого типа может быть не мини-нептунами, а океанидами, т.е. содержать большое количество воды, но не водородную атмосферу. Только измерение средней плотности планеты не всегда может помочь определить ее состав, потому что одному и тому же значению плотности может соответствовать много вариантов химического состава. Для определения физической природы мини-нептунов необходимы исследования их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.

31 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию эксцентричного мини-нептуна TOI-757 b. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS, PFS и ESPRESSO.

TOI-757 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 60.4 ± 0.3 пк. Его масса оценивается в 0.80 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.78 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.42 ± 0.02 солнечных светимостей. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-757 достигает 7.5 ± 3.0 млрд. лет.

При радиусе 2.5 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты TOI-757 b составляет 10.5 ± 2.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 ± 0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.122 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.39 ± 0.08, и делает один оборот за 17.46819 ± 0.00002 суток. Усредненная эффективная температура планеты оценивается в 641 ± 10 К.

Планета TOI-757 b (показана черным цветом с барами ошибок) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Красной линией показаны планеты из воды, фиолетовой пунктирной линией – планеты, окруженные водородной атмосферой массой 2% полной массы планеты.

На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-757 b лежит чуть ниже линии воды. Это означает, что ее средняя плотность не требует обязательного наличия водородно-гелиевой атмосферы, планета может быть и океанидой. Сравнивая данные планеты с моделями мини-нептунов, авторы нашли, что масса ее водородной атмосферы может быть равной 0.01 ^+0.07/_-0.01 масс Земли, т.е. не больше 2% полной массы планеты, а ее протяженность – 0.28 ^+0.38/_-0.27 радиусов Земли. Эти оценки иллюстрируют неопределенность в понимании физической природы TOI-757 b.

Значительный эксцентриситет орбиты говорит о непростой динамической истории планеты. Скорее всего, она приобрела такой эксцентриситет в результате взаимодействия с другой планетой, которую еще предстоит обнаружить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.20525

 

 

30 июля 2024
Открыта вторая планета в системе TOI-1408

Как правило, горячие юпитеры одиноки – на близких к ним орбитах нет других планет. Эта закономерность легко объясняется гипотезой высокоэксцентричной миграции, в рамках которой, сформировавшись за снеговой линией, молодая планета-гигант сначала переходит на резко эксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. В процессе высокоэксцентричной миграции гигант поглощает или выбрасывает из системы другие планеты, расположенные внутри его первоначальной орбиты.

Тем не менее, известно несколько планетных систем, в которых внутри орбиты горячего юпитера пролегают орбиты других планет. Это WASP-47, WASP-84, WASP-132, Kepler-730, TOI-1130 и TOI-2000. В этих системах горячие юпитеры оказались на своих орбитах в результате спокойной миграции в протопланетном диске, что обеспечило выживание внутренних планет. Еще одна внутренняя планета была открыта в системе с горячим юпитером TOI-1408 b.

Горячий юпитер TOI-1408 b был обнаружен TESS и подтвержден методом лучевых скоростей с помощью спектрографа FFOREST, установленного на 6-метровом российском телескопе БТА. Транзит планеты является скользящим, что затрудняет определение ее радиуса. Массу TOI-1408 b оценили в 1.69 ± 0.20 масс Юпитера, орбитальный период – в 4.425 суток.

26 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в этой системе. Авторы получили 60 измерений лучевой скорости родительской звезды на спектрографе HARPS-N, 15 измерений на SOPHIE и около трех сотен измерений на менее точных спектрографах. Кроме того, они обнаружили синусоидальные вариации моментов транзитов планеты b, однозначно указывающие на наличие еще одной планеты, находящейся с планетой b в орбитальном резонансе низкого порядка.

Снова изучив кривую блеска родительской звезды, полученную TESS, авторы обнаружили еще одну транзитную планету радиусом 2.22 ± 0.06 радиусов Земли с орбитальным периодом 2.1664 ± 0.0001 суток. Кандидат не получил свой номер в каталоге TOI потому, что автоматический алгоритм обработки данных не смог его обнаружить из-за сильнейших вариаций времени наступления транзитов, амплитуда которых достигала 8 часов (или 15% орбитального периода)! Масса внутренней планеты TOI-1408 c оказалась равной 7.6 ± 0.2 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.8 ± 0.3 г/куб.см. Скорее всего, перед нами горячая океанида, поскольку маловероятно, что планета смогла бы сохранить водородно-гелиевую атмосферу, находясь на расстоянии всего ~5 звездных радиусов. Планеты b и c близки к резонансу 2:1.

Кроме обнаружения второй планеты авторы существенно уточнили параметры первой. Масса гиганта TOI-1408 b теперь равна 1.86 ± 0.02 масс Юпитера, эксцентриситет орбиты уменьшился почти до нуля (e = 0.0023 ± 0.0005). Скорее всего, гигант оказался на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске.

Помимо колебаний, вызванных обеими транзитными планетами, лучевая скорость TOI-1408 демонстрирует дополнительный дрейф, вызванный внешним массивным телом, скорее всего, коричневым карликом минимальной массой 14.6 ± 0.3 масс Юпитера и орбитальным периодом около 7 лет. Однако пока полное время наблюдений слишком мало, чтобы с приемлемой точностью определить параметры этого объекта. Авторы планируют продолжить мониторинг лучевой скорости TOI-1408, а также возлагают надежды на релиз астрометрических данных «Гайи» DR5, которые помогут оценить наклонение орбиты и истинную массу внешнего тела.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.17798

 

 

27 июля 2024
У красного карлика GJ 238 обнаружена планета размером с Марс

Чем меньше радиус планеты, тем мельче ее транзит по диску своей звезды и тем труднее его обнаружить. Транзиты планет с радиусами Земли и меньше за редкими исключениями регистрируются только космическими миссиями, такими, как «Кеплер» и TESS, и то только у звезд красных карликов. Еще одна проблема – у таких маленьких планет очень маленькая масса, которую пока невозможно измерить методом лучевых скоростей, поэтому для них возможна только валидация (статистическое подтверждение).

26 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты с радиусом ~0.57 радиусов Земли у красного карлика GJ 238 (TOI-486). Планета была обнаружена TESS и прошла стандартную процедуру валидации, вероятность не планетной природы транзитного кандидата меньше 4·10^-4.

GJ 238 – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 15.216 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.42 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.431 ± 0.008 солнечных радиусов, светимость в 41 раз меньше солнечной. Низкий уровень активности и медленное вращение (один оборот звезда делает за 44 ± 2 дня) говорит о зрелом возрасте в несколько миллиардов лет.

GJ 238 попала на 1-6, 8-13 и 27-39 сектора TESS. Долгие ряды наблюдений, составившие в сумме 25 секторов, позволили выявить мелкий транзитный сигнал, соответствующий планете радиусом 0.566 ± 0.014 радиусов Земли или 1.064 ± 0.026 радиусов Марса. Планета вращается на расстоянии 0.02123 ± 0.00017 а.е. и делает один оборот за 1.7447 суток, ее эффективная температура оценивается в 758 ± 16 К. Скорее всего, это лишенный атмосферы горячий аналог Меркурия.

GJ 238 b (показана розовой полосой) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Меркурий, Марс, Земля и Венера (показаны синим цветом). Цветными пунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из железа, земного состава и из силикатов.

Ожидаемая масса GJ 238 b оценивается в ~0.15 масс Земли. Авторы нашли, что нужно не меньше 155 измерений лучевой скорости родительской звезды на спектрографе ESPRESSO, чтобы надежно ее измерить.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.18199

 

 

24 июля 2024
Определены наклонения орбит и истинные массы планет в системе Gliese 581

Метод лучевых скоростей – один из наиболее результативных методов поиска экзопланет. Он хорош тем, что для него не требуется маловероятная транзитная конфигурация. Большинство планет с орбитальными периодами свыше 100 суток обнаружено именно этим методом. Однако у него есть и серьезные недостатки. Кроме планет, колебания лучевой скорости звезды могут быть вызваны и различными проявлениями ее собственной активности, поэтому очень важно сопровождать измерения лучевой скорости мониторингом признаков звездной активности, а потом аккуратно их учитывать. Если этого не делать, появляются «призраки» – RV-планеты, которых на самом деле не существует.

Хорошей иллюстрацией этой проблемы может стать планетная система близкого красного карлика Gliese 581. Первая планета в этой системе – нептун с периодом 5.369 суток – была представлена в 2005 году. В 2007 году было объявлено об открытии еще двух планет c и d с периодами 12.9 и 84.4 суток. В 2009 году обнаружили самую внутреннюю и легкую планету e с орбитальным периодом 3.149 суток и минимальной массой 1.94 масс Земли. Затем были представлены еще две планеты f и g, тем самым общее количество планет в системе Gliese 581 достигло шести. Особенно интересной казалась планета g с минимальной массой 3.2 масс Земли, попадающая в середину обитаемой зоны.

Но потом начались «закрытия». Анализ независимо полученного набора данных не показал наличия RV-сигналов, соотнесенных с планетами f и g. В 2011 году астрономы из Женевской группы, работающие со спектрографом HARPS, получив дополнительно 121 новых измерений, убедительно показали, что планет f и g не существует, а период планеты d составляет не 84.4, а 66.7 суток. А в 2014 году анализ активности Gliese 581 показал, что и 66.7-суточный сигнал соответствует не планете d, а вращению звезды вокруг своей оси. В итоге у Gliese 581 осталось только три планеты.

18 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная совместному анализу старых данных и новых измерений лучевой скорости Gliese 581, полученных с помощью спектрографа CARMENES. Авторы добавили 52 новых измерения со средней погрешностью 1.29 м/с и тщательно учли звездную активность. Авторы предположили, что все планеты вращаются в одной плоскости, и рассмотрели наклон этой плоскости к лучу зрения как свободный параметр, а также учли гравитационное взаимодействие планет друг с другом.

В итоге они подтвердили наличие уже известных трех планет и не нашли каких-либо еще. Наклонение орбит к лучу зрения оценивается в 47 ⁺¹⁵/_-13°. Это означает, что физические (истинные) массы примерно на 30% больше минимальных и составляют 2.48 ^+0.70/_-0.42 масс Земли для планеты e, 20.5 ^+6.2/_-3.5 масс Земли для планеты b и 6.8 ^+0.2/_-1.2 масс Земли для планеты c. Планета e может быть суперземлей или океанидой, планета b – тяжелый нептун, планета c – мини-нептун.

Авторы провели анализ динамической устойчивости трехпланетной системы и нашли ее полностью устойчивой. Эксцентриситеты орбит планет остаются малыми и изменяются периодически, планеты далеки от орбитальных резонансов низкого порядка.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.11520

 

 

23 июля 2024
JWST измерил фазовую кривую экстремально эксцентричной планеты HD 80606 b

Планета HD 80606 b была открыта еще в 2003 году методом лучевых скоростей. Она сразу привлекла к себе внимание своей необычной орбитой, эксцентриситет которой превышал 0.93. В 2009 году выяснилось, что HD 80606 b является транзитной – сначала «Спитцер» зафиксировал вторичный минимум (небольшое уменьшение полного блеска системы при заходе планеты за звезду), а затем сразу два научных коллектива пронаблюдали прямой транзит планеты по диску звезды. Параметры HD 80606 b много раз уточнялись, в настоящее время считается, что ее масса равна 4.164 ± 0.005 масс Юпитера, радиус 1.032 ± 0.015 радиусов Юпитера, а эксцентриситет орбиты достигает 0.93183 ± 0.00014.

Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 0.03 до 0.88 а.е. Это делает HD 80606 b уникальной лабораторией по изучению атмосфер газовых гигантов. В частности, можно оценить скорость нагрева атмосферы при приближении планеты к звезде и ее последующего остывания при удалении, соответствие химического состава атмосферы термодинамическому равновесию, и многое другое.

18 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям HD 80606 b на JWST. 1-2 ноября 2022 года в течение 20.9 часов авторы наблюдали фазовую кривую системы с помощью спектрографа NIRSpec, охватив вторичный минимум и момент прохождения планетой перицентра. Наблюдения велись в двух каналах: NRS1 (в лучах с длиной волны 2.86-3.72 мкм) и NRS2 (3.82-5.17 мкм). Это позволило оценить изменение температуры планеты и обнаружить в атмосфере метан, водяной пар и угарный газ.

За 10.6 часов до прохождения перицентра орбиты яркостная температура HD 80606 b составила 900 ± 36 К, за 6.6 часов – 1035 ± 39 К, за 2.6 часов (в момент захода за звезду) – 1225 ± 36 К, спустя 1.4 часа после прохождения перицентра – 1331 ± 28 К. Только после этого температура начала падать и спустя 5.4 часа после перицентра достигла 1174 ± 37 К. Таким образом, максимум температуры был достигнут спустя ~3.4 часа после прохождения перицентра. Плотные облака, если есть, находятся на глубине свыше 0.3 бар, т.е. атмосфера HD 80606 b достаточно прозрачна в ИК-лучах. Однако различия с данными «Спитцера», полученными 15-ю годами ранее, могут говорить об изменчивом рисунке облаков, частично выходящих с ночной стороны планеты на диск дневного полушария. Облака HD 80606 b могут состоять из силиката магния, сульфида марганца и сульфида серы.

Приближаясь к звезде, планета лучше всего описывалась моделью черного тела без существенных особенностей в спектре, что говорит о примерно изотермическом профиле атмосферы (без температурной инверсии). После прохождения перицентра в спектре проявились полосы метана, водяного пара и угарного газа, причем если метан надежно наблюдался на протяжении 8 часов (с достоверностью 3.7-4.8 сигма), водяной пар и угарный газ появлялись ненадолго, и их суммарная достоверность обнаружения оказалась ниже – 3.1 и 3.4 сигма, соответственно.

Химия атмосферы выглядит близкой к термодинамическому равновесию. Металличность атмосферы близка к солнечной, отношение C/O = 0.58 ± 0.18, что также близко к солнечному значению.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.12456

 

 

19 июля 2024
Открыта вторая планета в системе HD 118203

Как правило, горячие юпитеры одиноки – на соседних с ними орбитах нет других планет. Однако не так ж и редко в системах с горячим юпитером находят массивные планеты на широких орбитах. Такая конфигурация говорит о высокоэксцентричной миграции – сценарии, в котором молодой газовый гигант, сформировавшись за снеговой линией, сначала переходит на резко эксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Высокий эксцентриситет переходной орбиты может быть вызван в том числе гравитационным взаимодействием с внешним компаньоном по механизму Козаи-Лидова.

16 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты у звезды HD 118203, у которой известен горячий юпитер HD 118203 b. Планета была открыта методом лучевых скоростей и подтверждена с помощью астрометрии.

HD 118203 – звезда, уже сошедшая с главной последовательности и быстро эволюционирующая в сторону превращения в красный гигант. При массе 1.22 ± 0.02 солнечных масс ее радиус достигает 2.03 ± 0.16 солнечных радиусов, а светимость в 4-5 раз превышает солнечную. Есть и другое, менее вероятное решение, в котором масса звезды равна 1.48 ± 0.05 солнечных масс. В первом случае возраст звезды оценивается в 5.3 ± 0.4 млрд. лет, во втором – в 2.9 ± 0.3 млрд. лет.

Первая планета – горячий юпитер HD 118203 b – была открыта методом лучевых скоростей еще в 2005 году. В 2019 году выяснилось, что эта планета – транзитная. Гигант массой 2.18 масс Юпитера и радиусом 1.13 радиусов Юпитера вращался по эллиптической орбите с эксцентриситетом ~0.3 и делал один оборот за 6.135 суток. Помимо колебаний, вызванных планетой b, лучевая скорость звезды демонстрировала дополнительный дрейф около 50 м/с в год, говорящий о наличии в этой системе еще одного тела на широкой орбите.

Чтобы определить природу внешнего компаньона, авторы получили 18 измерений лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS-N. Также они включили в свой анализ 51 архивное измерение, полученное в 2006-2013 годах. В итоге совокупность измерений очертила еще одно колебание с периодом 5070 ± 240 суток (13.9 ± 0.7 лет), соответствующее планете с минимальной массой ~11 масс Юпитера. Сравнение векторов собственного движения звезды, измеренных астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя», позволило оценить наклонение орбиты внешнего компаньона и его истинную массу. Наклонение орбиты оказалось равным 95 ⁺¹⁵/_-19°, а масса 11.1 ^+1.3/_-1.0 масс Юпитера, т.е. система достаточно плоская. Гигант HD 118203 c вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 6.2 ± 0.2 а.е. и эксцентриситетом 0.257 ± 0.034, его температурный режим соответствует Главному поясу астероидов.

Авторы отмечают необходимость измерения эффекта Мак-Лафлина во время транзита планеты b для измерения наклонения ее орбиты к экватору звезды, что позволит лучше понять динамическую историю этой системы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.11706

 

 

18 июля 2024
TOI-762A и TIC 46432937: газовые гиганты у красных карликов

Распространенность газовых гигантов падает с уменьшением массы родительских звезд, так что у красных карликов планеты этого типа встречаются очень редко. При этом их сравнительно легко обнаружить, потому что из-за небольшого размера дисков красных карликов транзиты планет-гигантов оказываются глубокими и хорошо заметными. Основным поставщиком новых планет в настоящее время является миссия TESS, среди целевых звезд которой много близких и относительно ярких красных и оранжевых карликов. Для подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы обычно применяют метод лучевых скоростей, используя в том числе самый точный на сегодняшний день спектрограф ESPRESSO.

11 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще двух планет-гигантов у красных карликов TOI-762A и TIC 46432937. Формально обе планеты являются горячими юпитерами, однако из-за низкой светимости родительских звезд их эффективные температуры довольно умеренные.

TOI-762A – главный компонент двойной звезды, удаленной от нас на 98.8 ± 0.2 пк. Это ранний красный карлик массой 0.442 ± 0.025 солнечных масс, радиусом 0.425 ± 0.009 солнечных радиусов и светимостью в 54 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-762A достигает 9.3 ± 5.5 млрд. лет, с вероятностью 70% она является частью тонкого диска и с вероятностью 30% – толстого диска Галактики.

На расстоянии 3.2 угловых секунд (319 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон – поздний красный карлик массой 0.23 ± 0.01 солнечных масс.

При радиусе 0.744 ± 0.017 радиусов Юпитера масса планеты TOI-762A b оценивается в 0.25 ± 0.04 масс Юпитера – это теплый аналог Сатурна. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (с достоверностью 95% эксцентриситет не превышает 0.083) на расстоянии 0.0342 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 3.47168 суток. Эффективная температура TOI-762A b составляет 555 ± 7 К.

TIC 46432937 немного массивнее и горячее TOI-762A: ее масса оценивается в 0.56 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.530 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость в 24.3 раза меньше солнечной. В составе звезды в 2.1 раза больше тяжелых элементов, чем в составе Солнца. Возраст TIC 46432937 очень неуверенно оценили в 7.4 ± 5.1 млрд. лет, эта звезда также с вероятностью 30% входит в состав толстого диска Галактики. Звезда удалена от нас на 90.6 ± 0.1 пк.

Если у красных карликов и встречаются газовые гиганты, как правило, это легкие аналоги Сатурна. Но TIC 46432937 b – явное исключение из правил, его масса достигает 3.2 ± 0.1 масс Юпитера, что при радиусе 1.19 ± 0.03 радиусов Юпитера приводит к средней плотности 2.37 ± 0.15 г/куб.см. Планета вращается по круговой орбите на расстоянии 0.0207 ± 0.0004 а.е. и делает один оборот за 1.44045 суток. Ее эффективная температура достигает 872 ± 14 К.

Интересно, что транзит TIC 46432937 b является скользящим, что приводит к V-образной форме транзитной кривой. Обычно такая форма встречается у затменно-переменных двойных звезд, поэтому она считается признаком ложнопозитива (не планетной природы транзитного кандидата). Именно поэтому автоматические алгоритмы обработки кривых блеска TESS пропустили эту систему, и она не получила своего номера в каталоге TOI.

Планеты TOI-762A b и TIC 46432937 b (показаны синим цветом и подписаны, причем TIC 46432937 b подписана как 4643) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Красным цветом показаны планеты красных карликов, серым цветом – планеты более горячих звезд.

Обе новые планеты будут прекрасными целями для JWST, у них большие значения метрик эмиссионного и трансмиссионного спектров. Особенно интересна TIC 46432937 b, у которой самое большое значение метрики эмиссионного спектра среди всех планет с эффективной температурой меньше 1000 К.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.07187

 

 

10 июля 2024
Открыта вторая планета у очень молодой звезды HIP 67522

Для лучшего понимания процессов эволюции планетных систем необходимо изучать системы разного и при этом хорошо определенного возраста. Особенно важно изучать молодые планеты, поскольку многие ключевые процессы происходят в первые десятки и сотни миллионов лет. Наиболее точно возраст звезд и их планет можно определить, если эти звезды входят в состав рассеянных скоплений и ассоциаций.

9 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты у молодой звезды HIP 67522, являющейся членом ассоциации Скорпион-Центавр. Благодаря членству возраст звезды определен с высокой точностью как 17 ± 2 млн. лет. Звезда еще не «села» на главную последовательность и продолжает сжиматься, она отличается бурной хромосферной и магнитной активностью.

В 2020 году у HIP 67522 с помощью фотометрии 11 сектора TESS обнаружили первую планету – горячий гигант радиусом 10 радиусов Земли с орбитальным периодом 6.96 суток. Из-за активности звезды массу планеты измерить не удалось, был получен только верхний предел в 5 масс Юпитера. HIP 67522 b вращается на расстоянии 11.7 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1171 ± 21 К.

Помимо транзитов, вызванных планетой b, на кривой блеска прорисовалось что-то похожее на одиночный транзит еще одной планеты. За прошедшие годы HIP 67522 попадала на 38 и 64 сектора TESS, также ее наблюдали наземными телескопами метрового класса. В итоге удалось идентифицировать второй транзитный сигнал с периодом 14.335 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 0.73 ± 0.06 радиусов Юпитера. Вторая планета вращается на расстоянии 19.2 звездных радиусов, ее эффективная температура составляет 915 ± 22 К. Обе транзитные планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.

В настоящий момент HIP 67522 – самая молодая мультитранзитная система, она будет прекрасной целью для JWST. В феврале 2023 года планету b уже наблюдали с помощью спектрографа NIRSpec и, по словам авторов статьи, обнаружили в трансмиссионном спектре сильные полосы водяного пара и углекислого газа. Глубина полос говорит о протяженной атмосфере и низкой средней плотности планеты b, как и ожидается для такого молодого объекта. Поскольку планета c по размерам лишь немного меньше планеты b, скорее всего, и ее трансмиссионный спектр окажется выразительным и информативным.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.04763

 

 

9 июля 2024
TOI-3261 b: «огарок» горячего сатурна

Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами меньше 1 суток. Они делятся на две большие группы – суперземель с радиусами меньше 2 радиусов Земли, и горячих газовых гигантов с радиусами больше 6-7 радиусов Земли. Посредине лежит почти пустая область, называемая «пустыней горячих нептунов», где планет очень мало. Наличие «пустыни горячих нептунов» объясняют интенсивным фотоиспарением водородных атмосфер мини-нептунов и приливным разрушением легких газовых гигантов.

8 июля 2024 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще одной планеты в пустыне горячих нептунов – плотного нептуна TOI-3261 b. По всей видимости, этот объект представляет собой «огарок» горячего сатурна, сильно «облетевшего» под действием мощного нагрева и приливных сил.

TOI-3261 – ранний оранжевый карлик спектрального класса K1.5 V, удаленный от нас на 300.5 ± 1.1 пк. Его масса оценивается в 0.86 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.43 ± 0.02 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.4 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-3261 составляет 6.5 ± 2.1 млрд. лет.

Звезда попала на 2, 6, 13, 27-29, 36, 63 и 66-69 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 0.883133 ± 0.0000001 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом 3.82 ^+0.42/_-0.35 радиусов Земли. Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 38 измерений лучевой скорости TOI-3261 с помощью спектрометра HARPS и 15 измерений с помощью ESPRESSO. Масса TOI-3261 b оказалась равной 30.3 ± 2.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.0 ^+1.1/_-0.8 г/куб.см. Планета вращается на расстоянии всего ~4 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 1722 ± 26 К.

Планета TOI-3261 b (показана красной звездой и подписана) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других известных планет с ультракоротким периодом. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Показаны синими ромбами и подписаны горячие нептуны LTT-9779 b, TOI-849 b и TOI-332 b. Оттенками синего цвета показана распространенность планет соответствующей массы и радиуса по данным Экзопланетного архива НАСА на февраль 2024 года.

Авторы промоделировали эволюцию TOI-3261 b и нашли, что за 6.5 миллиардов лет ее водородная атмосфера была бы полностью утрачена (при условии, что она окружала железокаменное ядро). Однако если ядро состояло из смеси железокаменных пород и льдов, часть оболочки может уцелеть. По всей видимости, планета сформировалась как легкий газовый гигант массой 50-60 масс Земли и вдвое большего размера, чем сейчас, а затем утратила большую часть своей водородно-гелиевой оболочки, став, по сути, почти голым ядром. Еще один сценарий описывает частичное приливное разрушение газового гиганта с начальной массой ~0.5 масс Юпитера, прошедшего этап высокоэксцентричной миграции и потерю водородной оболочки во время очень тесного сближения с родительской звездой.

Авторы предлагают измерить темпы современные темпы потери атмосферы с помощью наблюдений транзитов в линии метастабильного гелия (1.083 мкм). Также качественные трансмиссионный и эмиссионный спектры TOI-3261 b мог бы получить JWST.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2407.04225

 

 

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