 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
8 августа 2025
Возможно, обнаружена планета в обитаемой зоне звезды альфа Центавра A!
Альфа Центавра A – ближайшая к Солнцу солнцеподобная звезда и главный компонент тройной системы альфа Центавра, включающей, в том числе, знаменитую Проксиму. Благодаря своему солнцеподобию и близости к Солнцу (1.33 пк) альфа Центавра A всегда привлекала к себе повышенное внимание ученых. Ее спектральный класс такой же, как у Солнца – G2 V, масса составляет 1.079 ± 0.003 солнечных масс, радиус – 1.218 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза больше солнечной, а возраст достигает 5.3 ± 0.3 млрд. лет. Радиус эффективной земной орбиты альфа Центавра A равен 1.23 а.е., ему соответствует угловое расстояние 0.95 секунд при наблюдениях с Земли. Из-за гравитационного влияния второго компонента системы – звезды альфа Центавра B – орбиты планет с большой полуосью больше ~3 а.е. являются неустойчивыми.
Возможные планеты у альфа Центавра A пытались искать и методом лучевых скоростей, и с помощью снимков на крупнейших инфракрасных телескопах. Однако методом лучевых скоростей удалось получить только верхние пределы на массы возможных планет. Так, для планет с орбитальными периодами короче 1000 суток минимальная масса m sin i не может превышать ~100 масс Земли.
В 2019 году окрестности звезды A наблюдали на VLT помощью камеры среднего инфракрасного диапазона VISIR. Был обнаружен слабый источник, который мог быть планетой радиусом больше 3.3 радиуса Земли и температурой больше 300 К, находящейся на расстоянии 1.1 а.е. от своей звезды. Источник назвали C1. К сожалению, новых наблюдений C1 на VLT не проводилось, и его планетная природа осталась неподтвержденной.
После запуска космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) для поисков планет в ближайшей к Солнцу звездной системе открылись новые возможности. Согласно расчетам, использование спектрографа среднего ИК диапазона MIRI вместе с коронографом позволило бы обнаружить возможную планету на расстоянии 1-3 а.е. от звезды A, если бы ее радиус был больше 5 радиусов Земли. Однако такие наблюдения представляют собой сложную задачу из-за большой яркости обеих звезд A и B и малого углового расстояния между ними (7-9 угловых секунд).
MIRI/JWST наблюдал систему альфа Центавра в августе 2024 года, а также в феврале и апреле 2025 года в лучах с длиной волны 15.5 мкм (фильтр F1550C). Во время августовских наблюдений на расстоянии 1.5 угловых секунд от звезды A был обнаружен слабый инфракрасный источник яркостью 3.5 ± 1.0 mJy (обнаружение с достоверностью 3.3-4.3 сигма). Источник назвали S1. Однако во время повторных наблюдений в феврале и в апреле 2025 года его зафиксировать не удалось.
Снимки системы альфа Центавра AB в фильтре F1550C инструмента MIRI на борту JWST. Излучение звезды A подавлено коронографом, ее положение показано белой звездочкой. Радиус затененного кольца вокруг звезды A – 2.75 угловых секунд. Положение возможной планеты S1 обведено белой окружностью. KS2 и KS5 – известные фоновые источники.Твердых доказательств, что вокруг альфа Центавра A вращается планета, до сих пор нет. Однако это весьма вероятно. Авторы исключили гипотезу артефакта детектора и подтвердили, что S1 не является объектом заднего или переднего фона. Если же принять, что источники C1 и S1 представляют собой один и тот же объект, то можно оценить его орбитальные характеристики и эффективную температуру.
По совокупности наблюдательных фактов планета альфа Центавра A b – супернептун или легкий газовый гигант радиусом 1.0-1.2 радиусов Юпитера с эффективной температурой 225-250 К. Он находится на эксцентричной орбите, резко наклоненной к плоскости орбиты пары AB. Отсутствие регистрации планеты в феврале и апреле может быть вызвано неудачными условиями наблюдений (малым угловым расстоянием от звезды и подавлением излучения планеты коронографом).
То, что в феврале и апреле 2025 года планета была не видна, ограничивает ее возможную орбиту двумя семействами решений. Первое – планета находится на эллиптической орбите с большой полуосью 1.64 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.33 ± 0.10, наклоненной на 58 ± 11° к плоскости орбиты AB, и на 41 ± 13° к картинной плоскости. Второе – большая полуось орбиты достигает 2.14 ± 0.07, эксцентриситет 0.33 ± 0.14 и наклонение к плоскости орбиты AB – 51 ± 11°. В обоих случаях орбита возможной планеты пролегает в обитаемой зоне альфа Центавра A.
Также вероятно, что реальные размеры планеты меньше, но она окружена широкими кольцами. В этом случае ее масса может быть гораздо меньше предельных 100 масс Земли.
Тем не менее, пока все очень шатко. Источники C1 и S1 могут быть разными объектами, кто-то из них может не подтвердиться. Однако есть хорошая возможность проверить гипотезу о реальности альфа Центавра A b. В августе 2026 года ожидаемое угловое расстояние между планетой и звездой превысит 1 угловую секунду. Это будет идеальный момент, чтобы снова попытаться получить снимки планеты с помощью JWST – и убедиться в ее существовании (или отсутствии).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.03812
https://arxiv.org/pdf/2508.03814
5 августа 2025
Трехпланетная система у оранжевого карлика TOI-880 выровнена со своей звездой
Планеты Солнечной системы «выровнены» относительно солнечного экватора – наклонение инвариантной плоскости Солнечной системы к экватору Солнца составляет 6°, а орбиты отдельных планет наклонены к этой плоскости всего на несколько градусов. Но экзопланеты нередко находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах, а их взаимное наклонение может превышать 30°. Резко наклоненные орбиты часто еще и эксцентричны, что говорит о бурной динамической истории этих систем.
Наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды λ можно измерить с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект вызван тем, что звезда вращается вокруг своей оси, и часть ее движется к наблюдателю, а часть от него. Когда планета вступает на звездный диск, она перехватывает часть излучения, приходящего от приближающейся или удаляющейся половины звездного диска, и усредненная лучевая скорость меняется. Амплитуда эффекта Росситера-МакЛафлина оценивается по формуле
где Rp /RJup – радиус планеты, выраженной в радиусах Юпитера,
– радиус звезды, выраженный в радиусах Солнца,
v sin i – проекция скорости вращения звезды на луч зрения.23 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию системы из трех транзитных планет TOI-880. Авторы измерили эффект Росситера-МакЛафлина для средней, самой крупной планеты, и показали, что ее орбита мало наклонена к экватору звезды.
TOI-880 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 60.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца, и зрелым возрастом, который, однако, плохо определен – как 5.2 +4.1/-3.3 млрд. лет.
TOI-880 попала на 6 и 33 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала три транзитных сигнала с периодами 2.576, 6.387 и 14.332 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.19 ± 0.11, 4.95 ± 0.20 и 3.40 ± 0.22 радиусов Земли, соответственно. Планеты вращаются по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 9.05, 16.5 и 28.5 звездных радиусов, их эффективные температуры оцениваются в 1085 ± 31 К, 805 ± 25 К и 612 ± 18 К, т.е. все они горячее Меркурия.
Для измерения эффекта Росситера-МакЛафлина во время транзита самой крупной планеты TOI-880 c авторы получили 32 измерения лучевой скорости родительской звезды с помощью недавно введенного в строй спектрографа KPF (Keck Planet Finder). Погрешность единичного измерения достигла 0.3 м/с! Наклонение орбиты λ оказалось равным -7.4 +6.8/-7.2°, другими словами, TOI-880 c вращается примерно в плоскости экватора своей звезды. А учитывая малое взаимное наклонение орбит остальных планет друг к другу, можно сказать, что все планеты этой системы «выровнены» со своей звездой. В целом система выглядит невозмущенной и динамически холодной.
Имея такой точный спектрограф, авторы вполне могли измерить массы планет методом лучевых скоростей. Они этого не сделали, но сослались на «частный разговор» с коллегой, который, видимо, готовит к публикации свою статью. По словам этого коллеги, массы планет в системе TOI-880 составляют 3.1 ± 0.6, 22.8 ± 0.8 и 13.1 ± 1.2 масс Земли для планет b, c и d, соответственно.
Планета TOI-880 c (показана красным цветом) на диаграммах «Радиус планеты – Угол λ» (вверху), «Масса планеты – Угол λ» (посередине) и «Большая полуось орбиты в единицах радиуса звезды – Угол λ» (внизу). Значками с синей обводкой показаны планеты, входящие в состав многопланетных систем. Серыми ромбами, голубыми иксами и желтыми треугольниками показаны пары планет с резким наклоном орбит в системах HD 3167, K2-290 и Kepler-56, соответственно. Планеты, входящие в одну и ту же систему, соединены пунктирными линиями.Хотя большинство планет из компактных многопланетных систем примерно выровнены со своими звездами, известно и несколько динамически горячих систем, на приведенных графиках они выделены отдельными символами. Причины такой «взболтанности» пока не ясны.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.16194
3 августа 2025
Очень теплая океанида Ross 176 b
Распределение небольших экзопланет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.5-2.0 радиусов Земли, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли, как правило, являются железокаменными суперземлями, а планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли – рыхлыми мини-нептунами, т.е. планетами, сохранившими первичную водородно-гелиевую атмосферу. Природа планет из долины радиусов до сих пор остается загадочной. Возможно, значительная доля этих объектов представляет собой океаниды, или водные миры, на десятки процентов состоящие из воды, но при этом лишенные существенной водородной атмосферы.
22 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов у сравнительно близкого оранжевого карлика Ross 176. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Ее средняя плотность слишком низка для железокаменного состава, но велика для мини-нептуна. Весьма вероятно, что перед нами океанида.
Ross 176 (TOI-4491) – звезда главной последовательности спектрального класса K7 V, удаленная от нас на 46.5 пк. Ее масса оценивается в 0.577 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 12.85 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст Ross-176 определен плохо – как 3.0 ± 2.5 млрд. лет.
Звезда попала на 14-15, 41, и 55-56 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 5 суток и глубиной 1150 ppm. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, исследователи получили 99 измерений лучевой скорости Ross 176 на спектрографе CARMENES. Масса планеты Ross 176 b оказалась равной 4.6 ± 0.9 масс Земли, что при радиусе 1.84 ± 0.08 радиусов Земли соответствует средней плотности 4.0 +0.5/-0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0464 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.04, и делает один оборот за 5.00663 ± 0.00001 суток. Средняя освещенность на орбите Ross 176 b в 36.2 ± 1.7 раза больше, чем на орбите Земли, эффективная температура планеты достигает 682 ± 8 К.
На диаграмме «Масса – Радиус» Ross 176 b лежит вблизи линии «супер-Ганимедов», т.е. планет, состоящих наполовину из горных пород и наполовину из воды. Конечно, при температуре свыше 700 К вода будет находиться не в жидком виде, а в виде водяного пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов.
Ross 176 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у оранжевых карликов. Синим и желтым цветом показаны планеты HD 40307 b и Wolf 503 b, соответственно. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Светло-голубой линии соответствует модель планеты, 50/50 состоящей из горных пород и воды.Авторы оценили перспективы изучения атмосферы Ross 176 b с помощью JWST. В случае, если атмосфера планеты имеет солнечный химический состав и не имеет высотных облаков, достаточно пронаблюдать один транзит, чтобы увидеть в трансмиссионном спектре планеты полосы метана и водяного пара. Однако если атмосфера Ross 176 b водно-паровая, характерная шкала высот будет гораздо меньше, чем в случае преимущественно водородно-гелиевой атмосферы, и понадобится пронаблюдать не меньше 10 транзитов, чтобы надежно зафиксировать в спектре полосы водяного пара. Поэтому «плоский» трансмиссионный спектр при наблюдении одного транзита Ross 176 b будет косвенно свидетельствовать в пользу водного мира.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.15763
2 августа 2025
TOI-2431 b: горячая суперземля с 5.4-часовым периодом
Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. К настоящему моменту их известно около 150 штук. В подавляющем большинстве случаев это железокаменные суперземли с радиусом меньше 2 радиусов Земли, часто с повышенной долей железа в недрах (супер-Меркурии). Распространенность (частота встречаемости) планет с ультракоротким периодом оценивается в 1.1 ± 0.4% у красных карликов, 0.51 ± 0.07% у солнцеподобных звезд G класса и только 0.15 ± 0.05% у звезд класса F – другими словами, она быстро падает с увеличением массы родительской звезды.
14 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию суперземли с ультракоротким периодом у звезды HIP 11707 (TOI-2431). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
HIP 11707 – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 36.01 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 9.2 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен очень плохо – как 2.0 +9.1/-1.7 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.
HIP 11707 попала на 31, 42-43 и 70-71 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала слабый транзитный сигнал с периодом всего 5 часов 23 минуты и глубиной ~455 ppm, соответствующей планете радиусом 1.536 ± 0.033 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Массу планеты измерили с помощью спектрографов NEID и HPF – она оказалась равной 6.2 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 9.4 ± 1.9 г/куб.см. TOI-2431 b вращается на расстоянии всего 0.0063 ± 0.0001 а.е. (945 тыс. км!), ее эффективная температура достигает 2063 ± 30 К. Дневное полушарие этой горячей суперземли должно быть полностью расплавлено.
Суперземля TOI-2431 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты с ультракороткими периодами показаны более ярким цветом, чем планеты на более широких орбитах, некоторые из них подписаны. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Пунктирной серой линией показана максимально возможная средняя плотность, достигаемая в результате гигантских столкновений планет.TOI-2431 b вращается лишь немного дальше предела Роша, ближе которого она была бы разорвана приливными силами. Мощные приливные силы искажают форму планеты, вытягивая ее вдоль оси звезда – планета, а быстрое вращение дополнительно сплющивает ее. Итоговая форма TOI-2431 b является трехосным эллипсоидом, в котором самая длинная ось на 8.7 ± 1.7% больше самой короткой, направленной перпендикулярно плоскости орбиты.
Под действием приливных сил планета постепенно приближается к своей звезде. Примерно через 31 млн. лет она достигнет предела Роша и начнет разрушаться.
Относительная яркость родительской звезды и высокая температура планеты делают систему TOI-2431 хорошей целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, ее метрика эмиссионного спектра (ESM) достигает 27. В случае успеха наблюдения вторичного минимума позволят определить минералогический состав поверхности дневного полушария TOI-2431 b.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.08464
1 августа 2025
TESS обнаружила еще тридцать горячих юпитеров
Обзорная транзитная миссия TESS уже семь лет ведет наблюдения за яркими звездами на всей небесной сфере. Обнаружено около семи тысяч транзитных кандидатов, из которых значительную долю составляют газовые гиганты на тесных орбитах – горячие юпитеры. Большое количество горячих юпитеров и среди открытий TESS, и в каталогах известных экзопланет вызвано не их обилием (распространенность планет этого типа оценивается всего в 0.5-1% у FGK звезд), а легкостью их обнаружения и достаточно высокой вероятностью транзитной конфигурации.
TESS обнаруживает транзитные кандидаты, но проверять их планетную природу необходимо другими методами – например, методом лучевых скоростей. Этим занимаются многочисленные научные коллективы по всему миру. Координирует работу программа TFOP (TESS Follow-up Observing Program) – это делается, чтобы избежать дублирования и оптимизировать усилия наблюдателей. Периодически появляются работы, где новые планеты представляются «крупным оптом» – сразу по несколько десятков штук.
3 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья большого коллектива авторов, посвященная открытию еще тридцати(!) горячих юпитеров, обнаруженных TESS и подтвержденных методом лучевых скоростей. Почти все они вращаются вокруг F звезд, более массивных и ярких, чем Солнце, причем некоторые из родительских звезд уже сошли с главной последовательности и начали эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Четыре планеты были обнаружены у звезд, входящих в состав широких пар.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
*Транзит планеты TOI-5592 b является скользящим.
Новые планеты (показаны желтым цветом) на диаграммах: a) «Масса – Радиус», b) «Масса – Средняя плотность», c) «Эффективная температура – Радиус», d) «Эффективная температура – Масса». Зеленым и оранжевым цветом показаны 10 и 20 планет, открытых этим же научным коллективом в 2022 и 2023 годах, серым цветом – остальные транзитные планеты-гиганты с измеренной массой.Богатая статистика горячих юпитеров поможет лучше понимать пути образования и эволюции этих планет и планетных систем в целом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.01855
5 июля 2025
TOI-4465 b: массивный газовый гигант на 102-дневной орбите
Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако наибольший интерес представляют как раз относительно прохладные транзитные планеты с орбитальными периодами в десятки и сотни суток.
В настоящее время основной «фабрикой» по открытию новых экзопланет выступает миссия TESS. Время наблюдений одного сектора TESS составляет всего 27.4 суток, поэтому долгопериодические кандидаты представлены, как правило, только одним транзитным событием. Наблюдения единственного транзита позволяют измерить радиус планеты, но не ее орбитальный период. Чтобы точно определить орбитальный период возможной планеты, измерить ее массу и эксцентриситет орбиты, обычно используют метод лучевых скоростей. Окончательным подтверждением планетной природы транзитного кандидата является наблюдение еще одного транзита в предсказанное время.
26 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию долгопериодической транзитной планеты TOI-4465 b. Ее родительская звезда попала на 26, 40 и 53 сектора TESS. На 40 секторе на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие глубиной около 2%, говорящее о возможном наличии планеты газового гиганта. Чтобы определить основные параметры планеты, авторы получили 56 измерений лучевой скорости TOI-4465 на спектрографе APF, 15 измерений на CHIRON и 14 на TRES. Наконец, в ожидаемое время с 9 по 13 августа 2022 года большой коллектив наблюдателей, включая любителей астрономии, пытались зафиксировать еще один транзит этой планеты. Несмотря на некоторые трудности (так, транзит длился 12 часов, поэтому наземным наблюдателям удавалось увидеть или его начало, или конец), затея увенчалась успехом.
TOI-4465 – солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 121.9 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.014 ± 0.041 солнечных радиусов, светимость – в 0.823 ± 0.010 солнечной светимости.
При радиусе 1.25 ± 0.08 радиусов Юпитера масса планеты TOI-4465 b достигает 5.89 ± 0.26 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.73 ± 0.53 г/куб.см. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.416 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.01, и делает один оборот за 101.9405 ± 0.0004 суток. Его эффективная температура меняется от 375 ± 13 К в апоцентре до 478 ± 15 К в перицентре.
Планета TOI-4465 b (показана лиловым ромбом и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Цвет планет отражает их массу, цветовая шкала расположена справа от графика. TOI-4465 b является самой крупной среди всех планет с периодом больше 100 суток.Из-за большой массы и умеренной температуры шкала высот в атмосфере планеты ожидается небольшой, что делает TOI-4465 b трудной целью для трансмиссионной спектроскопии. Однако гигант будет прекрасной целью для эмиссионной спектроскопии (зависимости от длины волны уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду) – это третья планета среди всех известных по величине метрики эмиссионного спектра.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.20019
2 июля 2025
TOI-1846 b: суперземля из «долины радиусов»
Хорошо известно, что распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и окутанные водородно-гелиевыми атмосферами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Планеты, попавшие в долину радиусов, вызывают повышенный интерес, потому что их физическая природа до сих пор неясна.
Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез, среди которых основные – фотоиспарение водородных атмосфер небольших планет под влиянием жесткого излучения родительской звезды, тепловое истечение первичных атмосфер под действием энергии, приходящей из недр молодой планеты, формирование планет из протопланетного вещества разного состава – внутри снеговой линии или за ее пределами. Всестороннее изучение немногочисленных планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли поможет разобраться в этом вопросе.
24 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов TOI-1846 b. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, ее массу еще предстоит измерить.
TOI-1846 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 47.24 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.418 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.40 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 43.4 раза меньше солнечной. Возраст звезды плохо определен – как 7.2 +4.6/-5.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов в полтора раза больше солнечного.
TOI-1846 попала на 25 секторов TESS. Богатые и долгие ряды наблюдений позволили обнаружить транзитный сигнал с периодом 3.93067 суток и глубиной ~0.17%, соответствующей планете радиусом 1.79 ± 0.07 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы транзитного кандидата не превышает 2·10-4. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0365 ± 0.0007 а.е. (~19.75 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 568 ± 6 К.
Чтобы оценить химический состав TOI-1846 b, необходимо определить ее среднюю плотность, а для этого – измерить массу. Если исходить из эмпирических соотношений масса-радиус для уже известных планет, масса TOI-1846 b скорее всего попадет в интервал 4.4 +1.6/-1.0 масс Земли. Такая планета будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой 1.6-7 м/с – вполне доступные современным высокоточным инфракрасным спектрографам, например, MAROON-X. Нет сомнений, что в ближайшее время масса TOI-1846 b будет измерена.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.18550
Архив новостей:
2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1 2023_2 2024_1 2024_2 2025_1
