21 июня 2017
Представлен окончательный каталог транзитных кандидатов «Кеплера», обнаруженных в рамках основной миссии

В мае 2013 года с выходом из строя второго маховика системы ориентации завершилась основная миссия космического телескопа им. Кеплера. В течение 4 лет – с марта 2009 по май 2013 года – телескоп почти непрерывно наблюдал участок неба в районе созвездий Лебедя и Лиры, названный Полем Кеплера, снимая высококачественную фотометрию около 200 тысяч звезд. Обработка и анализ полученных данных заняли несколько лет. И вот 19 июня 2017 года в Научно-исследовательском центре им Эймса в Кремниевой долине (Калифорния) прошла пресс-конференция, на которой команда «Кеплера» представила окончательный каталог транзитных кандидатов, обнаруженных в рамках основной миссии. Общее число планетных кандидатов достигло 4034, из них 2335 уже подтверждены как планеты. 219 кандидатов было представлено впервые.

Транзитные кандидаты «Кеплера» на плоскости «орбитальный период – радиус». Синим цветом показаны уже известные кандидаты, желтым цветом – новые кандидаты, впервые представленные 19 июня 2017 года.

Данные, полученные «Кеплером», уникальны, поскольку позволяют охватить взглядом всю популяцию короткопериодических планет вплоть до планет размерами меньше Земли. Кроме того, 4 года непрерывных наблюдений позволили «Кеплеру» дотянуться до планет с орбитальными периодами порядка года. Среди транзитных кандидатов, обнаруженных в рамках основной миссии, примерно 50 имеют размеры от 1 до 2 радиусов Земли и расположены в обитаемой зоне своих звезд, более 30 из них уже подтверждены как планеты. 10 новых кандидатов в аналоги Земли было представлено 19 июня.

Землеразмерные кандидаты (с радиусом от 1 до 2 радиусов Земли) на плоскости «освещенность (в долях освещенности на орбите Земли) – температура звезды». Зеленым цветом показано положение обитаемой зоны: темно-зеленым – оптимистические оценки, ярко-зеленым – более консервативные. Синим цветом показаны уже подтвержденные планеты, светло-желтым – кандидаты, ярко-желтым – кандидаты, представленные 19 июня. Размеры кружков пропорциональны размерам планет.

Для того, чтобы убедиться, что алгоритм поиска в данных транзитных сигналов работает корректно, команда «Кеплера» провела тщательный анализ. Исследователи добавляли в данные сымитированные транзитные сигналы разной глубины и продолжительности и смотрели, с какой эффективностью алгоритм их обнаруживает. Также в данные добавляли и ложнопозитивные сигналы (астрофизические явления, способные сымитировать проход планеты по диску звезды), и смотрели, удастся ли отличить их от реальных планет. Моделирование такого рода позволило достаточно точно оценить эффективность поиска планет различных типов и оценить распространенность планет различных размеров в нашей Галактике.

Данные «Кеплера» однозначно показывают, что небольших планет (суперземель и мини-нептунов) гораздо больше, чем планет более крупных размеров (нептунов и планет-гигантов).

Видимое распределение транзитных планет «Кеплера» по размерам.

Однако более тщательный анализ данных по распространенности небольших планет показал, что это распределение не плоское – в нем наблюдается примерно двукратный дефицит планет с радиусами ~1.75 радиусов Земли. На обсерватории им. Кека было проведено точное измерение радиусов 1300 звезд на Поле Кеплера, это, в свою очередь, позволило точно измерить радиусы транзитных планет (измерение глубины транзита позволяет определить размер планеты в долях радиуса звезды, однако для определения физических размеров необходимо точно знать звездный радиус). Оказалось, что планеты с радиусами в интервале 1-3 радиусов Земли явно делятся на две популяции – каменистых суперземель и мини-нептунов с протяженной водородно-гелиевой атмосферой.

Распространенность планет различных размеров в пересчете на 100 звезд. Явно виден дефицит планет с радиусами около 1.75 радиусов Земли.

Основная миссия «Кеплера» завершена, но работа космического телескопа продолжается в рамках расширенной миссии K2. После выхода из строя маховиков системы ориентации телескоп больше не может непрерывно наблюдать Поле Кеплера, но он проводит 85-суточный мониторинг наблюдательных площадок, расположенных вдоль эклиптики.

Площадки на небесной сфере, наблюдаемые «Кеплером». До мая 2013 года космический телескоп мониторил Поле Кеплера в районе созвездий Лебедя и Лиры в рамках основной миссии, с 2014 года он ведет наблюдения площадок неба вдоль эклиптики в рамках расширенной миссии K2.

Информация получена: https://www.nasa.gov/press-release/nasa-releases-kepler-survey-catalog-with-hundreds-of-new-planet-candidates
https://www.nasa.gov/ames/kepler/briefing-materials-final-kepler-survey-catalog-of-planet-candidates-in-the-cygnus-field

 

 

17 июня 2017
KELT-9 b: планета, которая горячее большинства звезд

Подавляющее большинство внесолнечных планет открыто у сравнительно прохладных звезд спектральных классов G, K и M. Чем горячее звезда главной последовательности, тем труднее измерять ее лучевые скорости – высокая температура фотосферы ведет к размыванию и исчезновению в спектре звезды тонких четких линий, по сдвигу которых измеряется скорость звезды. Кроме того, звезды раннего F- и A-класса быстро вращаются. Все это приводит к тому, что у звезд спектрального класса A известно всего несколько планет, и все они открыты или транзитным методом, или (в случае молодых горячих планет, удаленных от звезды на десятки а.е.) путем прямого получения их изображений. Ситуация несколько улучшается после схода A-звезд с главной последовательности и превращению их в оранжевые гиганты – после расширения звезды скорость ее вращения падает, температура фотосферы уменьшается, и в спектре появляются многочисленные узкие линии. Таким образом, подавляющее большинство планет у звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс) открыто у оранжевых гигантов и субгигантов.

5 июня 2017 многие средства массовой информации, ведущие колонку научных новостей, облетела новость об открытии экстремально горячей планеты KELT-9 b. Статья, рассказывающая об открытии, в тот же день была опубликована в журнале Nature. Планета была открыта у звезды спектрального класса A0 с температурой фотосферы 10170 ± 450К. Мощный поток ультрафиолетового излучения горячей звезды нагрел дневное полушарие планеты до температуры 4600 ± 150К, что соответствует звездам спектрального класса K4 V! Большинство звезд в нашей галактике холоднее, чем эта планета!

Однако по порядку.

Наземный транзитный обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) посвящен поиску транзитных планет-гигантов у сравнительно ярких звезд 8-11 видимой звездной величины. Силами этого обзора у сравнительно яркой звезды HD 195689 был обнаружен транзитный сигнал глубиной около 0.6% и периодом ~1.48 земных суток. Исследователи уже знали о другой транзитной планете у A-звезды – экстремально горячем юпитере WASP-33 b. На этот раз планета обещала быть еще более экстремальной.

HD 195689, получившая также наименование KELT-9 – звезда главной последовательности спектрального класса A0. Ее масса оценивается в 2.52 ± 0.25 солнечных масс, радиус – в 2.36 ± 0.08 солнечных радиусов, светимость в 53 ± 13 раз превышает солнечную. Звезда еще сравнительно молода – ее возраст составляет около 300 млн. лет.

Транзитная планета, вращающаяся вокруг звезды на расстоянии всего 0.0346 ± 0.0011 а.е. (3.14 звездных радиусов!) и делающая один оборот за 1.48112 земных суток, подвергалась чудовищному нагреву. По расчетам авторов открытия, ее эффективная температура достигала 4050 ± 180К. Высокая температура планеты привела к ее раздуванию – радиус KELT-9 b достигал 1.89 ± 0.06 радиусов Юпитера! Поток жесткого ультрафиолета, падающий на поверхность этой планеты, в 700 раз превышал поток ультрафиолета на WASP-33 b, предыдущего рекордсмена по экстремальному нагреву.

Если планета сильно нагрета и является ярким источником теплового излучения, система должна демонстрировать заметный вторичный минимум (ослабление блеска при заходе планеты за звезду). И действительно – в спектральной полосе z был обнаружен вторичный минимум глубиной ~0.1%. Это означает, что температура дневного полушария KELT-9 b достигает 4600 ± 150К – еще выше эффективной температуры!

Однако как измерить массу KELT-9 b? Метод измерения лучевых скоростей для звезд A0-класса не работает. Исследователи применили так называемый метод доплеровской томографии или «доплеровской тени». Масса горячего юпитера оказалась равной 2.88 ± 0.84 масс Юпитера, а средняя плотность – 0.53 ± 0.15 г/куб.см.

Интересно, что орбита планеты наклонена к экватору звезды на 84.8 ± 1.4° – другими словами, KELT-9 b находится на полярной орбите!

Колоссальная мощность звездного излучения приводит к быстрому испарению планеты. По расчетам авторов статьи, она теряет 10¹⁰-10¹³ грамм вещества в секунду (10⁴-10⁷ тонн в секунду или 5·10^-5-5·10^-2 масс Земли за миллион лет). Если ближе к истине окажется верхняя оценка, KELT-9 b за 600 млн. лет (время пребывания родительской звезды на главной последовательности) потеряет значительную часть своей массы.

Информация получена: https://www.nasa.gov/feature/jpl/astronomers-find-planet-hotter-than-most-stars
https://www.nature.com/nature/journal/vaop/ncurrent/full/nature22392.html

 

 

15 июня 2017
Транзитный горячий гигант HATS-36 b

Транзитные планеты наиболее удобны для изучения – транзиты позволяют точно измерять радиусы планет (в долях радиуса звезды) и их орбитальные периоды, а наблюдения вторичных минимумов – также альбедо и температуру дневного полушария. Однако геометрическая вероятность транзитной конфигурации низка и тем ниже, чем дальше планета располагается от звезды. Поэтому для поиска транзитных планет необходимо мониторить сразу множество звезд. Сравнительная простота поисков транзитных планет привела к организации множества наземных транзитных обзоров, из которых наиболее успешными являются SurerWASP, HATNet, HATSouth и KELT.

14 июня 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная совместной работе обзора HATSouth и расширенной миссии «Кеплера» K2. 25 транзитных кандидатов, обнаруженных в 2010-2011 годах обзором HATSouth, попало на 7-ю наблюдательную площадку, которую «Кеплер» мониторил с 4 октября по 26 декабря 2015 года. Высочайшее качество фотометрии космического телескопа позволило идентифицировать 18 транзитных кандидатов как затменно-переменные двойные, 3 осталось в статусе кандидатов, еще 4 оказались планетами. Три из них (HATS-9 b, HATS-11 b, HATS-12 b) уже были представлены ранее, одна (HATS-36 b) представляется впервые.

HATS-36 ( EPIC 215969174) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 977 ± 42 пк. Ее масса оценивается в 1.135 ± 0.067 солнечных масс, радиус – в 1.186 ± 0.036 солнечных радиусов, светимость примерно в 1.6 раза превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 3.4 ^+1.9/_-1.4 млрд. лет.

Кривая блеска этой звезды демонстрирует транзитный сигнал с периодом 4.175238 ± 0.000002 земных суток и глубиной ~1.2%, соответствующей транзитному кандидату радиусом 1.263 ± 0.045 радиусов Юпитера. Проверка планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа FEROS, установленного на 2.2-метровом телескопе им. Макса Планка (MPG). Всего было получено 16 замеров лучевой скорости с точностью единичного замера 29-56 м/с. Такая низкая точность вызвана тусклостью звезды – ее видимая звездная величина достигает +14.39. Тем не менее, исследователям удалось обнаружить колебания лучевой скорости звезды с нужным периодом и фазой, их полуамплитуда составила 324 ± 45 м/с, что соответствует массе планеты 2.8 ± 0.4 масс Юпитера.

Таким образом, HATS-36 b оказался массивным горячим юпитером. Он вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.294) на среднем расстоянии 0.053 ± 0.001 а.е. (~9.6 звездных радиусов), его эффективная температура оценивается в 1363 ± 40К. Средняя плотность планеты составляет 1.72 ± 0.29 г/куб.см.

Планета HATS-36 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – средняя плотность» на фоне других транзитных экзопланет.

Высокое качество фотометрии «Кеплера» позволило также существенно уточнить параметры уже известных планет (HATS-9 b, HATS-11 b и HATS-12 b).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1706.03858.pdf

 

 

11 июня 2017
Измерены массы двух транзитных планет системы HD 3167 и открыта третья нетранзитная планета

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил широчайшую распространенность планет с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна (1-3.9 радиусов Земли). Однако в Солнечной системе таких планет нет, так что у нас нет перед глазами живого примера, по аналогии с которым можно было бы судить о других планетах этого размерного класса. Среди планет с радиусами от 1 до 3.9 радиусов Земли могут быть массивные планеты земного типа и мини-нептуны, океаниды и суперганимеды, а возможно, и миры, которые мы пока не можем себе представить.

Чтобы оценить химический состав планеты, необходимо знать ее среднюю плотность, а для этого – определить ее массу и радиус. Радиусы транзитных планет определяются по глубине транзитов в долях радиуса звезды, и при знании звездного радиуса могут быть оценены весьма точно. Однако как быть с массами? Ожидаемые массы суперземель и мини-нептунов сравнительно невелики (1-10 масс Земли), колебания лучевой скорости, наводимые ими на свою звезду, составляют всего несколько метров в секунду. Такие скорости можно надежно измерить только у ярких звезд. Большинство же родительских звезд на Поле Кеплера, у которых были обнаружены транзитные планеты, оказываются тусклее 14 звездной величины. Именно поэтому большинство транзитных планет, обнаруженных «Кеплером» в рамках основной миссии, подтверждаются статистически, а их массы остаются не измеренными.

Однако звезды, наблюдаемые «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2, в среднем гораздо ярче, так что массы транзитных кандидатов вполне можно попытаться определить методом измерения лучевых скоростей. 8 и 9 июня 2017 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы две статьи, посвященные измерению масс транзитных планет у звезды HD 3167. Авторы первой статьи (Christiansen et al.) не только успешно измерили массы обеих планет, но и открыли в этой системе еще одну не транзитную планету HD 3167 d. Авторы второй (Gandolfi et al.) независимо измерили массы транзитных планет и сообщили, что в их данных есть еще несколько RV-сигналов, с которыми они будут разбираться отдельно.

Система HD 3167 была представлена в июле 2016 года. У звезды главной последовательности спектрального класса G9V/K0V были обнаружены две транзитные планеты – суперземля радиусом ~1.6 радиусов Земли и орбитальным периодом 0.96 земных суток, и мини-нептун радиусом ~2.9 радиусов Земли и орбитальным периодом 29.85 земных суток. Звезда прошла стандартную процедуру валидации и благодаря своей яркости и низкому уровню активности была признана перспективной целью для измерения масс планет методом лучевых скоростей.

Лучевые скорости HD 3167 измерялись Christiansen с коллегами при помощью спектрографов HIRES на Кеке, Levy на APF и HARPS-N на TNG (60, 116 и 76 замеров, соответственно, всего 252), точность единичного замера составила 0.6-1.6 м/с для разных инструментов и разных ночей. Группа Gandolfi измеряла их с помощью спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES, точность единичного измерения оказалась сравнимой – 0.6-2.4 м/с.

Согласно Christiansen масса внутренней планеты HD 3167 b составляет 5.02 ± 0.38 масс Земли, что при радиусе 1.70 ± 0.18 радиусов Земли приводит к средней плотности 5.60 ^+2.15/_-1.43 г/куб.см. Согласно Gandolfi масса этой планеты немного больше (5.69 ± 0.44 масс Земли), а радиус немного меньше (1.574 ± 0.054 радиусов Земли), что дает более высокую среднюю плотность 8.0 ^+1.1/_-1.0 г/куб.см. Скорее всего, планета имеет в основном железокаменный состав, однако включает в себя некоторую долю летучих (возможно, воды). Эффективная температура планеты оценивается группой Gandolfi в 1759 ± 20К.

Масса внешней планеты HD 3167 c оценивается группой Christiansen в 9.8 ± 1.3 масс Земли, что при радиусе 3.01 ^+0.42/_-0.28 радиусов Земли приводит к средней плотности 1.97 ^+0.94/_-0.59 г/куб.см – перед нами типичный мини-нептун. Результаты Gandolfi с коллегами дают похожий результат: масса 8.3 ± 1.8 масс Земли, радиус 2.74 ± 0.1 радиусов Земли, средняя плотность – 2.21 ± 0.56 г/куб.см. Эффективная температура планеты оценивается в 548 ± 10К. На эксцентриситет орбиты HD 3167 c первая группа наложила верхний предел в 0.267, а вторая группа оценила его в 0.05 ^+0.07/_-0.04.

Транзитные планеты системы HD 3167 на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет (по версии Gandolfi).

После учета колебаний, наведенных обеими транзитными планетами, Christiansen сотоварищи обнаружили в данных еще одно колебание с полуамплитудой 2.39 ± 0.24 м/с и периодом 8.49 земных суток. Исследователи провели несколько тестов, чтобы убедиться, что это не инструментальный эффект, не артефакт обработки данных и не проявление звездной активности. Они пришли к выводу, что это колебание вызывается третьей (не транзитной) планетой, которую они назвали HD 3167 d.

Минимальная масса HD 3167 d (параметр m sin i) оценивается в 6.9 ± 0.7 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (< 0.36) на среднем расстоянии 0.0776 ± 0.0003 а.е., уровень освещенности на ее орбите оценивается авторами статьи в 89 ± 6 земных.

Проанализировав аналитически и численно движение всех трех планет, Christiansen et al. нашли, что наклон плоскости орбиты планеты d к плоскости орбиты планеты c лежит в интервале 15-60°, а значит, истинная масса планеты составляет 7.1-13.8 масс Земли. Таким образом, планета d оказывается нептуном или мини-нептуном.

Яркость родительской звезды (+8.94) делает ее удобной целью для будущих наблюдений. Космический телескоп им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в октябре 2018 года, сможет изучить свойства атмосферы мини-нептуна HD 3167 c методами трансмиссионной спектроскопии. Наблюдения транзитов HD 3167 c европейским спутником CHEOPS позволит измерить вариации времени их наступления и независимо определить массу и наклонение HD 3167 d.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1706.01892.pdf
https://arxiv.org/pdf/1706.02532.pdf

 

 

8 июня 2017
О массе и яркостной температуре очень горячего гиганта WASP-33 b

WASP-33 b – одна из наиболее горячих планет, известных к настоящему моменту. Она была открыта в 2010 году наземным транзитным обзором SuperWASP. Планета вращается вокруг звезды спектрального класса A5 на расстоянии всего 0.0256 ± 0.0002 а.е. (3.7 звездных радиусов!) и делает один оборот за 1.21987 ± 0.00001 земных суток .

Радиус планеты оценили в ~1.5 солнечных радиусов, однако ее массу первооткрывателям определить не удалось, был получен только верхний предел в 4.6 масс Юпитера. Трудности в измерении массы вызваны быстрым вращением и отсутствием тонких линий в спектре A-звезды, что не позволило с приемлемой точностью измерять ее лучевые скорости.

Новая необычная планета привлекла к себе внимание ученых, за прошедшие годы ее изучало сразу несколько научных коллективов.

В 2011 году во время наземных наблюдений на волне 0.91 мкм был обнаружен вторичный минимум системы WASP-33 (падение блеска при заходе планеты за звезду). Температура дневного полушария горячего юпитера оказалась равной 3620 ± 250К – больше температуры фотосферы многих звезд! 2012 году наблюдения вторичного минимума были проведены на «Спитцере» в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм, температуру дневного полушария WASP-33 b оценили в ~3400К. Обе оценки гораздо выше эффективной температуры планеты при условии эффективного теплопереноса на ночную сторону (2750 ± 37К). Измеренная температура больше соответствовала модели, в которой звездное излучение поглощалось и переизлучалось «на месте» (3515 ± 47К). Другими словами, альбедо горячего юпитера WASP-33 b оказалось очень низким, а теплоперенос на ночную сторону – крайне неэффективным.

Еще одна попытка пронаблюдать вторичный минимум системы WASP-33 была предпринята в 2015 году, тогда наблюдения были проведены на Большом бинокулярном телескопе в лучах с длиной волны 0.55 мкм (зеленые) и 1.05 мкм (ближний ИК-диапазон). Исследователи получили величину яркостной температуры дневного полушария WASP-33 b, полностью согласующуюся с предыдущими оценками – 3400 ± 300К.

Наконец, коллектив под руководством H. Lehmann замахнулся на измерение массы планеты WASP-33 b методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Погрешность единичного измерения очень велика, но что, если набрать богатую статистику таких замеров? Дело облегчалось тем, что ученые благодаря наблюдениям транзитов заранее знали орбитальный период планеты и ее текущую фазу.

В октябре и ноябре 2013 года было получено 248 замеров лучевой скорости WASP-33 на 2-метровом телескопе им Alfred Jensch, и еще 39 замеров – в январе и феврале 2015 года. И им удалось обнаружить синусоидальные колебания лучевой скорости звезды с нужным периодом и фазой!

Колебания лучевой скорости звезды WASP-33. Белыми кружками показаны замеры, полученные в 2013 году, черными квадратами – замеры 2015 года.

Масса планеты оказалась равной 2.1 ± 0.2 массы Юпитера, что соответствует средней плотности 0.64 ± 0.09 г/куб.см. при радиусе планеты 1.68 ± 0.03 радиусов Юпитера (измеренной авторами) и 0.88 ± 0.2 г/куб.см для более общепринятого значения радиуса WASP-33 b в 1.50 ± 0.07 радиусов Юпитера.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1101.2432.pdf
https://arxiv.org/pdf/1206.0774.pdf
https://arxiv.org/pdf/1507.05963.pdf
https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2015/06/aa26176-15.pdf

 

 

7 июня 2017
Сходство и различие планет WASP-67 b и HAT-P-38 b

Научный коллектив под руководством Джованни Бруно (Giovanni Bruno) из Научного института космического телескопа в Балтиморе с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» провел трансмиссионную спектроскопию двух горячих гигантов – WASP-67 b и HAT-P-38 b. Эти планеты имеют практически одинаковый размер и температуру, они вращаются на почти одинаковом расстоянии от почти одинаковых звезд, и исследователи ожидали, что свойства атмосфер этих планет также будут очень похожи.

Однако этого не случилось. Небеса горячего сатурна HAT-P-38 b оказались безоблачными, и его трансмиссионный спектр показал сильную полосу водяного пара вблизи 1.3 мкм. Напротив, горячий юпитер WASP-67 b был затянут плотными облаками, и признаки наличия водяного пара в его трансмиссионном спектре были едва заметны. Как предполагают исследователи, облака на WASP-67 b могут состоять из сульфида натрия Na₂S и/или хлорида калия KCl.

Чем вызвано такое различие двух вроде бы одинаковых планет, пока не ясно. Возможно, климат планеты зависит не только от ее текущего состояния, но и от ее происхождения и истории. Обе планеты образовались за снеговой линией и мигрировали внутрь, но возможно, они формировались в разных условиях (например, при разной температуре или разной обогащенности протопланетного диска пылью).

Обе планеты, скорее всего, захвачены в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и повернуты к своим звездам только одной стороной. Из-за медленного вращения они не будут выглядеть полосатыми как Юпитер или Сатурн, вместо множества атмосферных течений их будет опоясывать один широкий экваториальный поток, неторопливо переносящий тепло на ночную сторону планеты.

Трансмиссионные спектры горячих гигантов HAT-P-38 b и WASP-67 b.

Результаты исследования были доложены 5 июня 2017 года на 230-м заседании американского астрономического общества в Остине, штат Техас.

Информация получена: https://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/hubbles-tale-of-two-exoplanets-nature-vs-nurture
http://hubblesite.org/news_release/news/2017-22

 

 

6 июня 2017
Две новые планеты в системе HD 27894

В течение первых 15-ти лет экзопланетных исследований наиболее продуктивным методом поиска внесолнечных планет был метод измерения лучевых скоростей родительских звезд. Однако нередко открытия делались по малому числу замеров лучевой скорости, и в поле зрения исследователей попадала только самая заметная планета системы. Дальнейшее накопление данных и рост продолжительности экзопланетных обзоров позволили обнаруживать в уже известных планетных системах дополнительные планеты – как меньшей массы, так и с большим орбитальным периодом.

5 июня 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух дополнительных планет в системе оранжевого карлика HD 27894. В 2005 году рядом с этой звездой уже был открыт очень теплый гигант с орбитальным периодом ~18 земных суток и минимальной массой (параметром m sin i) ~0.62 масс Юпитера. Планета была открыта всего по 12 замерам лучевой скорости, полученным на спектрографе HARPS.

HD 27894 – яркая (видимая звездная величина +9.36) спокойная звезда спектрального класса K2 V, почти не проявляющая хромосферной активности и очень удобная для наблюдений. После анонса планеты HD 27894 b мониторинг лучевых скоростей этой звезды был продолжен. С 2006 по 2013 год был получен 21 замер на спектрографе HARPS, а в 2016 году – еще 16 замеров. Это позволило уточнить строение планетной системы HD 27894.

Итак, HD 27894 b – очень теплый гигант с орбитальным периодом 18.02 ± 0.02 земных суток. После получения новых данных его минимальная масса немного увеличилась – до 0.665 ± 0.009 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты внутренней планеты почти не изменился и оценивается сейчас в 0.047 ^+0.012/_-0.008. Гигант вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.125 а.е.

Второй планетой системы стал субсатурн с температурным режимом Меркурия – HD 27894 c. Его минимальная масса оценивается в 0.16 ^+0.01/_-0.04 масс Юпитера, орбитальный период составляет 36.07 ^+0.26/_-0.09 земных суток. Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 2:1 и заметно возмущают движение друг друга. HD 27894 c движется вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.198 ± 0.001 а.е. и эксцентриситетом 0.015 ^+0.020/_-0.002.

Третьей планетой является массивный эксцентричный гигант HD 27894 d с орбитальным периодом 5174 ⁺¹⁷¹/_-82 земных суток. Его минимальная масса достигает 5.4 ^+0.2/_-1.2 масс Юпитера, а эксцентриситет орбиты – величины 0.39 ^+0.09/_-0.03. Из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 3.32 а.е. в перицентре до 7.58 а.е. в апоцентре, т.е. в ~2.3 раза. Температурный режим внешней планеты меняется от (грубо) температурного режима Юпитера до температурного режима Сатурна.

Авторы открытия проинтегрировали движение всех трех планет на 10 млн. лет (с шагом 0.1 сут.) и нашли его динамически устойчивым. Эксцентриситеты орбит внутренней пары b и c остаются низкими (не превышают 0.07 для планеты b и 0.06 для планеты c). Попадает ли внутренняя пара планет точно в орбитальный резонанс 2:1, пока не известно, это должны показать дальнейшие наблюдения. Авторы планируют продолжить мониторинг лучевых скоростей звезды HD 27894.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1706.00509.pdf

 

 

1 июня 2017
Голубые небеса горячего субсатурна WASP-127 b

Трансмиссионная спектроскопия (изучение зависимости глубины транзита от длины волны, на которой ведутся наблюдения) позволяет оценить химический состав и физические свойства атмосфер транзитных планет в районе терминатора, на границе дня и ночи. Эти наблюдения могут проводиться как на наземных, так и на космических телескопах, в частности, на «Спитцере» и «Хаббле». Наблюдения множества горячих юпитеров позволили обнаружить в атмосферах некоторых из них натрий, калий, водяной пар и угарный газ. Некоторые горячие юпитеры лишены облаков и демонстрируют чистую безоблачную атмосферу, другие окутаны облаками, есть и промежуточные случаи. В ближайшем будущем спектральные наблюдения транзитных экзопланет будет вести космический инфракрасный телескоп им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в октябре 2018 года.

26 мая 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трансмиссионной спектроскопии горячего субсатурна WASP-127 b. При массе 0.18 ± 0.02 масс Юпитера его радиус достигает 1.37 ± 0.04 радиусов Юпитера, что делает его самой неплотной, «воздушной» планетой из всех, известных к настоящему моменту. Планета вращается вокруг звезды спектрального класса G5, недавно сошедшей с главной последовательности и начавшей эволюционировать в сторону превращения в красный гигант.

WASP-127 b попадает в «пустыню субсатурнов» – область в пространстве параметров, где наблюдается резкий дефицит планет, поэтому его изучение представляет повышенный интерес.

Ночью 23 февраля 2017 года транзит WASP-127 b наблюдали с помощью камеры ALFOSC, установленной на 2.5-метровом Северном оптическом телескопе (NOT). Спектральный интервал 425-875 нм был разбит на 23 спектральных канала шириной 20 нм каждый, глубина транзита измерялась в каждом из них. Для учета и устранения систематических погрешностей звезду WASP-127 наблюдали также 21 марта 2017 года.

Трансмиссионный спектр горячего субсатурна WASP-127 b до и после устранения систематических погрешностей (показан синей и черной линиями, соответственно).

Как мы видим, трансмиссионный спектр планеты WASP-127 b существенно не плоский, что означает, что атмосфера планеты лишена высотных облаков или плотной дымки и звездный свет проникает глубоко внутрь нее.

Ниже показано сравнение трансмиссионного спектра WASP-127 b с двумя теоретическими моделями. Голубой линией показана модель безоблачной атмосферы с линиями поглощения натрия и калия, но без полос поглощения оксидов титана и ванадия TiO и VO. Красной линией показана модель безоблачной атмосферы с рэлеевским рассеянием света и с полосами поглощения, вызванными наличием TiO и VO. Зеленой линией показан вклад рэлеевского рассеяния света.

Хотя реальный спектр WASP-127 b в точности не описывается ни одной из моделей, все же он гораздо ближе к модели с безоблачным небом, рэлеевским рассеянием света, отсутствием линий поглощения натрия и калия, но с полосами поглощения газообразных оксидов титана и ванадия. Наличие этих веществ в относительно «прохладной» (~1400 K) атмосфере горячего сатурна говорит о том, что свет родительской звезды проникает в нее очень глубоко и просвечивает атмосферу до таких уровней температуры и давления, где эти вещества переходят в газовую фазу.

Яркость родительской звезды и большая шкала высот, обусловленная высокой температурой и низкой силой тяжести WASP-127 b, делают эту планету прекрасной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба. «Вебб» сможет получить трансмиссионный спектр WASP-127 b в инфракрасном диапазоне и уточнить состав и физические свойства ее протяженной атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.09230.pdf

 

 

24 мая 2017
Планета HD 131399A b оказалась фоновой звездой

HD 131399 – молодая (возраст 16 ± 7 млн. лет) тройная звезда, удаленная от нас на 98.0 ± 6.9 пк. Она включает в себя главный компонент HD 131399A спектрального класса A1 и тесную пару из G и K звезд, удаленную от главного компонента на 3 угловые секунды (~300 а.е. в проекции на небесную сферу).

В июле 2016 года было объявлено об открытии слабого инфракрасного источника, расположенного на расстоянии 0.82 угловых секунд от главной звезды триплета HD 131399. Источник имел схожее собственное движение и сравнительно низкую температуру, из чего был сделан вывод, что он представляет собой планету-гигант массой 4 ± 1 масс Юпитера, являющуюся членом этой иерархической системы. Удивляло то, что планета находится на расстоянии более 82 а.е. от звезды, причем в иерархической системе – гравитационное влияние пары B и C должно было сделать ее движение неустойчивым. Это привлекло к HD 131399A b внимание астрономов – появился шанс наблюдать молодую планетную систему в период бурной динамической эволюции.

В 2016 и 2017 годах HD 131399 наблюдали с помощью нескольких мощных инструментов – на Gemini Planet Imager в лучах с длиной волны 2.06 мкм (спектральная полоса K1), 1.64 мкм (полоса H) и 1.23 мкм (полоса J), на SPHERE (VLT), а также с помощью камеры NIRC2 телескопа Кек II. Эти наблюдения привели к пересмотру статуса объекта HD 131399A b. Распределение энергии в спектре «планеты» оказалось несовместимым со спектральным классом, более поздним, чем L0 – скорее всего, этот объект является M- или K-звездой. Кроме того, анализ его собственного движения показал, что он движется со скоростью, вдвое большей скорости убегания из системы HD 131399. Вероятность того, что HD 131399A b является фоновой звездой с собственным движением, случайно примерно сонаправленным собственному движению HD 131399, в 43 тысячи раз выше вероятности, что она все-таки является планетой.

Непосредственное получение изображений экзопланет – мощный метод их поиска, однако и он иногда дает осечки. Высокая скорость собственного движения фоновой звезды, примерно сонаправленная собственному движению системы HD 131399, ввела первооткрывателей в заблуждение. Этот случай в очередной раз напоминает о необходимости проверки и перепроверки любого открытия и о роли случайности в астрономических наблюдениях.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.06851.pdf

 

 

22 мая 2017
OGLE-2013-BLG-0132L b и OGLE-2013-BLG-1721L b: две планеты-гиганта у далеких красных карликов

Метод гравитационного микролинзирования предоставляет уникальную возможность обнаруживать холодные планеты, расположенные за снеговой линией своих звезд, в том числе звезд красных карликов. Теория образования планет-гигантов путем аккреции на ядро предсказывает, что распространенность планет-гигантов зависит от массы звезды и что газовые гиганты у красных карликов должны встречаться редко. При этом те планеты-гиганты, что все же образуются в сравнительно небольших протопланетных дисках красных карликов, должны быть скорее «сатурнами», чем «юпитерами».

2 мая 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию микролинзовыми обзорами OGLE и MOA двух планет-гигантов OGLE-2013-BLG-0132L b и OGLE-2013-BLG-1721L b.

Микролинзовый обзор OGLE ведет наблюдения богатых звездных полей в направлении балджа Галактики с помощью 1.3-метрового Варшавского телескопа, установленного в обсерватории Ла Кампанья, Чили. Телескоп оснащен CCD-камерой с полем зрения 1.4 квадратных градусов. Микролинзовый обзор MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) использует 1.8-метровый телескоп MOA-II, расположенный в обсерватории университета Маунт Джон, Новая Зеландия. Поле зрения камеры – 2.2 квадратных градусов.

Событие микролинзирования OGLE-2013-BLG-0132 было замечено обзором OGLE 3 марта 2013 года, 13 марта 2013 года его независимо обнаружил обзор MOA под именем MOA-2013-BLG-148. В дальнейшем для анализа кривой блеска фоновой звезды были использованы данные обоих обзоров.

В свою очередь событие микролинзирования OGLE-2013-BLG-1721 было замечено 30 августа 2013 года обзором OGLE и 2 сентября 2013 года обзором MOA (под именем MOA-2013-BLG-618).

Оба события были достаточно слабыми (блеск фоновой звезды даже в максимуме не превышал +17 звездных величин в полосе I). Кривые блеска обоих событий продемонстрировали двойные максимумы, говорящие о двойственности объектов-линз. Анализ данных показал малое отношение масс компонентов линз – (5.15 ± 0.28)·10^-4 для события OGLE-2013-BLG-0132 и (13.18 ± 0.72)·10^-4 для события OGLE-2013-BLG-1721, что означает, что обе линзы являются системами звезда+планета.

Поскольку массы линз непосредственно измерить не удалось, авторы открытия воспользовались моделью Галактики. Они нашли, что масса звезды OGLE-2013-BLG-0132L составляет 0.54 ^+0.30/_-0.23 солнечных масс, иначе говоря, она является красным или оранжевым карликом. Масса планеты OGLE-2013-BLG-0132L b оценивается в 0.29 ^+0.16/_-0.13 масс Юпитера – перед нами легкий газовый гигант. В момент наблюдений планету и звезду разделяло расстояние 3.6 ^+1.4/_-1.2 а.е. (в проекции на небесную сферу). Температурный режим планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Сатурна и Урана.

Масса звезды OGLE-2013-BLG-1721L составила 0.46 ^+0.26/_-0.23 солнечных масс, т.е. перед нами красный или поздний оранжевый карлик. Масса планеты оказалась достаточно велика для такой небольшой звезды – 0.64 ^+0.35/_-0.31 масс Юпитера. В момент наблюдений планету и звезду разделяло проективное расстояние 2.6 ^+0.5/_-0.7 а.е. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Сатурна.

Звезда-источник и звезда-линза события OGLE-2013-BLG-0132 довольно быстро движутся друг относительно друга (их взаимная угловая скорость составляет 8.0 ± 1.3 миллисекунд в год), а их блеск в полосе I примерно одинаков. Уже в конце 2017 года звезды могли бы быть разрешены камерой ближнего ИК-диапазона телескопа им. Джеймса Вебба, запуск которого намечен на октябрь 2018 года. Раздельное наблюдение звезды-линзы и звезды-источника позволят существенно уточнить параметры звезды-линзы, а значит – и ее планеты.

Ситуация с событием микролинзирования OGLE-2013-BLG-1721 более сложная. Относительная скорость линзы и фоновой звезды меньше (5.5 ± 1.2 миллисекунд в год), при этом ожидаемый блеск звезды-линзы на 3 звездные величины меньше блеска звезды-источника. Поэтому разрешение этой пары сможет произойти не раньше 2019 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.01058.pdf

 

 

19 мая 2017
GJ 625 b: аналог Венеры у близкого красного карлика

За последние годы количество известных маломассивных планет у звезд красных карликов заметно выросло. Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики. И если планеты-гиганты рядом с M-звездами встречаются редко, менее массивные планеты (нептуны и суперземли) широко распространены. Однако большинство экзопланетных обзоров (в том числе и «Кеплер») ориентировано на поиск планет у солнцеподобных звезд (G и K-классов). Основной проблемой M-звезд является их вспышечная и хромосферная активность, способная имитировать наличие планеты земного типа. Все это приводит к тому, что планет у красных карликов к настоящему моменту известно сравнительно немного – немногим более сотни.

19 мая 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты земного типа у близкого красного карлика GJ 625. Планета имеет температурный режим Венеры и, возможно, является ее аналогом. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N. С 2013 года был получен 151 замер лучевой скорости GJ 625, точность единичного замера составляла 0.9-2.5 м/с для разных ночей (в среднем около 1.2 м/с).

GJ 625 (HIP 80459) – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 6.52 ± 0.04 пк. Его масса оценивается в 0.30 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.31 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость примерно в 78 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Авторы проанализировали полученные данные двумя различными методами и получили очень близкие результаты.

Итак, минимальная масса (параметр m sin i) планеты GJ 625 b составляет 2.82 ± 0.51 масс Земли. Эта массивная экзовенера вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.07836 ± 0.00005 а.е. и эксцентриситетом 0.13 ^+0.12/_-0.09, и делает один оборот за 14.628 ± 0.013 земных суток.

Кроме колебаний лучевой скорости, вызванных гравитационным влиянием планеты, были также обнаружены колебания с периодом 74-85 суток, вызванные вращением звезды вокруг своей оси.

Планета GJ 625 b расположена вблизи внутреннего края оптимистичной обитаемой зоны. Ниже представлена зависимость эффективной температуры GJ 625 b от ее альбедо (по вертикальной оси) и доли звездного излучения, поглощенной в атмосфере (по горизонтальной оси). Если обе эти величины окажутся как у Земли, эффективная температура планеты составит 350К (77°С).

На нижнем графике можно видеть ширину обитаемой зоны в зависимости от доли планетного диска, покрытого облаками.

Планеты у красных карликов на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». GJ 625 b показана красным кружком. По горизонтальной и вертикальной осям представлены распределения планет красных карликов по орбитальным периодам и массам.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.06537.pdf

 

 

18 мая 2017
Новые планеты в уже известных системах: суперземли и нептуны

Космический телескоп им. Кеплера показал широчайшую распространенность небольших планет (нептунов и суперземель) на сравнительно тесных орбитах. К аналогичным выводам пришли исследователи, занимающиеся поиском внесолнечных планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа HARPS. По их оценкам, около половины солнцеподобных звезд имеют планеты с массой менее 50 масс Земли на тесных и умеренно тесных орбитах. В большинстве случаев эти планеты входят в состав многопланетных систем.

Низкая масса планет и их множественность сильно затрудняют изучение планетных систем методом лучевых скоростей. Из-за малой массы амплитуда колебаний лучевой скорости звезды оказывается низкой, всего несколько (иногда буквально 1-2) метров в секунду, что сравнимо с погрешностью единичного замера. Множественность планет приводит к наложению колебаний, вызванных отдельными планетами. Необходимо большое количество замеров лучевой скорости и плотные ряды наблюдений, чтобы аккуратно «расплести» общую картину колебаний звезды вокруг барицентра планетной системы и выделить вклад каждой планеты.

Женевская группа ведет наблюдения ряда выбранных звезд с 2003 года. Непрерывные ряды наблюдений охватывают промежуток свыше 11 лет. Мониторинг лучевых скоростей звезд, у которых уже были обнаружены планеты, позволяет открывать там новые планеты меньшей массы и/или большего орбитального периода.

16 мая 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям 8 ярких звезд южного неба, возле которых ранее уже были обнаружены планеты. Статья суммирует результаты наблюдений этих звезд с 2003 года по май 2015 года, когда было произведено обновление спектрографа HARPS. Авторы сознательно не включили в свой анализ замеры, полученные после обновления оборудования, чтобы не вносить в данные дополнительные систематические погрешности.

11-летний мониторинг привел к существенному уточнению параметров уже известных планет в представленных системах, а также к открытию нескольких новых маломассивных планет. Как правило, эксцентриситеты орбит «старых» планет уменьшились (иногда драматически), немного изменились массы, также удалось уменьшить погрешности в определении орбитальных периодов.

В системе HD 20003 помимо двух уже известных нептунов с орбитальными периодами 11.8 и 33.9 земных суток и минимальными массами 11.5 и 14.7 масс Земли, соответственно, была обнаружена третья планета HD 20003 d с орбитальным периодом 183.6 земных суток, минимальной массой 12.7 масс Земли и температурным режимом Венеры. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости звезды, наводимых третьей планетой, составляет всего 1.6 ± 0.2 м/с, что сравнимо с величиной среднего отклонения наблюдательных данных от наилучшего кеплеровского решения ? (O-C) – 1.64 м/с. Поэтому авторы осторожно говорят не о планете, а о планетном кандидате, и собираются продолжить мониторинг. Видно, что третья планета (если ее открытие подтвердится) находится буквально на пределе возможностей спектрографа HARPS.

В системе HD 20781 помимо двух нептунов с орбитальными периодами 29.2 и 85.5 земных суток и минимальными массами 10.6 и 14 масс Земли, соответственно, обнаружены еще две горячие суперземли. Внутренняя – с орбитальным периодом 5.3135 ± 0.001 земных суток и минимальной массой 1.93 ± 0.39 масс Земли, и вторая с орбитальным периодом 13.8905 ± 0.0034 земных суток и минимальной массой 5.3 ± 0.7 масс Земли. При этом эксцентриситет орбиты внешнего нептуна HD 20781 e упал почти до нуля (до 0.06 ± 0.06) – ситуация, обычная в истории экзопланетных исследований.

В системе HD 21693 подтверждены два нептуна с орбитальными периодами 22.7 и 53.7 земных суток. Их минимальные массы несколько уменьшились (с 10.2 до 8.2 масс Земли и с 20.6 до 17.4 масс Земли), также уменьшились эксцентриситеты орбит – с ~0.25 для обеих планет до 0.12 ± 0.08 и 0.07 ± 0.06 для внутренней и внешней планеты, соответственно.

Подтверждены три нептуна в системе HD 31527. Их минимальные массы и эксцентриситеты орбит незначительно уменьшились, остальные параметры практически не изменились.

У звезды HD 45184 уже был известен эксцентричный горячий нептун с орбитальным периодом 5.8854 ± 0.0003 земных суток и минимальной массой 12.7 земных масс. Теперь к нему присоединился еще один мини-нептун с минимальной массой 8.8 ± 1.1 масс Земли и орбитальным периодом 13.1354 ± 0.0026 суток. В результате открытия второй планеты эксцентриситет орбиты первой упал с ~0.3 до 0.07 ± 0.05.

В системе HD 51608 подтверждены два нептуна. Если параметры внутренней планеты изменились мало, то внешняя «похудела» с ~18 масс Земли до 14.3 ± 1.6 масс Земли, а эксцентриситет ее орбиты уменьшился с 0.41 до 0.14 ± 0.07.

У звезды HD 134060 также подтверждены два нептуна. Интересно, что эксцентриситет орбиты внутренней планеты даже увеличился с 0.41 до 0.45 – таким образом, эта эксцентричность не кажущаяся, а вполне реальная. Зато эксцентриситет орбиты внешнего тяжелого нептуна HD 134060 c уменьшился до ~0.11. Температурный режим внешней планеты соответствует Главному поясу астероидов.

Наконец, у звезды HD 136352 подтверждены все три суперземли с минимальными массами (от внутренней планеты к внешней) 4.8, 10.8 и 8.6 масс Земли и орбитальными периодами 11.6, 27.6 и 107.6 земных суток. Эксцентриситет орбиты внешней планеты упал до ~0.09.

Авторы исследования отмечают, что они подобрались к границам достижимого для экзопланетного RV-обзора, опирающегося на замеры лучевой скорости с точностью ~1 м/с. Даже используя несколько сотен замеров лучевой скорости (от 184 для HD 20003 до 649 для HD 136352), они в состоянии обнаруживать планеты следующих классов:

– горячие земли с минимальными массами ниже 6 масс Земли и орбитальными периодами короче 15 земных суток, рекордсменом тут является HD 20781 b с минимальной массой 1.93 масс Земли;

– мини-нептуны и нептуны с минимальными массами в диапазоне от 8 до 17 масс Земли и орбитальными периодами от нескольких земных суток и примерно до года;

– планеты-гиганты на долгопериодических орбитах.

Для обнаружения земель и суперземель в обитаемой зоне солнцеподобных звезд необходимы спектрографы следующего поколения.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.05153.pdf

 

 

16 мая 2017
Независимо измерены массы обеих планет в системе K2-106

Несколько дней назад группа исследователей под руководством Эвана Синюкова (Evan Sinukoff) представила результаты замеров лучевой скорости звезды K2-106 с помощью спектрографа HIRES. Им удалось измерить массу внутренней планеты K2-106 b , которая оказалась равной 9.0 ± 1.6 масс Земли, и наложить на массу внешней планеты K2-106 c верхний предел в 24.4 масс Земли.

Однако звезду K2-106 наблюдал не только Синюков со своими сотрудниками. 12 мая в Архиве электронных препринтов была опубликована работа группы Гюнтера (E.W. Guenther), которая измеряла лучевые скорости этой звезды с помощью сразу пяти спектрографов – HARPS, HARPS-N, PFS, HDS и FIES. Им удалось не только независимо определить массу внутренней планеты, но и измерить массу внешней. Кроме того, уточнение параметров звезды K2-106 привело к некоторому уменьшению радиусов обеих транзитных планет.

Итак, масса внутренней планеты согласно Гюнтеру составляет 7.7 ± 0.8 масс Земли, что отличается от оценки, данной группой Синюкова, менее чем на одно стандартное отклонение. Масса внешней планеты K2-106 c оказалась равной 6.8 ± 2.3 масс Земли.

Из-за того, что Гюнтер с командой оценили размеры звезды K2-106 несколько меньшими, чем команда Синюкова (в 0.87 ± 0.09 солнечных радиусов против 0.95 ± 0.05 солнечных радиусов), пропорционально «уменьшились» и размеры транзитных планет. Радиус внутренней планеты составил 1.52 ± 0.16 радиусов Земли против 1.82 ± 0.2 у Синюкова, радиус внешней – 2.59 ± 0.27 радиусов Земли против 2.77 ± 0.37. Средние плотности обеих планет оказались равными 12.0 ^+4.8/_-3.2 г/куб.см и 2.4 ^+1.4/_-1.1 г/куб.см для внутренней и внешней планеты, соответственно. Очень высокая средняя плотность внутренней планеты говорит о том, что более 70% ее массы приходится на железное ядро. Кроме того, авторы статьи приходят к выводу, что K2-106 b утратила не только первичную водородно-гелиевую, но и вторичную углекислотную атмосферу. Скорее всего, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.

Среднюю плотность внешней планеты K2-106 c может обеспечивать множество вариантов ее химического состава – от «суперганимеда», состоящего на 50% из силикатов и на 50% из водяного льда, до плотного железокаменного ядра, окруженного протяженной водородной атмосферой. Поскольку освещенность на орбите K2-106 c всего в 52 раза превышает освещенность на орбите Земли, маловероятно, что планета полностью утратила свою первичную атмосферу. Будущие наблюдения методами трансмиссионной спектроскопии помогут уточнить ее состав.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.04163.pdf

 

 

11 мая 2017
K2-66 b и K2-106 b: две массивные горячие суперземли

Примерно у трети солнцеподобных звезд есть планеты с радиусами, промежуточными между радиусами Земли и Нептуна, и орбитальными периодами короче 100 земных суток. Среди планет этого размерного класса есть массивные суперземли и воздушные мини-нептуны, а также планеты промежуточной средней плотности. В среднем планеты с радиусами менее 1.6 радиусов Земли, как правило, оказываются железокаменными, а планеты с радиусами более 1.6 радиусов Земли содержат значительную долю летучих в своем составе и окружены протяженными атмосферами. Однако на самых тесных и близких к звезде орбитах железокаменными часто оказываются и более крупные планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли.

Изучив всю совокупность транзитных кандидатов «Кеплера», Лундквист (Lundkvist) с коллегами объявили в 2016 году о полном отсутствии планет с радиусами в интервале 2.2-3.8 радиусов Земли, освещенность на орбите которых более чем в 650 раз превышала бы освещенность на орбите Земли. Этот дефицит самых горячих мини-нептунов они объяснили быстрым испарением водородно-гелиевых атмосфер таких планет под действием мощного звездного излучения, в результате чего остается небольшой плотный «огарок».

11 мая 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс двух транзитных кандидатов, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера в рамках расширенной миссии K2. Массы планет были измерены методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES, установленного на 10-метровом телескопе Кек I. Одна из открытых планет попадает в «пустыню горячих субнептунов», в очередной раз подтверждая, что в сравнительной планетологии из каждого правила найдется исключение.

Транзитный горячий субнептун K2-66 b был представлен в 2016 году. Он вращается вокруг звезды спектрального класса G1, недавно сошедшей с главной последовательности и начавшей эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.11 ± 0.04 солнечных масс, радиус достигает 1.67 ± 0.12 солнечных радиусов, светимость примерно втрое превосходит солнечную. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.71), его можно оценить в 417 пк.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). Кроме того, в период с 20 сентября 2015 года по 7 января 2017 года было получено 38 замеров лучевой скорости K2-66. Это позволило измерить массу планеты K2-66 b – она оказалась равной 21.3 ± 3.6 масс Земли, что при радиусе планеты 2.49 ^+0.34/_-0.24 радиуса Земли приводит к средней плотности 7.8 ± 2.7 г/куб.см. Мини-нептун оказался суперземлей, одной из самых массивных из известных ныне. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0598 ± 0.0007 а.е. (~8 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.0696 ± 0.0008 земных суток. Эффективная температура планеты (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону) оценивается авторами открытия в 1372 ± 51К.

Сравнив среднюю плотность планеты с моделями суперземель и мини-нептунов, авторы нашли, что доля летучих в составе этой планеты не превышает 5% (а возможно, что и равна нулю). Однако маловероятно, что планета является «огарком» горячего нептуна. Сейчас освещенность на орбите K2-66 b в ~840 раз превышает освещенность на орбите Земли, однако когда родительская звезда находилась на главной последовательности, ее светимость была примерно в 2 раза меньше, чем сейчас, а освещенность на орбите K2-66 b – в 420 раз выше земной. Это сравнительно умеренная величина, недостаточная для быстрого испарения атмосферы планеты с массой 21 масс Земли. Авторы открытия предполагают, что планета K2-66 b могла образоваться из плотного протопланетного диска, уже почти лишенного газа, и была плотной с момента своего образования.

K2-106 (EPIC 220674823) – солнцеподобная звезда немного меньше и тусклее Солнца. Ее масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.95 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 0.74 солнечной. Расстояние до звезды не сообщается, но исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.1), его можно оценить в 248 пк.

У звезды K2-106 обнаружено два транзитных кандидата с радиусами 1.82 и 2.77 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. С 12 августа 2016 года по 22 января 2017 года авторы статьи получили 35 замеров ее лучевой скорости, в результате чего была измерена масса внутренней планеты, а на массу внешней наложен верхний предел.

Масса внутренней планеты K2-106 b достигает 9.0 ± 1.6 масс Земли, что при радиусе 1.82 ^+0.20/_-0.14 радиусов Земли приводит к средней плотности 8.6 ^+4.6/_-2.8 г/куб.см. Эта горячая суперземля вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.01312 ± 0.00014 а.е. (~2.7 звездных радиусов!) и делает один оборот за 0.57134 ± 0.00002 земных суток (13.7 часов!) Эффективная температура планеты оценивается авторами в 2063 ± 58К. Средняя плотность планеты совместима с ее железокаменным составом, аналогичным составу Земли.

Радиус внешней планеты K2-106 c достигает 2.77 ^+0.37/_-0.23 радиусов Земли, она делает один оборот за 13.339 ± 0.002 земных суток. Ее массу измерить не удалось, был получен только верхний предел в 24.4 масс Земли (с достоверностью 99.7%). Величина большой полуоси орбиты внешней планеты составляет 0.1071 ± 0.0015 а.е., эксцентриситет не определен. Авторы открытия оценивают эффективную температуру K2-106 c в 722 ± 20К, планета достаточно прохладна, чтобы быть обычным мини-нептуном.

Планеты K2-66 b и K2-106 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Нижний слайд показывает то же, что и верхний, но в большем масштабе и с подписанными названиями некоторых планет. Также для сравнения приведены планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун (буквы V, E, U, N). Красным цветом показаны планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. Зеленые линии – теоретическая зависимость масса-радиус для чисто железных, чисто каменных и чисто водных планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1705.03491.pdf

 

 

8 мая 2017
EPIC 210894022 b: горячая суперземля у древней звезды с низкой металличностью

В рамках расширенной миссии K2 космический телескоп им. Кеплера в течение ~80 суток наблюдает площадки на небесной сфере, расположенные вдоль эклиптики. На каждой площадке телескоп снимает фотометрию 10-15 тыс. выбранных звезд, автоматические алгоритмы ищут в полученных кривых блеска транзитные сигналы возможных планет. Поскольку звезды, наблюдаемые миссией K2, как правило, на 2-3 звездные величины ярче звезд на Поле Кеплера, становится возможным подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы методом измерения лучевых скоростей.

28 апреля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной горячей суперземли EPIC 210894022 b. Звезда EPIC 210894022 находится на 4-й наблюдательной площадке, которая мониторилась «Кеплером» с 7 февраля по 23 апреля 2015 года. Интересно, что сначала транзитный кандидат был признан ложнопозитивом, но измерение лучевых скоростей родительской звезды позволило обнаружить ее колебания с нужным периодом и фазой, соответствующими транзитному кандидату. Авторы статьи отмечают, что это далеко не первый случай, когда автоматические алгоритмы обработки данных приписывают статус ложнопозитива реальным планетам. Сами они оценивают вероятность ложного открытия этой планеты в 2·10^-7.

Итак, EPIC 210894022 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.3 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 1.9 ± 0.4 раза превышает солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст достигает 10.77 ± 1.45 млрд. лет. EPIC 210894022 отличается резко пониженным содержанием тяжелых элементов: железа в ее составе в 3.4 раза меньше, чем в составе Солнца, при этом недостаток кальция и магния не такой существенный. Звезда проецируется на рассеянное скопление Гиады, но находится примерно в 4 раза дальше его – на расстоянии 210 ± 20 пк.

Звезда прошла стандартную процедуру валидации, кроме того, было получено 18 замеров ее лучевой скорости (6 на спектрографе FIES и 12 – на спектрографе HARPS-N). Это позволило определить массу транзитной планеты и оценить ее химический состав.

Масса EPIC 210894022 b оказалась равной 8.6 ± 3.9 масс Земли, что при радиусе планеты в 1.9 ± 0.2 радиусов Земли приводит к средней плотности 6.6 ^+4.5/_-3.2 г/куб.см. Суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.062 ± 0.009 а.е. (~9.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.35117 ± 0.00055 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1309 ± 71К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф в 0.22 ± 0.08 м/с за сутки, что говорит о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите (с периодом, превышающим 120 суток). Авторы предполагают, что его масса может достигать 20-50 масс Земли.

Высокая скорость пространственная звезды EPIC 210894022 (~145 км/с) и низкое содержание тяжелых элементов в ее составе согласуются с ее древним возрастом. С вероятностью 96.2% она является частью толстого диска, и с вероятностью 3.8% – звездой гало.

Открытие планеты у звезды EPIC 210894022, как и обнаружение планеты Kepler-10 b и планетной системы у звезды Kepler-444, чей возраст оценивается в ~11 млрд. лет, свидетельствует о том, что образование каменистых планет происходило в Галактике уже на самых ранних этапах ее эволюции.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1704.08284.pdf

 

 

4 мая 2017
О массах и средней плотности четырех субсатурнов

В Солнечной системе есть четыре планеты земного типа, два ледяных гиганта и два газовых гиганта, но отсутствуют планеты с радиусами, попадающими в интервал между радиусами Земли и Нептуна (1-3.9 радиусов Земли) с одной стороны, и Урана и Сатурна (4-9.4 радиусов Земли) с другой. При этом космический телескоп им. Кеплера показал, что большинство планет имеют размеры, в 1-3 раза превышающие земные. Таким образом, стало ясно, что Солнечная система не является типичной планетной системой, и что планет многих распространенных типов в Солнечной системе нет.

Отдельный интерес вызывает изучение субсатурнов – планет с радиусами от 4 до 8 радиусов Земли. Массы, средние плотности и химический состав планет этого размерного класса могут резко отличаться друг от друга. Субсатурны могут быть легкими газовыми гигантами, а могут быть тяжелыми нептунами, их изучение способно пролить свет на процессы формирования планет-гигантов.

2 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная определению масс четырех субсатурнов, обнаруженных «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 – K2-27 b, K2-32 b, K2-39 b и K2-108 b. Все эти планеты имеют радиусы в интервале 4.5-5.5 радиусов Земли, но их массы сильно различаются, что свидетельствует об их разной физической природе.

Массы планет были измерены методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа HIRES, установленного на 10-метровом телескопе Кек I. Погрешность единичного замера составила 1.5-2 м/с. Кроме того для анализа использовались замеры лучевых скоростей родительских звезд, полученные с помощью спектрографов HARPS, HARPS-N и FIES.

Горячий субсатурн K2-27 b имеет радиус 4.48 ± 0.23 радиусов Земли, он вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0670 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 6.77132 ± 0.00009 земных суток. Было получено 40 замеров лучевой скорости K2-27, они показали колебания с полуамплитудой 11.8 ± 1.8 м/с, что соответствует массе планеты, равной 30.9 ± 4.6 масс Земли. Более ранние измерения других авторов показали близкую величину – 29.1 ± 7.5 масс Земли, полностью согласующуюся с представленной оценкой. Средняя плотность планеты K2-27 b оказывается равной 1.87 ± 0.41 г/куб.см, таким образом, эта планета – тяжелый нептун. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 902 ± 28К.

Вокруг звезды K2-32 вращается три нептуна с орбитальными периодами 8.99, 20.66 и 31.7 земных суток, близких к орбитальному резонансу 3:2:1. Авторы статьи получили 31 замер лучевой скорости звезды K2-32 на HIRES, также они воспользовались 43 замерами на HARPS и 6 на PFS, полученными другими авторами. Исследователям удалось обнаружить колебания лучевой скорости звезды, соответствующие всем трем планетам, но полуамплитуда колебаний, наведенных планетами d и c, оказалась сравнима с погрешностью измерений. Формально массы этих планет равны 6.2 ± 3.9 масс Земли и 10.3 ± 4.7 масс Земли, соответственно. Поскольку масса планеты c измерена с достоверностью менее 2 сигма, исследователи осторожно заявляют лишь о ее верхнем пределе, равном 12.1 масс Земли.

Массу внутренней планеты K2-32 b удалось измерить более точно – она оказалась равной 16.5 ± 2.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.67 ± 0.16 г/куб.см. Эта величина несколько меньше, чем полученная другими авторами (21.1 ± 5.9 масс Земли), но отличается от него всего на одно стандартное отклонение. Радиус K2-32 b составляет 5.13 ± 0.28 радиусов Земли, ее эффективная температура – 817 ± 25К.

С планетой K2-39 b ситуация более сложная. Авторы статьи оценили ее радиус в 5.71 ± 0.63 радиуса Земли, что существенно меньше предыдущих оценок (8.2 ± 1.1 радиусов Земли). Такая разница обусловлена разными оценками радиуса родительской звезды (2.83 солнечных радиусов против 3.88 солнечных радиусов у первооткрывателей). Дальнейшие наблюдения звезды K2-39 помогут уточнить ее параметры, а значит – и параметры транзитной планеты.

Масса K2-39 b, измеренная методом лучевых скоростей (для анализа использовались замеры, полученные на спектрографах HIRES, HARPS, FIES и PFS), оказалась равной 39.8 ± 4.4 масс Земли, что согласуется с предыдущими оценками (50.3 ± 9.7 масс Земли). Средняя плотность этой планеты оценивается авторами в 1.17 ^+0.47/_-0.32 г/куб.см, но она может оказаться существенно ниже, если подтвердится больший радиус родительской звезды). В этом втором случае K2-39 b оказывается скорее легким газовым гигантом, чем тяжелым нептуном. Планета вращается вокруг своей звезды с орбитальным периодом 4.605 земных суток, ее эффективная температура достигает 1670 ± 54К.

Наконец, радиус планеты K2-108 b составляет 5.28 ± 0.54 радиусов Земли, она вращается вокруг слегка проэволюционировавшей G-звезды и делает один оборот за 4.734 земных суток. Масса K2-108 b достигает 59.4 ± 4.4 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.22 ^+0.77/_-0.55 г/куб.см, неожиданно высокой для планеты этого размерного класса. По-видимому, K2-108 b представляет собой тяжелый нептун с массивным ядром из тяжелых элементов, доля массы его водородно-гелиевой оболочки оценивается авторами всего в 16 ± 5%. Эффективная температура этой планеты составляет 1446 ± 48К.

Авторы пришли к выводу, что массы исследованных субсатурнов сильно коррелируют с металличностью родительских звезд: чем выше металличность, тем массивнее оказывались ядра планет (а значит, и сами планеты).

Субсатурны на плоскости «масса – радиус». Цветом показаны эффективные температуры планет. Серыми точками представлены транзитные планеты других размерных классов (мини-нептуны и планеты-гиганты).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.00013.pdf

 

 

2 мая 2017
Kepler-1649 b: транзитный аналог Венеры

Венеру иногда называют «сестрой Земли». У обеих планет близкие масса, радиус, химический состав и эффективная температура, но климат различается кардинально. Атмосферное давление на поверхности Венеры достигает 93 атм., температура – 750К (в отличие от 1 атм. и ~287К на Земле). Плотная раскаленная атмосфера Венеры практически лишена паров воды. Пока не ясно, в чем причина таких различий. Быть может, «сестра Земли» изначально содержала мало воды, возможно, различие обусловлено низкой скоростью вращения Венеры вокруг своей оси и, как следствие, отсутствием магнитного поля, а возможно, критическую роль сыграло то, что освещенность на орбите Венеры примерно в два раза превышает освещенность на орбите Земли.

Для понимания происхождения климата Венеры и будущих климатических изменений на Земле необходимо изучать другие планеты – аналоги Венеры, только так мы сможем разделить случайное и закономерное в эволюции нашей ближайшей соседки.

12 апреля 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию транзитного аналога Венеры у красного карлика Kepler-1649 b. Из-за тусклости родительской звезды (ее видимая звездная величина в спектральной полосе чувствительности «Кеплера» K_p достигает +17.13) с помощью современных спектрографов невозможно измерить массу планеты методом измерения лучевых скоростей. Однако транзитный кандидат прошел процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал) и почти наверняка является планетой.

Итак, Kepler-1649 (KOI-3188, KIC 6444896) – красный карлик спектрального класса M5 V, удаленный от нас примерно на 67 пк. Его масса оценивается в 0.22 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.25 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 160 раз меньше светимости Солнца.

Кривая блеска звезды Kepler-1649 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 8.689 земных суток и глубиной, соответствующей землеразмерной планете с радиусом 1.08 ± 0.15 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0514 ± 0.0028 а.е. (60.6 ± 8 звездных радиусов), освещенность на ее орбите в 2.30 ± 0.65 раз превышает освещенность на орбите Земли. По своим размерам и температурному режиму Kepler-1649 b является аналогом Венеры.

Дальнейшие наблюдения аналогов Венеры (таких, как Kepler-1649 b) и аналогов Земли (таких, как, например, Kepler-186 f) поможет лучше очертить границы зоны обитаемости и понять причину глубоких различий климата Земли и Венеры.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1704.03136.pdf

 

 

28 апреля 2017
Новый взгляд на событие микролинзирования OGLE-2016-BLG-1195

Не так давно микролинзовый обзор OGLE вместе с микролинзовым обзором MOA представили холодную планету OGLE-2016-BLG-1195L b массой около 3 масс Земли у маломассивного красного карлика массой около 0.2 солнечных масс. Из-за краткости события микролинзирования (около 10 земных суток) микролинзовый параллакс этой системы измерить не удалось, и авторы открытия оценили массы звезды и планеты исходя из модели Галактики (из кривой блеска легко выводится отношение масс компонентов двойной линзы, но не сами массы). Отношение масс планеты и звезды оказалось рекордно низким – всего (4.2 ± 0.7)·10^-5.

25 апреля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована еще одна работа, посвященная этой системе. Событие микролинзирования OGLE-2016-BLG-1195 наблюдали не только обзоры OGLE и MOA, но и корейский микролинзовый обзор KMTNet. Кроме того, это же событие наблюдал космический инфракрасный телескоп им. Спитцера. Поскольку «Спитцер» находится на гелиоцентрической орбите примерно в полутора а.е. от Земли, совместные наблюдения позволили измерить параллакс и определить расстояние до системы-линзы.

Команда «Спитцера» включила событие OGLE-2016-BLG-1195 в число целей наблюдения уже через 2 часа после анонса от обзора OGLE. Фотометрический мониторинг проводился «Спитцером» в период с 2 по 24 июля 2016 года с частотой 1 замер в сутки в лучах с длиной волны 3.6 мкм. Даже в максимуме блеск фоновой звезды составлял +15.7 (и +17.1 без усиления гравитационным полем системы-линзы). Наблюдения на «Спитцере» позволили прямо определить расстояние до линзы – оно оказалось равным 3.91 ± 0.46 кпк. Меньшее расстояние (первооткрыватели из обзора OGLE сначала оценили его в 7.3 ± 1.1 кпк) означало, что система-линза OGLE-2016-BLG-1195L легче и компактнее, чем предполагалось ранее.

По оценкам корейских астрономов, масса звезды OGLE-2016-BLG-1195L составляет не ~0.2, а 0.078 ^+0.016/_-0.012 солнечных масс, т.е. она лежит на границе между коричневыми карликами и маломассивными звездами. В свою очередь, масса планеты оценивается не в ~3, а в 1.43 ^+0.45/_-0.32 масс Земли. Расстояние между планетой и звездой в момент наблюдений составило 1.16 ^+0.16/_-0.13 а.е. (в проекцию на небесную сферу). Таким образом, вывод о холодной маломассивной планете, вращающейся вокруг слабой красной звезды, полностью подтвердился, но звезда оказалась еще легче, а планета – еще холоднее, чем считали первооткрыватели.

Открытие маломассивной планеты у ультрахолодного М-карлика, лежащего на границе между звездами и коричневыми карликами, вместе с открытием семи планет у звезды TRAPPIST-1 говорит о широкой распространенности небольших планет у маломассивных звезд. Этот вывод подтверждается и недавними наблюдениями протопланетных дисков у молодых коричневых карликов с помощью микроволнового радиотелескопа ALMA – из 17-ти изученных молодых коричневых карликов у 11 были обнаружены протопланетные диски с суммарной массой пыли 0.5-6 масс Земли, что означает полную массу дисков (с учетом газа) в 0.1-2 масс Юпитера. По всей видимости, планетные системы коричневых карликов и ультрахолодных звезд отличаются той же распространенностью и разнообразием, что и планетные системы звезд большей массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.08548.pdf

 

 

25 апреля 2017
В распределении по радиусам небольших планет обнаружен резкий провал

Космический телескоп им Кеплера обнаружил около 4.5 тысяч транзитных кандидатов, из которых более 2.3 тысяч уже подтверждены как планеты. Оказалось, что радиусы большинства обнаруженных планет лежат в интервале от 1 до 3.9 радиусов Земли – иначе говоря, они имеют размеры, промежуточные между размерами Земли (самой крупной планеты земного типа) и Нептуна (самой компактной планеты-гиганта). По иронии судьбы планет самых распространенных размерных классов в Солнечной системе нет.

Что из себя представляют эти планеты? Являются ли они массивными аналогами Земли, мини-нептунами – небольшими аналогами Урана и Нептуна, или может быть, чем-то третьим? Измерение масс некоторых планет «Кеплера» с промежуточными радиусами, проведенное методом измерения лучевых скоростей родительских звезд, показало, что большинство планет с радиусами более 1.6 радиусов Земли имеют низкую среднюю плотность, а значит, окутаны протяженной водородно-гелиевой атмосферой. Напротив, планеты с радиусами меньше 1.6 радиусов Земли, как правило, имеют железокаменный состав.

Теория образования планет путем аккреции на ядро естественным образом объясняет этот переход. Сначала в протопланетном диске из ледяной и каменной пыли формируется планетный эмбрион. Когда его размеры превышают ~1.6 радиусов Земли, его масса становится достаточной для захвата из протопланетного диска водорода и гелия, и планета быстро окружает себя протяженной газовой оболочкой, мало изменяющей ее массу, но резко увеличивающей радиус. В отдельных случаях (например, если газа в диске еще много) масса оболочки многократно превышает массу планетного эмбриона, и формируется газовый гигант. Если же газа в области питания планеты мало, образуется нептун или мини-нептун.

Многие модели, учитывающие фотоиспарение протяженной атмосферы мини-нептунов жестким излучением и вспышечной активностью молодой звезды, предсказывают зазор в распределении по радиусам небольших планет. 30 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдательному изучению этого вопроса. Авторы отобрали среди звезд каталога KOI звезды ярче +14.2 звездной величины с эффективной температурой от 4700 до 6500К, выбросили оттуда звезды-гиганты, звезды с планетами, чей орбитальный период превышает 100 земных суток, а также звезды с планетами, чей прицельный параметр превышал 0.7 (т.е. проходящими по самому краю звездного диска). Благодаря наблюдениям на Кеке с помощью спектрографа HIRES радиусы звезд выборки были определены с точностью ~10%, массы – с точностью ~5%, а радиусы транзитных планет – с точностью ~11%.

Если сначала в выборке было 2025 транзитных кандидатов, то после всех удалений и чисток их осталось всего 900. И все равно – на гистограмме распределения планет по размерам рисовался явный зазор в области около 1.8 радиусов Земли.

Распределение по размерам планетных кандидатов из каталога KOI. Авторы последовательно убирают ложнопозитивы, слишком тусклые звезды (с Kp > 14.2), планеты с большим прицельным параметром b, с орбитальными периодами длиннее 100 земных суток, планеты проэволюционировавших звезд и планеты звезд за пределами интервала температур 4700-6500К. И всякий раз на гистограмме проявляется провал в количестве планет с радиусами ~1.8 радиусов Земли, глубина которого только увеличивается по мере чистки выборки.

При этом на распределении родительских звезд по радиусам (оно приводится в статье) никакого провала нет.

Ниже показано распределение распространенности планет разных радиусов, приведенное к одной звезде, для планет с орбитальными периодами короче 100 земных суток. Видно, что провал в распределении планет по размерам достаточно глубок (более чем двукратный). Для планет с радиусами менее 1.14 радиусов Земли (показаны серым цветом) данные «Кеплера» становятся существенно неполными – для планет таких размеров эффективность обнаружения падает ниже 25%.

Распределение распространенности планет разных радиусов, приведенное к одной звезде.

Распространенность «суперземель» (планет с радиусами 1-1.75 радиусов Земли) и «мини-нептунов» (планет с радиусами 1.75-3.5 радиусов Земли) оказывается сравнимой – авторы исследования оценили их отношение в 1.1 ± 0.3.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.10375.pdf

 

 

24 апреля 2017
OGLE-2013-BLG-1761L b: массивная планета у далекого красного карлика

Гравитационное микролинзирование – уникальный метод поиска экзопланет, позволяющий обнаруживать холодные маломассивные планеты далеко за снеговой линией своих звезд. Он в состоянии находить планеты у коричневых карликов и даже свободно плавающие планеты, не принадлежащие какой-либо звезде. Однако у этого метода есть важный недостаток – неоднозначность решения. Одну и ту же кривую блеска фоновой звезды может описать несколько (обычно – четыре) решений для системы-линзы. Чтобы выбрать среди них одно истинное, как правило, необходимы или плотные ряды наблюдений и доля везения, или дополнительные исследования.

22 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу события микролинзирования OGLE-2013-BLG-1761. Кривая блеска этого события говорила о двойственности линзы и о малом отношении масс (q = (7.5-9.3)·10^-3), т.е. линза является системой звезда + планета. Однако из-за плохой погоды было получено сравнительно малое количество фотометрических замеров в момент особенности, вызванной влиянием планеты. Это, в свою очередь, привело к большим погрешностям в определении параметров системы-линзы.

Событие микролинзирования OGLE-2013-BLG-1761 было обнаружено обзором OGLE 4 сентября 2013 года. 26 сентября его независимо обнаружил обзор MOA под именем MOA-2013-BLG-651. Фотометрические замеры проводились обзором OGLE раз в час, обзором MOA – раз в 15 минут. 30 сентября 2013 года на кривой блеска была зафиксирована аномалия, говорящая о двойственности линзы. Однако на следующую ночь провести наблюдения не удалось ни тому, ни другому обзору.

Кривая блеска фоновой звезды во время события микролинзирования OGLE-2013-BLG-1761/ MOA-2013-BLG-651. Из-за плохой погоды не удалось провести наблюдения 1 октября 2013 года и определить, какое из решений, «тесное» или «широкое», лучше описывает систему-линзу.

После совместного анализа полученных данных исследователи пришли к выводу, что система-линза представляет собой или красный, или поздний оранжевый карлик массой 0.33 ^+0.32/_-0.18 солнечных, рядом с которым находится планета-гигант массой 2.8 ^+2.5/_-1.8 масс Юпитера. В момент наблюдения планету и звезду разделяло расстояние 1.8 ± 0.5 а.е. (в проекции на небесную сферу). Считая орбиту планеты круговой, а ее ориентацию относительно луча зрения – случайной, авторы нашли расстояние между планетой и звездой (в пространстве) равным 2.2 ^+1.2/_-0.7 а.е. Система OGLE-2013-BLG-1761L удалена от нас на 6.9 ^+1.0/_-1.2 кпк, т.е. находится в балдже Галактики.

Будущие наблюдения звезды-линзы с помощью «Хаббла» или Кека позволят или прямо измерить ее блеск и оценить массу (а значит, и массу планеты), или наложить на обе эти величины сильные верхние пределы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.07623.pdf

 

 

20 апреля 2017
LHS 1140 b: транзитная суперземля у близкого красного карлика

Красные карлики – звезды с массой менее 0.6 солнечных – составляют 75% всех звезд Галактики. Сравнительно близкие и яркие красные карлики являются очень привлекательной целью для поиска рядом с ними планет земного типа в обитаемой зоне. Из-за небольших размеров звездного диска красного карлика транзит по нему планеты земного типа оказывается глубже, чем транзит такой же планеты по крупному диску звезды солнечного типа, и его становится возможно разглядеть сквозь неспокойную земную атмосферу.

С 2008 года работает наземный транзитный обзор MEarth, прицельно занимающийся поиском планет у близких красных карликов. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых двумя комплексами по восемь автоматических телескопов с апертурой 40 см, один из которых размещен на обсерватории им. Фреда Лоуренса Уиппла (FLWO) в Аризоне, а второй – на обсерватории Сьерро Тололо в Чили. Обзор ведет мониторинг звезд с радиусами менее 0.33 солнечных, удаленных не далее 100 световых лет (~30 пк) от Солнца. Обзором MEarth уже были открыты мини-нептун GJ 1214 b и планета земного типа GJ 1132 b.

20 апреля 2017 года в журнале Nature и одновременно в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика LHS 1140. Планетная природа транзитного кандидата была подтверждена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрометра HARPS, всего с 13 ноября 2015 года по 13 декабря 2016 года было получено 144 замера лучевой скорости родительской звезды.

Транзит суперземли LHS 1140 b (слева) и колебания лучевой скорости звезды, наведенные этой планетой (справа).

Итак, LHS 1140 (GJ 3053) – красный карлик спектрального класса M4.5 V, удаленный от нас на 12.47 ± 0.42 пк. Его масса оценивается в 0.146 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.186 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость примерно в 335 раз меньше солнечной. Судя по низкой активности и большому периоду вращения вокруг своей оси (~131 земных суток), возраст звезды превышает 5 млрд. лет. LHS 1140 отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.7 раза меньше, чем в составе Солнца.

При радиусе 1.43 ± 0.1 радиусов Земли масса планеты LHS 1140 b достигает 6.65 ± 1.82 земных масс, что приводит к средней плотности 12.5 ± 3.4 г/куб.см. Такая высокая средняя плотность говорит, что перед нами не мини-нетун, не океанида, а планета земного типа преимущественно железокаменного состава. LHS 1140 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.29) и делает один оборот за 24.73712 ± 0.00025 земных суток. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму Марса – ее эффективная температура оценивается в 230 ± 20К.

Левый слайд: планета LHS 1140 b на плоскости «масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет малой массы. Красным цветом показаны планеты GJ 1132 b (внизу) и GJ 1214 b (вверху). Для сравнения приведены также Земля и Венера (показаны голубыми кружками). Центральный слайд: LHS 1140 b на плоскости «средняя освещенность – радиус планеты». Голубой полосой показана обитаемая зона. Черными кружками показаны планеты, чьи массы были определены, серыми – все прочие. Розовыми кружками показаны планеты системы TRAPPIST-1. Правый слайд: LHS 1140 b на плоскости «расстояние до системы – радиус планеты». Обозначения те же.

Лучше всего планета описывается моделью с крупным железным ядром, чья масса достигает 70% полной массы, а 30% приходится на силикатную мантию, однако погрешности в определении массы и радиуса достаточно велики, чтобы LHS 1140 b могла оказаться и более массивным вариантом нашей планеты (где на ядро приходится 30% полной массы). Сила тяжести на поверхности суперземли достигает 31.8 ± 7.7 м/с² (3.2 ± 0.8 g). Скорее всего, она сохранила свою атмосферу, несмотря на бурную активность звезды в первые сотни миллионов лет ее жизни, однако состав этой атмосферы пока предсказать трудно. Прояснить этот вопрос поможет трансмиссионная спектроскопия LHS 1140 b, которую сможет получить телескоп им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в октябре 2018 года.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1704/1704.05556.pdf

 

 

19 апреля 2017
Транзитный нептун на широкой орбите: Kepler-150 f

К настоящему моменту космическим телескопом им. Кеплера обнаружено около 4700 транзитных кандидатов, из которых более 2330 подтверждено как планеты. Поиск транзитных событий на кривых блеска звезд ведется автоматически с помощью специальной программы Kepler pipeline. После обнаружения транзитного сигнала программа удаляет все точки, связанные с этим сигналом, и начинает поиск следующих транзитных сигналов, постепенно делая кривую блеска звезды дырявой наподобие швейцарского сыра. Возникает вопрос – не может ли это привести к потере части транзитных сигналов и не препятствует ли обнаружению дополнительных планетных кандидатов, особенно с большими орбитальными периодами?

27 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная изучению этого вопроса. Проведя численное моделирование, авторы исследования показали, что вероятность «потерять» в данных дополнительные транзитные планеты не велика, но заметна и достигает 3.3% для диапазона периодов 400-500 земных суток.

Визуально изучив «дырявые» кривые блеска 114 звезд с несколькими транзитными планетами, для которых вероятность «потери» дополнительного транзитного кандидата была наиболее велика, исследователи обнаружили у звезды Kepler-150 два дополнительных транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, скорее всего, вызванных одной планетой. Эта планета – ее назвали Kepler-150 f – представляет собой нептун радиусом 3.64 ^+0.52/_-0.39 радиусов Земли с орбитальным периодом 637.2 земных суток. Вероятность ложного открытия оказывается менее 0.002%.

При ожидаемой массе планеты в ~9 масс Земли полуамплитуда колебаний лучевой скорости, наводимых ею на свою звезду, составит ~0.7 м/с, что означает невозможность подтверждения ее планетной природы методом измерения лучевых скоростей (видимая звездная величина Kepler-150 – +15, звезда слишком тусклая для измерения ее лучевой скорости с необходимой точностью).

Зная орбитальный период планеты, по 3-му закону Кеплера можно оценить большую полуось ее орбиты – она оказалась равной 1.43 а.е. Это значит, что температурный режим внешней планеты грубо соответствует температурному режиму Марса.

Кроме планеты f, у звезды Kepler-150 известно еще четыре транзитные планеты – горячая суперземля Kepler-150 b радиусом ~1.25 радиусов Земли и орбитальным периодом 3.428 земных суток, и три нептуна радиусами ~3.7, ~2.8 и ~3.1 радиусов Земли с орбитальными периодами 7.38, 12.56 и 30.83 земных суток, соответственно. Все четыре внутренние планеты оказываются горячее Меркурия.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.09229.pdf

 

 

18 апреля 2017
OGLE 2016-BLG-1195L b: маломассивная планета у далекого красного карлика

Метод гравитационного микролинзирования способен обнаруживать холодные планеты, расположенные далеко за снеговой линией своих звезд – в области параметров, где становятся неэффективными и метод измерения лучевых скоростей родительских звезд, и транзитный метод. Большинство планет, обнаруженных методом гравитационного микролинзирования, имеют массы больше 12-15 масс Земли, т.е. являются нептунами, открыто также несколько планет-гигантов и суперземель. Регистрация маломассивных планет осложняется тем, что длительность особенности на кривой блеска, вызванной гравитационным влиянием планеты, пропорциональна квадратному корню из ее массы и для планет с массой в несколько масс Земли составляет всего два-три часа.

28 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двойной линзы с самым низким отношением масс компонентов q = (4.2 ± 0.7)·10^-5. Авторы открытия утверждают, что, скорее всего, линза представляет собой холодную планету массой ~3 масс Земли, удаленную на ~2 а.е. от звезды красного карлика массой ~0.2 солнечных.

Событие микролинзирования OGLE-2016-BLG-1195 было замечено обзором OGLE 27 июня 2016 года. Через 20 часов (28 июня) его обнаружил также обзор MOA под именем MOA-2016-BLG-350. OGLE снимал фотометрию звездного поля каждый час, MOA – каждые 16 минут. Погода благоприятствовала наблюдениям, это позволило обнаружить на кривой блеска фоновой звезды особенность, длившуюся всего 2.5 часа! По сообщениям авторов открытия, это же событие микролинзирования наблюдал и корейский микролинзовый обзор KMTNet, но те готовят отдельную публикацию, так что для текущего анализа были использованы данные OGLE и MOA.

К сожалению, из-за краткости события микролинзирования OGLE-2016-BLG-1195 (около 10 суток) микролинзовый параллакс измерить не удалось, так что истинная масса планеты и звезды остаются неизвестными. Для оценки параметров звезды (а значит, и планеты) авторы воспользовались известной моделью Галактики. Это привело к высоким погрешностям, которые в будущем, возможно, удастся уменьшить, непосредственно пронаблюдав звезду OGLE-2016-BLG-1195L на крупнейших наземных телескопах.

Итак, масса звезды-линзы оценивается в 0.19 ^+0.56/_-0.03 солнечных масс, т.е. скорее всего она является маломассивным красным карликом. Масса планеты оценивается, соответственно, в 2.74 ^+7.86/_-0.49 масс Земли – это или холодная суперземля, или (если реализуется массивный вариант системы-линзы) мини-нептун. Планета удалена от своей звезды на 1.85 ^+1.45/_-0.25 а.е. – в любом случае она находится за снеговой линией, вопрос только, как далеко. Система удалена от нас на 7.3 ± 1.1 кпк.

Будущие наблюдения этой системы с помощью крупнейших телескопов позволят если не обнаружить звезду-линзу на снимках, то существенно ограничить ее светимость (а значит, и массу).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.08639.pdf

 

 

17 апреля 2017
Уточнены массы планет в системе TRAPPIST-1

В феврале 2017 года было представлено семь транзитных землеразмерных планет у тусклого красного карлика TRAPPIST-1. Планетная система, обнаруженная наземным транзитным обзором TRAPPIST в 2015 году, почти сразу же обратила на себя пристальное внимание научного сообщества и стала целью сразу нескольких наблюдательных программ. Фотометрию звезды TRAPPIST-1 снимало несколько крупных наземных телескопов, кроме того, в сентябре 2016 года ее непрерывно в течение 20 суток наблюдал космический инфракрасный телескоп им. Спитцера. Все это позволило не только определить радиусы и орбитальные периоды планет системы TRAPPIST-1, но и методом тайминга транзитов оценить их массы. Однако из-за недостаточного количества увиденных транзитов массы планет были определены с погрешностями от 30 до 100%, т.е. крайне приблизительно.

К счастью для исследователей, звезда TRAPPIST-1 попала на 12-ю наблюдательную площадку «Кеплера», которую тот в течение 73.6 суток (с 15 декабря 2016 года по 4 марта 2017 года) мониторил в рамках расширенной миссии K2. На кривой блеска звезды удалось обнаружить 41, 29, 16, 11, 6, 6 и 2 транзитов планет b, c, d, e, f, g и h, соответственно. Дополнительные данные позволили существенно уменьшить погрешности в определении масс планет.

Как же изменились массы планет? Оценка массы самой внутренней планеты b изменилась незначительно – с 0.85 ± 0.72 масс Земли до 0.79 ± 0.27 масс Земли (средняя плотность составила 3.4 ± 1.2 г/куб.см). Оценка массы второй планеты c изменилась с 1.38 ± 0.61 масс Земли на 1.63 ± 0.63 масс Земли (средняя плотность оказалась равной 7.63 ± 3.04 г/куб.см). Масса третьей планеты d «уменьшилась» с 0.41 ± 0.27 масс Земли до 0.33 ± 0.15 масс Земли (средняя плотность 3.95 ± 1.86 г/куб.см), масса четвертой e – также «уменьшилась» с 0.62 ± 0.58 масс Земли до 0.24 ^+0.56/_-0.24 масс Земли (средняя плотность 1.71 ^+4.0/_-1.71 г/куб.см). Масса пятой планеты f упала с 0.68 ± 0.18 масс Земли до 0.36 ± 0.12 масс Земли (средняя плотность 1.74 ± 0.61 г/куб.см), масса шестой планеты g – с 1.34 ± 0.88 масс Земли до 0.57 ± 0.04 масс Земли (средняя плотность 2.18 ± 0.28 г/куб.см). Наконец, авторам исследования удалось оценить массу внешней планеты h – она оказалась равной 0.086 ± 0.084 масс Земли (что дает среднюю плотность 1.27 ± 1.27 г/куб.см).

Эксцентриситеты орбит шести внутренних планет оказались меньше 0.02.

Планеты системы TRAPPIST-1 на плоскости «масса – радиус». Желтым цветом показаны предыдущие оценки масс планет, синим цветом – уточненные.

Мы видим, что только вторая и, с оговорками, третья планета в этой системе являются планетами земного типа. Все остальные должны заключать в себе значительную долю водяного льда. Четыре внешние планеты вообще совместимы с полностью ледяным составом! По всей видимости, большинство планет системы TRAPPIST-1 сформировалось за снеговой линией и затем мигрировало внутрь.

Низкие массы планет объясняют динамический парадокс системы TRAPPIST-1. Рассматривая движение планет с первоначальными оценками масс, исследователи обнаружили, что оно неустойчиво уже на малых временных масштабах. Напротив, с уменьшением масс планет система оказывается динамически устойчивой.

Авторы призывают к продолжению плотного мониторинга звезды TRAPPIST-1 для накопления данных о транзитах ее планет и дальнейшему уточнению их масс, что позволит сделать более определенные выводы о физической природе этих миров.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1704.04290.pdf

 

 

12 апреля 2017
В системе Kepler-19 обнаружено два нетранзитных нептуна

Транзитный метод позволяет определить радиус планеты, ее орбитальный период, большую полуось орбиты, но он ничего не говорит о ее массе. Для измерения массы транзитных кандидатов обычно используется метод измерения лучевых скоростей родительских звезд, а если звезда тусклая и если транзитных планет у нее несколько – метод тайминга транзитов. Особый интерес представляет измерение масс планет с радиусом ~2 радиусов Земли, не имеющих аналога в Солнечной системе.

Транзитная суперземля Kepler-19 b была представлена еще в 2011 году. Радиус планеты был определен в 2.21 ± 0.05 радиусов Земли, орбитальный период составил 9.287 земных суток. Планета была подтверждена статистически (т.е. прошла процедуру валидации), но ее массу в тот момент измерить не удалось – был получен только верхний предел в 20 масс Земли.

22 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная строению планетной системы Kepler-19. Чтобы определить массу суперземли Kepler-19 b, исследователи получили 101 замер лучевой скорости звезды Kepler-19 с помощью высокоточного спектрографа HARPS-N. Наблюдения проводились с июня 2012 года по ноябрь 2014 года, точность единичного замера составила 2-3 м/с для разных ночей.

Кроме измерения лучевых скоростей родительской звезды авторы исследования провели анализ ее фотометрии. Как оказалось, кривая блеска звезды демонстрировала явные вариации времени наступления транзитов планеты Kepler-19 b, вызванные гравитационным влиянием даже не одной, а двух внешних планет! Эти же планеты наводили на звезду заметные колебания лучевой скорости с полуамплитудой 1.7 ± 0.8 и 3.6 ± 0.6 м/с. Совместный анализ данных позволил восстановить строение системы Kepler-19.

Итак, Kepler-19 – солнцеподобная звезда слегка легче и тусклее Солнца, ее эффективная температура оценивается в 5544 ± 20К (спектральный класс G5-G6).

Внутренняя планета этой системы – транзитная суперземля Kepler-19 b, масса которой оказалась равной 8.4 ± 1.6 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.32 ± 0.87 г/куб.см. Такая средняя плотность говорит о существенной доле летучих в составе этой планеты (или водяного льда, или водородно-гелиевой атмосферы массой около 1% полной массы планеты). Kepler-19 b вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.118 ± 0.002 а.е. и эксцентриситетом 0.12 ± 0.02, и делает один оборот за 9.28716 ± 0.00006 земных суток.

Вторая планета Kepler-19 c – нептун с массой 13.1 ± 2.7 масс Земли, делающий один оборот вокруг звезды за 28.73 ± 0.01 земных суток. Эксцентриситет орбиты второй планеты достигает величины 0.21 ± 0.12. Динамическое моделирование системы показало, что наклонение орбиты второй планеты близко к наклонению планеты b – т.е. эта планета «почти транзитная». Планеты b и c близки к орбитальному резонансу 3:1. Величина большой полуоси орбиты планеты c в статье не приводится, но по третьему закону Кеплера ее можно оценить в 0.25 а.е., таким образом, температурный режим второй планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия.

Третья планета системы – нептун Kepler-19 d с минимальной массой 22.5 ^+1.2/_-5.6 масс Земли и орбитальным периодом 62.95 ^+0.04/_-0.30 земных суток. Наклонение орбиты внешней планеты может достаточно существенно отличаться от наклонения орбиты планеты b (авторы рассматривали разницу до 30°) – на основе имеющихся данных пока нельзя сделать каких-либо определенных выводов. Орбита планеты близка к круговой (эксцентриситет ~0.05). Величина большой полуоси орбиты, оцененная по 3-му закону Кеплера, составляет ~0.42 а.е., температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.

Планета Kepler-19 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малой массы. Цветом показана средняя освещенность планет в единицах освещенности, создаваемой Солнцем на орбите Земли. Сплошная коричневая линия показывает теоретическое отношение масса-радиус для планет земного химического состава, пунктирная коричневая линия – то же для чисто каменных планет, пунктирная синяя линия – для планет из водяного льда. Сплошная синяя линия показывает отношение масса-радиус для планет земного состава (99% массы) с водородно-гелиевой атмосферой (1% массы).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.06885.pdf

 

 

8 апреля 2017
HARPS открывает восемь новых планет у близких красных карликов

Близкие и сравнительно яркие красные карлики – исключительно привлекательная цель для поиска маломассивных потенциально обитаемых планет земного типа. Из-за малой массы таких звезд их планеты заметнее влияют на них своим гравитационным полем. Например, планета с массой, равной массе Земли, находясь в обитаемой зоне красного карлика массой 0.2 солнечных, наводит на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой, на порядок большей, чем амплитуда колебаний, наводимых Землей на Солнце. Если планета земного типа проходит по маленькому диску красной карликовой звезды, глубина транзита оказывается больше, а сами транзиты – резче и заметнее, чем при проходе той же планеты по крупному диску звезды солнечного типа. Так, глубина транзитов аналога Земли по диску звезды с радиусом 0.2 солнечных радиусов оказывается в 25 раз больше, чем глубина транзитов Земли по диску Солнца.

Высокоточный спектрограф HARPS, установленный на 3.6-метровом телескопе Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили, уже несколько лет измеряет лучевые скорости хромосферно тихих красных карликов ярче +14 звездной величины, расположенных не далее 11 пк от Солнца. Погрешность единичного замера составляет 0.9-3 м/с для разных звезд и разных ночей. Богатые и плотные ряды наблюдений позволяют выделять из данных RV-сигналы небольшой амплитуды, сравнимые с погрешностью единичного замера.

17 марта 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению двенадцати планет у пяти близких красных карликов GJ 3138, GJ 3323, GJ 273, GJ 628 и GJ 3293, причем восемь из этих планет было представлено впервые. Массы новых планет лежат в диапазоне от 1.17 до 10.5 масс Земли, некоторые из них расположены в обитаемой зоне своих звезд или вблизи нее.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние, пк	Спектральный класс	Масса, солнечных масс	Радиус, солнечных радиусов	Светимость, светимостей Солнца	Металличность [Fe/H]
GJ 3138	30 ± 2	M0 V	0.681	0.50 ± 0.03	0.045 ± 0.007	-0.30 ± 0.12
GJ 3323	5.32 ± 0.04	M4 V	0.164	0.12 ± 0.03	0.0027	-0.27 ± 0.09
GJ 273	3.80 ± 0.02	M3.5 V	0.29	0.29 ± 0.03	0.0088	0.09 ± 0.17
GJ 628	4.29 ± 0.03	M3.5 V	0.294	0.31 ± 0.03	0.0102	-0.09 ± 0.09
GJ 3293	18.2 ± 2.6	M2.5 V	0.42	0.40 ± 0.03	0.022	0.02 ± 0.09

Таблица 2. Свойства планет (серым цветом показаны уже известные планеты)

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Период, сут.	Минимальная масса m sin i, масс Земли	Эксцентриситет орбиты	Средняя освещенность, в единицах освещенности на орбите Земли
GJ 3138 c	0.0197 ± 0.0005	1.22003 ± 0.00006	1.78 ± 0.34	0.19 +0.18/-0.13	118.1
GJ 3138 b	0.057 ± 0.001	5.974 ± 0.001	4.2 ± 0.6	0.11 +0.11/-0.07	13.9
GJ 3138 d	0.70 ± 0.02	257.8 ± 3.6	10.5 ± 2.3	0.32 ± 0.21	0.1
GJ 3323 b	0.0328 ± 0.0006	5.3636 ± 0.0007	2.02 ± 0.26	0.23 ± 0.11	2.58
GJ 3323 c	0.1264 ± 0.0022	40.54 ± 0.21	2.3 ± 0.5	0.17 +0.21/-0.12	0.17
GJ 273 b	0.09110 ± 0.00002	18.650 ± 0.006	2.89 ± 0.27	0.10 +0.09/-0.07	1.06
GJ 273 c	0.03647	4.7234 ± 0.0004	1.18 ± 0.16	0.17 ± 0.13	6.66
GJ 628 b	0.0375 ± 0.0013	4.8869 ± 0.0005	1.91 ± 0.26	0.15 +0.13/-0.10	7.34
GJ 628 c	0.089 ± 0.003	17.872 ± 0.006	3.41 ± 0.43	0.11 +0.10/-0.07	1.30
GJ 628 d	0.470 ± 0.017	217.2 ± 0.6	7.70 ± 1.1	0.55 ± 0.09	0.06
GJ 3293 e	0.08208 ± 0.00003	13.254 ± 0.01	3.28 ± 0.64	0.21 +0.20/-0.14	3.34
GJ 3293 b	0.14339 ± 0.00003	30.599 ± 0.008	23.54 ± 0.9	0.06 ± 0.04	1.07
GJ 3293 d	0.1939 ± 0.0002	48.13 ± 0.06	7.60 ± 1.05	0.12 +0.13/-0.09	0.59
GJ 3293 c	0.36175 ± 0.0005	122.6 ± 0.2	21.1 ± 1.2	0.11 ± 0.10	0.17

Наиболее интересная планета из вновь представленных – GJ 273 b с минимальной массой (параметром m sin i) 2.89 ± 0.27 масс Земли, расположенная рядом со звездой Лейтена (GJ 273) всего в 3.8 пк от Солнца. Это вторая по удаленности планетная система после планетной системы Проксима Центавра. GJ 273 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.09110 ± 0.00002 а.е. и делает один оборот за 18.650 ± 0.006 земных суток. Эта планета получает всего на 6% больше энергии, чем получает Земля от Солнца. Заманчиво было бы счесть ее потенциально обитаемой, однако из-за своей сравнительно высокой массы GJ 273 b, скорее всего, окутана плотной атмосферой, создающей мощный парниковый эффект, и является скорее аналогом Венеры, чем аналогом Земли. Тем не менее, на ее поверхности может находиться жидкая вода. Звезда Лейтена гораздо спокойнее Проксимы, это означает более низкую скорость эрозии атмосферы, что делает планету GJ 273 b даже привлекательнее Проксимы b в будущих поисках биомаркеров.

Новые открытия, сделанные с помощью спектрографа HARPS, подтверждают широчайшую распространенность маломассивных планет у звезд красных карликов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.05386.pdf

 

 

22 марта 2017
В окутанной облаками атмосфере горячего сатурна WASP-52 b обнаружен натрий

Главной причиной непрозрачности атмосфер горячих гигантов в температурном диапазоне 960-1740К являются линии натрия и калия. При таких температурах оба щелочных металла находятся в газообразном состоянии, их молекулы одноатомные. Трансмиссионная спектроскопия (измерение глубины транзитов в зависимости от длины световой волны) позволила обнаружить натрий и калий в атмосферах многих горячих юпитеров.

28 августа 2015 года группа испанских астрономов под руководством G. Chen наблюдала транзит горячего гиганта WASP-52 b с помощью инструмента OSIRIS, установленного на 10.4-метровом телескопе Gran Telescopio Canarias (GTC). Наблюдения велись в диапазоне 515-905 нм за исключением области 755-765 нм, где находится сильная теллурическая полоса кислорода.

WASP-52 b – рыхлая планета, удобная для спектральных наблюдений: ее масса оценивается в 0.46 масс Юпитера, радиус – в 1.27 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг оранжевого карлика спектрального класса K2 V на расстоянии 7.14 звездных радиусов и делает один оборот за 1.75 земных суток, ее эффективная температура составляет 1315К.

Трансмиссионный спектр WASP-52 b выглядит почти плоским и лишенным деталей, за исключением узкой линии натрия – в лучах с длиной волны 589.3 нм отношение радиуса планеты к радиусу звезды R_p/R_star достигло 0.1717 ± 0.003, что существенно больше, чем в лучах с другой длиной волны (0.1608). Достоверность обнаружения натрия в атмосфере WASP-52 b составила 3.6 сигма. Также были обнаружены слабые линии калия, но достоверность их обнаружения (2.2 сигма) авторы исследования посчитали недостаточной для каких-либо определенных выводов.

Трансмиссионный спектр планеты WASP-52 b. Черными квадратами показаны замеры, полученные с помощью OSIRIS. Голубой линией показан теоретический трансмиссионный спектр планеты с солнечным содержанием тяжелых элементов, лишенной облаков, нагретой до 1300К. Красной пунктирной линией показан «плоский» трансмиссионный спектр с Rp/Rstar = 0.1608. Зеленой линией показан теоретический трансмиссионный спектр планеты с солнечным содержанием тяжелых элементов и с облаками на уровне давления 1 миллибар.

Лучше всего полученные данные описывает модель атмосферы солнечного химического состава с облаками на уровне давления 1 миллибар, причем частицы облаков сравнительно крупные (рэлеевского рассеяния не обнаружено). С ростом высоты температура атмосферы растет с градиентом 0.88 ± 0.65 К на км. Аналогичный градиент есть в атмосферах горячих гигантов HD 209458 b, HD 189733 b и WASP-49 b.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.06716.pdf

 

 

18 марта 2017
Землеразмерная планета на снеговой линии в системе TRAPPIST-1

22 февраля 2017 года НАСА объявило об открытии семи транзитных экзопланет у очень легкого и тусклого красного карлика TRAPPIST-1, удаленного от нас на 12.1 ± 0.4 пк. На момент анонса у седьмой, самой удаленной планеты TRAPPIST-1 h наблюдалось только одно транзитное событие, и ее орбитальный период был оценен с большой погрешностью – 20 ⁺¹⁵/_-6 земных суток.

Однако ученым повезло. Звезда TRAPPIST-1, находясь в созвездии Водолея, попала на 12-ю наблюдательную площадку «Кеплера», который мониторил ее с 15 декабря 2016 года по 4 марта 2017 года в рамках расширенной миссии K2 под именем EPIC 246199087. 8 марта 2017 года почти сразу после получения на Земле «сырой» фотометрии за 12 наблюдательный квартал полученные данные были опубликованы (хотя обычно для устранения различных систематических погрешностей, вызванных выходом из строя двух маховиков системы ориентации космического аппарата, команда «Кеплера» перед публикацией проводит первичную обработку данных).

12 марта 2017 года (всего через 4 дня!) в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная обнаружению дополнительных транзитов внешней планеты TRAPPIST-1 h и определению ее точного орбитального периода. Авторы исследования проанализировали фотометрию несколькими способами и нашли еще четыре транзита внешней планеты. Ее орбитальный период оказался равным 18.764 ± 0.009 земных суток. Уточненный радиус планеты составил 0.715 ^+0.047/_-0.043 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.062 а.е. (114 ± 5 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 169 ± 4К, что соответствует Главному поясу астероидов в Солнечной системе. Таким образом, TRAPPIST-1 h оказывается за пределами обитаемой зоны.

Также по фотометрии «Кеплера» удалось определить период вращения звезды – 3.3 земных суток. Это позволило точнее оценить возраст звезды в 3-8 млрд. лет (ранее было известно только, что она старше 0.5 млрд. лет). Звезда отличается умеренной активностью, соответствующей ее зрелому возрасту – средняя частота вспышек с мощностью выше 1% от средней светимости оценивается в 0.38 в сутки, что примерно в 30 раз меньше, чем у активных звезд спектральных классов M6-M9.

Планета TRAPPIST-1 h продолжает цепочку орбитальных резонансов в этой системе – она близка к резонансу 3:2 с планетой g и 2:1 с планетой f. Авторы статьи показали, что даже при незначительной эксцентричности орбит (~0.01) рассеяние приливной энергии в этой системе будет весьма значительным. Для внутренней планеты TRAPPIST-1 b мощность рассеяния сравнима с аналогичной величиной для Ио и может даже втрое превосходить ее, что приведет к бурной вулканической и тектонической активности. Для планет c, d и e мощность рассеяния приливной энергии является промежуточной между аналогичными величинами для Земли и Ио, для планет f, g и h – сравнимой с земной.

Интересно, что быстрая обработка «сырой» фотометрии звезды TRAPPIST-1, неофициально проведенная любителями астрономии, организованными в сообщество «Охотников за планетами» (Planet Hunters) привела к обнаружению 9 транзитных планет! Возможно, «новые» планеты – ложнопозитивы той или иной природы, но интрига сохраняется – не исключено, что эта система еще преподнесет сюрпризы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.04166.pdf

 

 

17 марта 2017
Горячие суперганимеды системы Kepler-444

Последние два десятилетия экзопланетных исследований показали широчайшее разнообразие планет и планетных систем. Стало ясно, что Солнечная система не является типичным образцом планетной системы, а планеты Солнечной системы не охватывают и малой доли возможных вариантов типов планет. Были открыты горячие юпитеры и горячие нептуны, планеты-гиганты на резко эксцентричных орбитах, планеты с массой, промежуточной между массами Земли и Урана, а также компактные плотно упакованные системы, в которых на орбитах, поместившихся бы внутри орбиты Меркурия, располагается пять, шесть, а иногда и семь планет. Выяснилось, что землеразмерность еще не означает землеподобия, и небольшие планеты совсем не обязательно являются железокаменными планетами земного типа. Природа в очередной раз оказалась куда богаче наших представлений о ней.

В марте 2017 года в Архиве электронных препринтов было опубликовано сразу несколько работ, посвященных пятипланетной системе Kepler-444. Еще в 2015 году у древнего оранжевого карлика (возраст звезды достигает 11.2 ± 1 млрд. лет) было обнаружено пять транзитных планет с радиусами, промежуточными между радиусами Меркурия и Венеры, и орбитальными периодами от 3.6 до 9.8 земных суток. Радиусы планет составили (от внутренней планеты к внешней) 0.406 ± 0.013, 0.521 ± 0.017, 0.540 ± 0.017, 0.555 ± 0.018 и 0.767 ± 0.025 радиусов Земли.

Несмотря на ожидаемую небольшую массу, из-за близости орбит планеты должны заметно влиять друг на друга, приводя к заметным вариациям времени наступления транзитов. Шон Миллс (Sean M. Mills) и Дэниэл Фабриски (Daniel C. Fabrycky) проанализировали вариации времени наступления транзитов и смогли оценить массу двух планет, d и e, а на массы остальных положить верхние пределы.

Итак, масса планеты d оказалась равной ~0.036 масс Земли, точнее, лежащей в интервале от 0.016 до 0.10 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.27 г/куб.см (точнее, 0.56-3.5 г/куб.см). Массу планеты e оценили в ~0.034 масс Земли (0.015-0.093 масс Земли), что приводит к средней плотности 1.08 г/куб.см (0.48-3.0 г/куб.см). Хотя вблизи верхней границы доверительного интервала средняя плотность обеих планет может быть сравнимой со средней плотностью Марса, скорее всего, она гораздо ниже, и обе планеты представляют собой горячие аналоги Ганимеда, включающие в свой состав больше половины водяного льда и окруженные плотной атмосферой из водяного пара. Средние плотности планет b и c оказываются ниже 6.6 и 6.2 г/куб.см, т.е. они могут оказаться и «нормальными» планетами земного типа, однако средняя плотность планеты f оказывается ниже 2.6 г/куб.см – внешняя планета также является суперганимедом.

Планеты Kepler-444 d (показана желтым цветом) и Kepler-444 e (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус». Сплошной зеленой линией показано теоретическое соотношение «масса-радиус» для железных планет, пунктирными коричневыми линиями – аналогичное соотношение для планет с химическим составом как у Меркурия, как у Земли и чисто каменных. Голубой линией показано соотношение «масса-радиус» для чисто водных планет. Сиреневыми буквами показаны Меркурий и Марс. Желтые и красные стрелки – верхние пределы на массы обеих планет с достоверностью 95 и 99%.

Косвенным подтверждением низкой средней плотности внешних планет e и f является наблюдение их транзитов в резонансной линии нейтрального водорода Лайман-альфа. Наблюдения были проведены инструментом STIS космического телескопа им. Хаббла в 6 различных моментов (18 ноября, 7 и 17 декабря 2015 года, 5 мая, 6 июня и 8 июля 2016 года). Глубина транзитов обеих планет достигает 20%, что говорит о наличии у них протяженных водородных корон. Интересно, что транзит планеты f в линии L_α длился еще в течение 15 часов после оптического транзита, что свидетельствует о кометообразной форме короны. Из-за малой массы удержать молекулярный водород в своих атмосферах эти планеты не могут (особенно с учетом древнего возраста), так что наличие таких корон может говорить об атмосферах из водородсодержащих веществ, например, из водяного пара, фотодиссоциация которого приводит к пополнению запасов атомарного водорода в верхней атмосфере. Темпы потери водорода оцениваются авторами исследования в 10⁷-10⁸ г/сек (10-100 тонн в секунду).

Интересно, что во время наблюдений 6 июня, когда по диску звезды не проходила ни одна из известных планет, исследователи обнаружили ослабление потока на 40 ± 6%, по форме напоминающее одиночный транзит. Возможно, это ослабление было вызвано скользящим проходом по диску звезды водородной короны шестой не транзитной планеты, которой авторы заранее дали наименование Kepler-444 g. Конечно, для подтверждения ее наличия и для дальнейших исследований системы необходимы новые наблюдения Kepler-444 в дальнем ультрафиолете.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1703.03417.pdf
https://arxiv.org/pdf/1703.00504.pdf

 

 

8 марта 2017
HD 219134 b, c: две транзитные планеты земного типа в 6.5 пк от Земли

Космический телескоп им. Кеплера показал широкую распространенность компактных плотно упакованных планетных систем, особенно часто встречающихся у звезд небольших масс (оранжевых и красных карликов). А значит, такие системы должны попадаться и неподалеку от Солнечной системы, в непосредственной близости от нас.

В 2015 году была представлена планетная система у древнего очень спокойного оранжевого карлика HD 219134 (GJ 892), удаленного всего на 6.53 ± 0.03 пк. За этой звездой много лет наблюдали сразу два научных коллектива – Женевская группа, измерявшая лучевые скорости звезды с помощью спектрометра HARPS, и Калифорнийская группа, делавшая замеры с помощью спектрометров HIRES и Levy. Женевская группа обнаружила четыре планеты, Калифорнийская – шесть (четыре «женевских» и еще две дополнительных).

В том же 2015 году наблюдениями на космическом инфракрасном телескопе им. Спитцера были обнаружены транзиты самой внутренней планеты – горячей «земли» HD 219134 b. При радиусе 1.6 радиусов Земли ее масса составила ~4.5 масс Земли, что означало железокаменный состав. Тем самым HD 219134 стала ближайшей к нам системой с транзитными планетами.

По данным RV-наблюдений, эта планетная система выглядела компактной и плотно упакованной, а значит, была велика вероятность, что она также является «плоской», т.е. что наклонения орбит остальных планет мало отличаются от наклонения планеты b. Предположив, что среднее взаимное наклонение орбит планет в этой системе составляет 2.2° (как в Солнечной системе), женевцы нашли, что вероятность транзитов второй планеты HD 219134 c достигает 21% (при геометрической вероятности транзитной конфигурации 5.4%).

Во второй половине 2015 года исследователи провели плотный мониторинг лучевых скоростей звезды HD 219134 на спектрометре HARPS-N, уточнив тем самым эфемериды планеты c, и подали заявку на наблюдения предполагаемого транзита космическим телескопом им. Спитцера (ожидаемые размеры планеты были слишком малы, чтобы ее транзит можно было увидеть сквозь земную атмосферу). 26 марта и 29 апреля 2016 года «Спитцер» наблюдал звезду HD 219134 по 7.5 часов – и действительно в обоих случаях обнаружил транзиты планеты c! Таким образом, удалось измерить истинную массу и радиус этой планеты – масса оказалась равной 4.36 ± 0.22 масс Земли, радиус – 1.51 ± 0.05 радиусов Земли, иначе говоря, HD 219134 c также оказалась железокаменной планетой земного типа. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.06 ± 0.04) на среднем расстоянии 0.0653 ± 0.0008 а.е. и делает один оборот за 6.7646 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура внутренней планеты b оценивается авторами открытия в 1015 ± 8К, планеты c – в 782 ± 6К.

Обнаружение транзитов планеты c подтверждает, что система HD 219134 является плоской. А значит, довольно высока вероятность обнаружить также транзиты третьей и четвертой планеты – легкого нептуна HD 219134 f с орбитальным периодом 22.717 ± 0.015 земных суток и минимальной массой 7.3 ± 0.4 масс Земли, и нептуна HD 219134 d с орбитальным периодом 46.86 ± 0.03 земных суток и минимальной массой ~16.2 масс Земли. По расчетам исследователей, соответствующие вероятности оцениваются в 13.1 и 8.5%. Транзиты этих планет может обнаружить «Спитцер», а также будущие транзитные миссии TESS и CHEOPS.

Планеты HD 219134 b и c (показаны сиреневым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других маломассивных транзитных экзопланет. Для сравнения также приведены планеты Земля и Венера (показаны серым цветом). Цветными линиями показаны теоретические зависимости масса-радиус для планет различного химического состава.

Яркость звезды (+3.25 в полосе K ) и ее сравнительно небольшой радиус делают HD 219134 прекрасной целью для изучения ее транзитных планет методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии с помощью космических телескопов им. Хаббла и Джеймса Вебба.

Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1703/1703.01430.pdf
https://arxiv.org/pdf/1509.07912.pdf

 

 

1 марта 2017
Три планеты-гиганта на широких орбитах

Метод измерения лучевых скоростей родительских звезд долгое время был ведущим и наиболее эффективным методом поиска экзопланет – до тех пор, пока его не потеснил на второе место транзитный метод. При этом долговременные программы наблюдений, измеряющие лучевые скорости звезд на протяжении десяти лет и более, позволяют обнаруживать планеты с орбитальными периодами в несколько лет, практически недоступные транзитному методу.

В октябре 2006 года на спектрографе SOPHIE, установленном на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса, стартовала обширная программа поиска экзопланет. Ранее на этом же телескопе был установлен менее точный спектрограф ELODIE. Общее время наблюдений достигло 22 лет. 22 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет-гигантов HD 17674 b, HD 42012 b и HD 29021 b в рамках этой программы.

HD 17674 (HIP 13291) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 44.5 ± 0.8 пк. Ее масса оценивается в 0.98 ± 0.1 солнечных масс, радиус – в 1.18 ± 0.1 солнечных радиусов, возраст достигает 8.4 ± 0.6 млрд. лет. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Период наблюдений HD 17674 составил 18.37 лет, всего было получен 101 замер лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса (параметр m sim i) планеты HD 17674 b оценивается в 0.87 ± 0.07 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.13) на среднем расстоянии 1.42 ± 0.05 а.е. и делает один оборот за 623.8 ± 1.6 земных суток. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.

HD 42012 (HIP 29242) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 37.1 ± 1.2 пк. Его масса составляет 0.83 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 0.82 ± 0.08 солнечных радиусов. Звезда находится на главной последовательности, так что ее возраст определен с большими погрешностями – 4.1 ± 3.6 млрд. лет. За 8.24 года наблюдений было получено 32 замера лучевой скорости этой звезды.

Минимальная масса планеты HD 42012 b оценивается в 1.6 ± 0.1 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.2) на среднем расстоянии 1.67 ± 0.06 а.е. и завершает один оборот за 857.5 ± 6.3 земных суток. Температурный режим планеты соответствует Главному поясу астероидов.

Если эксцентриситет орбит обеих планет невелик, то третья планета HD 29021 b явно находится на резко эксцентричной орбите (e = 0.459 ± 0.008). Минимальная масса гиганта достигает 2.4 ± 0.2 масс Юпитера, орбитальный период – 1362.3 ± 4.6 земных суток. Большая полуось орбиты оценивается в 2.28 ± 0.08 а.е., из-за высокого эксцентриситета расстояние между планетой и звездой меняется от 1.23 а.е. в перицентре до 3.33 в апоцентре, а температурный режим меняется от температурного режима Марса почти до температурного режима Юпитера.

Родительская звезда HD 29021 (HIP 21571) удалена от нас на 30.6 ± 0.4 пк. Ее спектральный класс – G5 V, масса оценивается в 0.85 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.09 солнечных радиусов. Тяжелых элементов в составе звезды в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила. За 4.41 года наблюдений было получено 66 замеров лучевой скорости HD 29021.

Авторы статьи проанализировали, возможно ли независимое обнаружение этих планет с помощью астрометрической миссии «Гайя». Такое обнаружение позволило бы определить наклонение их орбит и истинную массу. Как оказалось, надежно будет обнаружена только самая массивная и удаленная планета из представленных здесь – HD 29021 b. Однако данные «Гайи» можно будет использовать и для получения существенных ограничений на массы и наклонения остальных двух планет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.06393.pdf

 

 

26 февраля 2017
TRAPPIST-1: семь землеразмерных планет в одной системе

Вечером 22 февраля 2017 года прошла пресс-конференция НАСА, посвященная планетной системе TRAPPIST-1. У этого сравнительно близкого тусклого красного карлика было обнаружено семь транзитных землеразмерных планет, образующих компактную плотно упакованную систему, связанную многочисленными орбитальными резонансами. Как минимум три планеты системы находятся в обитаемой зоне звезды и могут иметь на поверхности жидкую воду. 23 февраля соответствующее исследование было опубликовано в онлайн-версии журнала Nature.

Планетная система TRAPPIST-1 впервые была представлена в мае 2016 года. Тогда в ней обнаружили две транзитные планеты с орбитальными периодами 1.51 и 2.42 земных суток. Кроме того, кривая блеска родительской звезды продемонстрировала еще два транзитных события, подсказавших исследователям, что в этой системе есть еще как минимум одна транзитная экзопланета. Наблюдения за интересной системой были продолжены, и результат превзошел самые смелые ожидания.

Звезду TRAPPIST-1 изучала целая плеяда инструментов, как наземных, так и космических. 11 декабря 2015 года исследователи наблюдали проход по диску звезды предполагаемой планеты TRAPPIST-1 d, который произошел в одно время с транзитом планеты TRAPPIST-1 c. Наблюдения проводились с помощью камеры HAWK-I, установленной на Очень большом телескопе (VLT). Высокое качество фотометрии позволило определить, что этот транзит даже не двойной, а тройной, т.е. в этот момент по диску звезды прошли сразу три планеты!

В феврале и марте 2016 года звезду TRAPPIST-1 наблюдал космический телескоп им. Спитцера, а с мая начались интенсивные наземные наблюдения как на обоих 60-сантиметровых телескопах обзора TRAPPIST, так и на более крупных инструментах – 3.8-метровом телескопе UKIRT на Гавайях, 4-метровом телескопе Вильяма Гершеля и 2-метровом Ливерпульском телескопе в Ла Пальма, метровом телескопе SAAO в ЮАР. Кульминацией этой кампании стали непрерывные 20-суточные наблюдения на «Спитцере», стартовавшие 19 сентября 2016 года и проведенные в лучах с длиной волны 4.5 мкм.

В результате у звезды TRAPPIST-1 обнаружилось целых семь транзитных планет! И все они оказались сравнимыми по своим размерам с Землей.

Орбитальные периоды планет земной группы Солнечной системы, системы TRAPPIST-1 и галилеевых спутников Юпитера.

Измеряя глубину транзитов планет, проходящих по диску своей звезды, можно определить их размер и орбитальный период, а по 3-му закону Кеплера – еще и большую полуось орбиты. Однако как быть с массами? Обычно массы планет измеряют методом лучевых скоростей, но звезда TRAPPIST-1 для этого слишком тусклая (ее видимая звездная величина достигает +18.8!). На помощь пришел тайминг транзитов.

Очень плоская (взаимное наклонение орбит планет в системе TRAPPIST-1 не превышает 0.2°) и компактная система планет оказалась связана цепочкой орбитальных резонансов низкого порядка. Отношения периодов P_c/P_b, P_d/P_c, P_e/P_d, P_f/P_e и P_g/P_f близки к 8:5, 5:3, 3:2, 3:2 и 4:3, соответственно. В результате взаимное влияние планет друг на друга создает заметные периодические отклонения времени наступления транзитов от строгой периодичности. Измеряя эти отклонения, можно оценить массы планет.

Планеты системы TRAPPIST-1 в сравнении с планетами земной группы Солнечной системы.

Какой же предстала перед нами система TRAPPIST-1?

Родительская звезда – очень тусклый красный карлик спектрального класса M8 V, чья масса близка к пределу Кумара (0.08 солнечных масс), а радиус всего на 17 ± 4% превышает радиус Юпитера. Эффективная температура звезды оценивается в ~2560К – ниже, чем у спирали лампочки накаливания. TRAPPIST-1 удалена от нас на 12.1 ± 0.4 пк.

Ближайшая к звезде планета TRAPPIST-1 b, представленная в мае 2016 года, делает один оборот за 1.51087 земных суток. При радиусе 1.086 ± 0.035 радиусов Земли ее масса составляет всего 0.85 ± 0.72 масс Земли, что говорит или о малых размерах железного ядра или, что вероятнее, о значительной доле летучих в ее составе. Температурный режим этой планеты близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура оценивается авторами исследования в 400 ± 8К).

Вторая планета TRAPPIST-1 c также была представлена в мае 2016 года. Ее масса – 1.38 ± 0.61 масс Земли, радиус – 1.056 ± 0.035 радиусов Земли; планета делает один оборот за 2.42182 земных суток. Температурный режим TRAPPIST-1 c близок к температурному режиму Венеры, аналогом которой она, видимо, и является (эффективная температура 342 ± 7К).

Третья планета TRAPPIST-1 d немного меньше Земли. Ее орбитальный период – 4.04961 ± 0.00006 земных суток, а освещенность на ее орбите всего на 12% превышает освещенность на орбите Земли. Масса TRAPPIST-1 d оценивается в 0.41 ± 0.27 масс Земли, радиус – в 0.772 ± 0.03 радиусов Земли. Ее средняя плотность говорит о том, что перед нами потенциально обитаемая планета земного типа (эффективная температура – 288 ± 6К).

Планета TRAPPIST-1 e делает один оборот вокруг своей звезды за 6.09962 ± 0.00001 земных суток. Ее масса составляет 0.62 ± 0.58 массы Земли, радиус – 0.92 ± 0.04 радиуса Земли. Сравнительно низкая средняя плотность (на ~20% меньше земной) говорит о значительной доле летучих в составе TRAPPIST-1 e – возможно, перед нами планета, покрытая глобальным океаном. Температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Земли и Марса (эффективная температура – 251 ± 5К). Это вторая потенциально обитаемая планета в системе TRAPPIST-1.

Еще дальше расположена TRAPPIST-1 f с массой 0.68 ± 0.18 масс Земли и радиусом 1.045 ± 0.038 радиусов Земли, она завершает один оборот за 9.20669 ± 0.00002 земных суток. Низкая средняя плотность говорит о том, что перед нами гигантский аналог Ганимеда – масса льда в составе этой планеты составляет значительную долю полной массы. Температурный режим этой планеты является промежуточным между температурными режимами Марса и Главного пояса астероидов (эффективная температура 219 ± 4К).

Орбитальный период шестой планеты TRAPPIST-1 g – 12.35294 ± 0.00012 земных суток. При радиусе 1.13 ± 0.04 радиусов Земли ее масса достигает 1.34 ± 0.88 масс Земли. Скорее всего, в состав этой планеты также входит значительная доля водяного льда. Температурный режим шестой планеты соответствует Главному поясу астероидов в Солнечной системе (эффективная температура 199 ± 4К).

Орбиты шести внутренних планет близки к круговым – их эксцентриситеты не превышают 0.085 (с достоверностью 2 сигма).

Наконец, у седьмой планеты TRAPPIST-1 h наблюдалось только одно транзитное событие. Она имеет радиус 0.755 ± 0.034 радиусов Земли, а ее масса и эксцентриситет остались неизвестными. Орбитальный период внешней планеты также неизвестен, однако, судя по продолжительности транзита, он составляет 20 ⁺¹⁵/_-6 земных суток.

Планеты системы TRAPPIST-1 на плоскости «масса – радиус». Для сравнения приведены планеты Солнечной системы Марс, Венера и Земля (показаны серыми кружками) и некоторые транзитные экзопланеты.

Температурный режим планет системы TRAPPIST-1 в сравнении с температурным режимом планет Солнечной системы. По оси абсцисс отложена освещенность в единицах освещенности на орбите Земли, по оси ординат – радиус планет в радиусах Земли.

Трансмиссионная спектроскопия планет системы TRAPPIST-1 с помощью космического телескопа им. Джеймса Вебба поможет определить состав их атмосфер (в том числе обнаружить биомаркеры – если они там есть).

Информация получена: http://www.businessinsider.co.id/earth-size-worlds-seven-trappist-1-2017-2/#2GmcIjgUxYh3a3mB.97
http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1706/eso1706a.pdf

 

 

17 февраля 2017
HAT-P-65 b и HAT-P-66 b: рыхлые горячие гиганты у G-звезд

Многие горячие гиганты сильно раздуты, причем степень этой раздутости коррелирует с их эффективной температурой. До недавнего времени было неясно, является ли эта раздутость реликтом эпохи формирования горячего гиганта, или же изначально компактная планета раздувается при увеличении уровня инсоляции. Исследование, проведенное Дж. Хартманом (J. D. Hartman) с коллегами из наземного транзитного обзора HATNet, полностью подтверждает вторую точку зрения.

В декабре 2016 года в The Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию двух сильно раздутых горячих юпитеров, вращающихся у звезд, уже сошедших с главной последовательности и начавших эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Кроме представления новых планет, авторы статьи во главе с Хартманом показали, что радиусы горячих гигантов коррелируют с их эволюционным возрастом (т.е. отношением реального возраста к полному времени жизни). Это почти однозначно свидетельствует в пользу гипотезы, что планеты-гиганты раздуваются при увеличении инсоляции.

Обзор HATNet основан на фотометрических замерах, получаемых шестью одинаковыми автоматическими телескопами с апертурой 11 см. Четыре телескопа расположены на обсерватории им. Фреда Лоуренса Уипла (FLWO) в Аризоне, еще два – на крыше ангара субмиллиметрового телескопа на горе Мауна-Кеа, Гавайи. Каждый телескоп имеет поле зрения 10.6х10.6°, мониторинг одной площадки ведется по 3 месяца. Наблюдательная стратегия оптимизирована под поиск горячих юпитеров (планет-гигантов с орбитальным периодом в несколько земных суток).

После обнаружения транзитных кандидатов звезды наблюдались на 1.2-метровом телескопе (камера KeplerCam) обсерватории им. Уипла, дающем более высокую точность фотометрии. Подтверждение планетной природы кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES и SOPHIE.

Звезда HAT-P-65 удалена от нас на 841 ± 45 пк. Ее спектральный класс – G2, масса оценивается в 1.21 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.86 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость в 3.59 ± 0.4 раза превышает светимость Солнца. Звезда уже сошла с главной последовательности, ее возраст составляет 5.46 ± 0.61 млрд. лет.

При массе 0.53 ± 0.08 масс Юпитера радиус планеты HAT-P-65 b достигает 1.89 ± 0.13 радиусов Юпитера, что приводит к очень низкой средней плотности – всего 0.096 ± 0.025 г/куб.см (в ~10.4 раза меньше плотности воды!) Этот раздутый газовый гигант вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (e < 0.3) на среднем расстоянии 0.0395 ± 0.0005 а.е. (~4.57 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.60546 земных суток. Эффективная температура планеты достигает 1930 ± 45К.

HAT-P-66 расположена еще дальше – до нее 927 ⁺⁷⁵/_-49 пк. Ее спектральный класс – G0, масса оценивается в 1.25 ^+0.11/_-0.05 солнечных масс, радиус – в 1.88 ^+0.15/_-0.10 солнечных радиусов, светимость примерно в 4.1 раза превышает солнечную. Эта звезда также недавно покинула главную последовательность, ее возраст составляет 4.66 ^+0.52/_-1.12 млрд. лет.

Масса планеты HAT-P-66 b достигает 0.78 ± 0.06 масс Юпитера, радиус – 1.59 ^+0.16/_-0.10 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.242 ^+0.045/_-0.061 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (e < 0.09) на среднем расстоянии 0.0436 ^+0.0012/_-0.0006 а.е. (~5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.97209 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1896 ± 66К.

Обе планеты оказываются одними из крупнейших на данный момент.

На диаграмме ниже показаны звезды, имеющие горячие гиганты (планеты с радиусами больше 0.5 радиусов Юпитера и орбитальными периодами менее 10 суток). Звезды, имеющие планеты с радиусами менее 1.5 радиусов Юпитера, показаны красным цветом, а имеющие планеты с радиусами более 1.5 радиусов Юпитера – синим цветом. Нижняя линия на всех графиках обозначает положение звезд возрастом 200 млн. лет, верхняя – положение звезд возрастом 13.7 млрд. лет или (для более массивных звезд) проживших 90% своей жизни. Хорошо видно, что подавляющее большинство раздутых планет вращается вокруг горячих и/или заметно проэволюционировавших звезд.

Информация получена: http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/152/6/182/pdf

 

 

16 февраля 2017
Экзопланетный обзор Лик-Карнеги подводит итоги 20 лет работы

14 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована обзорная статья, посвященная результатам 20 лет работы экзопланетного обзора Лик-Карнеги (Lick-Carnegie Exoplanet Survey, LCES). Обзор ищет внесолнечные планеты методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью высокоточного спектрографа HIRES, установленного на 10-метровом телескопе Кек I на Гавайях.

В рамках обзора был проведен мониторинг 1624 звезд спектральных классов от F5 до M6, сделано 60 949 замеров лучевых скоростей со средней точностью 2-3 м/с. Обнаружено 357 периодических RV-сигналов с постоянным периодом и фазой, не связанных с проявлениями звездной активности. Из этих 357 кандидатов 225 уже были ранее представлены как планеты, 60 – «сильные», но еще не опубликованные кандидаты, в настоящее время проходящие фотометрическую проверку для исключения влияния собственной звездной активности, и 54 – тоже сильные кандидаты, однако нуждающиеся в дальнейшем накоплении замеров лучевых скоростей для упрочнения своего статуса. 18 RV-сигналов после тщательного анализа были признаны проявлениями внутренней активности звезд.

Звезды, наблюдаемые обзором Лик-Карнеги (показаны красным цветом), на диаграмме Герцшпрунга-Рессела среди других звезд, находящихся ближе 100 пк.

Обзор Лик-Карнеги начал работу в 1994 году. В августе 2004 года спектрограф HIRES был обновлен и усовершенствован (на него был установлен новый CCD-приемник). В результате этого апгрейда точность единичного замера лучевой скорости выросла с 4-5 м/с до 1-2 м/с. Типичное время экспозиции для получения одного замера составляет несколько минут (максимум 10 минут). Фиксация середины периода экспозиции с точностью ±15 секунд позволяет вычислять скорость обсерватории относительно барицентра Солнечной системы с точностью лучше 1 м/с.

Распределение звезд, наблюдаемых обзором Лик-Карнеги, по видимым звездным величинам.

Звезды, охваченные обзором, в большинстве своем расположены ближе 150 пк, в среднем они находятся на расстоянии ~36 пк от Солнца. Примерно 80% звезд мониторились на протяжении более 1000 земных суток, из них 50% – по крайней мере 3000 земных суток. Самый долгий период наблюдений составил 6300 суток, т.е. примерно 17 лет.

Распределение звезд, наблюдаемых обзором Лик-Карнеги, по удалению от Солнца.

Отчитавшись об общем состоянии дел, авторы обзора рассказали и о нескольких очень сильных кандидатах, которые, скорее всего, будут признаны планетами и опубликованы в ближайшем будущем.

HD 95735 (GJ 411, Lalande 21185) – четвертая по удаленности от Солнца звезда (после тройной системы альфа Центавра, звезды Барнарда и Wolf 359), вспыхивающий красный карлик спектрального класса M2 V. Лучевая скорость звезды демонстрирует колебания с периодом 9.8693 ± 0.0016 земных суток и полуамплитудой 1.90 ± 0.31 м/с, соответствующей суперземле с минимальной массой (параметром m sin i) ~3.8 масс Земли. Освещенность, создаваемая Lalande 21185 на орбите этой планеты, в 5.4 раза превышает освещенность на орбите Земли, таким образом, температурный режим планеты близок к температурному режиму Меркурия. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для Lalande 21185 b – 2.6%, необходимые наблюдения смогут провести космические телескопы TESS или CHEOPS.

HD 265866 (GJ 251) – еще один близкий красный карлик, удаленный от нас на 5.6 пк. Лучевая скорость этой звезды демонстрирует сильный RV-сигнал с периодом 1.74471 ± 0.00005 земных суток и полуамплитудой 3.97 ± 0.64 м/с. Кроме того, периодиограмма показывает еще два четких, но более слабых сигнала с периодами ~14 и ~600 земных суток. Авторы исследования планируют продолжить мониторинг лучевых скоростей HD 265866 для уточнения строения этой многопланетной (судя по всему) системы.

У звезды HD 156668 еще в 2010 году была открыта горячая суперземля с минимальной массой 4 массы Земли, однако мнения о ее орбитальном периоде у разных научных групп разделилось. Первооткрыватели нашли, что планета делает один оборот вокруг своей звезды за 4.64 земных суток, однако их коллеги решили, что этот период кажущийся, а истинный составляет всего 1.27 земных суток. Авторы обзора Лик-Карнеги подтвердили наличие в своих данных планеты с периодом 4.64 суток и нашли еще одну планету с периодом 855 ± 23 земных суток, но никаких признаков планеты на 1.27-суточной орбите не обнаружили.

Отметив свои немалые успехи, исследователи из обзора LCES посетовали и на определенные трудности. Так, они редко получают на Кеке больше нескольких десятков наблюдательных ночей в год. Доступ к оборудованию связан с фазами Луны, что сильно затрудняет получение замеров на всей фазовой кривой для планет, чей орбитальный период близок к лунному месяцу. Наконец, из-за невозможности собрать плотные ряды наблюдений обзор малоэффективен в поиске компактных многопланетных систем, включающих в себя несколько маломассивных планет, притом, что данные «Кеплера» говорят о широкой распространенности таких систем. Однако в целом спектрограф HIRES подтвердил свою высокую эффективность в поисках экзопланет методом измерения лучевых скоростей, так что поиски с его помощью обязательно будут продолжены.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.03571.pdf

 

 

10 февраля 2017
KELT-18 b: транзитный горячий гигант у F4-звезды

Космический телескоп им. Кеплера обнаружил несколько тысяч транзитных экзопланет, однако большинство из них вращается вокруг тусклых звезд, что затрудняет их дальнейшее изучение. Самые успешные наземные транзитные обзоры SuperWASP и HATNet, как правило, также обнаруживают планеты у звезд 12-14 звездной величины. И лишь обзор KELT (Kilodegree Extremely Little Telescope) посвящен поиску экзопланет у сравнительно ярких звезд 8-11 звездной величины, доступных для дальнейшего изучения методами трансмиссионной спектроскопии.

Обзор KELT основан на фотометрических наблюдениях, проводящихся двумя одинаковыми 4.2-сантиметровыми(!) телескопами, один из которых установлен в Аризоне, а второй – в Южной Африке. Поле зрения обоих телескопов достигает 26х26°, разрешение – 23 угловых секунд на пиксель. Вместе оба телескопа охватывают более 70% небесной сферы.

7 февраля 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию нового транзитного горячего юпитера KELT-18. Транзитный кандидат был обнаружен после обработки фотометрии наблюдательного поля 21, мониторинг которого проводился с февраля 2012 года по декабрь 2014 года. Планетная природа транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов TRES и Levy.

KELT-18 (TYC 3865-1173-1) – звезда главной последовательности спектрального класса F4 V. Ее масса оценивается в 1.52 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.91 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость примерно в 6.5 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 1.9 ± 0.2 млрд. лет.

На расстоянии 3.43 ± 0.01 угловых секунд от KELT-18 (в ~1100 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон спектрального класса позднего K или раннего M. С вероятностью 99.92% звезды физически связаны и образуют двойную систему.

Масса планеты KELT-18 b достигает 1.18 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.57 ± 0.04 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 0.377 ± 0.04 г/куб.см, типичной для планет этого класса. Горячий юпитер вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0455 ± 0.0007 а.е. (около 5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.87175 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами статьи в 2085 ± 39К.

KELT-18 b вошел в немногочисленную группу транзитных горячих юпитеров, вращающихся вокруг горячих (с температурой фотосферы выше 6600К) массивных (массивнее 1.5 солнечных масс) и ярких (ярче +10.5 величины) звезд. Кроме KELT-18 b в эту группу входят HAT-P-49 b, HAT-P-67 b, KELT-7 b, KELT-17 b, WASP-33 b и Kepler-13 b. Среди этих планет KELT-18 b является самой легкой и самой раздутой. Из-за высокой температуры шкала высот в его атмосфере достигает 600 км. Таким образом планета станет отличной целью для трансмиссионной спектроскопии на «Хаббле», а в дальнейшем и на телескопе им. Джеймса Вебба.

Авторы открытия обсуждают возможное наклонение орбиты KELT-18 b к экватору звезды. Сравнительно низкая наблюдаемая скорость вращения KELT-18 (12.3 км/с против ожидаемых ~100 км/с) наводит на мысль, что мы видим эту звезду примерно со стороны полюса. Это говорит о резком наклоне орбиты планеты. Проверить этот вывод можно будет путем наблюдения эффекта Мак-Лафлина во время транзитов. 

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.01657.pdf

 

 

9 февраля 2017
EPIC 218916923 b: очень теплый «сатурн» у оранжевого карлика

Даже после выхода из строя второго маховика системы ориентации и ухудшения качества фотометрии космический телескоп им. Кеплера остается самым эффективным поставщиком новых транзитных экзопланет. В рамках расширенной миссии K2 телескоп наблюдает участки неба вдоль эклиптики на протяжении 75-80 суток, каждый такой период называется наблюдательной кампанией. Наблюдение сравнительно ярких звезд, в среднем на 2-3 звездные величины ярче целевых звезд на Поле Кеплера, отчасти компенсирует некоторое ухудшение качества получаемых данных и позволяет в дальнейшем подтверждать планетную природу транзитных кандидатов методом измерения лучевых скоростей.

3 февраля в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию очень теплого транзитного сатурна у оранжевого карлика EPIC 218916923. Транзитный кандидат был обнаружен во время седьмой наблюдательной кампании, проводившейся с 4 октября по 26 декабря 2015 года. Подтверждение планетной природы кандидата и измерение массы планеты было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографов FIES, HARPS и HARPS-N.

EPIC 218916923 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 152 ± 10 пк. Его масса оценивается в 0.92 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца. Судя по высокой скорости вращения (один оборот звезда делает за ~17.3 земных суток), EPIC 218916923 довольно молода – ее возраст равен 1.8 ± 0.3 млрд. лет.

Масса планеты EPIC 218916923 b составляет 0.381 ± 0.045 масс Юпитера, радиус – 0.812 ± 0.03 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.88 ± 0.14 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.181 ± 0.009 а.е. (~45 звездных радиусов) и делает один оборот за 28.3823 ± 0.0003 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 555 ± 11К (в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).

Сравнение параметров планеты с моделями планет-гигантов привело исследователей к выводу, что EPIC 218916923 b включает в себя ядро из тяжелых элементов массой 48 ± 14 масс Земли, а остальная масса планеты приходится на водородно-гелиевую оболочку.

Планета EPIC 218916923 b пополнила собой довольно короткий список «теплых юпитеров» – планет-гигантов с массами больше 0.3 масс Юпитера и орбитальными периодами 10-100 земных суток. Если транзитных горячих юпитеров известно более двух сотен, то транзитных планет с периодами 10-100 суток, для которых масса и радиус известны с точностью лучше 25%, всего тринадцать. Происхождение планет этого типа еще неопределенней происхождения горячих юпитеров: как и последние, они могут образоваться за снеговой линией и мигрировать внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском, могут оказаться на эксцентричных орбитах путем планет-планетного рассеяния, а могут и образовываться непосредственно «на месте». Дальнейшие исследования помогут прояснить этот вопрос.

Планета EPIC 218916923 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных «теплых» гигантов (планет с массами больше 0.3 масс Юпитера и орбитальными периодами 10-100 земных суток). Сплошная серо-голубая линия показывает теоретическое соотношение масса-радиус для чисто водородных планет, пунктирные линии показывают аналогичное соотношение для планет с ядром из тяжелых элементов различной массы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.00691.pdf

 

 

6 февраля 2017
HAT-P-67 b: самая воздушная планета

Хотя планеты-гиганты должны чаще встречаться у звезд промежуточной массы (1.5-3 солнечных масс), чем у солнцеподобных звезд, только около 1% известных транзитных планет вращается вокруг звезд массивнее 1.5 солнечных масс. Звезды раннего F и A классов – трудная цель: они достаточно велики по размерам, чтобы транзиты даже планет-гигантов по их диску выглядели мелкими, и они быстро вращаются, что затрудняет поиск планет методом измерения лучевых скоростей. Только после схода с главной последовательности и превращения в оранжевые гиганты в спектре звезд промежуточной массы появляются четкие узкие линии, позволяющие измерить их лучевые скорости с приемлемой точностью. Несколько транзитных планет у звезд – оранжевых гигантов было обнаружено космическим телескопом им. Кеплера (Kepler-56 b, c, Kepler-91 b и др.).

2 февраля в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего сатурна у быстро вращающегося F-субгиганта HAT-P-67. Транзитный кандидат был обнаружен наземным обзором HATNet, звезда прошла стандартную процедуру валидации, окончательное подтверждение планетной природы кандидата было сделано методом измерения лучевых скоростей родительской звезды. Правда, из-за быстрого вращения HAT-P-67 масса планеты была определена с большими погрешностями, так что авторы открытия осторожно приводят только верхний предел.

Итак, HAT-P-67 – F-звезда промежуточной массы, уже сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.64 ^+0.16/_-0.07 солнечных масс, радиус – в 2.55 ± 0.1 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.7 раза превосходит солнечную. Расстояние до звезды составляет 320 ⁺⁴⁸/_-14 пк, ее возраст – 1.24 ± 0.27 млрд. лет.

Радиус планеты HAT-P-67 b достигает 2.09 ^+0.10/_-0.07 радиусов Юпитера! Этот крайне раздутый горячий гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.065 ^+0.003/_-0.001 а.е. (~5.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.8101 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 1903 ± 25К.

Для определения массы планеты было сделано 19 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрометра HIRES на Кеке. Несмотря на мощность этого инструмента, позволяющего измерять лучевые скорости хромосферно тихих звезд с точностью до 1 м/с, из-за быстрого вращения HAT-P-67 погрешности единичного замера достигали 20-40 м/с. На пределе точности были замечены слабые колебания, соответствующие массе планеты 0.34 ^+0.25/_-0.19 масс Юпитера. Однако поскольку погрешности оказались сравнимы с измеряемой величиной, авторы открытия осторожно заявили, что масса планеты не превышает 0.59 масс Юпитера. При этом она не может быть и ниже 0.056 масс Юпитера, потому что в противном случае планета переполнила бы свою полость Роша. Средняя плотность HAT-P-67 b составляет всего 0.052 ^+0.039/_-0.028 г/куб.см.

Планета вращается примерно в плоскости экватора своей звезды – наклон ее орбиты к оси вращения звезды составляет 2.9 ^+6.4/_-4.9°.

Из-за большой шкалы высот (~500 км) и яркости родительской звезды (+10.07 в полосе V) HAT-P-67 b является очень привлекательной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Планета HAT-P-67 b на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цвет кружков отражает эффективную температуру планет (цветовая шкала расположена справа от графика), радиус кружков – радиус родительской звезды. Серыми окружностями обведены планеты у звезд-гигантов.

Планета HAT-P-67 b на плоскости «масса – средняя плотность» среди других транзитных экзопланет. Обозначения те же, что и на графике выше.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1702.00106.pdf

 

 

2 февраля 2017
Измерена масса первой экзопланеты 51 Пегаса b

51 Пегаса b стала первой экзопланетой, открытой у нормальной (не нейтронной) звезды. Открытие было сделано в 1995 году методом измерения лучевых скоростей. К изумлению исследователей, планета с минимальной массой, сравнимой с массами Юпитера и Сатурна, вращалась вокруг своей звезды на расстоянии всего ~0.052 а.е. и делала один оборот за 4.23 земных суток, став первым известным горячим юпитером.

51 Пегаса b не проходит по диску своей звезды, так что ее истинная масса долго оставалась неизвестной. Метод лучевых скоростей позволяет определить из наблюдений лишь произведение m sin i, где m – масса планеты, а i – наклонение ее орбиты к лучу зрения, но не обе эти величины по отдельности. Так что оставалась возможность, что 51 Пегаса b – не планета, а коричневый карлик или даже маломассивная звезда, чья орбита расположена к нам «плашмя», под малым углом.

26 января 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная регистрации линий водяного пара в спектре дневного полушария 51 Пегаса b. Доплеровское смещение линий позволило определить лучевую скорость планеты, а при сравнении этой скорости с лучевой скоростью звезды – и ее истинную массу. Это исследование является наглядной демонстрацией мощности предложенного метода, позволяющего измерять наклонение орбиты и истинную массу не транзитных планет.

Звезда 51 Пегаса (HD 217014) видна невооруженным глазом – ее видимая звездная величина достигает +5.46. Звезда наблюдалась 21 октября 2010 года в течение 3.7 часов на Очень большом телескопе (VLT) с помощью инфракрасного детектора CRIRES. Снимался участок спектра между 3.1806 и 3.2659 мкм с разрешением (λ/Δλ) ~ 100 000. Высочайшее качество спектров позволило разрешить полосу водяного пара вблизи 3.2 мкм на отдельные линии и измерить их дрейф, вызванный орбитальным движением планеты. Перед этим исследователям пришлось решить сложную задачу по учету и исключению мощных полос водяного пара, образующихся в земной атмосфере.

В результате в спектре 51 Пегаса (точнее, в общем спектре системы звезда + планета) с достоверностью 5.6 сигма были обнаружены линии водяного пара, образующиеся в атмосфере горячего гиганта. Сдвиг линий соответствовал орбитальной скорости планеты, равной 133 ± 4 км/с. Сравнение лучевой скорости планеты и звезды позволило определить массу планеты – она оказалась равной 0.476 ± 0.032 масс Юпитера. Соответственно, наклонение орбиты 51 Пегаса b находится в диапазоне от 70 до 82.2°, наиболее вероятное значение – 78°. Будь наклонение на ~5° градусов больше, и планета стала бы транзитной.

Объемное содержание водяного пара в атмосфере 51 Пегаса b оценивается в 10^-4.

Авторы отмечают, что будущие спектрографы, такие, как ESPRESSO на VLT или G-CLEF на GMT, позволят регистрировать отраженный свет от планет и меньшего размера, в том числе и нетранзитных, и измерять тем самым их массу и изучать свойства атмосферы.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.07257v1.pdf

 

 

31 января 2017
Очень теплый гигант у звезды типа Т Тельца TAP 26

Для изучения особенностей эволюции планетных систем необходимо изучать планеты у звезд различного возраста. Изучение планетных систем молодых звезд поможет понять, каким образом формируются планеты различных типов и как происходит миграция. В частности, различные теории образования горячих юпитеров предлагают существенно разное время, необходимое для формирования тесной орбиты планет этого типа. Поэтому поиск горячих юпитеров у очень молодых звезд представляет особый интерес.

9 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию очень теплого гиганта у молодой активной звезды типа Т Тельца TAP 26. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей.

Звезда TAP 26 наблюдалась в ноябре 2015 года и в январе 2016 года в рамках программы MaTYSSE на спектрополяриметре ESPaDOnS, установленном на 3.6-метровом Франко-Канадско-Гавайском телескопе. Всего было получено 29 замеров лучевой скорости TAP 26 с точностью единичного замера 75-80 м/с. Такая низкая точность объясняется бурной активностью и высокой скоростью вращения молодой звезды, еще не севшей даже на главную последовательность. Дополнительную трудность составило загрязнение света от TAP 26 солнечным светом, отраженным от Луны (во время пяти ноябрьских наблюдений полная Луна находилась в 9.5° от TAP 26, а во время шести январских – в 12°).

Кроме данных о лучевых скоростях авторы открытия проанализировали данные фотометрической переменности TAP 26. В целом, по мнению исследователей, вероятность ложного открытия не превышает 6·10^-4.

TAP 26 (V1069 Tauri) удалена от нас на 147 ± 3 пк. Ее масса оценивается в 1.04 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 1.17 ± 0.17 солнечных радиусов. Достигнув главной последовательности, TAP 26 станет звездой спектрального класса G0 или G1, но пока температура ее фотосферы составляет всего 4620 ± 50К. Возраст звезды близок к 17 млн. лет. TAP 26 очень быстро вращается – она совершает один оборот всего за 0.7135 земных суток (17 часов 7 минут). Ось вращения наклонена на 55 ± 10°. Также звезда обладает сильным магнитным полем сложной структуры с напряженностью дипольной компоненты 120 ± 10 Гаусс и полной напряженностью 330-430 Гаусс. Газовый диск вокруг звезды уже рассеялся.

Из-за того, что наблюдения TAP 26 проводились в два захода с большим промежутком между заходами, исследователям даже не удалось точно определить период обращения планеты TAP 26 b. Наиболее вероятное значение – 10.79 ± 0.14 земных суток, но не исключен и период 8.99 ± 0.09 земных суток. Минимальная масса TAP 26 b оценивается в 1.66 ± 0.31 масс Юпитера, среднее расстояние до звезды – 0.097 ± 0.003 а.е. Если планета вращается вокруг своей звезды в плоскости ее экватора (что весьма вероятно), ее истинная масса составит 2.03 ± 0.46 масс Юпитера. Эксцентриситет орбиты мал (формально он равен 0.05 ± 0.18), возможно, даже равен нулю.

Авторы планируют провести дополнительные и более равномерные по времени наблюдения TAP 26, чтобы более точно определить орбитальный период планеты. Также они собираются проверить предположение, что горячие юпитеры более распространены у звезд типа Т Тельца, чем у более зрелых звезд.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.01512.pdf

 

 

30 января 2017
Планета HAT-P-13 b не имеет ядра?

Планетная система HAT-P-13 была представлена в 2009 году. Она включает в себя транзитный горячий юпитер HAT-P-13 b массой 0.85 масс Юпитера и радиусом 1.28 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг своей звезды с периодом ~2.9 земных суток и нагретый до 1626 ± 42К, и не транзитный коричневый карлик с минимальной массой 14.5 ± 1 масс Юпитера, находящийся на резко эксцентричной орбите (e ~ 0.66) и делающий один оборот за 446 земных суток. Орбита внутренней планеты HAT-P-13 b имеет небольшой, но достоверно отличный от нуля эксцентриситет орбиты, составляющий ~0.009.

Приливное взаимодействие двух тел в этой системе дает уникальную возможность определить внутреннюю структуру планеты HAT-P-13 b. Дело в том, что солидный возраст HAT-P-13, достигающий 5 млрд. лет, дает основания предположить, что приливные взаимодействия в этой системе достигли равновесия, все либрации затухли, и теперь темпы увеличения эксцентриситета внутренней планеты, обусловленные гравитационным взаимодействием с коричневым карликом, равны темпам рассеяния приливной энергии, уменьшающим этот эксцентриситет. А раз так, точное значение эксцентриситета HAT-P-13 позволит вычислить второе число Лява (k₂), которое, в свою очередь, позволит оценить степень концентрации масс к центру этой планеты.

3 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная наблюдениям космическим инфракрасным телескопом им. Спитцера вторичного минимума в системе HAT-P-13. Вторичным минимумом называется незначительное ослабление блеска системы, вызванное заходом планеты за звездный диск. Наблюдения проводились 9 мая и 8 июня 2010 года в лучах с длиной волны 3.6 и 4.5 мкм. Отклонение времени вторичного минимума от фазы 0.5 позволило измерить эксцентриситет орбиты HAT-P-13 b – он оказался равным 0.0093 ^+0.0044/_-0.0016. Удалось оценить и второе число Лява – оно оказалось равным 0.81 ± 0.10. Для сравнения, в моделях газовых гигантов с ядром из тяжелых элементов второе число Лява не превышает 0.379, а для однородной сферы эта величина равна 1.5. Иначе говоря, можно сделать вывод, что планета HAT-P-13 b или вовсе не имеет ядра, или его масса незначительна.

Интересно, что яркостная температура дневного полушария планеты, измеренная в разных каналах, оказалась несколько различной – 1732 ± 75К в лучах с длиной волны 3.6 мкм и 1573 ± 93К в лучах с длиной волны 4.5 мкм. Авторы призывают провести наблюдения вторичного минимума и на других волнах, что позволит разрешить данное противоречие.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.00828.pdf

 

 

25 января 2017
Облачная атмосфера горячего гиганта WASP-101 b

Изучая зависимость глубины транзита от длины волны, на которой производятся наблюдения, можно получить трансмиссионный спектр транзитной планеты и сделать выводы о химическом составе атмосферы и определить наличие или отсутствие облаков. Непрозрачные облака скрывают от нас лежащую под ними часть атмосферы планеты и приводят к ослаблению или даже полному исчезновению в спектре каких-либо деталей (делают спектр «плоским», а планеты – серыми). Напротив, наличие чистой безоблачной атмосферы способствует появлению в трансмиссионном спектре хорошо заметных полос поглощения атмосферных газов. Наблюдения, проведенные на «Хаббле», показали, что горячие гиганты отличаются тут большим разнообразием – часть из них свободна от облаков, часть затянута ими только частично, а часть покрыта плотными непрозрачными облаками, расположенными довольно высоко в атмосфере.

3 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная получению и анализу трансмиссионного спектра транзитного горячего гиганта WASP-101 b. Открытая в 2013 году и вращающаяся вокруг сравнительно яркой F-звезды, эта планета была признана привлекательной целью для изучения космическим телескопом им. Джеймса Вебба. При массе 0.50 ± 0.04 масс Юпитера радиус планеты достигает 1.41 ± 0.05 радиусов Юпитера, что говорит о большой шкале высот и легкости получения качественного трансмиссионного спектра с хорошо заметными спектральными полосами.

2 октября 2016 года звезду WASP-101 наблюдал космический телескоп им. Хаббла. Наблюдения проводились 3-й широкоугольной камерой «Хаббла» (WFC3) в рамках программы PanCET – Panchromatic Comparative Exoplanet Treasury – в 15 спектральных полосах шириной 35 нм в диапазоне 1.1-1.7 мкм. В результате был получен трансмиссионный спектр планеты WASP-101 b, который затем сравнили с модельными трансмиссионными спектрами планет-гигантов с температурой 1250К (близкой к эффективной температуре WASP-101 b).

Трансмиссионный спектр планеты WASP-101 b. «Сырые» данные показаны черным цветом, данные после устранения возможных систематических погрешностей – серым цветом. Голубой линий показано предсказание модели атмосферы с солнечным содержанием тяжелых элементов и отсутствием облаков, красной линией – предсказание модели с «серыми» непрозрачными облаками и водородной атмосферой над ними.

Полученные данные исключают наличие в спектре WASP-101 b полосы водяного пара вблизи 1.3 мкм с достоверностью 13 сигма. Это может означать как реальный резкий дефицит водяного пара в атмосфере гиганта, так и (причем с гораздо большей вероятностью) наличие плотной высотной дымки.

Построив модель атмосферы WASP-101 b, авторы исследования нашли, что наиболее плотные облака на этой планете будут образованы энстатитом (силикатом магния) и отчасти металлическим железом, причем полная оптическая толщина их составит ~137 (т.е. облака совершенно непрозрачны). Оптическая толщина, сравнимая с единицей, достигается на высотах ~1 миллибар. Это согласуется с почти плоским трансмиссионным спектром WASP-101 b – эта планета действительно окутана высокими облаками.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.00843.pdf

 

 

23 января 2017
Два транзитных нептуна и газовый гигант в системе HD 106315

17 января 2017 года в Архиве электронных препринтов появилось сразу две статьи, посвященные планетной системе HD 106315.

Звезда наблюдалась «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 (10-я наблюдательная кампания). После обнаружения двух транзитных кандидатов HD 106315 подверглась стандартной процедуре валидации для исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал. В частности, 23 декабря 2016 года, а также 4 и 8 января 2017 года Кроссфилд с коллегами (Crossfield et al.) наблюдал эту звезду на Кеке с помощью камеры NIRC2. Разрешение снимков достигло 47 миллисекунд на пиксель, эта съемка исключила наличие соседних звезд на расстоянии менее 10 угловых секунд от HD 106315.

Кроме того, с помощью спектрографа HIRES было получено 22 замера лучевой скорости этой звезды с точностью единичного замера 3-4 м/с. Хотя измерить массу планет не удалось, авторы открытия оценивают вероятности ложного открытия в 4.3·10^-4 и 5.1·10^-5 для планет b и c, соответственно. Кроме того, был обнаружен дрейф лучевой скорости звезды, говорящий о наличии в этой системе третьего тела на широкой орбите.

По совокупности всех полученных данных система HD 106315 выглядит так.

HD 106315 (EPIC 201437844) – звезда главной последовательности спектрального класса F5 V, удаленная от нас на 107.3 ± 3.9 пк. Ее масса оценивается в 1.07 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 1.18 ± 0.11 солнечных радиусов, светимость на 95 ± 38% превышает светимость Солнца. Звезда отличается быстрым вращением – она делает один оборот за ~4.5 земных суток, а также низким содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.

Команда Родригеса (Rodriguez et al.) нашла, что радиус звезды несколько больше – 1.29 ± 0.06 солнечных радиусов, это привело к пропорционально несколько большим оценкам радиусов обеих планет.

Внутренняя планета этой системы – горячий мини-нептун HD 106315 b – имеет радиус 2.23 ^+0.30/_-0.25 радиусов Земли по мнению команды Кроссфилда и 2.51 ± 0.12 радиусов Земли по мнению команды Родригеса. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.0901 ± 0.0008 а.е. (~14.8 звездных радиусов) и делает один оборот за 9.552 ± 0.002 земных суток. Эффективная температура HD 106315 b оценивается Родригесом в 1149 ± 19К.

Радиус второй планеты HD 106315 c составляет 3.95 ^+0.42/_-0.39 радиусов Земли по Кроссфилду и 4.31 ± 0.27 радиусов Земли по Родригесу, т.е. это перед нами нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.1526 ± 0.0014 а.е. (26.3 звездных радиусов) и делает один оборот за 21.058 ± 0.002 земных суток. Эффективная температура HD 106315 c оценивается в 860 ± 22К.

Ограниченное количество замеров лучевой скорости и быстрое вращение звезды, приводящее к уширению спектральных линий, не позволило измерить массу обеих внутренних планет. Однако лучевая скорость звезды продемонстрировала дрейф величиной 3.55 ± 0.1 м/с за сутки, говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите. Орбитальный период этого тела, во всяком случае, превышает 80 земных суток, а масса – одну массу Юпитера. Если оно расположено далее 1.4 а.е. от звезды, его масса превысит 13 масс Юпитера, и оно окажется коричневым карликом. Дальнейший мониторинг лучевых скоростей HD 106315 и данные, полученные астрометрической миссией «Гайя», позволят уточнить массу и наклонение третьего тела.

Возможно ли измерить массу внутренних планет? Авторы исследования утверждают, что да. Предположив, что массы планет составляют ~8 и ~20 масс Земли, они оценили амплитуду колебаний лучевой скорости родительской звезды, наводимых планетами, в 2.3 и 4.4 м/с, что близко к точности единичного замера. Собрав достаточный массив данных, сигналы с такой амплитудой вполне можно «вытащить из-под шумов».

Внутренние планеты этой системы будут хорошей целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба (JWST), чей запуск ожидается в октябре 2018 года.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.03811.pdf
https://arxiv.org/pdf/1701.03807.pdf

 

 

19 января 2017
Три транзитные планеты от обзора WASPSouth

Наземные транзитные обзоры открывают обычно горячие юпитеры, но у этого правила есть исключения. Программа фотометрических наблюдений и алгоритм поиска транзитных кандидатов обзора WASP-South позволяет ему находить транзитные кандидаты с орбитальными периодами до 10-12 суток, т.е. более долгопериодические и удаленные от звезды, чем типичные горячие юпитеры. Если к тому же планета вращается вокруг неяркой звезды, т.е. оранжевого или красного карлика, ее температура получается довольно умеренной. С другой стороны, измерение лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа CORALIE, проводимое для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы, позволяет находить и сравнительно маломассивные планеты типа, промежуточного между планетами-гигантами и нептунами.

16 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья от обзора WASPSouth об открытии трех транзитных экзопланет WASP-91 b, WASP-105 b и WASP-107 b. Только одна из них является горячим юпитером, остальные случаи интереснее.

WASP-91 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V. Его масса оценивается в 0.84 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 39% светимости Солнца. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+12.0), его можно оценить в 143 пк.

Масса планеты WASP-91 b составляет 1.34 ± 0.08 масс Юпитера, что при радиусе 1.03 ± 0.04 радиусов Юпитера дает среднюю плотность 1.60 ± 0.13 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.07) на среднем расстоянии 0.037 ± 0.001 а.е. (~9.1 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.79858 земных суток. Эффективная температура планеты составляет 1160 ± 30К.

WASP-105 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на ~174 пк. Масса звезды составляет 0.89 ± 0.09 солнечных масс, радиус – 0.90 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость оценивается в ~48% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза больше, чем в составе Солнца.

Масса планеты WASP-105 b достигает 1.8 ± 0.1 масс Юпитера, при этом радиус – всего 0.96 ± 0.03 радиуса Юпитера, что приводит к средней плотности 2.66 ± 0.13 г/куб.см, достаточно высокой для газового гиганта. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.04) на расстоянии 0.075 ± 0.003 а.е. (~17.9 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.87288 земных суток. Эффективная температура гиганта составляет 900 ± 20К.

Наиболее интересной планетой из представленных в статье является WASP-107 b. При радиусе 0.94 ± 0.02 радиусов Юпитера ее масса равна всего 0.12 ± 0.01 масс Юпитера (38 масс Земли или 2.2 массы Нептуна)! Таким образом, она попадает в сравнительно малонаселенную промежуточную область между типичными газовыми гигантами и нептунами. Очень низкая средняя плотность WASP-107 b (0.186 ± 0.027 г/куб.см) говорит о том, что перед нами не тяжелый нептун, а легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по орбите с плохо определенным эксцентриситетом (e < 0.4) на среднем расстоянии 0.055 ± 0.001 а.е. (~18.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 5.72149 земных суток. Эффективная температура WASP-107 b составляет всего 770 ± 60К – это одна из самых прохладных планет, найденных наземными транзитными обзорами.

Родительская звезда WASP-107 представляет собой оранжевый карлик спектрального класса K6 V с массой 0.69 ± 0.05 солнечных масс, радиусом 0.66 ± 0.02 солнечных радиусов и светимостью около 15% от светимости Солнца.

Малая масса, протяженная атмосфера с большой шкалой высот, умеренная температура и яркость родительской звезды, в полосе К достигающей +8.6 звездной величины, делает WASP-107 b очень привлекательной целью для исследования свойств ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.

Новые планеты (показаны синим цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения приведены планеты Солнечной системы (показаны зелеными ромбами). Голубой полосой показана переходная зона между нептунами и газовыми гигантами.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.03776.pdf

 

 

13 января 2017
K2-105 b: горячий нептун у богатой металлами G-звезды

После выхода из строя второго маховика системы ориентации космический телескоп им. Кеплера по ~80 суток наблюдает площадки, расположенные вдоль эклиптики, в рамках расширенной миссии K2. Хотя точность фотометрии, получаемой «Кеплером», несколько упала, он мониторит в среднем более яркие звезды, чем во время основной миссии, что отчасти компенсирует ухудшение качества данных. За прошедшие 2.5 года расширенной миссии телескоп обнаружил 844 транзитных кандидата, из которых более сотни уже подтверждены как планеты.

6 января 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного горячего нептуна у солнцеподобной звезды K2-105. Транзитный кандидат был обнаружен во время 5-й наблюдательной кампании, проводившейся с 27 апреля по 10 июля 2015 года. Для исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал, звезда прошла стандартную процедуру валидации. В частности, для исключения близких затменно-переменных двойных фона были получены снимки ближайших окрестностей звезды с помощью приемника HiCIAO, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата было проведено методом измерения лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HDS. По расчетам авторов работы, вероятность ложного открытия не превышает 10^-6.

K2-105 (TYC 807-1019-1, EPIC 211525389) – солнцеподобная звезда, удаленная от нас на 233 ± 29 пк. Ее масса оценивается в 1.01 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.95 ± 0.11 солнечных радиусов. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.8 раз больше, чем в составе Солнца. Возраст K2-105 неизвестен, но, во всяком случае, он превышает 600 млн. лет.

Радиус планеты K2-105 b составляет 3.6 ± 0.4 радиуса Земли, иначе говоря, перед нами горячий нептун. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.081 ± 0.006 а.е. (~18 звездных радиусов) и делает один оборот за 8.26690 ± 0.00007 земных суток.

На HDS было получено всего 8 замеров лучевой скорости K2-105, причем с невысокой точностью (7-9 м/с). Формально замеры ложатся на синусоиду с полуамплитудой 9.4 ± 5.8 м/с, соответствующей массе планеты 30 ± 19 масс Земли. Однако поскольку погрешность оказывается сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе на массу планеты, равном 90 масс Земли (с достоверностью 3 сигма). Будущие более точные замеры лучевой скорости родительской звезды позволят измерить массу K2-105 b с приемлемой точностью.

Планета K2-105 b (показана желтой звездой) на плоскости «орбитальный период – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Планеты F-звезд показаны лиловым цветом, G-звезд – синим цветом, K-звезд – зеленым и M-звезд – красным.

Представленный выше график наглядно демонстрирует резкий дефицит «горячих сатурнов» и «крупных нептунов» вплоть до их полного отсутствия на орбитах короче 3 земных суток. Также отсутствуют горячие юпитеры у M-звезд. По-видимому, «горячие сатурны» быстро испаряются при миграции слишком близко к звезде, а горячие юпитеры у M-звезд просто практически не образуются.

Примерное расположение планеты K2-105 b (показано фисташковым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1701.01294v1.pdf

 

 

Архив новостей:

2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2