 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
19 сентября 2018
Первая планета, открытая миссией TESS
Новая транзитная миссия НАСА TESS, пришедшая на смену космическому телескопу им. Кеплера, была запущена 18 апреля 2018 года. Выйдя на рабочую 13.7-суточную орбиту и протестировав оборудование, 25 июля 2018 года КА TESS приступил к запланированным научным наблюдениям. И уже 18 сентября (меньше, чем через два месяца!) в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная первому открытию. Против ожидания, первой планетой TESS оказался не горячий юпитер, а мини-нептун, причем у звезды, рядом с которой методом лучевых скоростей уже была обнаружена массивная планета-гигант на широкой эксцентричной орбите.
Пи Столовой Горы (pi Mensae, GJ 9189, HR 2022, HD 39091, HIP 26394) – солнцеподобная звезда спектрального класса G0 V, удаленная от нас на 18.27 ± 0.02 пк. Ее масса оценивается в 1.094 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.10 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно на 44% превышает солнечную. Звезда видна невооруженным глазом – ее видимая величина составляет +5.67.
В 2001 году у pi Mensae методом измерения лучевых скоростей была открыта массивная планета-гигант с минимальной массой (параметром m sin i) в 10 масс Юпитера и орбитальным периодом 2049 ± 150 земных суток. Орбита гиганта отличалась высоким эксцентриситетом 0.61 ± 0.03 (сейчас его уточнили до 0.637 ± 0.002), что резко отличало ее от почти круговых орбит планет Солнечной системы.
Pi Mensae попала в первый сектор миссии TESS, мониторинг которого проводился с 25 июля по 22 августа 2018 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.2682 ± 0.00024 суток и глубиной ~300 ppm, соответствующий планете радиусом 2.14 радиусов Земли.
Для подтверждения планетной природы транзитного кандидата и измерения его массы авторы статьи воспользовались методом лучевых скоростей. Лучевые скорости pi Mensae измерялись на протяжении двух десятилетий спектрографами UCLES (77 замеров) и HARPS (145 замеров). Если вычесть из данных явный и хорошо заметный RV-сигнал, обусловленный внешней планетой, и наложить замеры на единую фазовую кривую с периодом 6.268 суток, то проявляется слабый RV-сигнал с полуамплитудой 1.58 ± 0.28 м/с, вызванный транзитной планетой.
Масса pi Mensae c оказалась равной 4.82 ± 0.86 масс Земли, что при радиусе 2.14 ± 0.044 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.97 ± 0.57 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0684 ± 0.0005 а.е. (~13.4 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 1170 ± 4К.
Планета pi Mensae c (показана фиолетовым цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синими точками показаны также Земля, Венера, Уран и Нептун. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет, состоящих (сверху вниз) из чистого водорода, воды, силикатов, планет земного состава, а также состоящих из чистого железа.Хотя средняя плотность планеты c соответствует планетам чисто водяного состава, крайне маловероятно, что она состоит только из воды. Скорее всего, pi Mensae c содержит железокаменное ядро, окруженное ледяной мантией, и окутана плотной атмосферой из легких газов.
Авторы отмечают, что масса внешней планеты достаточно велика, чтобы «Гайя» к концу миссии смогла обнаружить движение родительской звезды вокруг их общего центра масс. В этом случае совместный анализ астрометрических данных и замеров лучевой скорости pi Mensae позволит определить трехмерное строение этой системы (в том числе наклонение орбиты внешней планеты и ее истинную массу).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.05967.pdf
15 сентября 2018
EPIC 211964830: двухпланетная система в рассеянном скоплении Улей
Для понимания путей эволюции планет и планетных систем важно сравнивать между собой планеты разного возраста. Однако обычно возраст звезд, находящихся на главной последовательности, определяется с большими погрешностями (на протяжении долгого времени видимые характеристики звезды почти не меняются, поэтому ее точный возраст, как и возраст вращающихся вокруг нее планет, определить затруднительно). Исключением являются звезды, входящие в состав скоплений – рассеянных и шаровых. Возраста звезд скоплений известны гораздо точнее, чем возраста звезд поля. Рассеянные скопления, как правило, являются молодыми объектами, чей возраст составляет десятки и сотни миллионов лет, поэтому изучая их, мы изучаем планетные системы на ранних этапах эволюции.
7 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух транзитных планет у звезды EPIC 211964830, являющейся членом рассеянного скопления Улей (M 44, NGC 2632), чей возраст оценивается в 790 ± 60 млн. лет. «Кеплер» наблюдал Улей в рамках 16-й наблюдательной кампании, проходившей с 7 декабря 2017 года по 25 февраля 2018 года. После обнаружения двух транзитных кандидатов звезда EPIC 211964830 прошла стандартную процедуру валидации. К сожалению, с одной стороны, она слишком тускла, чтобы массы планет можно было бы измерить методом лучевых скоростей, а с другой, планеты далеки от орбитальных резонансов низкого порядка, поэтому вариации времени наступления транзитов ожидаются малыми (это затрудняет измерение масс TTV-методом).
Итак, EPIC 211964830 (Cl* NGC 2632 JS 597) – молодой красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 186.6 ± 2.1 пк. Его масса оценивается в 0.496 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.473 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость составляет 3.29 ± 0.14% от светимости Солнца, а содержание тяжелых элементов близко к солнечному.
Кривая блеска EPIC 211964830 демонстрирует два транзитных сигнала с периодами 5.84 и 19.66 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.23 ± 0.15 и 2.67 ± 0.20 радиусов Земли. Эффективная температура планет оценивается в 496 ± 10 и 331 ± 7К (таким образом, внешняя планета имеет температурный режим, промежуточный между температурными режимами Меркурия и Венеры).
Используя эмпирическое соотношение между массой и радиусом для небольших планет, авторы оценили массы планеты b и c в 7.7 ± 2.3 и 9.5 ± 2.7 масс Земли. Они изучили динамическую устойчивость этой системы и нашли, что эксцентриситет орбиты внешней планеты не превышает 0.45 (в противном случае уже через 2 млн. лет планеты начали бы двигаться хаотически).
Авторы надеются, что в будущем массы планет можно будет измерить с помощью высокоточных инфракрасных спектрографов (в ИК-диапазоне и фотометрическая переменность звезды ниже, и сама она ярче).Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01968.pdf
14 сентября 2018
От HATS-60 b до HATS-69 b: десять транзитных планет от обзора HATSouth
Наземный транзитный обзор HATSouth представил очередные десять транзитных планет, обнаруженных в небе южного полушария. Этот обзор вместе со своим аналогом в северном полушарии HATNet и обзором SuperWASP входит в тройку наиболее продуктивных – на их совокупном счету около трех сотен планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров. Новые планеты не стали исключением – все они относятся к размерному классу гигантов и нагреты до высоких температур.
Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей спектрографами (преимущественно) FEROS, CORALIE, HARPS и PFS. В спектрах звезд HATS-62, -64 и -65 обнаружены признаки возможного существования неразрешенных звездных компаньонов, однако от их наличия или отсутствия массы и радиусы планет зависят мало (могут измениться на несколько процентов). Кроме того, у звезды HATS-62 обнаружен еще один слабый транзитный сигнал с периодом 12.9395 суток и глубиной 0.55%. Авторы склоняются к тому, что это ложнопозитив, но сообщают о нем на случай, если тот вдруг независимо подтвердится с помощью другого телескопа.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
масс СолнцаТаблица 2. Свойства планет
Массы планет HATS-62 b и HATS-69 b измерены с большими погрешностями, сравнимыми с измеряемой величиной, поэтому авторы осторожно заявляют лишь о верхних пределах на их массу в 0.191 и 0.577 масс Юпитера, соответственно (с достоверностью 95%).
9 из 10 звезд с представленными планетами (кроме HATS-65) в ближайший год будут наблюдаться космическим телескопом TESS. Наблюдения, свободные от замывающего влияния земной атмосферы, позволят как уточнить параметры уже открытых планет, так и, возможно, обнаружить в этих системах дополнительные транзитные планеты небольших размеров.
Новые планеты на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Номера планет от 60 до 69 кодируются цветом, цветовая шкала расположена справа от графика.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.01048.pdf
11 сентября 2018
NGTS-4 b: плотный горячий мини-нептун
Наблюдения космического телескопа им. Кеплера показали, что количество планет резко увеличивается с уменьшением их радиуса – нептунов и суперземель во много раз больше, чем планет-гигантов. Однако наземные транзитные обзоры открывают в подавляющем большинстве горячие юпитеры и сатурны. Турбулентность земной атмосферы, знакомая нам по хорошо известному мерцанию звезд, ограничивает точность единичного фотометрического замера, что приводит к замыванию мелких транзитов небольших планет. Несколько планет с радиусами меньше 0.5 радиусов Юпитера, все же обнаруженных с поверхности Земли, как правило, вращаются вокруг поздних оранжевых или красных карликов (благодаря небольшому радиусу звезд этого типа транзиты планет оказываются глубже, чем транзиты аналогичных планет по дискам солнцеподобных звезд).
Однако из всякого правила есть исключения. 5 сентября 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты NGTS-4 b с радиусом 3.18 ± 0.26 радиусов Земли. Благодаря специальному алгоритму обработки данных (фотометрические замеры с экспозицией 10 секунд усреднялись на интервале 5 минут, что позволило в значительной степени снивелировать влияние атмосферы) удалось обнаружить транзит глубиной всего 0.13 ± 0.02%! Это самый мелкий транзит из всех, увиденных с Земли. После обнаружения транзитного кандидата звезда NGTS-4 наблюдалась на телескопах метрового класса (на Южно-Африканской астрономической обсерватории, обсерватории Las Cumbres, с помощью инструмента SPECULOOS на обсерватории Параналь и 1.2-метровом телескопе Эйлера в Ла Силья). Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS).
Итак, NGTS-4 – звезда главной последовательности раннего K-класса, удаленная от нас на 282.6 ± 1.8 пк. Ее масса оценивается в 0.75 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.84 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость составляет примерно 44% от светимости Солнца. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.9 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила.
При радиусе 3.18 ± 0.26 радиусов Земли масса NGTS-4 b достигает 20.6 ± 3.0 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.45 ± 0.95 г/куб.см. Планета вращается вокруг звезды на расстоянии 0.019 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 1.33735 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается в 1650 ± 400К.
Планета NGTS-4 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет массой менее 30 масс Земли. Черным цветом показаны планеты, найденные наземными транзитными обзорами, серым цветом – планеты, обнаруженные космическими телескопами. Черными точками также показаны Земля и Венера.
Цветные линии соответствуют модельным соотношениям масса-радиус для планет чисто водного, чисто силикатного, земного и чисто железного состава.
Средняя плотность NGTS-4 b соответствует чисто водному составу, но авторы полагают, это не физично и что, скорее всего, планета имеет железокаменное ядро, окруженное водной оболочкой и протяженной атмосферой из легких газов.
Планета NGTS-4 b (показана красным цветом) на плоскости «звездная величина родительской звезды – глубина транзита». Черным цветом показаны планеты, найденные наземными транзитными обзорами, серым цветом – планеты, обнаруженные космическими телескопами.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1809.00678.pdf
7 сентября 2018
Шесть массивных планет около красных гигантов
Корейские астрономы из обсерватории Похёнсан (Bohyansan Optical Astronomical Observatory) ведут поиск планет у красных гигантов методом измерения лучевых скоростей с 2004 года. В 2010 году они начали новую наблюдательную программу SENS (Exoplanet around Northern circumpolar Stars = Экзопланеты вокруг северных околополярных звезд). 224 целевые звезды, изучаемые в рамках этой программы, имеют 5-7 видимую звездную величину и расположены вблизи северного полюса неба (т.е. по отношению к обсерватории Похёнсан являются незаходящими) – это дает возможность измерять их лучевые скорости круглый год. Среди звезд, наблюдаемых в рамках SENS, 5% – звезды главной последовательности, 40% – красные гиганты, и 55% находятся на промежуточной стадии.
6 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья от проекта SENS, посвященная открытию шести планет у красных гигантов HD 44385, HD 97619, HD 106574, HD 118904, HD 164428 b HD 202432. Лучевые скорости этих звезд измерялись спектрографом BOES, установленным на 1.8-метровом телескопе обсерватории Похёнсан. Внутренняя точность спектрографа составляет 7.6 м/с, т.е. не очень велика, поэтому корейцы обнаруживают только массивные планеты-гиганты.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
m sin iВсе шесть звезд демонстрируют дополнительный дрейф лучевой скорости и значительные отклонения измеряемых значений лучевой скорости от наилучшей кеплеровской кривой (от 12.4 до 51.6 м/с). Это говорит о наличии в системах дополнительных планет – как на более широких орбитах, так, возможно, на более тесных. Однако их поиск затруднен из-за наличия акустического шума, свойственного красным гигантам – благодаря тому или иному виду звездной активности их фотосфера испытывает колебания с полуамплитудой в десятки метров в секунду. Собственные колебания звезды отражаются в ее спектре и могут быть отделены от колебаний, наводимых планетами, однако эта процедура не всегда может быть проведена «до конца» – недостаточное понимание характера звездной активности красных гигантов может приводить к неточностям.
Хотя программа SENS еще не завершена, авторы исследования уже делают грубые оценки распространенности массивных планет. Из 224 звезд периодические колебания лучевой скорости были обнаружены у 31 звезды, причем для 17 уже было показано, что эти колебания вызваны планетами. Это дает частоту встречаемости массивных планет в ~8%. Однако если окажется, что и остальные замеченные колебания вызваны планетами, то эта частота вырастет до ~15%. Сами авторы в качестве наиболее правдоподобной приводят величину 10%, однако оговариваются, что окончательно распространенность массивных планет может быть оценена только после окончания программы SENS.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.01109.pdf
30 августа 2018
EPIC 211682544 b: плотный мини-нептун с температурным режимом Меркурия
Подавляющее большинство планет, обнаруженных «Кеплером», имеет радиусы 1.5-3 радиуса Земли. Планет такого размера в Солнечной системе нет. Именно в этом диапазоне размеров происходит переход между железокаменными планетами земного типа (к которым относятся Земля и Венера) и обогащенными летучими элементами аналогами Урана и Нептуна, которые состоят преимущественно из льдов (воды, аммиака, метана) и окутаны водородно-гелиевыми атмосферами.
27 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию новой транзитной планеты EPIC 211682544 b. По счастливой случайности родительская звезда попала и на 5-ю, и на 16-ю наблюдательные площадки расширенной миссии «Кеплера» K2, так что удалось точно определить орбитальный период планеты. Подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.
EPIC 211682544 – звезда главной последовательности спектрального класса G9 V, удаленная от нас на 163.2 ± 1.4 пк. Ее масса оценивается в 0.88 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.85 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость составляет 55 ± 2% солнечной. Звезда отличается низким уровнем активности и зрелым возрастом – 7 ± 4 млрд. лет.
Кривая блеска EPIC 211682544 демонстрирует транзитный сигнал с периодом 50.81895 ± 0.000094 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.41 ± 0.12 радиусов Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет не превышает 0.14) на среднем расстоянии 0.257 ± 0.003 а.е. Его температурный режим близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 470 ± 10К в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону).
Для измерения массы планеты было получено 67 замеров лучевой скорости звезды. Как оказалось, она равна 14.8 ± 3.1 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.7 +1.6/-1.4 г/куб.см – достаточно высокой для планеты таких размеров. Возможно, EPIC 211682544 b является суперганимедом и имеет протяженную ледяную мантию, хотя не исключен и железокаменный состав с водородно-гелиевой атмосферой. Как пишут авторы статьи, состав мини-нептуна, скорее всего, близок к элементному составу ядер планет-гигантов Солнечной системы, но планете не повезло с аккрецией водорода и гелия из протопланетного диска, и она осталась маленькой.
Планета EPIC 211682544 b (показана синей звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массой менее 20 масс Земли. Для сравнения зелеными кружками показаны также Земля и Венера. Цветными линиями показаны модельные зависимости масса-радиус для планет различного химического состава – водородно-гелиевых, водных, силикатных и железных, а также смешанного состава.Кроме колебаний с периодом 50.819 суток и полуамплитудой 2.82 ± 0.58 м/с, вызванных мини-нептуном EPIC 211682544 b, лучевая скорость родительской звезды демонстрирует дополнительный квадратичный дрейф, вызванный более массивной планетой на внешней орбите. Свойства внешней планеты пока не определены – ее орбитальный период превышает 4.5 лет, а масса больше 60 масс Земли. Дальнейшие наблюдения за звездой помогут разобраться в строении этой интересной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.08187.pdf
27 августа 2018
HD 180617 b: нептун в обитаемой зоне
Близкие и сравнительно яркие красные карлики – привлекательная цель для поиска рядом с ними небольших планет, в том числе в обитаемой зоне. Из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена сравнительно близко к звезде, а из-за малой массы звезды ее отклик на гравитационное влияние собственных планет оказывается сильнее и заметнее, чем отклик солнцеподобных звезд. Однако максимум излучения красных карликов лежит в инфракрасном диапазоне, поэтому обычные оптические спектрографы (такие, как HIRES, HARPS или FEROS) не слишком удобны для точного измерения лучевых скоростей звезд этого типа.
С января 2016 года специально для поиска планет у красных карликов используется спектрограф CARMENES, установленный на 3.5-метровом телескопе обсерватории Калар-Альто (Испания). Спектральный диапазон спектрографа охватывает широкую полосу от 520 до 1710 нм (от сине-зеленых до инфракрасных лучей). Точность измерения лучевых скоростей достигает 1-2 м/с, что позволяет обзору CARMENES обнаруживать планеты небольших масс (нептуны и суперземли).
6 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика HD 180617. Кроме собственных замеров лучевой скорости этой звезды, полученных на CARMENES, авторы воспользовались замерами, сделанными на HIRES и HARPS. Всего для анализа было использовано 421 измерение, охватывающее период в 6037 земных суток (~16.5 лет).
HD 180617 (Wolf 1055, GJ 752A, HIP 94761) – красный карлик спектрального класса M2.5 V, удаленный от нас на 5.912 ± 0.018 пк. Его масса оценивается в 0.45 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.453 ± 0.019 солнечных радиусов, светимость составляет 3.26 ± 0.04% от светимости Солнца. Медленное вращение и низкая активность звезды говорит о ее зрелом возрасте, превышающем возраст Солнца.
На расстоянии 75.2 ± 0.2 угловых секунд от HD 180617 (в 444.6 ± 1.3 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон vB 10 спектрального класса M8 V. Звезды обладают общим собственным движением и составляют широкую пару, завершающую один оборот вокруг общего центра масс примерно за 10 тыс. лет.
Богатый набор данных позволил выделить слабый, но устойчивый RV-сигнал с полуамплитудой ~2.85 м/с, никак не связанный со звездной активностью. Авторы пришли к выводу, что он обусловлен влиянием планеты с минимальной массой (параметром m sin i) 12.2 +1.0/-1.4 масс Земли и орбитальным периодом 105.9 ± 0.1 земных суток. Планета вращается вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 0.336 ± 0.01 а.е. и эксцентриситетом 0.16 +0.05/-0.10, ее температурный режим меняется от температурного режима Марса до температурного режима внутренней части Главного пояса астероидов.
Авторы отмечают, что хотя небольших горячих планет у красных карликов известно уже довольно много, маломассивных планет с орбитальными периодами свыше 100 земных суток известно всего несколько. С увеличением времени наблюдений постепенно «проявляются» и внешние части планетных систем.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.01183.pdf
23 августа 2018
Четыре планеты в системе EPIC 246471491
Подавляющее большинство планет, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера, обладают радиусами 1.5-3 радиуса Земли и не имеют аналогов в Солнечной системе. Чтобы понять физическую природу этих миров, необходимо измерять не только их радиусы, но и массу – это позволяет определить их среднюю плотность и оценить химический состав. Однако для большинства планет, открытых «Кеплером» в рамках основной миссии, из-за тусклости родительских звезд измерение массы сильно затруднено (чем тусклее звезда, тем труднее получить ее высококачественный спектр и зафиксировать еле заметные смещения спектральных линий, вызванных движением звезды вокруг барицентра системы «звезда+планета»). По этой причине массы подавляющего большинства планет «Кеплера», открытых во время основной миссии, остаются не измеренными.
Однако в рамках расширенной миссии K2 «Кеплер» наблюдает в среднем более яркие звезды (ярче +12 величины). Это позволяет определять массы новых планет, в том числе и с радиусом менее 3 радиусов Земли (мини-нептунов и суперземель).
3 августа 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию четырех транзитных планет у звезды EPIC 246471491. Все четыре планеты по размерам меньше Нептуна. Массы двух внутренних планет были измерены методом лучевых скоростей, на массы двух внешних наложены верхние пределы.
EPIC 246471491 – оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас на 155.6 ± 6.4 пк. Его масса оценивается в 0.83 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.787 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной.
Кривая блеска звезды демонстрирует четыре транзитных сигнала с периодами 3.472, 7.138, 10.456 и 14.763 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.59 ± 0.06, 3.53 ± 0.08, 2.48 ± 0.06 и 1.95 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно. Планеты удалены от своей звезды на 0.0382 ± 0.001, 0.0824 ± 0.0018, 0.118 ± 0.003 и 0.1804 ± 0.0043 а.е., орбиты близки к круговым. Эффективные температуры планет оцениваются в 1089 ± 22, 741 ± 15, 620 ± 13 и 501 ± 10К, иначе говоря, все они оказываются горячее Меркурия.
Для измерения масс планет было получено 9 замеров лучевой скорости EPIC 246471491 с помощью спектрографа HARPS-N и 28 замеров с помощью спектрографа CARMENES. Точность единичного замера составила 1-2 м/с у HARPS-N и 2.5-8 м/с у CARMENES. В результате удалось определить массы планет b (9.7 ± 1.3 масс Земли) и c (15.7 ± 2.3 масс Земли). На массы планет d и e были наложены верхние пределы в 6.5 и 10.7 масс Земли.
Средняя плотность планеты b оказалась равной 3.07 ± 0.45 г/куб.см – это больше, чем средняя плотность Нептуна, но меньше, чем плотность планеты земного типа. Средняя плотность планеты c составила 1.95 +0.32/-0.28 г/куб.см – эта планета лишь немного меньше и плотнее Нептуна. Судя по небольшому верхнему пределу на среднюю плотность (~2.3 г/куб.см) планета d является мини-нептуном, а про природу внешней планеты e пока ничего сказать нельзя.
Планеты системы EPIC 246471491 на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с массой менее 20 масс Земли. Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для чисто водных, чисто силикатных и чисто железных планет, а также (пунктиром) планет промежуточного состава.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1808.00575.pdf
17 августа 2018
K2-237 b и EPIC 220501947 b: горячий юпитер и очень теплый сатурн
Горячие гиганты – сравнительно редкий класс планет, они встречаются менее чем у 1% FGK-звезд. Однако сравнительная легкость их обнаружения и большое количество наблюдательных программ, посвященных их поиску, привели к относительному обилию горячих гигантов среди известных экзопланет. К настоящему моменту количество известных транзитных горячих гигантов приблизилось к трем сотням. Подавляющее большинство планет этого типа было открыто наземными транзитными обзорами, такими, как SuperWASP, HATNet, KELT и др. Однако немалый вклад внес и космический телескоп им. Кеплера, в том числе в рамках расширенной миссии K2.
У транзитных горячих гигантов легко измерить не только радиус, но и массу, что, в свою очередь, дает возможность определить их среднюю плотность и химический состав. Рост количества планет с измеренными основными характеристиками помогает находить статистические закономерности и позволяет лучше понимать процессы формирования и эволюции планетных систем.
17 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще двух транзитных планет размерного класса гигантов – горячего юпитера K2-237 b и очень теплого сатурна EPIC 220501947 b. Планеты были обнаружены «Кеплером» в рамках 11 и 8 наблюдательной кампании расширенной миссии K2, подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы было проведено методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов FIES и HARPS.
K2-237 (EPIC 229426032) – звезда главной последовательности спектрального класса F6 V, удаленная от нас на 318 ± 7 пк. Ее масса оценивается в 1.22 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.34 ± 0.03 солнечных радиуса, светимость примерно в 2.8 раза превышает солнечную. Возраст звезды определить не удалось – быстрое вращение говорит о юности (гирохронологический возраст составляет 200-500 млн. лет), а сравнение с моделями звездной эволюции – о зрелости (6 ± 1 млрд. лет). По-видимому, приливное взаимодействие с близкой массивной планетой раскрутило звезду, вернув ей признаки молодости.
Масса планеты K2-237 b составляет 1.231 ± 0.043 масс Юпитера, что при радиусе 1.57 ± 0.054 радиуса Юпитера приводит к средней плотности 0.422 ± 0.046 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0352 ± 0.001 а.е. (~5.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.180557 ± 0.000005 земных суток. Эффективная температура горячего юпитера оценивается в 1817 ± 36К.
Интересно, что другие авторы (Soto et al., 2018), измерявшие массу K2-237 b с помощью спектрографа CORALIE, нашли несколько большее значение – 1.60 ± 0.11 масс Юпитера, при близком значении радиуса. Причина такого рассогласования пока не ясна. По всей видимости, для уточнения массы этой планеты понадобятся дополнительные наблюдения, возможно, при помощи других спектрографов.
EPIC 220501947 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 234 ± 2 пк. Его масса составляет 0.74 ± 0.04 солнечных масс, радиус – 0.71 ± 0.04 солнечных радиусов, светимость – примерно 0.176 солнечной.
Планета EPIC 220501947 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0476 +0.007/-0.017 а.е. (~13.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.024866 ± 0.000014 земных суток. Ее масса оценивается в 0.336 ± 0.012 масс Юпитера, радиус – в 0.947 +0.012/-0.005 радиусов Юпитера, т.е. перед нами теплый аналог Сатурна. Эффективная температура планеты довольно умеренная – 850 +16/-7 К. Средняя плотность EPIC 220501947 b оказывается типичной для умеренно нагретых не «раздутых» сатурнов – 0.522 ± 0.025 г/куб.см. Однако к сожалению из-за тусклости родительской звезды (+13.95 звездной величины) планета не выглядит удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.05865.pdf
14 августа 2018
HD 26965 b: легкий нептун у звезды, видимой невооруженным глазом
Данные, полученные космическим телескопом им. Кеплера и наземными наблюдательными программами, ведущими поиск экзопланет методом измерения лучевых скоростей, показали широчайшую распространенность планет с массами в несколько масс Земли и радиусами 2-3 радиуса Земли (суперземель и мини-нептунов). Многие планеты этого типа вращаются вокруг своих звезд по тесным орбитам гораздо ближе орбиты Меркурия, некоторые из них входят в состав компактных плотно упакованных планетных систем. Однако оценки распространенности суперземель и мини-нептунов с орбитальными периодами короче 300 земных суток у разных авторов сильно разнятся – от 23% до 50% в пересчете на одну FGK-звезду.
20 июля 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна у яркого оранжевого карлика HD 26965. Планета была обнаружена методом лучевых скоростей в рамках обзора Dharma Planet Survey (DPS), основанном на наблюдениях высокоточного спектрографа TOU, установленного на 2-метровом автоматическом телескопе обсерватории Файрборн. В рамках обзора ведутся регулярные измерения лучевых скоростей 150 близких и ярких (ближе 50 пк) FGKM-звезд. Итоговой целью обзора является обнаружение потенциально обитаемых суперземель у близких звезд, подходящих для дальнейшего изучения космическими телескопами нового поколения, такими, как JWST или WFIRST-AFTA.
Наблюдательная стратегия в рамках DPS унифицирована для всех целевых звезд. Сначала выбранная звезда наблюдается в течение 30 ночей подряд для обнаружения короткопериодических планет, затем – еще 70 раз на протяжении 420 суток. Единая наблюдательная стратегия позволяет получать однородные ряды наблюдений, что незаменимо для получения точных оценок распространенности планет малых масс.
HD 26965 (GJ 166A, HR 1325, HIP 19849) – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 4.985 ± 0.001 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.08 солнечных масс, радиус – в 0.812 ± 0.017 солнечных радиусов, светимость составляет 39% солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.6 раза меньше, чем в составе Солнца, – и зрелым возрастом, оценивающемся в 6.9 ± 4.7 млрд. лет.
Лучевая скорость звезды демонстрирует когерентные колебания с периодом 42.38 ± 0.01 земных суток и полуамплитудой 1.81 ± 0.1 м/с, соответствующей планете с минимальной массой (параметром m sin i) 8.47 ± 0.47 масс Земли. Период близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси, так что исследователям пришлось провести тщательный анализ фотометрических и спектроскопических данных, чтобы исключить влияние звездной активности. Анализ показал, что достоверность RV-сигнала растет по мере накопления (т.е. по мере роста количества замеров лучевой скорости), а его полуамплитуда не меняется. При этом пики, вызванные слабой звездной активностью, меняются по мере изменения фазы магнитного цикла HD 26965, и ни один из них точно не совпадает с периодом 42.38 земных суток. Все это привело исследователей к выводу, что RV-сигнал с периодом 42.38 суток вызван именно планетой, а не тем или иным проявлением звездной активности.
Планета с массой выше 8.5 масс Земли является, скорее всего, нептуном или мини-нептуном. Она вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет ~0.04) на среднем расстоянии ~0.219 а.е. и имеет температурный режим Меркурия.
Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для планеты HD 26965 b составляет 1.73%, глубина транзита ожидается на уровне 0.08%. Фотометрические замеры звезды HD 26965, полученные к настоящему моменту, слишком малочисленны и недостаточно точны, чтобы зафиксировать или исключить такой мелкий транзит. Однако его легко сможет зафиксировать миссия TESS (конечно, если ученым повезло и планета проходит по диску своей звезды).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.07098.pdf
9 августа 2018
Семь транзитных горячих гигантов от обзора WASP-South
В середине июля наиболее успешный наземный транзитный обзор SuperWASP представил в двух публикациях еще семь новых планет. Формально все эти планеты являются горячими гигантами, однако их массы, средние плотности и степень нагрева заметно различаются.
Обзор SuperWASP (и его филиал в южном полушарии WASP-South) ведет фотометрические наблюдения звезд 9-13 звездной величины с помощью идентичных комплексов автоматических телескопов, расположенных на двух площадках – в северном и южном полушарии. Северный комплекс установлен в Ла Пальма (Канары, Испания), южный – в Сатерленде (ЮАР). Оба комплекса состоят из восьми широкоугольных 200-мм телескопов, с 2006 года каждую ясную ночь снимающих фотометрию выбранных звезд. Обзором уже открыто более полутора сотен транзитных планет, в подавляющем большинстве – горячих юпитеров.
Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилось методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа CORALIE.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
* Расстояние до звезды оценено исходя из ее светимости и видимой звездной величины.
Таблица 2. Свойства планет
Самыми интересными из предложенной семерки можно считать WASP-147 b и WASP-160B b, чьи массы (0.275 и 0.281 масс Юпитера) оказались меньше массы Сатурна. Радиусы обеих планет, составляющие ~1.1 радиусов Юпитера, и низкая средняя плотность, говорят о том, что перед нами – легкие газовые гиганты. WASP-160B b относительно прохладна – ее эффективная температура оценивается в 1119 ± 25К, температура остальных шести планет лежит в диапазоне 1400-1650К.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1807.06548.pdf
https://arxiv.org/pdf/1807.06973.pdf
11 июля 2018
Gliese 96 b: эксцентричный нептун в обитаемой зоне
Красные карлики – самые распространенные звезды Галактики, и хотя планеты-гиганты рядом с ними встречаются редко, планеты меньших масс (нептуны и суперземли) чрезвычайно многочисленны. Из-за низкой светимости красных карликов их обитаемая зона расположена сравнительно близко к звезде, а из-за малой массы звезды ее отклик на гравитационное влияние собственных планет оказывается сильнее и заметнее, чем отклик солнцеподобных звезд. Все это делает близкие и сравнительно яркие красные карлики привлекательной целью для поиска рядом с ними небольших планет в обитаемой зоне.
29 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты у близкого красного карлика Gliese 96. Также исследователи независимо подтвердили наличие планеты Gliese 617A b, представленной в конце 2017 года. Оба открытия были сделаны методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE, установленного на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Наблюдения проводились в течение 5.5 лет (с 2011 по 2017 годы), точность единичного замера составила 1.6-3 м/с для разных ночей. Всего было получено 79 замеров лучевой скорости Gliese 96.
Итак, Gliese 96 ( HIP 11048) – красный карлик спектрального класса M2 V (по другим сведениям – M0 V), удаленный от нас на 11.936 ± 0.009 пк. Его масса оценивается в 0.60 ± 0.07 солнечных масс, светимость – в 8.88 ± 1.35% от светимости Солнца. Один оборот вокруг своей оси звезда делает за 29.6 ± 2.8 земных суток, что говорит о ее зрелом возрасте (несколько миллиардов лет).
Минимальная масса (параметр m sin i) планеты Gliese 96 b оценивается в 19.66 ± 2.42 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.291 ± 0.005 а.е. и эксцентриситетом 0.44 +0.09/-0.11, и делает один оборот за 73.94 ± 0.38 земных суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.163 а.е. в перицентре до 0.419 а.е. в апоцентре, а температурный режим меняется от промежуточного между температурными режимами Меркурия и Венеры до температурного режима Марса.
Планеты Gliese 96 b (показана розовым пятиугольником) и Gliese 617A b (показана сиреневым ромбом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса» среди других планет у звезд красных карликов. Цветом отражен эксцентриситет орбит.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.10958.pdf
7 июля 2018
В системе TrES-5 обнаружена вторая планета
Если вокруг звезды вращается одна планета, ее период остается постоянным, а транзиты (в случае, если планета проходит по диску своей звезды) происходят строго через равные промежутки времени. Однако если планет две или несколько, их взаимное гравитационное притяжение возмущает орбиты, что приводит к регулярным вариациям времени наступления транзитов, амплитуда которых, как правило, составляет секунды или минуты, но может достигать часов и даже суток. Особенно заметными эти вариации становятся в случае, если планеты близки к орбитальному резонансу низкого порядка (это значит, что их орбитальные периоды соотносятся друг с другом как небольшие целые числа). Анализ характера вариаций времени наступления транзитов называют таймингом транзитов (TTV-методом), с его помощью можно обнаруживать в системе дополнительные (не транзитные) планеты, а в случае, когда обе планеты являются транзитными – и измерять их массу.
9 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе TrES-5. Международная группа астрономов под руководством Евгения Сокова из Пулковской обсерватории проанализировала 53 транзита горячего гиганта TrES-5 b, из которых 30 они наблюдали самостоятельно, 15 – взяли из Базы экзопланетных транзитов (ETD), а 8 – из данных других авторов. Время наступления транзитов этой планеты испытывало регулярные вариации с периодом 99 суток и полуамплитудой ~2.3 минуты, что говорило о наличии в этой системе третьего тела.
Чтобы выяснить его природу, исследователи пронаблюдали окрестности звезды TrES-5 на 6-метровом БТА (крупнейшем российском телескопе). Звездных компаньонов, даже самых слабых, обнаружено не было (на расстояниях от 72 до 1080 а.е. от звезды).
Группа Сокова провела моделирование этой системы, добавив вторую планету с и варьируя ее массу от 0.1 массы Земли до 30 масс Юпитера. Рассматривались орбитальные резонансы 1:2, 2:3, 1:3, 3:4, 2:5, 3:5 и 4:5. Сравнение результатов моделирования с наблюдательными данными оставило только два возможных решения – планету массой 0.24 масс Юпитера в резонансе 1:2 с планетой b, и планету массой 3.15 масс Юпитера в резонансе 1:3.
Однако вторая планета с массой 3.15 масс Юпитера должна была наводить на родительскую звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой ~400 м/с. Такие колебания давно были бы обнаружены, так что этот вариант исследователи отвергли.
К настоящему моменту получено только 8 замеров лучевой скорости звезды TrES-5 – их сделали первооткрыватели планеты b, измеряя ее массу. Группа Сокова заново проанализировала эти данные с учетом возможного наличия второй планеты с массой 0.24 масс Юпитера и орбитальным периодом ~2.96 земных суток. Как оказалось, система из двух планет даже лучше вписывается в полученные замеры, чем система с одной планетой! Таким образом, горячий сатурн TrES-5 c является очень сильным кандидатом.
Тем не менее, существование планеты c нуждается в независимом подтверждении. Авторы призывают провести серию новых, более точных замеров лучевой скорости звезды TrES-5, чтобы уточнить строение этой интересной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1806/1806.03503.pdf
2 июля 2018
EPIC248435473: шестипланетная система с резко наклоненной орбитой внутренней планеты
По данным космического телескопа им. Кеплера около 30% солнцеподобных звезд имеют плоские компактные многопланетные системы, радиусы планет в которых больше радиуса Земли, а орбитальные периоды не превышают 400 земных суток. Взаимное наклонение орбит планет в таких системах не превышает нескольких градусов, часто оно составляет лишь десятые доли градуса. Вместе с тем известны и системы с большим взаимным наклонением орбит (например, ups And). Понятно, что в них только одна из планет может быть транзитной, а другие будут проходить выше или ниже звездного диска и не обнаруживаться транзитным методом (а система будет выглядеть однопланетной). Как уже было показано ранее, наблюдаемая популяция планет «Кеплера» не представляется в рамках однокомпонентной модели – кроме плоских, динамически холодных планетных систем с малыми эксцентриситетами орбит существуют также «взболтанные», возмущенные системы, в которых взаимные наклонения орбит планет и/или их эксцентриситеты весьма велики.
Среди всего многообразия планет выделяют группу с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). Это сравнительно редкий тип планет, он встречается только у 0.5% звезд. Для планет с ультракороткими периодами вероятность транзитной конфигурации наиболее велика, что благоприятствует их обнаружению: из-за близости к родительской звезде такая планета может оказаться транзитной и при наклонении орбиты, существенно отличающемся от 90°. Наличие предельно короткопериодических планет позволяет открывать и изучать возмущенные (динамически горячие) системы транзитным методом.
25 июня 2018 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию многопланетной системы EPIC 248435473. В этой системе обнаружено шесть планет с орбитальными периодами 0.6585, 6.100, 7.814, 14.697, 19.482 и 56.682 земных суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.9 +1.8/-1.2, 0.58 ± 0.08, 0.64 ± 0.08, 2.64 ± 0.11, 2.45 ± 0.10 и 0.81 ± 0.14 радиусов Земли, соответственно. Из-за того, что транзиты планеты b – скользящие, ее радиус определен с большими погрешностями. Четыре планеты из шести прошли процедуру валидации, две (вторая и шестая) из-за малого отношения сигнал/шум остаются пока в статусе планетных кандидатов.
Как оказалось, наклонение самой внутренней планеты EPIC248435473 b составляет 76.5 ± 0.6°, тогда как наклонения остальных планет и кандидатов лежат в диапазоне 88-90°. Это означает, что внутренняя планета оказалась на своей экстремально тесной орбите в результате планет-планетного рассеяния и скругления эксцентричной орбиты приливными силами. Сформироваться непосредственно «на месте» (на расстоянии ~4.3 звездных радиусов) она не могла, поскольку на стадии протозвезды EPIC248435473 была в 3-4 раза больше своего нынешнего размера и неизбежно поглотила бы слишком близкую планету. Таким образом, происхождение и эволюция EPIC248435473 b необычны и явно отличаются от эволюции остальных известных планет в этой системе.
Орбитальные периоды планет e и d (четвертой и пятой) очень близки к резонансу 4:3. Авторы проанализировали время наступления транзитов этих планет и обнаружили заметные вариации, происходящие в противофазе. Это позволило оценить массы обоих тел: масса EPIC 248435473 d оказалась равной 8.4 +5.4/-3.6 масс Земли (средняя плотность 2.7 +1.8/-1.2 г/куб.см), масса EPIC 248435473 e – 13.6 +6.1/-4.7 масс Земли (средняя плотность 5.6 +2.6/-2.0 г/куб.см). Другой (аналитический) метод дал похожие значения: 6.5 ± 1.7 масс Земли для планеты d и 9.9 ± 2.2 масс Земли для планеты e. Низкая точность оценок объясняется малой продолжительностью наблюдений, ограниченной одной наблюдательной кампанией «Кеплера».
Родительская звезда в этой системе – EPIC248435473, поздний оранжевый карлик, удаленный от нас на 77.70 ± 0.36 пк. Его масса оценивается в 0.65 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.64 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 8 раз меньше светимости Солнца. Звезда отличается зрелым возрастом, достигающим 8.0 +4.1/-4.8 млрд. лет.
На расстоянии 42 угловые секунды от EPIC 248435473 расположен красный карлик EPIC 248435395, находящийся примерно на том же расстоянии и имеющий близкое собственное движение. Велика вероятность, что обе звезды физически связаны и образуют очень широкую пару с орбитальным периодом около 0.16 млн. лет. Интересно, что у EPIC 248435395 «Кеплер» также обнаружил транзитного кандидата с орбитальным периодом 8.5 земных суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом ~9.2 радиусов Земли! Однако валидации этого кандидата авторы не проводили, это дело будущего.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1806.08368.pdf
Архив новостей:
2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1
