 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
20 августа 2025
Измерено наклонение к экватору звезды орбиты горячего юпитера TOI-1259A b
В настоящее время считается, что газовые гиганты формируются за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Наиболее разработаны два сценария такой миграции. Согласно первому, будущий горячий юпитер взаимодействует с протопланетным диском, передавая ему свой угловой момент, и по спирали приближается к своей звезде, оставаясь примерно в плоскости ее экватора. Согласно второму, сначала молодой газовый гигант переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Итоговая орбита при этом может быть резко наклоненной к экватору звезды, полярной и даже ретроградной. Причиной перехода на эксцентричную орбиту может быть взаимодействие со звездным компаньоном на широкой орбите по механизму Козаи-Лидова.
11 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению наклонения орбиты горячего юпитера TOI-1259A b. Планета интересна тем, что у ее родительской звезды есть звездный компаньон – белый карлик, удаленный на ~1650 а.е. Соответственно, этой планеты можно было ожидать сценарий высокоэксцентричной миграции и резко наклоненную орбиту.
Авторы пронаблюдали один транзит TOI-1259A b с помощью спектрографа NEID. Они зарегистрировали эффект Росситера-МакЛафлина и определили проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ = 6 ± 22°. Определив наклонение оси вращения звезды к лучу зрения, исследователи вычислили и полный (трехмерный) угол наклона ψ = 24 ± 14°. Таким образом, TOI-1259A b вращается по орбите, мало наклоненной к экватору своей звезды.
А как обстоят дела с наклонением орбиты у других планет? По-разному. На рисунке ниже показаны планеты с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды ψ или его проекцией на небесную сферу λ. Тут следует отметить, что λ измерить проще, и далеко не для всех планет, для которых измерена проекция λ, известен и трехмерный угол ψ.
Все планеты, представленные на графике, авторы поделили на четыре группы. Это горячие юпитеры (красно-коричневые точки), теплые юпитеры (оранжевые точки), горячие сатурны (зеленые точки) и теплые сатурны (голубые точки). К сатурнам они отнесли планеты с массами от 0.2 до 0.4 масс Юпитера, к юпитерам – планеты с массами от 0.4 до 13 масс Юпитера. К горячим планетам они отнесли те, для которых расстояние между планетой и звездой в единицах радиуса звезды меньше 11: a/Rstar < 11. Соответственно, к теплым они отнесли планеты, для которых это расстояние больше 11: a/Rstar > 11. Как можно видеть, у горячих звезд с температурой фотосферы больше 6200 К доля планет на резко наклоненных орбитах очень велика, что согласуется с гипотезой высокоэксцентричной миграции.
Планеты с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды ψ и его проекцией на небесную сферу λ на диаграммах «Эффективная температура звезды – Наклонение». На левых рисунках приведены планеты одиночных звезд, на правых – планеты у двойных звезд. Вертикальной пунктирной линией показана температура 6200 К (разрыв Крафта), выше которой у звезд нет внешних конвективных оболочек и скорость вращения высока. Пятиконечными звездами показаны планеты, вращающиеся вокруг звезд с компаньонами белыми карликами. TOI-1259A b показана желтой звездой и подписана.Означает ли небольшой наклон, что планета TOI-1259A b оказалась на своей текущей орбите в результате спокойной миграции в протопланетном диске? Строго говоря – нет, не означает. Численное моделирование, проведенное авторами статьи, показало, что и в результате высокоэксцентричной миграции примерно 14% планет оказываются на мало наклоненных орбитах. Для уточнения эволюции этой системы нужны дальнейшие наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.07737
19 августа 2025
Подтверждена пятая планета в системе L 98-59
К настоящему моменту известно только 40 систем, включающих пять и более планет. Изучение многопланетных систем помогает понять эволюцию планет и их атмосфер, поскольку все планеты в системе вращаются вокруг одной и той же звезды и имеют одинаковый возраст. Особенно интересно изучение многопланетных систем у звезд красных карликов, потому что близкие и относительно яркие красные карлики – идеальные цели для поиска и изучения небольших планет, в том числе планет земного типа в обитаемой зоне.
Планетная система у красного карлика L 98-59 (TOI-175) была представлена в 2019 году. Она включает три транзитные и две не транзитные планеты, одна из которых в 2021 году имела статус кандидата (т.е. не была подтверждена). Орбита неподтвержденной планеты L 98-59 f пролегала в обитаемой зоне, что привлекло к ней повышенное внимание.
4 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов вышли две статьи от независимых научных коллективов, посвященные уточнению параметров системы L 98-59 и подтверждению пятой планеты. Параметры звезды и планет в обеих работах несколько отличаются, но согласуются в пределах погрешностей – за одним важным исключением. При этом оба коллектива подтвердили планетную природу кандидата из обитаемой зоны L 98-59 f.
На данный момент система выглядит так (параметры, различающиеся в обеих публикациях, приведены через косую черту).
Родительская звезда L 98-59 имеет спектральный класс M3 V и удалена от нас на 10.619 ± 0.003 / 10.608 ± 0.002 пк. Ее масса оценивается в 0.29 ± 0.02 / 0.292 ± 0.007 солнечных масс, радиус – в 0.314 ± 0.009 / 0.316 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость в 82 раза меньше солнечной. Первый коллектив (ведущий автор Paul I. Schwarz) не смог определить возраст звезды, оценив его в 0.8-10 млрд. лет, второй (ведущий автор Charles Cadieux) нашел возраст системы равным 4.94 ± 0.28 млрд. лет).Планета b имеет орбитальный период 2.25311 суток и удалена от своей звезды на 0.0223 ± 0.0007 а.е. Ее масса составляет 0.32 ± 0.12 / 0.46 ± 0.11 масс Земли, радиус – 0.884 ± 0.025 / 0.837 ± 0.019 радиусов Земли. Средняя плотность планеты b у обоих коллективов существенно отличается – 2.6 ± 1.0 / 4.3 ± 1.1 г/куб.см, что приводит к разным мнениям о ее физической природе. Эффективная температура планеты достигает 620 ± 13 К.
У планеты c орбитальный период равен 3.69067 суток, она удалена от своей звезды на 0.0310 ± 0.0007 /0.0309 ± 0.0010 а.е. Масса L 98-59 c оценивается в 2.22 ± 0.17 / 2.00 ± 0.13 масс Земли, радиус – в 1.36 ± 0.04 / 1.33 ± 0.03 радиусов Земли, чему соответствует средняя плотность 4.9 ± 0.6 / 4.7 ± 0.5 г/куб.см. Эффективная температура планеты составляет 526 ± 11 К.
Планета d делает один оборот вокруг своей звезды за 7.45073 суток, она удалена от своей звезды на 0.0496 ± 0.0012 /0.0494 ± 0.0016 а.е. Масса L 98-59 d равна 1.87 ± 0.19 / 1.64 ± 0.07 масс Земли, радиус – 1.58 ± 0.05 / 1.63 ± 0.04 радиусов Земли, средняя плотность – 2.63 ± 0.38 / 2.2 ± 0.2 г/куб.см, эффективная температура – 416 ± 9 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).
Планета e – не транзитная, поэтому ее радиус и истинная масса остаются неизвестными. Ее орбитальный период оценивается в 12.813 ± 0.017 / 12.828 ± 0.002 суток, расстояние между планетой и звездой – в 0.0712 ± 0.0022 а.е. Минимальная масса L 98-59 e составляет 2.92 ± 0.26 / 2.82 ± 0.19 масс Земли, эффективная температура – 347 ± 7 К.
Наконец, планета f делает один оборот за 23.07 ± 0.08 / 23.064 ± 0.055 суток. Она удалена от своей звезды на 0.105 ± 0.003 а.е. Минимальная масса L 98-59 f оценивается в 3.0 ± 0.5 / 2.8 ± 0.3 масс Земли, эффективная температура – в 285 ± 6 К. Освещенность на орбите этой суперземли составляет 1.10 ± 0.11 освещенности на орбите Земли (она немного теплее нашей планеты).
Как можно видеть, параметры звезды и планет у разных авторов в основном согласуются в пределах погрешностей, за исключением планеты b. Разница вызвана тем, что Paul I. Schwarz с коллегами обнаружили в системе еще одного планетного кандидата L 98-59.06 с орбитальным периодом 1.736 суток и минимальной массой 0.58 ± 0.12 масс Земли. Если эта планета существует, она является внутренней по отношению к остальным пяти, ее эффективная температура достигает ~673 К. Несмотря на близость к звезде и наибольшую вероятность транзитной конфигурации, L98-59.06 не проходит по диску своей звезды, что говорит о заметном (> 4.2°) наклоне ее орбиты относительно орбит планет b, c и d, при том, что их взаимное наклонение не превышает 1°. Достоверность нового кандидата авторы оценивают в 2.9 сигма, что говорит о необходимости новых наблюдений.
Charles Cadieux с коллегами рассматривают 5-планетную модель системы L 98-59. Из отсутствия заметных вариаций времени наступления транзитов планет b, c и d они получили верхние пределы на массы планет e и f в 3.18 и 3.28 масс Земли, соответственно. Это означает, что наклонение орбит планет e и f к лучу зрения больше 80° и 74°, т.е. вся система является плоской, а истинные массы планет e и f мало отличаются от их минимальных масс. Также они нашли, что все пять планет находятся на близких к круговым орбитах, эксцентриситет которых не превышает 0.04.
Сравнительно низкая средняя плотность планет c и d говорит о наличии в составе этих планет большого количества воды.
Многопланетные системы красных карликов на диаграмме «Освещенность – Эффективная температура звезды». Транзитные планеты показаны черными кружками, не транзитные – белыми с черной обводкой. Бледно-зеленым цветом показана оптимистичная обитаемая зона, более насыщенным зеленым – консервативная обитаемая зона. Система L 98-59 выделена жирным шрифтом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.06413
https://arxiv.org/pdf/2507.09343
14 августа 2025
TOI-201 c: транзитный коричневый карлик на эксцентричной орбите
Планетная система у F-звезды HD 39474 (TOI-201) была представлена в 2021 году. Родительская звезда находится на расстоянии всего 12° от южного полюса эклиптики, поэтому TESS наблюдала ее почти непрерывно в 1-м и 3-м годовых циклах и части 5-го цикла, всего на протяжении 32 секторов. Долгие ряды наблюдений позволили обнаружить два транзитных кандидата, один из которых был подтвержден методом лучевых скоростей. Им оказался газовый гигант TOI-201 b с орбитальным периодом 52.98 суток, находящийся на эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.28 ± 0.09. Массу гиганта оценили тогда в 0.42 ± 0.05 масс Юпитера. Второй кандидат с орбитальным периодом 5.85 суток подтвержден не был и остался в статусе транзитного кандидата.
Пока шли наблюдения в 1 и 3 циклах, транзиты TOI-201 b примерно следовали линейным эфемеридам с постоянным орбитальным периодом, но на 5 цикле орбитальный период планеты резко увеличился почти на полчаса. Это стало свидетельством наличия в системе HD 39474 массивного тела на резко эксцентричной орбите, что привлекло к ней повышенное внимание. В пользу сценария с массивным телом говорили и измерения лучевой скорости родительской звезды – кроме колебаний, вызванных влиянием планеты b, она демонстрировала дополнительный линейный дрейф.
Интересно, что при наблюдениях 64 сектора (а именно, 28 апреля 2023 года) на кривой блеска HD 39474 прорисовалась часть еще одного транзитного события, не связанного с планетой b. Судя по глубине, оно принадлежало планете-гиганту, но длилось 10-15 часов. Точная продолжительность осталась неизвестной, потому что начало транзита было утрачено из-за сеанса связи космического аппарата с Землей на 136 витке. Длительность транзита говорила о большом расстоянии между объектом и звездой (чем дальше объект, тем меньше его орбитальная скорость и тем дольше длится транзит).
16 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная общему анализу архитектуры системы HD 39474 (TOI-201). Авторы предположили, что транзит 28 апреля 2023 года был вызван тем же массивным телом на широкой орбите, что изменил значение орбитального периода планеты b и вызывал дополнительный дрейф лучевой скорости родительской звезды. Они построили динамическую модель системы, которая описала все наблюдательные факты.
Динамическая модель системы HD 39474 (TOI-201). Слева вверху показано отличие моментов транзитов планеты b от линейных эфемерид в минутах в зависимости от эпохи наблюдения. Слева внизу показаны отклонения моментов наступления транзитов, прицельного параметра (в долях радиуса звезды) и продолжительности транзитов в новой модели, учитывающей влияние TOI-201 c. Справа вверху – лучевая скорость родительской звезды (показана лиловыми кружками с барами ошибок) и наилучшая кеплеровская модель (показана зеленой линией). Справа внизу – орбиты планеты TOI-201 b (показана красным эллипсом) и коричневого карлика TOI-201 c (показана голубым эллипсом). Тонкими голубыми линиями показаны возможные орбиты TOI-201 c, совместимые с наблюдательными данными. Широким светло-зеленым кольцом показана обитаемая зона системы HD 39474.Объект TOI-201 c оказался легким коричневым карликом массой 14.2 ± 1.2 масс Юпитера и радиусом 0.993 ± 0.017 радиусов Юпитера, вращающийся вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 4.28 +0.36/-0.21 а.е. и эксцентриситетом 0.643 +0.009/-0.021. Взаимное наклонение орбит TOI-201 b и TOI-201 c оценивается в 2.9 ± 4.8°, т.е. система плоская.
Орбита TOI-201 c и высокая металличность родительской звезды согласуются с гипотезой, что, несмотря на массу, превышающую порог зажигания дейтерия (13 масс Юпитера), объект образовался в протопланетном диске в результате аккреции на ядро, т.е. как планета, а не как неудавшаяся звезда.
Учет влияния коричневого карлика привел к некоторому пересмотру массы планеты b – теперь она составляет 0.58 ± 0.07 масс Юпитера. Также был уточнены параметры орбиты: большая полуось теперь оценивается в 0.303 ± 0.002 а.е., эксцентриситет орбиты – в 0.32 ± 0.02.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.11504
13 августа 2025
TOI-5795 b: горячий нептун у низкометалличной звезды
«Пустыней горячих нептунов» называют резкий дефицит планет с радиусами от 2-3 до 7-8 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 3 суток. Считается, что «пустыня» формируется фотоиспарением водородных атмосфер небольших планет и приливным разрушением легких газовых гигантов. Планет этих же размеров с орбитальными периодами 3.2-5.7 суток, напротив, повышенное количество, на диаграмме «Период – Радиус» они образуют область повышенной населенности, называемую «хребтом нептунов» (the Neptunian ridge). Область с еще большими орбитальными периодами (5.7-100 суток) населена несколько меньше и называется «саванной». Все эти статистические особенности еще предстоит объяснить.
1 августа 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию крупного нептуна TOI-5795 b, находящегося на внешнем крае «хребта нептунов». Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
TOI-5795 – солнцеподобная звезда спектрального класса G3 V, удаленная от нас на 161.5 ± 0.6 пк. Ее масса оценивается в 0.90 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.08 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость на 13 ± 4.3% превышает солнечную. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно вдвое меньше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-5795 достигает 10.2 +2.5/-3.3 млрд. лет.
TOI-5795 попала на 54, 81 и 92 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 6.14 суток и глубиной 2.86 ± 0.16 тысячных, соответствующей планете радиусом 5.62 ± 0.11 радиусов Земли. Этот крупный нептун вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.064 ± 0.002 а.е., эксцентриситет его орбиты не превышает 0.25.
Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 13 измерений лучевой скорости звезды на спектрографе TRES и 19 измерений на HARPS. Масса TOI-5795 b оказалась равной 23.7 ± 4.6 масс Земли, что соответствует средней плотности 0.73 ± 0.13 г/куб.см. Эффективная температура планеты достигает 1137 ± 19 К.
Планета TOI-5795 b (показана малиновым шестиугольником и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты». Черными пунктирными линиями очерчены границы «пустыни горячих нептунов», «хребта нептунов» и «саванны».Рассмотрев возможные пути эволюции TOI-5795 b и темпы потери атмосферы, авторы нашли, что планета образовалась как легкий газовый гигант массой 28-33 масс Земли и радиусом 10.5-11.2 радиусов Земли, но затем потеряла 14-27% своей газовой оболочки и существенно уменьшилась в размерах.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.23413
11 августа 2025
TOI-654 b: плотный мини-нептун у красного карлика
Распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли c радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и окутанные первичными атмосферами мини-нептуны c радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Положение зазора Фултона зависит от орбитального периода планет и от массы родительских звезд, причем появились свидетельства, что эта зависимость может быть разной для солнцеподобных FGK звезд и звезд красных карликов спектрального класса M. Чтобы разобраться в этом вопросе, необходимо измерять массы как можно большего количества транзитных планет, чьи радиусы очерчивают зазор Фултона или попадают в него.
23 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная измерению массы транзитного мини-нептуна у красного карлика TOI-654. Планета была обнаружена TESS, прошла процедуру валидации в 2024 году, ее массу измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. TOI-654 b находится на нижнем краю «пустыни горячих нептунов.
TOI-654 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 57.85 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.419 ± 0.009 солнечных масс, радиус – в 0.430 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость в ~41 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза больше, чем в составе Солнца.
При радиусе 2.38 ± 0.09 радиусов Земли масса мини-нептуна TOI-654 b составляет 8.7 ± 1.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.59 ± 0.65 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.01944 ± 0.00015 а.е. и делает один оборот за 1.52756 суток. Эффективная температура TOI-654 b в предположении нулевого альбедо достигает 794 ± 15 К.
Планета TOI-654 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у звезд красных карликов (с температурой фотосферы меньше 4000 К). Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.На диаграмме «Масса – Радиус» TOI-654 b лежит ниже линии воды (показана синей сплошной линией). В этой области планетных параметров существует вырождение решений: одной и той же средней плотности могут соответствовать разные варианты химического состава. В частности, TOI-654 b может представлять собой железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 0.3-1% полной массы планеты, а может больше, чем наполовину состоять из воды и не включать заметного количества водорода. Определить, какая из моделей ближе к истине, возможно, изучая атмосферу планеты методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, хотя низкое значение метрики трансмиссионного спектра делает эту задачу непростой и трудоемкой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.16222
8 августа 2025
Возможно, обнаружена планета в обитаемой зоне звезды альфа Центавра A!
Альфа Центавра A – ближайшая к Солнцу солнцеподобная звезда и главный компонент тройной системы альфа Центавра, включающей, в том числе, знаменитую Проксиму. Благодаря своему солнцеподобию и близости к Солнцу (1.33 пк) альфа Центавра A всегда привлекала к себе повышенное внимание ученых. Ее спектральный класс такой же, как у Солнца – G2 V, масса составляет 1.079 ± 0.003 солнечных масс, радиус – 1.218 ± 0.006 солнечных радиусов, светимость примерно в полтора раза больше солнечной, а возраст достигает 5.3 ± 0.3 млрд. лет. Радиус эффективной земной орбиты альфа Центавра A равен 1.23 а.е., ему соответствует угловое расстояние 0.95 секунд при наблюдениях с Земли. Из-за гравитационного влияния второго компонента системы – звезды альфа Центавра B – орбиты планет с большой полуосью больше ~3 а.е. являются неустойчивыми.
Возможные планеты у альфа Центавра A пытались искать и методом лучевых скоростей, и с помощью снимков на крупнейших инфракрасных телескопах. Однако методом лучевых скоростей удалось получить только верхние пределы на массы возможных планет. Так, для планет с орбитальными периодами короче 1000 суток минимальная масса m sin i не может превышать ~100 масс Земли.
В 2019 году окрестности звезды A наблюдали на VLT помощью камеры среднего инфракрасного диапазона VISIR. Был обнаружен слабый источник, который мог быть планетой радиусом больше 3.3 радиуса Земли и температурой больше 300 К, находящейся на расстоянии 1.1 а.е. от своей звезды. Источник назвали C1. К сожалению, новых наблюдений C1 на VLT не проводилось, и его планетная природа осталась неподтвержденной.
После запуска космического инфракрасного телескопа им. Джеймса Вебба (JWST) для поисков планет в ближайшей к Солнцу звездной системе открылись новые возможности. Согласно расчетам, использование спектрографа среднего ИК диапазона MIRI вместе с коронографом позволило бы обнаружить возможную планету на расстоянии 1-3 а.е. от звезды A, если бы ее радиус был больше 5 радиусов Земли. Однако такие наблюдения представляют собой сложную задачу из-за большой яркости обеих звезд A и B и малого углового расстояния между ними (7-9 угловых секунд).
MIRI/JWST наблюдал систему альфа Центавра в августе 2024 года, а также в феврале и апреле 2025 года в лучах с длиной волны 15.5 мкм (фильтр F1550C). Во время августовских наблюдений на расстоянии 1.5 угловых секунд от звезды A был обнаружен слабый инфракрасный источник яркостью 3.5 ± 1.0 mJy (обнаружение с достоверностью 3.3-4.3 сигма). Источник назвали S1. Однако во время повторных наблюдений в феврале и в апреле 2025 года его зафиксировать не удалось.
Снимки системы альфа Центавра AB в фильтре F1550C инструмента MIRI на борту JWST. Излучение звезды A подавлено коронографом, ее положение показано белой звездочкой. Радиус затененного кольца вокруг звезды A – 2.75 угловых секунд. Положение возможной планеты S1 обведено белой окружностью. KS2 и KS5 – известные фоновые источники.Твердых доказательств, что вокруг альфа Центавра A вращается планета, до сих пор нет. Однако это весьма вероятно. Авторы исключили гипотезу артефакта детектора и подтвердили, что S1 не является объектом заднего или переднего фона. Если же принять, что источники C1 и S1 представляют собой один и тот же объект, то можно оценить его орбитальные характеристики и эффективную температуру.
По совокупности наблюдательных фактов планета альфа Центавра A b – супернептун или легкий газовый гигант радиусом 1.0-1.2 радиусов Юпитера с эффективной температурой 225-250 К. Он находится на эксцентричной орбите, резко наклоненной к плоскости орбиты пары AB. Отсутствие регистрации планеты в феврале и апреле может быть вызвано неудачными условиями наблюдений (малым угловым расстоянием от звезды и подавлением излучения планеты коронографом).
То, что в феврале и апреле 2025 года планета была не видна, ограничивает ее возможную орбиту двумя семействами решений. Первое – планета находится на эллиптической орбите с большой полуосью 1.64 ± 0.07 а.е. и эксцентриситетом 0.33 ± 0.10, наклоненной на 58 ± 11° к плоскости орбиты AB, и на 41 ± 13° к картинной плоскости. Второе – большая полуось орбиты достигает 2.14 ± 0.07, эксцентриситет 0.33 ± 0.14 и наклонение к плоскости орбиты AB – 51 ± 11°. В обоих случаях орбита возможной планеты пролегает в обитаемой зоне альфа Центавра A.
Также вероятно, что реальные размеры планеты меньше, но она окружена широкими кольцами. В этом случае ее масса может быть гораздо меньше предельных 100 масс Земли.
Тем не менее, пока все очень шатко. Источники C1 и S1 могут быть разными объектами, кто-то из них может не подтвердиться. Однако есть хорошая возможность проверить гипотезу о реальности альфа Центавра A b. В августе 2026 года ожидаемое угловое расстояние между планетой и звездой превысит 1 угловую секунду. Это будет идеальный момент, чтобы снова попытаться получить снимки планеты с помощью JWST – и убедиться в ее существовании (или отсутствии).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2508.03812
https://arxiv.org/pdf/2508.03814
5 августа 2025
Трехпланетная система у оранжевого карлика TOI-880 выровнена со своей звездой
Планеты Солнечной системы «выровнены» относительно солнечного экватора – наклонение инвариантной плоскости Солнечной системы к экватору Солнца составляет 6°, а орбиты отдельных планет наклонены к этой плоскости всего на несколько градусов. Но экзопланеты нередко находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах, а их взаимное наклонение может превышать 30°. Резко наклоненные орбиты часто еще и эксцентричны, что говорит о бурной динамической истории этих систем.
Наклонение орбиты планеты к оси вращения звезды λ можно измерить с помощью эффекта Росситера-МакЛафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Эффект вызван тем, что звезда вращается вокруг своей оси, и часть ее движется к наблюдателю, а часть от него. Когда планета вступает на звездный диск, она перехватывает часть излучения, приходящего от приближающейся или удаляющейся половины звездного диска, и усредненная лучевая скорость меняется. Амплитуда эффекта Росситера-МакЛафлина оценивается по формуле
где Rp /RJup – радиус планеты, выраженной в радиусах Юпитера,
– радиус звезды, выраженный в радиусах Солнца,
v sin i – проекция скорости вращения звезды на луч зрения.23 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию системы из трех транзитных планет TOI-880. Авторы измерили эффект Росситера-МакЛафлина для средней, самой крупной планеты, и показали, что ее орбита мало наклонена к экватору звезды.
TOI-880 – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на 60.7 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.83 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.5 раза меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 1.7 раза больше, чем в составе Солнца, и зрелым возрастом, который, однако, плохо определен – как 5.2 +4.1/-3.3 млрд. лет.
TOI-880 попала на 6 и 33 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала три транзитных сигнала с периодами 2.576, 6.387 и 14.332 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.19 ± 0.11, 4.95 ± 0.20 и 3.40 ± 0.22 радиусов Земли, соответственно. Планеты вращаются по близким к круговым орбитам на среднем расстоянии 9.05, 16.5 и 28.5 звездных радиусов, их эффективные температуры оцениваются в 1085 ± 31 К, 805 ± 25 К и 612 ± 18 К, т.е. все они горячее Меркурия.
Для измерения эффекта Росситера-МакЛафлина во время транзита самой крупной планеты TOI-880 c авторы получили 32 измерения лучевой скорости родительской звезды с помощью недавно введенного в строй спектрографа KPF (Keck Planet Finder). Погрешность единичного измерения достигла 0.3 м/с! Наклонение орбиты λ оказалось равным -7.4 +6.8/-7.2°, другими словами, TOI-880 c вращается примерно в плоскости экватора своей звезды. А учитывая малое взаимное наклонение орбит остальных планет друг к другу, можно сказать, что все планеты этой системы «выровнены» со своей звездой. В целом система выглядит невозмущенной и динамически холодной.
Имея такой точный спектрограф, авторы вполне могли измерить массы планет методом лучевых скоростей. Они этого не сделали, но сослались на «частный разговор» с коллегой, который, видимо, готовит к публикации свою статью. По словам этого коллеги, массы планет в системе TOI-880 составляют 3.1 ± 0.6, 22.8 ± 0.8 и 13.1 ± 1.2 масс Земли для планет b, c и d, соответственно.
Планета TOI-880 c (показана красным цветом) на диаграммах «Радиус планеты – Угол λ» (вверху), «Масса планеты – Угол λ» (посередине) и «Большая полуось орбиты в единицах радиуса звезды – Угол λ» (внизу). Значками с синей обводкой показаны планеты, входящие в состав многопланетных систем. Серыми ромбами, голубыми иксами и желтыми треугольниками показаны пары планет с резким наклоном орбит в системах HD 3167, K2-290 и Kepler-56, соответственно. Планеты, входящие в одну и ту же систему, соединены пунктирными линиями.Хотя большинство планет из компактных многопланетных систем примерно выровнены со своими звездами, известно и несколько динамически горячих систем, на приведенных графиках они выделены отдельными символами. Причины такой «взболтанности» пока не ясны.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.16194
3 августа 2025
Очень теплая океанида Ross 176 b
Распределение небольших экзопланет по радиусам демонстрирует минимум в области 1.5-2.0 радиусов Земли, получивший название зазора Фултона или долины радиусов. Планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли, как правило, являются железокаменными суперземлями, а планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли – рыхлыми мини-нептунами, т.е. планетами, сохранившими первичную водородно-гелиевую атмосферу. Природа планет из долины радиусов до сих пор остается загадочной. Возможно, значительная доля этих объектов представляет собой океаниды, или водные миры, на десятки процентов состоящие из воды, но при этом лишенные существенной водородной атмосферы.
22 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов у сравнительно близкого оранжевого карлика Ross 176. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей. Ее средняя плотность слишком низка для железокаменного состава, но велика для мини-нептуна. Весьма вероятно, что перед нами океанида.
Ross 176 (TOI-4491) – звезда главной последовательности спектрального класса K7 V, удаленная от нас на 46.5 пк. Ее масса оценивается в 0.577 ± 0.024 солнечных масс, радиус – в 0.57 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 12.85 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в полтора раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст Ross-176 определен плохо – как 3.0 ± 2.5 млрд. лет.
Звезда попала на 14-15, 41, и 55-56 сектора TESS. Кривая блеска продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 5 суток и глубиной 1150 ppm. Чтобы измерить массу транзитного кандидата, исследователи получили 99 измерений лучевой скорости Ross 176 на спектрографе CARMENES. Масса планеты Ross 176 b оказалась равной 4.6 ± 0.9 масс Земли, что при радиусе 1.84 ± 0.08 радиусов Земли соответствует средней плотности 4.0 +0.5/-0.8 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0464 ± 0.0012 а.е. и эксцентриситетом 0.25 ± 0.04, и делает один оборот за 5.00663 ± 0.00001 суток. Средняя освещенность на орбите Ross 176 b в 36.2 ± 1.7 раза больше, чем на орбите Земли, эффективная температура планеты достигает 682 ± 8 К.
На диаграмме «Масса – Радиус» Ross 176 b лежит вблизи линии «супер-Ганимедов», т.е. планет, состоящих наполовину из горных пород и наполовину из воды. Конечно, при температуре свыше 700 К вода будет находиться не в жидком виде, а в виде водяного пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов.
Ross 176 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой у оранжевых карликов. Синим и желтым цветом показаны планеты HD 40307 b и Wolf 503 b, соответственно. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Светло-голубой линии соответствует модель планеты, 50/50 состоящей из горных пород и воды.Авторы оценили перспективы изучения атмосферы Ross 176 b с помощью JWST. В случае, если атмосфера планеты имеет солнечный химический состав и не имеет высотных облаков, достаточно пронаблюдать один транзит, чтобы увидеть в трансмиссионном спектре планеты полосы метана и водяного пара. Однако если атмосфера Ross 176 b водно-паровая, характерная шкала высот будет гораздо меньше, чем в случае преимущественно водородно-гелиевой атмосферы, и понадобится пронаблюдать не меньше 10 транзитов, чтобы надежно зафиксировать в спектре полосы водяного пара. Поэтому «плоский» трансмиссионный спектр при наблюдении одного транзита Ross 176 b будет косвенно свидетельствовать в пользу водного мира.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.15763
2 августа 2025
TOI-2431 b: горячая суперземля с 5.4-часовым периодом
Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальными периодами короче 1 суток. К настоящему моменту их известно около 150 штук. В подавляющем большинстве случаев это железокаменные суперземли с радиусом меньше 2 радиусов Земли, часто с повышенной долей железа в недрах (супер-Меркурии). Распространенность (частота встречаемости) планет с ультракоротким периодом оценивается в 1.1 ± 0.4% у красных карликов, 0.51 ± 0.07% у солнцеподобных звезд G класса и только 0.15 ± 0.05% у звезд класса F – другими словами, она быстро падает с увеличением массы родительской звезды.
14 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья, посвященная открытию суперземли с ультракоротким периодом у звезды HIP 11707 (TOI-2431). Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей.
HIP 11707 – поздний оранжевый карлик спектрального класса K7 V, удаленный от нас на 36.01 ± 0.06 пк. Его масса оценивается в 0.66 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.65 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в 9.2 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен очень плохо – как 2.0 +9.1/-1.7 млрд. лет, содержание тяжелых элементов близко к солнечному значению.
HIP 11707 попала на 31, 42-43 и 70-71 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала слабый транзитный сигнал с периодом всего 5 часов 23 минуты и глубиной ~455 ppm, соответствующей планете радиусом 1.536 ± 0.033 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации. Массу планеты измерили с помощью спектрографов NEID и HPF – она оказалась равной 6.2 ± 1.2 масс Земли, что соответствует средней плотности 9.4 ± 1.9 г/куб.см. TOI-2431 b вращается на расстоянии всего 0.0063 ± 0.0001 а.е. (945 тыс. км!), ее эффективная температура достигает 2063 ± 30 К. Дневное полушарие этой горячей суперземли должно быть полностью расплавлено.
Суперземля TOI-2431 b (показана красным цветом) на диаграмме «Масса – Радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Планеты с ультракороткими периодами показаны более ярким цветом, чем планеты на более широких орбитах, некоторые из них подписаны. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Пунктирной серой линией показана максимально возможная средняя плотность, достигаемая в результате гигантских столкновений планет.TOI-2431 b вращается лишь немного дальше предела Роша, ближе которого она была бы разорвана приливными силами. Мощные приливные силы искажают форму планеты, вытягивая ее вдоль оси звезда – планета, а быстрое вращение дополнительно сплющивает ее. Итоговая форма TOI-2431 b является трехосным эллипсоидом, в котором самая длинная ось на 8.7 ± 1.7% больше самой короткой, направленной перпендикулярно плоскости орбиты.
Под действием приливных сил планета постепенно приближается к своей звезде. Примерно через 31 млн. лет она достигнет предела Роша и начнет разрушаться.
Относительная яркость родительской звезды и высокая температура планеты делают систему TOI-2431 хорошей целью для эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, ее метрика эмиссионного спектра (ESM) достигает 27. В случае успеха наблюдения вторичного минимума позволят определить минералогический состав поверхности дневного полушария TOI-2431 b.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.08464
1 августа 2025
TESS обнаружила еще тридцать горячих юпитеров
Обзорная транзитная миссия TESS уже семь лет ведет наблюдения за яркими звездами на всей небесной сфере. Обнаружено около семи тысяч транзитных кандидатов, из которых значительную долю составляют газовые гиганты на тесных орбитах – горячие юпитеры. Большое количество горячих юпитеров и среди открытий TESS, и в каталогах известных экзопланет вызвано не их обилием (распространенность планет этого типа оценивается всего в 0.5-1% у FGK звезд), а легкостью их обнаружения и достаточно высокой вероятностью транзитной конфигурации.
TESS обнаруживает транзитные кандидаты, но проверять их планетную природу необходимо другими методами – например, методом лучевых скоростей. Этим занимаются многочисленные научные коллективы по всему миру. Координирует работу программа TFOP (TESS Follow-up Observing Program) – это делается, чтобы избежать дублирования и оптимизировать усилия наблюдателей. Периодически появляются работы, где новые планеты представляются «крупным оптом» – сразу по несколько десятков штук.
3 июля 2025 года в Архиве электронных препринтов вышла статья большого коллектива авторов, посвященная открытию еще тридцати(!) горячих юпитеров, обнаруженных TESS и подтвержденных методом лучевых скоростей. Почти все они вращаются вокруг F звезд, более массивных и ярких, чем Солнце, причем некоторые из родительских звезд уже сошли с главной последовательности и начали эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Четыре планеты были обнаружены у звезд, входящих в состав широких пар.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
*Транзит планеты TOI-5592 b является скользящим.
Новые планеты (показаны желтым цветом) на диаграммах: a) «Масса – Радиус», b) «Масса – Средняя плотность», c) «Эффективная температура – Радиус», d) «Эффективная температура – Масса». Зеленым и оранжевым цветом показаны 10 и 20 планет, открытых этим же научным коллективом в 2022 и 2023 годах, серым цветом – остальные транзитные планеты-гиганты с измеренной массой.Богатая статистика горячих юпитеров поможет лучше понимать пути образования и эволюции этих планет и планетных систем в целом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2507.01855
5 июля 2025
TOI-4465 b: массивный газовый гигант на 102-дневной орбите
Вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому большинство транзитных планет находится на тесных орбитах и сильно нагрето. Однако наибольший интерес представляют как раз относительно прохладные транзитные планеты с орбитальными периодами в десятки и сотни суток.
В настоящее время основной «фабрикой» по открытию новых экзопланет выступает миссия TESS. Время наблюдений одного сектора TESS составляет всего 27.4 суток, поэтому долгопериодические кандидаты представлены, как правило, только одним транзитным событием. Наблюдения единственного транзита позволяют измерить радиус планеты, но не ее орбитальный период. Чтобы точно определить орбитальный период возможной планеты, измерить ее массу и эксцентриситет орбиты, обычно используют метод лучевых скоростей. Окончательным подтверждением планетной природы транзитного кандидата является наблюдение еще одного транзита в предсказанное время.
26 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию долгопериодической транзитной планеты TOI-4465 b. Ее родительская звезда попала на 26, 40 и 53 сектора TESS. На 40 секторе на кривой блеска звезды прорисовалось единственное транзитное событие глубиной около 2%, говорящее о возможном наличии планеты газового гиганта. Чтобы определить основные параметры планеты, авторы получили 56 измерений лучевой скорости TOI-4465 на спектрографе APF, 15 измерений на CHIRON и 14 на TRES. Наконец, в ожидаемое время с 9 по 13 августа 2022 года большой коллектив наблюдателей, включая любителей астрономии, пытались зафиксировать еще один транзит этой планеты. Несмотря на некоторые трудности (так, транзит длился 12 часов, поэтому наземным наблюдателям удавалось увидеть или его начало, или конец), затея увенчалась успехом.
TOI-4465 – солнцеподобная звезда спектрального класса G7 V, удаленная от нас на 121.9 ± 0.3 пк. Ее масса оценивается в 0.93 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 1.014 ± 0.041 солнечных радиусов, светимость – в 0.823 ± 0.010 солнечной светимости.
При радиусе 1.25 ± 0.08 радиусов Юпитера масса планеты TOI-4465 b достигает 5.89 ± 0.26 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.73 ± 0.53 г/куб.см. Этот массивный гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.416 ± 0.014 а.е. и эксцентриситетом 0.24 ± 0.01, и делает один оборот за 101.9405 ± 0.0004 суток. Его эффективная температура меняется от 375 ± 13 К в апоцентре до 478 ± 15 К в перицентре.
Планета TOI-4465 b (показана лиловым ромбом и подписана) на диаграмме «Орбитальный период – Радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Цвет планет отражает их массу, цветовая шкала расположена справа от графика. TOI-4465 b является самой крупной среди всех планет с периодом больше 100 суток.Из-за большой массы и умеренной температуры шкала высот в атмосфере планеты ожидается небольшой, что делает TOI-4465 b трудной целью для трансмиссионной спектроскопии. Однако гигант будет прекрасной целью для эмиссионной спектроскопии (зависимости от длины волны уменьшения полного блеска системы при заходе планеты за звезду) – это третья планета среди всех известных по величине метрики эмиссионного спектра.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.20019
2 июля 2025
TOI-1846 b: суперземля из «долины радиусов»
Хорошо известно, что распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид: железокаменные суперземли с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли и окутанные водородно-гелиевыми атмосферами мини-нептуны с радиусами больше 2 радиусов Земли разделяет минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Планеты, попавшие в долину радиусов, вызывают повышенный интерес, потому что их физическая природа до сих пор неясна.
Для объяснения зазора Фултона предложено несколько гипотез, среди которых основные – фотоиспарение водородных атмосфер небольших планет под влиянием жесткого излучения родительской звезды, тепловое истечение первичных атмосфер под действием энергии, приходящей из недр молодой планеты, формирование планет из протопланетного вещества разного состава – внутри снеговой линии или за ее пределами. Всестороннее изучение немногочисленных планет с радиусами 1.5-2.0 радиусов Земли поможет разобраться в этом вопросе.
24 июня 2025 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию планеты из долины радиусов TOI-1846 b. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, ее массу еще предстоит измерить.
TOI-1846 – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 47.24 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.418 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.40 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 43.4 раза меньше солнечной. Возраст звезды плохо определен – как 7.2 +4.6/-5.1 млрд. лет, содержание тяжелых элементов в полтора раза больше солнечного.
TOI-1846 попала на 25 секторов TESS. Богатые и долгие ряды наблюдений позволили обнаружить транзитный сигнал с периодом 3.93067 суток и глубиной ~0.17%, соответствующей планете радиусом 1.79 ± 0.07 радиусов Земли. Вероятность не планетной природы транзитного кандидата не превышает 2·10-4. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0365 ± 0.0007 а.е. (~19.75 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 568 ± 6 К.
Чтобы оценить химический состав TOI-1846 b, необходимо определить ее среднюю плотность, а для этого – измерить массу. Если исходить из эмпирических соотношений масса-радиус для уже известных планет, масса TOI-1846 b скорее всего попадет в интервал 4.4 +1.6/-1.0 масс Земли. Такая планета будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с амплитудой 1.6-7 м/с – вполне доступные современным высокоточным инфракрасным спектрографам, например, MAROON-X. Нет сомнений, что в ближайшее время масса TOI-1846 b будет измерена.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2506.18550
Архив новостей:
2005 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012_1 2012_2 2013_1 2013_2 2014_1 2014_2 2015_1 2015_2 2016_1 2016_2 2017_1 2017_2 2018_1 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1 2021_2 2022_1 2022_2 2023_1 2023_2 2024_1 2024_2 2025_1
