18 августа 2017
Три планеты земного типа у близкого красного карлика YZ Ceti

Красные карлики (маломассивные звезды главной последовательности) – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает 70% от полного числа звезд. Рядом с красным карликом проще найти землеподобную планету, чем рядом с солнцеподобной звездой: амплитуда колебаний лучевой скорости, наведенных планетой фиксированной массы, пропорциональна m_star^-2/3, а глубина транзита планеты фиксированного радиуса пропорциональна R_star^-2. Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики являются привлекательной целью для поиска планет как методом измерения лучевых скоростей, так и транзитным методом.

Планетные системы красных карликов широко распространены. По расчетам К. Дрессинг и Д. Шарбонно на каждую маломассивную звезду в среднем приходится 2.5 планет с радиусами 1-4 радиусов Земли и орбитальными периодами короче 200 земных суток. Недавно планета земного типа была обнаружена и у ближайшей к Солнцу звезды – красного карлика Проксима Центавра.

14 августа 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех маломассивных планет у близкого красного карлика YZ Кита. Открытие было сделано методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS.

YZ Кита (HIP 5643) – звезда главной последовательности спектрального класса M4.5 V, удаленная от нас на 3.7 ± 0.1 пк. Масса звезды оценивается в 0.130 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.168 ± 0.009 солнечных радиусов, светимость примерно в 453 раза меньше светимости Солнца. Звезда отливается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе нашего дневного светила, – и зрелым возрастом, составляющим 5 ± 1 млрд. лет.

С декабря 2003 года по октябрь 2016 года на спектрографе HARPS было получено 211 замеров лучевой скорости YZ Кита. Лучевая скорость демонстрирует три колебания с периодами 1.97, 3.06 и 4.66 земных суток, вероятность ложного открытия (FAP) для которых менее 10^-4. В данных есть признаки наличия и четвертого колебания с периодом около 1 земных суток, но тут вероятность ложнопозитива достигает 1.1%, и исследователи осторожно не включили его в список планетных кандидатов.

Итак, минимальная масса (параметр m sin i) самой внутренней планеты YZ Кита b – 0.75 ± 0.13 масс Земли. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0156 ± 0.0005 а.е. и делает один оборот за 1.9688 ± 0.0002 земных суток. Температурный режим внутренней планеты грубо соответствует температурному режиму Меркурия (но немного горячее его). Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для YZ Кита b достигает 5.7%.

У средней планеты YZ Кита c минимальная масса – 0.98 ± 0.14 масс Земли. Ее орбита также близка к круговой – эксцентриситет составляет 0.04 ± 0.11. Планета вращается на среднем расстоянии 0.0209 ± 0.0007 а.е. и делает один оборот за 3.0601 ± 0.0002 земных суток. Температурный режим средней планеты также грубо соответствует температурному режиму Меркурия, но слегка прохладнее его. Геометрическая вероятность транзитной конфигурации для YZ Кита c составляет 4.1%.

Орбита третьей (внешней) планеты YZ Кита d отличается заметным эксцентриситетом (0.13 ± 0.10). Ее масса достигает 1.14 ± 0.17 масс Земли, большая полуось орбиты – 0.0276 ± 0.0009 а.е., орбитальный период – 4.6563 ± 0.0004 земных суток. Температурный режим третьей планеты оказывается промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Вероятность транзитной конфигурации YZ Кита d – 2.9%.

Планеты b и c с одной стороны, и c и d с другой близки к орбитальному резонансу 3:2.

Авторы изучили динамическую устойчивость этой системы и нашли, что она устойчива, если орбиты внешних планет близки к круговым (эксцентриситеты орбит планет c и d не превышают 0.15 и 0.17, соответственно), а массы меньше примерно 3 масс Земли. Это означает, что наклонение орбиты планеты c не может быть меньше 6°, а планеты d – 28°.

Авторы считают новую планетную систему очень привлекательной целью для дальнейших исследований, особенно если хотя бы одна планета из трех окажется транзитной.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1708.03336.pdf

 

 

12 августа 2017
HD 208897 b: первая экзопланета, открытая на российско-турецком телескопе RTT150

Поиск планет методом измерения лучевых скоростей родительских звезд ведется уже около трех десятилетий, но по ряду причин российские ученые почти не принимали в нем участия. К счастью, ситуация начинает меняться. В 2007 году на 1.5-метровом российско-турецком телескопе RTT150, установленном в обсерватории TUBÍTAK, началась программа наблюдений 50 спокойных и достаточно ярких G- и K-гигантов с видимой звездной величиной ~6.5. Эта программа является частью более обширной наблюдательной программы красных гигантов, которая уже много лет ведется на обсерватории Окаяма (OAO), она стала результатом сотрудничества российских, турецких и японских астрономов.

8 августа 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у сравнительно близкого и яркого оранжевого гиганта HD 208897. Планета была открыта методом измерения лучевых скоростей, причем 73 замера из 107 были получены на российско-турецком телескопе, а остальные 34 – на 1.88-метровом телескопе обсерватории Окаяма.

HD 208897 (HIP 108513) – оранжевый гигант спектрального класса K0 III, удаленный от нас на 64.7 ± 2.2 пк. Его масса оценивается в 1.25 ± 0.11 солнечных масс, радиус – в 5.0 ± 0.2 солнечных радиусов, светимость в ~12.3 раза превышает солнечную. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.6 раза больше, чем в составе Солнца.

Спектрограф, установленный на RTT150, измеряет лучевые скорости звезд с погрешностью около 10 м/с. Спектрограф HIDES, установленный на 1.88-метровом телескопе OAO, имеет более высокую точность – 3 м/с. С другой стороны, долгое время наблюдений звезды на RTT150 (с 2009 года) и большее число замеров позволило охватить несколько орбитальных периодов планеты и с хорошей точностью определить большую полуось ее орбиты.

Итак, HD 208897 b – планета-гигант, вращающаяся вокруг своей звезды по слабоэллиптической орбите с большой полуосью 1.05 ± 0.03 а.е. и эксцентриситетом 0.07 ± 0.06, и делающая один оборот за 352.7 ± 1.7 земных суток. Ее минимальная масса (параметр m sin) определена не так однозначно. Если использовать только замеры, полученные на RTT150, масса планеты составит 1.70 ± 0.18 масс Юпитера. Если использовать только замеры более точного спектрографа HIDES – то 1.16 ± 0.05 масс Юпитера. Наконец, при совместном анализе данных минимальная масса планеты оказывается равной 1.40 ± 0.08 масс Юпитера. Прояснить этот вопрос и уточнить массу планеты помогут дальнейшие наблюдения.

Планета HD 208897 b (показана синим кружком) на плоскости «большая полуось орбиты – эксцентриситет» на фоне других экзопланет. Красным цветом показаны планеты у звезд промежуточной массы (1.3-3 солнечных масс). Зеленым цветом показаны планеты у маломассивных (масса < 1.3 солнечных масс) красных гигантов. Пунктирные линии соответствуют фиксированному расстоянию в перицентре, равному (слева направо) 0.5, 1.0 и 1.5 а.е.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1708.01895.pdf

 

 

8 августа 2017
Число свободно плавающих планет-гигантов не превышает 0.25 на одну звезду

Планеты, свободно плавающие в диске Галактики и не связанные с какой-либо звездой, могут образоваться разными способами. Они могут быть выброшены из своих систем в результате планет-планетного рассеяния или гравитационного возмущения со стороны другой звезды, а могут сформироваться самостоятельно из плотных газопылевых облаков подобно маломассивным звездам и коричневым карликам. Несколько свободно плавающих планет уже было открыто в молодых звездных скоплениях и областях, где идет звездообразование – молодые, массивные и горячие планеты являются источником собственного теплового излучения и регистрируются на инфракрасных снимках. Однако для планет с массами ниже 5 масс Юпитера эффективность такого метода обнаружения очень низка.

По большому счету, только один метод способен находить свободно плавающие планеты с массами вплоть до массы Марса – метод гравитационного микролинзирования. Предыдущий анализ 474 событий микролинзирования показал избыток очень коротких событий, длящихся 1-2 земных суток и соответствующих микролинзированию на планетах-гигантах – это привело исследователей к выводу, что число свободно плавающих планет-гигантов может вдвое превышать количество звезд. Однако эта оценка не согласуется с данными наблюдений областей звездообразования и трудно объяснима с позиций теории формирования планетных систем.

Как же примирить эти подходы и правильно оценить количество свободно плавающих планет?

24 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу событий микролинзирования, которые наблюдались в 2010-2015 годах микролинзовым обзором OGLE- IV. Новая выборка содержит 2617 событий. В рамках данного обзора фотометрические замеры производились каждые 20 или 60 минут, что делает OGLE-IV эффективным для наблюдений 1-2 суточных событий. Всего были проанализированы кривые блеска около 50 млн. звезд, расположенных в направлении на центр Галактики.

И оказалось, что никакого избытка 1-2 суточных событий микролинзирования нет! По оценкам авторов исследования, количество свободно плавающих планет-гигантов с массой больше 1 массы Юпитера не превышает 0.25 на одну звезду (с достоверностью 95%). Скорее всего, эта величина еще меньше – примерно 0.05 планет на звезду.

Распределение событий микролинзирования в обзоре OGLE-IV по длительности, с поправкой на малую эффективность обнаружения коротких событий. Избыток количества 1-2 суточных событий, заявленный в исследовании 2011 года (показан красной пунктирной линией), не подтвердился. Точечная лиловая линия соответствует верхнему пределу на количество свободно плавающих планет-гигантов в 0.25 планет на одну звезду.

Не обнаружив избытка 1-2 суточных событий, авторы исследования обнаружили тем не менее 6 событий продолжительностью всего в несколько часов (0.1-0.4 суток), соответствующих планетам с массами всего в несколько масс Земли. По расчетам авторов, если количество планет с массой ~5 масс Земли впятеро превышает количество звезд, таких событий должно было быть 2.2 (т.е. два или три). Таким образом можно сделать вывод о значительном количестве свободно плавающих суперземель, выброшенных из своих систем, или же суперземель, находящихся на широких орбитах (свыше 10 а.е. от родительской звезды). По-видимому, эффективность выбрасывания планет сравнительно малых масс из родительских систем существенно выше, чем эффективность выбрасывания планет-гигантов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.07634.pdf

 

 

7 августа 2017
Масса планеты Kepler-10 c оказалась в 2.3 раза меньше, чем считалось ранее

Планетная система Kepler-10 (KOI-72) – одна из первых, обнаруженных космическим телескопом им. Кеплера. Она включает в себя две транзитные планеты с периодами 0.8375 и 45.3 земных суток. Внутренняя планета Kepler-10 b с радиусом 1.48 радиусов Земли и массой ~4 масс Земли явилась первой планетой земного типа, открытой Кеплером в 2011 году. Природа второй планеты Kepler-10 c, чей радиус составил 2.32 радиусов Земли, долгое время оставалась неизвестной. Первые попытки измерить ее массу закончились неудачей – был получен лишь верхний предел в 20 масс Земли. В 2014 году женевская группа, получив 148 замеров лучевой скорости звезды Kepler-10 с помощью спектрографа HARPS, оценила массу планеты Kepler-10 c в 17.2 ± 1.9 масс Земли. При средней плотности 7.1 ± 1 г/куб.см это означало, что перед нами не мини-нептун, а массивная планета земного типа – одна из самых массивных железокаменных планет, известных людям!

Один из основополагающих принципов науки – повторяемость результатов. В 2016 году массу планеты Kepler-10 c независимо попыталась оценить калифорнийская группа, которая делала замеры лучевых скоростей родительской звезды с помощью спектрографа HIRES. Было получено 72 замера, при этом масса планеты оказалась другой – 5.7 ^+3.2/_-2.9 масс Земли. Оценки конкурирующих групп различались почти втрое!

С этой ситуацией надо было разобраться.

20 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная совместному анализу данных, полученных на HARPS и HIRES. Промоделировав эту систему с учетом предполагаемой третьей планеты, авторы исследования нашли, что масса Kepler-10 c крайне чувствительна к взаимной фазе второй и предполагаемой третьей планеты. Также было учтено влияние звездной активности.

По словам авторов статьи, существует только одна модель, хорошо описывающая все полученные данные. Согласно этой модели, масса внутренней планеты b составляет 3.24 ± 0.28 масс Земли (средняя плотность 5.48 ^+0.78/_-0.68 г/куб.см), масса средней планеты c составляет 7.37 ^+1.32/_-1.19 масс Земли (средняя плотность 3.14 ^+0.63/_-0.55 г/куб.см), а масса третьей планеты d – 5.9 ^+1.7/_-1.0 масс Земли. Третья (пока неподтвержденная) планета делает один оборот вокруг своей звезды за 102 ± 1 земных суток. Для окончательного подтверждения внешней планеты и уточнения ее параметров необходимы дальнейшие наблюдения.

Экзопланеты с радиусом менее 3.2 радиусов Земли на плоскости «масса – радиус». Красным цветом показаны транзитные планеты системы Kepler-10 согласно данным, полученным HARPS (2014 г.), оранжевым цветом – эти же планеты согласно новым данным (2017 г.). Для сравнения показаны также Земля и Венера.

Исследователи отмечают, что неучет когерентных RV-сигналов любой природы (планетной, звездной или инструментальной) может серьезно искажать массы планет с известными орбитальными периодами, так что на это надо обращать пристальное внимание.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.06192.pdf

 

 

28 июля 2017
HATS-43 b, HATS-44 b, HATS-45 b, HATS-46 b: четыре транзитных горячих гиганта

Поиск транзитных планет у сравнительно ярких звезд и последующее определение их массы методом измерения лучевых скоростей позволяет узнать и массу, и радиус планеты, а значит, и ее среднюю плотность. Это, в свою очередь, позволяет оценить химический состав и строение транзитных планет. Наземные транзитные обзоры, из которых самими успешными являются SuperWASP и HATNet, обнаружили уже около трех сотен планет, чья масса и радиус определены с точностью лучше 30%. В подавляющем большинстве эти планеты являются горячими юпитерами.

25 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще четырех планет этого типа – горячих гигантов HATS-43 b, HATS-44 b, HATS-45 b и HATS-46 b. Планеты были обнаружены наземным транзитным обзором HATSouth, являющимся аналогом в южном полушарии северного транзитного обзора HATNet. Проверка планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы проводилась методом измерения лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографов HARPS, FEROS и PFS.

Таблица 1. Свойства родительских звезд

Звезда	Расстояние от Солнца, пк	Спектральный класс	Масса, масс Солнца	Радиус, радиусов Солнца	Светимость, светимостей Солнца	Возраст, млрд. лет	Металличность [Fe/H]
HATS-43	341 ± 17	K0 V	0.837 ± 0.023	0.812 ± 0.032	0.400 ± 0.046	8.6 +3.0/-4.8	0.05 ± 0.04
HATS-44	463 ± 23	K0 V	0.860 ± 0.021	0.847 ± 0.036	0.400 ± 0.051	9.7 +2.4/-4.0	0.32 ± 0.07
HATS-45	818 ± 41	F5 V	1.272 ± 0.048	1.315 ± 0.064	2.66 ± 0.36	1.52 ± 0.70	0.02 ± 0.07
HATS-46	448 ± 22	G8 V	0.917 ± 0.027	0.853 ± 0.040	0.59 ± 0.07	3.0 +3.4/-2.1	-0.06 ± 0.05

Таблица 2. Свойства планет

Планета	Большая полуось орбиты, а.е.	Орбитальный период, сут.	Масса, масс Юпитера	Радиус, радиусов Юпитера	Средняя плотность, г/куб.см	Эффективная температура, К
HATS-43 b	0.0494 ± 0.0005	4.388850 ± 0.000006	0.261 ± 0.054	1.18 ± 0.05	0.191 +0.054/-0.038	1003 ± 27
HATS-44 b	0.0365 ± 0.0003	2.743900 ± 0.000003	0.56 ± 0.11	1.07 +0.12/-0.07	0.56 ± 0.19	1161 ± 34
HATS-45 b	0.0551 ± 0.0007	4.187624 ± 0.000006	0.70 ± 0.15	1.29 ± 0.09	0.41 +0.16/-0.11	1518 ± 45
HATS-46 b	0.0537 ± 0.0005	4.742373 ± 0.000005	0.173 ± 0.062	0.90 +0.06/-0.04	0.28 ± 0.12	1054 ± 29

Как мы видим, массы двух планет, HATS-43 b и HATS-46 b, оказываются меньше массы Сатурна – тем самым попадая в диапазон, промежуточный между массами Сатурна и Нептуна. Планеты в этом диапазоне могут быть как легкими газовыми гигантами, так и тяжелыми нептунами. Однако большой радиус и низкая средняя плотность обеих планет однозначно говорит нам о том, что перед нами – легкие газовые гиганты.

Интересно, что если орбиты HATS-44 b, HATS-45 b и HATS-46 b совместимы с круговыми, то орбита HATS-43 b обладает заметным эксцентриситетом, возможно, вызванным наличием в этой системе еще одной (не транзитной) планеты.

Низкая средняя плотность, умеренная температура, большая шкала высот и относительная яркость родительских звезд делает HATS-43 b и HATS-46 b привлекательной целью для изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии, особенно с помощью телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск планируется на октябрь 2018 года.

Новые планеты на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Эффективная температура планет показана цветом (цветовая шкала расположена справа). Линиями показаны модельные зависимости «масса-радиус» для планет, расположенных на расстоянии 0.045 а.е. от солнцеподобной звезды: черным цветом – в возрасте 1 млрд. лет, голубым цветом – в возрасте 4.5 млрд. лет, без ядра или с ядром из тяжелых элементов.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.07093.pdf

 

 

22 июля 2017
MASCARA-1 b: горячий гигант на резко наклоненной орбите

К настоящему моменту известно 2747 транзитных планет, подавляющее большинство которых было открыто космическим телескопом им. Кеплера. Однако, как правило, эти планеты вращаются вокруг тусклых звезд (14-16 звездной величины), что сильно затрудняет их дальнейшее изучение.

Наземный транзитный обзор MASCARA посвящен поиску транзитных экзопланет у ярких звезд, чья видимая звездная величина попадает в интервал +4–8.4. Обзор основан на фотометрических наблюдениях, проводимых двумя комплексами автоматических телескопов, один из которых расположен в северном полушарии (в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на Канарах), другой – в южном (на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили). Поскольку наблюдения ведутся сквозь земную атмосферу, MASCARA способен обнаруживать лишь планеты-гиганты.

17 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья об открытии транзитного горячего юпитера MASCARA-1 b. Это уже вторая планета, обнаруженная данным обзором (первая была представлена две недели назад).

MASCARA-1 (HD 201585, HIP 104513) – звезда главной последовательности спектрального класса A8 V. Ее масса оценивается в 1.72 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 2.1 ± 0.2 солнечных радиусов, светимость примерно в 13 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.0 ± 0.2 млрд. лет.

Масса планеты MASCARA-1 b оценивается 3.7 ± 0.9 масс Юпитера. Такая низкая точность обусловлена низкой точностью замеров лучевой скорости родительской звезды – из-за быстрого вращения и высокой температуры фотосферы погрешность единичного замера достигала 250-300 м/с. При радиусе планеты 1.5 ± 0.3 радиусов Юпитера это приводит к средней плотности, равной 1.5 ± 0.9 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.043 ± 0.005 а.е. (~4.4 звездных радиуса) и делает один оборот за 2.14878 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается авторами открытия в 2570 ± 50К.

Новая планета (показана желтой звездой) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Цвет отражает эффективные температуры экзопланет, цветовая шкала представлена справа.

Высокая скорость вращения звезды благоприятствует измерению наклона орбиты транзитной планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Как оказалось, этот наклон (точнее, его проекция на небесную сферу, λ) достигает 69.5 ± 3°. Таким образом, новая планета подтверждает закономерность, подмеченную для транзитных планет звезд A- и раннего F-класса, чьи орбиты, как правило, резко наклонены к звездному экватору.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04262.pdf

 

 

20 июля 2017
Вторая планета в системе K2-18

Планетная система K2-18 была представлена в марте 2015 года вместе с 17-ю другими транзитными планетами, обнаруженными во время первой наблюдательной кампании расширенной миссии «Кеплера» K2 и прошедшими процедуру валидации. На момент открытия в этой системе была обнаружена одна транзитная планета с радиусом 2.24 ± 0.25 радиусов Земли, получающая от своей звезды примерно столько же энергии, сколько получает Земля от Солнца. Орбитальный период планеты K2-18 b составил ~32.9 земных суток. Т.к. наблюдательные кампании расширенной миссии «Кеплера» длятся немного менее 80 суток, было зафиксировано всего два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности. 29 августа 2015 года звезду K2-18 в течение 8.1 часов наблюдал космический инфракрасный телескоп им. Спитцера – он зафиксировал третий транзит мини-нептуна K2-18 b, произошедший в предсказанное время. Это исключило альтернативные объяснения двум транзитным событиям, обнаруженным «Кеплером» (например, что оба транзита вызваны двумя разными планетами, по одному разу прошедшими по звездному диску).

Относительная яркость звезды K2-18 (+13.5 в видимых лучах и +8.9 в полосе K) делала возможным окончательное подтверждение планетной природы K2-18 b и измерение ее массы методом измерения лучевых скоростей. С апреля 2015 года по май 2017 года было получено 75 замеров лучевой скорости звезды K2-18 с помощью спектрографа HARPS. Точность единичного замера составила 2.4-5.6 м/с для разных ночей. В результате исследователям удалось не только измерить массу мини-нептуна K2-18 b, но и обнаружить еще одну (не транзитную) планету K2-18 c.

Масса K2-18 b оказалась равной 8.0 ± 1.9 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.7 ± 0.9 г/куб.см. Такая средняя плотность говорит или о наличии протяженной водородно-гелиевой атмосферы, и/или о том, что более половины массы планеты приходится на водяной лед. Эффективная температура планеты при альбедо, равном 0.3, оценивается в 235 ± 9К.

Планета K2-18 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет небольшой массы. Для сравнения также показаны Земля и Венера.

Помимо колебаний лучевой скорости звезды K2-18, вызванных гравитационным взаимодействием с планетой b, ученые обнаружили колебания с периодом 8.962 ± 0.008 земных суток и полуамплитудой 4.63 ± 0.72 м/с, никак не связанные с проявлениями внутренней звездной активности. После анализа данных они пришли к выводу, что эти колебания вызываются планетой K2-18 c с минимальной массой (параметром m sin i) 7.5 ± 1.3 масс Земли, вращающейся на среднем расстоянии 0.060 ± 0.003 а.е., т.е. в 2.4 раза ближе планеты b. Температурный режим второй планеты близок к температурному режиму Меркурия.

Исследователи поискали в данных «Кеплера» следы транзитов внутренней планеты, но ничего не нашли. При этом минимальная масса K2-18 c достаточно велика, чтобы ее транзит проявился на кривой блеска, даже если эта планета состоит из чистого железа. Это означает, что планета K2-18 c не транзитная, а орбиты обеих планет имеют заметное взаимное наклонение.

Величина этого наклонения, впрочем, может быть весьма невелика и сравнима с взаимным наклонением орбит планет Солнечной системы. Авторы статьи подсчитали, что для того, чтобы K2-18 c не касалась звездного диска, ее орбита должна быть наклонена на угол больше 1.41° или меньше -2.25° к орбите планеты b (в зависимости от того, по какой половине звездного диска проходит хорда транзита).

Ученые исследовали динамическую устойчивость системы K2-18 и нашли, что система устойчива, если эксцентриситет орбиты планеты b не превышает величины 0.43, а планеты c – 0.47. Гравитационное взаимодействие обеих планет должно приводить к заметным вариациям времени наступления транзитов планеты b, достигающим 40 секунд. Наблюдения этих вариаций – дело ближайшего будущего.

Мини-нептун K2-18 b также будет прекрасной целью для космического телескопа им. Джеймса Вебба, который сможет изучать свойства его атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Его родительская звезда – второй по яркости красный карлик, возле которого обнаружена транзитная планета в обитаемой зоне.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04292.pdf

 

 

19 июля 2017
EPIC 228813918 b: землеразмерная планета на 4.3-часовой орбите

За последние годы было открыто несколько планет с ультракороткими периодами (менее 1 земных суток). В их число попали как горячие юпитеры (например, WASP-43 b), так и суперземли (CoRoT-7 b, Kepler-78 b). Более сотни транзитных кандидатов с ультракороткими периодами обнаружил космический телескоп им. Кеплера. Подавляющее большинство этих кандидатов имеют радиусы менее 2 радиусов Земли, что говорит об их железокаменном составе.

17 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты земного типа EPIC 228813918 b с орбитальным периодом всего в 4.3 часа. Планета вращается вокруг красного карлика спектрального класса M3 V, удаленного от нас на 95 ± 14 пк.

Масса звезды оценивается в 0.463 ± 0.052 солнечных масс, радиус – в 0.442 ± 0.044 солнечных радиусов, светимость составляет 2.64 ± 0.58% от светимости Солнца. Из-за тусклости EPIC 228813918 (ее видимая звездная величина достигает +15.5) измерить массу планеты методом измерения лучевых скоростей не удалось, был получен только верхний предел в 0.7 масс Юпитера. Кроме того, звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал).

Итак, радиус планеты EPIC 228813918 b оценивается в 0.89 ± 0.09 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 0.0058 ± 0.0006 а.е. (0.87 млн. км или 2.82 звездных радиуса!) На таком расстоянии очень сильны приливные силы. Авторы открытия показали, что из-за мощных приливных сил средняя плотность планеты не может быть меньше 6.4 г/куб.см, иначе ее просто разорвет! Это означает, что доля железа в составе планеты не может быть меньше 52.5 ± 7.5% (у Земли – 38%), а ее масса попадает в диапазон 0.82-1.67 масс Земли (нижняя граница интервала соответствует нижнему пределу плотности, верхняя – чисто железному составу). Эффективная температура планеты оценивается авторами в 1471 ± 47К при условии равномерного переизлучения тепла всей поверхностью, и 1880 ± 60К – при менее эффективном теплопереносе на ночную сторону). Скорее всего, дневное полушарие EPIC 228813918 b представляет собой сплошной лавовый океан.

Авторы полагают, что масса этой экстремальной горячей земли может быть измерена новым поколением высокоточных инфракрасных спектрометров, таких, как CARMENES или IRD. Однако тусклость родительской звезды и ожидаемая малая амплитуда колебаний ее лучевой скорости делают эти измерения трудными, фактически, находящимися на пределе возможного.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.04549.pdf

 

 

12 июля 2017
Измерена истинная масса и наклонение орбиты нетранзитного горячего юпитера упсилон Андромеды b

Горячий юпитер упсилон Андромеды b был открыт методом измерения лучевых скоростей еще на заре экзопланетных исследований – в 1997 году. Спустя два года были представлены две новые планеты в этой системе – теплый гигант упсилон Андромеды c с минимальной массой 2.11 масс Юпитера и орбитальным периодом 241.2 ± 1.1 земных суток, и эксцентричный (e = 0.41 ± 0.11) холодный гигант упсилон Андромеды d с минимальной массой 4.61 масс Юпитера и орбитальным периодом 1267 ± 30 земных суток. Тем самым упсилон Андромеды стала первой известной людям многопланетной системой у нормальной (не нейтронной) звезды.

Вопрос динамической устойчивости этой системы многократно изучался различными авторами. Однако для этого анализа необходимо оперировать истинными, а не минимальными массами планет. В 2010 году были проведены высокоточные астрометрические наблюдения звезды упсилон Андромеды на «Хаббле». Как оказалось, система расположена к нам почти плашмя – наклонение орбиты планеты c составило всего 8°, а ее истинная масса достигла ~14 масс Юпитера. Наклонение орбиты планеты d оказалось равным 24°, а ее истинная масса – 10 масс Юпитера. При этом взаимное наклонение орбит планет c и d достигало 30°!

В том же 2010 году была открыта четвертая планета в этой системе упсилон Андромеды e, а также звездный компаньон упсилон Андромеды B, удаленный от главной звезды на 9900 а.е.

7 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная обнаружению водяного пара в атмосфере внутренней планеты упсилон Андромеды b. Исследователи наблюдали звезду упсилон Андромеды с помощью высокоточного инфракрасного спектрометра NIRSPEC на Кеке 7 ночей в спектральной полосе L и 6 ночей в полосе K. Им удалось обнаружить линии водяного пара, образующиеся в атмосфере горячего юпитера упсилон Андромеды b, что позволило измерить лучевую компоненту орбитальной скорости этой планеты, меняющуюся в противофазе с лучевой скоростью родительской звезды. Лучевая скорость планеты b оказалась равной 55 ± 9 км/с. Учтя, что колебания лучевой скорости звезды, наведенные планетой b, имеют амплитуду 70.51 ± 0.37 м/с, авторы определили истинную массу планеты b в 1.70 ^+0.33/_-0.24 масс Юпитера, а наклонение ее орбиты – в 24 ± 4°.

Авторы исследовали динамическую устойчивость системы упсилон Андромеды без учета внешней четвертой планеты e. Система лежит на границе устойчивости – из 216 прогонов только 122 оказались устойчивы на протяжении более 100 тыс. лет и 53 – устойчивы более 1 млн. лет. Для всех устойчивых конфигураций долгота восходящего узла планеты b была менее 40° или больше 320°. Из 53 относительно устойчивых конфигураций авторы выделили 24 с наклонением планеты b, лежащим в интервале от 23 до 25°, и проследили их эволюцию на протяжении 100 млн. лет. Неустойчивыми оказались только два решения. Во всех устойчивых решениях взаимное наклонение планет b и d не превышало 2°, при этом взаимное наклонение планет b и c с одной стороны, и c и d с другой составило 29°.

Авторы планируют дальнейшие наблюдения системы в спектральной полосе L, где линии водяного пара наиболее сильны. Это поможет определить структуру и состав атмосферы самой внутренней планеты системы упсилон Андромеды.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.01534.pdf

 

 

8 июля 2017
MASCARA-2 b (KELT-20 b): транзитный горячий юпитер у молодой A-звезды

7 июля 2017 года сразу два научных коллектива объявили об открытии транзитного горячего юпитера у молодой звезды спектрального класса A2 V HD 185603.

Первый коллектив под руководством Герта Таленса (G.J.J. Talens) проводил фотометрические наблюдения с помощью Multi-Site All-Sky CAmeRA (MASCARA), одна из которых находится в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на Канарах, другая – на территории Южно-Европейской обсерватории в Ла Силья, Чили. MASCARA ведет поиск транзитов у ярких звезд (ярче +8 звездной величины), удобных для дальнейшего изучения.

Второй коллектив – наземный транзитный обзор KELT, для которого эта планета стала двадцатой, ведущий автор исследования – Майкл Лунд (Michael B. Lund). KELT также оптимизирован под поиск планет у сравнительно ярких звезд (обычно +8-10 звездной величины).

Оба научных коллектива провели процедуру валидации транзитного кандидата. Хотя массу транзитной планеты измерить не удалось, на нее были наложены верхние пределы, помещающие кандидата в диапазон планетных масс.

Итак, HD 185603 (MASCARA-2, KELT-20, HIP 96618) – молодая яркая звезда спектрального класса A2 V. Относительно ее точных параметров мнения ученых разделились. Таленс с коллегами оценил ее массу в 2.0 ^+0.2/_-0.1 солнечных масс, Лунд – в 1.76 ^+0.14/_-0.20 солнечных масс. На радиус есть целых три оценки: от Таленса – 1.9 ^+0.4/_-0.2 солнечных радиусов (спектроскопическая оценка), от Лунда – 1.56 ± 0.06 солнечных радиусов, и от Таленса 1.7 ± 0.2 солнечных радиуса (основанная на сравнении болометрической светимости и эффективной температуры). Соответственно, различаются и оценки светимости звезды – 15 ± 3 солнечных светимостей (Таленс) и 12.6 ± 2.2 солнечных светимостей (Лунд). Впрочем, оценки согласуются друг с другом в пределах одного стандартного отклонения.

HD 185603 – звезда молодая и быстро вращающаяся. Команда Таленса оценила ее возраст в 300 ⁺²⁰⁰/_-100 млн. лет, команда Лунда наложила на него верхний предел в 600 млн. лет, обе оценки также согласуются друг с другом.

Поскольку глубина транзита непосредственно дает радиус планеты в долях радиуса звезды, оценки физических размеров планеты у обоих коллективов заметно различаются. Группа Таленса оценила размеры транзитной планеты в 2.2 ^+0.5/_-0.3 радиуса Юпитера, группа Лунда – в 1.73 ± 0.07 радиусов Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.067 ± 0.007 а.е. (Таленс) или 0.054 ± 0.002 а.е. (Лунд) и делает один оборот за 3.47413 ± 0.00001 земных суток. Эффективная температура планеты оценивается исследователями в 2230 ± 70К и 2261 ± 73К, соответственно.

Будущие наблюдения HD 185603, в том числе точное измерение тригонометрического параллакса, проводимое «Гайей», поможет уточнить параметры этой звезды, а значит – и параметры транзитной планеты и системы в целом.

HD 185603 быстро вращается, что затрудняет измерение ее лучевых скоростей с приемлемой точностью. Оба коллектива попытались измерить массу планеты – и оба потерпели неудачу. Таленс сотоварищи наложил на массу MASCARA-2 b верхний предел в 15 масс Юпитера, Лунд – гораздо более жесткий предел в 3.52 масс Юпитера.

С другой стороны, быстрое вращение родительской звезды облегчает измерение наклонения орбиты планеты к оси вращения звезды с помощью эффекта Мак-Лафлина. Группа Таленса оценила это наклонение в 0.6 ± 4°, группа Лунда – в 3.4 ± 2.1°. Таким образом, горячий юпитер вращается практически в плоскости экватора своей звезды. Этим система MASCARA-2 отличается от большинства других систем звезд ранних спектральных классов, где орбиты близких планет обычно сильно наклонены к экватору звезды.

Транзитные горячие юпитеры с измеренным наклонением орбиты к оси вращения звезды на плоскости «температура родительской звезды – наклонение». Планеты звезд с температурой свыше 7000К подписаны. Для планеты HAT-P-57 b приводится два решения. KELT-20 b (MASCARA-2 b) выделена красным цветом.

Среди шести известных транзитных планет, вращающихся вокруг A-звезд, только MASCARA-2 b вращается почти в плоскости экватора своей звезды.

Интересна приливная эволюция этой планеты. Поскольку период вращения звезды короче орбитального периода планеты, под действием приливных сил планета будет удаляться от звезды, а не приближаться к ней. Правда, заметными эти изменения будут только при низкой добротности Q ~ 10⁵.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.01500.pdf
https://arxiv.org/pdf/1707.01518.pdf

 

 

6 июля 2017
EPIC 228754001 b: эксцентричный горячий юпитер у красного гиганта

Известно, что свойства планетных систем зависят от массы родительской звезды, и что планетные системы звезд промежуточной массы отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд. Более удобно вести поиск планет у звезд промежуточной массы, когда те уже сошли с главной последовательности и стали красными гигантами – расширение атмосферы и уменьшение скорости вращения приводит к появлению в спектре таких звезд многочисленных узких линий, по сдвигу которых можно определять их лучевую скорость с приемлемой точностью. К настоящему моменту методом измерения лучевых скоростей было открыто более сотни планет у звезд красных гигантов. Однако транзитных планет у красных гигантов известно очень мало – из-за крупных размеров звездного диска транзиты даже планет-гигантов оказываются очень мелкими и легко замываются земной атмосферой, поэтому наземные транзитные обзоры оказываются тут бессильными. Только после выведения телескопов в космос стало возможным обнаруживать транзитные планеты у звезд красных гигантов, рекордсменом тут стал космический телескоп им. Кеплера.

5 июля 2017 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты-гиганта у красного гиганта EPIC 228754001. Транзитный кандидат был обнаружен «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2 во время 10-й наблюдательной кампании. Проверка планетной природы транзитного кандидата была проведена методом измерения лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и FEROS. Также авторы воспользовались замерами лучевой скорости EPIC 228754001, сделанными их коллегами-конкурентами под руководством Grunblatt (этот коллектив делал замеры на спектрографе HIRES).

Итак, EPIC 228754001 (2MASS J12083992-0844497) – красный (точнее, оранжевый) гигант спектрального класса K0 III. Его масса оценивается в 1.19 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 4.11 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 8.8 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 5.5 ± 0.4 млрд. лет. Расстояние до звезды не сообщается, но, исходя из ее светимости и видимой звездной величины (+11.65) его можно оценить в 586 пк.

Масса планеты EPIC 228754001 b оказалась равной 0.495 ± 0.007 масс Юпитера, радиус – 1.089 ± 0.006 радиусов Юпитера. Интересно, что, несмотря на близость к звезде (большая полуось орбиты составляет 0.0916 ± 0.0006 а.е. или 4.76 ± 0.5 звездных радиусов), орбита планеты отличается сравнительно высоким эксцентриситетом – 0.29 ± 0.05. Гигант делает один оборот вокруг своей звезды за 9.1708 ± 0.0025 земных суток и нагрет до 1586 ± 10К.

Таким образом EPIC 228754001 b стала самой эксцентричной планетой с периодом короче 50 земных суток, вращающейся вокруг звезды красного гиганта.

Планета EPIC 228754001 b (показана синим треугольником) на плоскости «большая полуось орбиты – масса планеты» среди других планет у звезд красных гигантов. Черными кружками показаны планеты, открытые методом лучевых скоростей, розовыми незаполненными кружками – транзитные планеты.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1707.00779.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