 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
4 августа 2021
TOI-2406 b: транзитный мини-нептун у бедной металлами звезды толстого диска
Вокруг многочисленных звезд красных карликов вращаются преимущественно небольшие планеты, причем чем меньше масса красных карликов, тем реже встречаются рядом с ними планеты размерного класса нептунов, не говоря уж о планетах еще большего размера. Благодаря малым размерам дисков красных карликов транзиты их планет оказываются глубже, чем транзиты планет того же размера по дискам звезд солнечного типа. Это благоприятствует поискам небольших планет у близких и сравнительно ярких красных карликов и изучению свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.
30 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у красного карлика LP 645-50, получившего также наименование TOI-2406. Сначала звезда попала на 3-й сектор TESS (наблюдения с 20 сентября по 18 октября 2018 года), затем, спустя пару лет – на 30-й сектор (наблюдения с 22 сентября по 20 октября 2021 года). На обеих кривых блеска был обнаружен глубокий (~2%) транзитный сигнал с периодом 3.077 суток.
Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитный сигнал). К сожалению, из-за крайней тусклости родительской звезды (видимая звездная величина TOI-2406 достигает +16.66) измерение массы планеты методом лучевых скоростей сильно затруднено. Однако вероятность ложной интерпретации (не планетной природы кандидата) составляет менее 10-6.
LP 645-50 (TOI-2406) – красный карлик спектрального класса M4 V, удаленный от нас на 55.6 ± 0.13 пк. Его масса оценивается в 0.162 ± 0.008 солнечных масс, радиус – в 0.204 ± 0.011 солнечных радиусов, светимость в ~294 раза меньше солнечной. Судя по кинематике и резко пониженному содержанию тяжелых элементов (их в 2.4 раза меньше, чем в составе Солнца) звезда относится к толстому диску Галактики, ее возраст достигает 11 ± 1.5 млрд. лет.
Радиус планеты TOI-2406 b составляет 2.94 ± 0.17 радиусов Земли, т.е. перед нами мини-нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0228 ± 0.0016 а.е. и эксцентриситетом 0.26 +0.27/-0.12, ее температурный режим примерно соответствует температурному режиму Меркурия.
Эксцентричность орбиты TOI-2406 b тем удивительнее, что характерное время ее скругления составляет ~0.25 млрд. лет – гораздо меньше возраста системы. Возможно, там присутствует еще одна (не транзитная) планета или коричневый карлик, которые и возмущают орбиту мини-нептуна. В качестве альтернативного объяснения авторы приводят сравнительно недавнее сближение с другой звездой, «взбаламутившее» эту планетную систему.
Возможно ли все же измерить массу TOI-2406 b? Авторы подсчитали, что самому точному на сегодняшний день спектрографу ESPRESSO потребуется для этой цели не меньше 80-100 замеров лучевой скорости родительской звезды. Возможно, массу планеты измерит еще более точный спектрограф CRIRES+, чей ввод в эксплуатацию ожидается в октябре 2021 года.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14125.pdf
2 августа 2021
TOI-532 b: тяжелый нептун у красного карлика
Красные карлики – самый распространенный тип звезд Галактики, доля красных карликов в окрестностях Солнца превышает 75%. В подавляющем большинстве планеты, вращающиеся вокруг красных карликов – мини-нептуны и суперземли, крупные миры у них встречаются редко. Одна из таких редких планет была представлена в Архиве электронных препринтов 30 июля 2021 года – тяжелый нептун TOI-532 b. Эта планета оказалась переходного типа – между газовыми гигантами вроде Юпитера и Сатурна и ледяными гигантами, аналогами Урана и Нептуна.
Звезда TOI-532 попала на 6 сектор TESS и наблюдалась с 11 декабря 2018 года по 7 января 2019 года. На кривой блеска звезды прорисовался четкий транзитный сигнал с периодом 2.3268 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 5.82 ± 0.19 радиусов Земли. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу планеты измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HPF, установленного на 10-метровом телескопе Хобби-Эберли.
TOI-532 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 134.6 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.023 солнечных масс, радиус – в 0.612 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость близка к 8% солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов (их в 2.2 раза больше, чем в составе Солнца) и зрелым возрастом в 7.1 ± 4.8 млрд. лет.
При радиусе 5.82 ± 0.19 радиусов Земли масса планеты TOI-532 b достигает 61.5 +9.7/-9.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.72 ± 0.31 г/куб.см. Таким образом, перед нами не легкий газовый гигант, а тяжелый нептун. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0296 ± 0.0004 а.е. (~10.5 звездных радиусов), ее эффективная температура оценивается в 867 ± 18 К.
Планета TOI-532 b (обведена кружком и подписана) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных планет красных карликов с измеренной массой. Серыми пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 1, 3 и 10 г/куб.см.Формально TOI-532 b попадает в середину «пустыни горячих нептунов», но из-за невысокой светимости родительской звезды ее эффективная температура оказывается весьма умеренной, а темпы потери газа из атмосферы невелики. Авторы предложили пронаблюдать транзиты TOI-532 b в линии гелия с длиной волны 10830 A, чтобы обнаружить истекающую горячую экзосферу этой планеты (если она есть).
Сравнив параметры планеты с моделями нептунов и газовых гигантов, авторы нашли, что масса ядра планеты составляет ~36 масс Земли, а ~25% массы приходится на водородно-гелиевую оболочку.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.13670.pdf
30 июля 2021
Четыре планеты у двух молодых звезд
Чтобы изучать эволюцию планет и планетных систем, необходимо наблюдать планеты разного (и притом точно определенного) возраста. Динамическая эволюция наиболее бурно протекает в первый миллиард лет существования планетных систем, поэтому необходимо наблюдать именно молодые системы. Однако из более чем 3.3 тыс. транзитных планет, открытых к настоящему моменту, менее 2% имеют известный возраст менее 1 млрд. лет. Поэтому обнаружение планет у молодых звезд привлекает особое внимание.
12 июля 2021 года в журнале The Astronomical Journal была опубликована статья, посвященная открытию двух планетных систем у молодых звезд TOI-1807 и TOI-2076. Обе планетные системы обнаружены TESS и прошли процедуру валидации. Родительские звезды сравнительно близкие и яркие, их возраст определен достаточно точно. Все это делает новые планеты привлекательной целью для дальнейшего изучения свойств атмосфер методами трансмиссионной и эмиссионной спектроскопии с помощью JWST, чей запуск ожидается в конце 2021 года.
TOI-1807 (HIP 65469) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 42.58 ± 0.08 пк. Его масса оценивается в 0.75 ± 0.025 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.015 солнечных радиусов, светимость в ~4.7 раза меньше светимости Солнца. Возраст звезды составляет 180 ± 40 млн. лет.
Кривая блеска TOI-1807 демонстрирует транзитный сигнал с периодом всего 0.549372 суток (13 часов 11 минут!) и глубиной 271 ± 11 ppm, соответствующей планете с радиусом 1.85 ± 0.043 радиусов Земли. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии всего 2.57 звездных радиусов, ее эффективная температура достигает 2100 ± 40 К! По своим размерам она попадает в зазор Фултона, разделяющий железокаменные суперземли и богатые летучими элементами мини-нептуны. К сожалению, измерение массы TOI-1807 b методом лучевых скоростей сильно затруднено из-за высокого уровня активности молодой звезды, так что физическая природа планеты пока остается неизвестной. Вероятно, ее дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
TOI-2076 – оранжевый карлик спектрального класса K0 V, удаленный от нас на 41.91 ± 0.07 пк. Масса звезды составляет 0.85 ± 0.025 солнечных масс, радиус – 0.761 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость в 2.65 раза меньше солнечной. Возраст TOI-2076 оценивается в 204 ± 53 млн. лет.
TESS наблюдала звезду TOI-2076 на 16-м и 23-м секторах. На кривой блеска были обнаружены транзиты трех планет с радиусами 3.282 ± 0.043, 4.438 ± 0.046 и 4.14 ± 0.07 радиусов Земли, причем орбитальный период более-менее точно удалось определить только у внутренней планеты b – 10.35566 ± 0.00006 суток. У обеих внешних планет было зафиксировано по два транзита, разделенных большим промежутком, поэтому их орбитальные периоды определены с гораздо меньшей точностью. Наиболее вероятные значения, приведенные авторами статьи – 17.19342 ± 0.00009 и 25.0887 ± 0.0003 суток, однако возможны и другие варианты. Если предположить, что орбитальные периоды определены правильно, эффективные температуры планет окажутся равными 870 ± 13, 734 ± 11 и 648 ± 10 К, т.е. все они будут горячее Меркурия.
Авторы надеются уточнить орбитальные периоды внешних планет с помощью наземных наблюдений.
Информация получена: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac06cd
28 июля 2021
Шесть новых долгопериодических планет-гигантов от спектрографа SOPHIE
Транзитный метод при всей своей плодотворности наиболее эффективен лишь для изучения самых близких к звезде планет. Для изучения планет-гигантов, находящихся за снеговой линией или немного ближе, лучше всего подходит метод лучевых скоростей. Орбитальные периоды планет в этой области достигают 1-2 тысяч суток (2.5-5.5 лет), поэтому для надежного обнаружения необходимо измерять лучевые скорости звезды на протяжении долгого времени.
Одной из «рабочих лошадок» экзопланетных поисков является спектрограф SOPHIE, установленный на 1.93-метровом телескопе обсерватории Верхнего Прованса. Он не может похвастаться уникальной точностью, зато проводит наблюдения уже свыше 15 лет, что позволяет получать длительные ряды данных. С помощью этого спектрографа обнаружено уже около пяти десятков планет-гигантов.
14 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию еще шести массивных планет этого типа, вращающихся вокруг ярких солнцеподобных звезд.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Наиболее интересны среди новых планет HD 27969 b и HD 80869 b. Гигант HD 27969 b вращается вокруг своей звезды по орбите с умеренным эксцентриситетом, полностью лежащей в обитаемой зоне. Если у этой планеты есть крупные спутники, они могут быть обитаемыми.
Орбита HD 80869 b, напротив, отличается огромным эксцентриситетом, достигающим ~0.862. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.4 а.е. в перицентре до ~5.36 а.е. в апоцентре, т.е. в 13.5 раз! Авторы отмечают, что HD 80869 b могла оказаться на текущей орбите благодаря резонансу Козаи-Лидова или эпизоду планет-планетного рассеяния, но дополнительных тел в этой системе пока не обнаружено.
Система HD 95544 напоминает Солнечную наличием массивного гиганта на широкой и близкой к круговой орбите при отсутствии массивных планет в обитаемой зоне и ближе.
В целом новые открытия подтверждают широчайшее разнообразие свойств внесолнечных планет и вариантов строения планетных систем.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.05089.pdf
20 июля 2021
Измерены масса и эксцентриситет орбиты мини-нептуна Wolf 503 b
По данным «Кеплера», большинство планет в Галактике являются суперземлями и мини-нептунами. Границу между этими типами маркирует зазор Фултона – примерно 2-кратный дефицит планет с радиусами 1.6-1.9 радиусов Земли. Если планеты с радиусами меньше 1.5 радиусов Земли, как правило, являются железокаменными подобно Земле и Венере, планеты с радиусами больше 2 радиусов Земли значительно обогащены летучими веществами – водяным льдом и/или водородом и гелием. Однако строгой зависимости массы от радиуса нет, так что планеты одинакового радиуса в зависимости от своего химического состава могут отличаться по массе в несколько раз. Поэтому исследователи стремятся определить и радиус планеты, и ее массу, а значит измерять массы как можно большего количество транзитных экзопланет.
20 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы мини-нептуна Wolf 503 b. Планета была представлена в июне 2018 года, ее обнаружил «Кеплер» в рамках 17-й наблюдательной кампании расширенной миссии K2. Вокруг древнего оранжевого карлика Wolf 503 вращалась планета с радиусом около 2 радиусов Земли и орбитальным периодом 6.0012 земных суток.
Яркость родительской звезды (+10.28 в видимых лучах) давала надежду измерить массу планеты методом лучевых скоростей. И это было сделано, причем сразу четырьмя высокоточными спектрографами – HIRES, CARMENES, HARPS-N и PFS. Всего было получено 110 измерений, что позволило надежно измерить слабый RV-сигнал, наведенный планетой. Масса Wolf 503 b оказалась равной 6.26 ± 0.7 масс Земли, что при радиусе 2.04 ± 0.07 радиусов Земли приводит к средней плотности 2.92 +0.50/-0.44 г/куб.см. Орбита планеты оказалась весьма эксцентричной – ее эксцентриситет достигает 0.41 ± 0.05.
Сравнительно низкая средняя плотность исключает железокаменный состав Wolf 503 b. Планета содержит летучие вещества, но какие именно – пока не ясно. Авторы рассмотрели две модели этой планеты – землеподобное ядро, окруженное или водяной мантией, или водородно-гелиевой атмосферой. В первом случае доля воды составит 45 +19/-16% полной массы планеты, во втором – масса водородной атмосферы окажется равной 0.49 ± 0.25%. Разумеется, возможны и любые промежуточные варианты, когда планета содержит и воду, и водород с гелием. Сами авторы склоняются к первой модели, т.е. модели горячего супер-Ганимеда, поскольку за 11 ± 2 млрд. лет (возраст системы) водород из атмосферы, скорее всего, улетучился.
Помимо RV-сигнала от планеты b, лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в системе как минимум еще одного тела на широкой орбите.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.08092.pdf
18 июля 2021
Kepler-1704 b: экстремальная планета, так и не ставшая горячим юпитером
Современные модели формирования планетных систем сходятся на том, что горячие юпитеры формируются в протопланетном диске за снеговой линией, а затем так или иначе мигрируют внутрь системы. Среди механизмов такой миграции обычно рассматривают два: гравитационное взаимодействие с протопланетным диском, благодаря которому новорожденный гигант постепенно по спирали приближается к своей звезде, и высокоэксцентричная миграция – сценарий, в котором планета благодаря планет-планетному рассеянию или по механизму Козаи-Лидова сначала оказывается на высокоэксцентричной орбите с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Судя по разным наклонам орбит горячих гигантов к звездному экватору, в природе реализуются оба сценария.
Однако если перицентр эксцентричной орбиты оказывается не слишком близко к звезде, характерное время скругления может превышать возраст вселенной, и планета на такой орбите «застревает» надолго. Несколько планет-гигантов на резко эксцентричных орбитах уже известно (среди транзитных планет это HD 80606 b, Kepler-419 b, Kepler-1656 b, еще несколько обнаружено методом лучевых скоростей). Это достаточно редкий тип планет.
16 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная подтверждению планетной природы транзитного кандидата KOI-375.01, получившего также наименование Kepler-1704 b. Авторы провели процедуру валидации этой планеты и измерили ее массу методом лучевых скоростей. Планета отличается экстремальным эксцентриситетом орбиты, превышающим 0.9!
Звезда Kepler-1704 удалена от нас на 825 ± 11 пк. Она недавно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Масса звезды оценивается в 1.13 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.70 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость в 2.8 ± 0.2 раза превышает солнечную. Возраст Kepler-1704 составляет 7.4 +1.5/-1.0 млрд. лет.
«Кеплер» вел фотометрический мониторинг этой звезды на протяжении всей основной миссии, т.е. более трех лет. На кривой блеска было обнаружено два транзитных события одинаковой глубины и продолжительности, разделенных интервалом 989 суток. Для такого большого орбитального периода продолжительность транзитов составляла около 6 часов – примерно в 5 раз меньше, чем длился бы транзит планеты с тем же орбитальным периодом на круговой орбите. Уже тогда исследователи заподозрили, что орбита Kepler-1704 b резко эксцентрична. Это предположение полностью подтвердилось по характеру изменения лучевой скорости звезды, измеренной спектрографом HIRES. Как оказалось, эксцентриситет орбиты Kepler-1704 b достигает 0.921 ± 0.015!
При радиусе 1.065 ± 0.043 радиуса Юпитера масса этой необычной планеты составляет 4.15 ± 0.29 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 4.06 +0.54/-0.48 г/куб.см. Расстояние между планетой и звездой меняется от 0.16 а.е. в перицентре до 3.89 а.е. в апоцентре, т.е. в 24.3 раза! Средняя эффективная температура Kepler-1704 b оказалась равной 254 ± 4 К, т.е. сравнимой с эффективной температурой Земли, однако по диску своей звезды она проходит, находясь вблизи перицентра своей орбиты, где эффективная температура достигает 900 К.
Как Kepler-1704 b оказалась на своей необычной орбите? Авторы поискали возможных звездных или субзвездных компаньонов родительской звезды на глубоких снимках, полученных с помощью адаптивной оптики, но ничего не нашли. Нет свидетельств наличия дополнительных планет и в имеющихся RV-данных. Однако в пространстве параметров (масса компаньона – большая полуось его орбиты) есть область, где такой компаньон, существуя, мог бы остаться необнаруженным (например, массивная планета-гигант или коричневый карлик с большой полуосью 30-100 а.е.). Таким образом, пока вопрос открыт.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.06901.pdf
14 июля 2021
Система TOI-1749: суперземля и два мини-нептуна в резонансе 2:1
По данным «Кеплера» нептуны и суперземли являются наиболее распространенными типами экзопланет. Очень часто мини-нептуны и суперземли входят в состав многопланетных систем. Изучение физической природы сразу нескольких планет, вращающихся вокруг одной и той же звезды, позволяет сделать выводы об эффективности фотоиспарения атмосфер таких планет, а измерение вариаций времени наступления транзитов помогает оценить их массы даже в случае, когда метод лучевых скоростей не работает. Особенно заметными вариации моментов наступления транзитов бывают в случае, когда планеты близки к орбитальным резонансам низкого порядка (т.е. если их орбитальные периоды относятся друг к другу как небольшие целые числа).
13 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех планет у красного карлика TOI-1749. Орбиты двух внешних планет близки к резонансу 2:1, что позволило наложить верхние пределы на их массы.
TOI-1749 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 99.56 ± 0.12 пк. Его масса оценивается в 0.58 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.55 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость в 14.6 раза меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их примерно в 1.8 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды определен очень плохо, но, во всяком случае, он превышает 800 млн. лет.
TESS наблюдала TOI-1749 на 12, 14-21 и 23-26 секторах. Сначала были обнаружены две внешние планеты c и d (как более крупные, они давали транзитные события большей глубины), затем, с накоплением данных, удалось выявить и маленькую внутреннюю планету b. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Вероятность не планетной природы планеты b оценивается в 0.2-0.4%, планет c и d – меньше, чем в 7·10-5.
Итак, орбитальные периоды планет в системе TOI-1749 составляют 2.3884 ± 0.0007, 4.493 ± 0.004 и 9.050 ± 0.005 суток, а их радиусы – 1.4 ± 0.2, 2.12 ± 0.12 и 2.52 ± 0.15 радиусов Земли, соответственно. Близость двух внешних планет к орбитальному резонансу 2:1 позволила наложить довольно строгие верхние пределы на их массы – 14 и 15 масс Земли, тогда как верхний предел на массу внутренней планеты гораздо мягче – 57 масс Земли. Орбиты всех трех планет близки к круговым. Эффективные температуры планет в предположении нулевого альбедо и эффективного теплопереноса на ночную сторону составили 831 ± 18, 673 ± 15 и 533 ± 12 К, т.е. все они горячее Меркурия.
Авторы оценили перспективы по точному измерению масс планет методом лучевых скоростей. При ожидаемых массах 3-4 масс Земли полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды составят 2-3 м/с. Из-за тусклости родительской звезды (+13.86 в видимых лучах) для измерения колебаний такой малой амплитуды нужны крупные телескопы с большой апертурой, например, 8.2-метровый Субару или один из 10-метровых телескопов обсерватории Gemini – для них такие измерения будут вполне по силам.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.05430.pdf
10 июля 2021
COCONUTS-2A b: планета-гигант на расстоянии 6471 а.е. от своей звезды
Подавляющее большинство экзопланет обнаружено не прямыми методами. Лишь несколько десятков молодых массивных планет-гигантов было открыто на снимках, полученных в инфракрасном диапазоне. Все эти планеты нагреты до высоких температур и являются источниками собственного теплового излучения. По мере совершенствования наблюдательной техники астрономы получают возможность регистрировать все более прохладные тела – если в начале века обнаруживали коричневые карлики и массивные планеты, разогретые до 1.5-2 тыс. градусов, то теперь можно получать изображения планет с температурой ниже 1000-700 К.
8 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты-гиганта у молодого красного карлика L 34-26, получившего также наименование COCONUTS-2A. Сначала планета была обнаружена под именем WISEPA J075108.79?763449.6 как слабый инфракрасный источник спектрального класса T9, удаленный от нас на 10.9 пк. Затем авторы сравнили параллакс этого источника и его собственное движение с аналогичными параметрами ближайших звезд, полученными «Гайей». И оказалось, что источник образует широкую пару с молодым красным карликом L 34-26. Несмотря на то, что объекты разделяет угловое расстояние 594 угловые секунды (6471 а.е. в проекции на небесную сферу), они находятся примерно на одном расстоянии и движутся в одну сторону с одинаковой скоростью. Вероятность случайной конфигурации такого рода оценивается авторами в 0.1%.
L 34-26 (COCONUTS-2A) – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 10.888 ± 0.002 пк. Его масса составляет 0.37 ± 0.02 солнечных масс, радиус – 0.39 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 54 раза меньше светимости Солнца. Звезда отличается быстрым вращением и бурной хромосферной активностью, ее возраст оценивается в 150-800 млн. лет.
Масса планеты COCONUTS-2A b достигает 6.3 +1.5/-1.9 масс Юпитера, радиус – 1.11 ± 0.03 радиусов Юпитера, эффективная температура – всего 434 ± 9 К. Это одна из самых прохладных планет, для которых были получены прямые изображения, и самая близкая к Земле. Крайне маловероятно, что она образовалась в протопланетном диске красного карлика и была выброшена оттуда, скорее, она образовалась по звездному механизму – в результате гравитационного коллапса одного из сгущений гигантского молекулярного облака. Отношение масс планеты и звезды оценивается в 0.016 ± 0.005 (для сравнения, масса Юпитера составляет всего 0.001 от массы Солнца). С учетом равновероятной ориентации орбиты планеты в пространстве авторы оценили величину большой полуоси орбиты в 7506 +5205/-2060 а.е., а ее орбитальный период – в 1.1 +1.3/-0.4 млн. лет.
Параметры планеты больше совместимы с моделями «горячего старта», хотя некоторые варианты моделей «холодного старта» тоже дают похожие результаты.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.02805.pdf
8 июля 2021
Планета Эпсилон Эридана b подтверждена с помощью астрометрии
Эпсилон Эридана (HD 22049, Gliese 144) – молодой оранжевый карлик спектрального класса K2 V, удаленный от нас всего на 3.216 ± 0.002 пк. Возраст звезды по оценкам разных авторов составляет 400-800 млн. лет, она быстро вращается и демонстрирует высокий уровень хромосферной активности. Звезда окружена осколочным пылевым диском сложной структуры. В целом система HD 22049 очень напоминает молодую Солнечную систему.
В 2000 году рядом с эпсилон Эридана методом измерения лучевых скоростей была открыта планета-гигант с минимальной массой ~1.5 масс Юпитера, орбитальным периодом ~6.9 земных лет и орбитальным эксцентриситетом 0.6-0.7. Многие планетологи тогда отнеслись к открытию скептически – планета на такой эксцентричной орбите неизбежно внесла бы возмущения в регулярную картину пылевого диска, состоящего из двух или трех отдельных колец с широкими промежутками между ними. Исходя из этого, они сочли, что колебания лучевой скорости эпсилон Эридана вызваны ее собственной активностью, а планеты с заявленными параметрами не существует.
В 2018 году строение этой системы было существенно уточнено. D.Mawet с коллегами проанализировали данные о лучевой скорости звезды, собранные за более чем три десятилетия наблюдений. Они нашли, что лучевая скорость эпсилон Эридана демонстрирует когерентные колебания с периодом 7.37 ± 0.07 земных лет, соответствующие планете с проективной (минимальной, m sin i) массой 0.78 +0.38/-0.12 масс Юпитера, которая вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 3.48 ± 0.02 а.е. По своему температурному режиму и небольшому эксцентриситету (0.07 ± 0.06) планета эпсилон Эридана b оказалась аналогом Юпитера. Такая планета гораздо лучше согласуется с наблюдаемой картиной пылевого диска.
2 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов появилась небольшая статья, посвященная астрометрии звезды эпсилон Эридана, т.е. точному измерению ее положения на небесной сфере. Вращаясь вместе с планетой b вокруг общего центра масс, звезда должна регулярно отклоняться от ожидаемой прямолинейной траектории. Авторы проанализировали астрометрические данные, полученные как наземными инструментами, так и космическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Они нашли, что, согласно последним данным «Гайи», наблюдается текущее отклонение вектора скорости звезды величиной (6, 13) м/с от усредненного предвычисленного значения, которое согласуется с наличием планеты эпсилон Эридана b массой около одной массы Юпитера. Для более точного очерчивания орбиты планеты необходимы дальнейшие астрометрические измерения в течение нескольких лет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.01090.pdf
2 июля 2021
Измерено наклонение орбиты планеты TOI-942 b к экватору звезды
Человеческая жизнь слишком коротка, чтобы в реальном времени отслеживать эволюцию звезд и планетных систем, поэтому для изучения такой эволюции наблюдают звезды и планеты разного возраста. Особенно интересны наблюдения молодых планетных систем, поскольку в первые десятки и сотни миллионов лет их динамическая эволюция протекает наиболее бурно. Планеты мигрируют, теряют первичные атмосферы благодаря фотоиспарению, иногда переходят на высокоэксцентричные орбиты или вовсе выбрасываются из родительских систем.
Одним из маркеров динамической эволюции является наклонение плоскости орбиты планеты к звездному экватору. В Солнечной системе орбиты планет мало наклонены к экватору Солнца (орбита Земли – примерно на 7°), но известны системы, в которых планеты находятся на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. Каким образом они там оказались? Как быстро протекают процессы перехода на такие орбиты? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо измерять наклон орбит молодых планет разного возраста.
30 июня 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты горячего нептуна TOI-942 b. Двухпланетная система TOI-942 была представлена в конце 2020 года, она включает два нептуна радиусами ~4.3 и ~4.8 радиусов Земли с орбитальными периодами 4.326 и 10.161 суток. Из-за бурной хромосферной активности звезды и ее быстрого вращения массы планет измерить не удалось, были получены только верхние пределы в 16 и 37 масс Земли. Возраст системы оценивается всего в 53 ± 22 млн. лет.
Чтобы измерить наклон орбиты внутренней планеты TOI-942 b, авторы проследили, как меняется усредненная лучевая скорость звезды во время транзита (т.е. пронаблюдали эффект Мак-Лафлина). Вступая с точки зрения земного наблюдателя на звездный диск, планета закрывает собой часть лучей, идущих или от приближающегося к нам в процессе вращения, или от удаляющегося от нас полушария звезды, что приводит к характерному N-образному изменению ее усредненной лучевой скорости. Эффект Мак-Лафлина позволяет измерить наклон орбиты транзитной планеты и определить, является ли она проградной или ретроградной.
Орбита TOI-942 b оказалась проградной и очень мало наклоненной к экватору звезды. Проекция на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты и осью вращения звезды λ оказалась равной 1 +41/-33°. Определив период вращения звезды вокруг своей оси и наклон оси вращения к лучу зрения, авторы смогли определить и полный (трехмерный) угол наклона – 2 +27/-23°. Таким образом, TOI-942 b обращается почти точно в плоскости экватора своей звезды, причем в направлении, совпадающим с направлением ее вращения.
Авторы отмечают, что хотя орбиты самых молодых планет обычно мало наклонены к звездному экватору, уже начиная с возрастов ~100 млн. лет, количество планет на наклоненных орбитах растет.
Планеты известного возраста (моложе 2 млрд. лет) на плоскости «Возраст – Наклонение орбиты». TOI-942 b показана оранжевым цветом и подписана, также подписаны все планеты моложе 500 млн. лет.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2106.14968.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 2018_2 2019_1 2019_2 2020_1 2020_2 2021_1
