 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
22 октября 2021
Измерены массы двух плотных мини-нептунов и одной суперземли у двух оранжевых карликов
Измерение массы транзитных экзопланет позволяет определять их среднюю плотность, а значит – и физическую природу. Как оказалось, физическая природа внесолнечных миров отличается огромным разнообразием. Между массой и радиусом планет нет жесткого соответствия – планеты одного радиуса могут отличаться по массе в несколько (а иногда и в несколько десятков) раз, а планеты одной массы – иметь очень разные радиусы.
Особый интерес вызывают планеты с массами и радиусами, промежуточными между массой и радиусом Земли (самой большой планетой земного типа) и Урана (самым легким ледяным гигантом). В Солнечной системе таких «промежуточных» планет нет, хотя по данным, полученным «Кеплером», они чрезвычайно распространены. Часть планет этого размерного класса могут оказаться железокаменными суперземлями, массивными аналогами Меркурия и Венеры, часть напоминать по своему составу Уран и Нептун, а часть представлять собой горячие аналоги Ганимеда – крупнейшего спутника Юпитера, наполовину состоящего из горных пород и наполовину из воды.
13 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс трех небольших планет у звезд K2-182 и K2-199. Транзитные кандидаты были обнаружены «Кеплером» в рамках расширенной миссии K2, их массы измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HIRES.
K2-182 – оранжевый карлик спектрального класса K1 V, удаленный от нас на 155.5 ± 1.3 пк. Его масса оценивается в 0.865 ± 0.018 солнечных масс, радиус – в 0.793 ± 0.013 солнечных радиусов, светимость – в 0.391 ± 0.014 солнечных светимостей. Содержание тяжелых элементов незначительно превышает солнечное, возраст звезды составляет 2.07 +2.14/-1.36 млрд. лет.
При радиусе 2.69 ± 0.07 радиусов Земли масса планеты K2-182 b достигает 20 ± 5 масс Земли, что приводит к средней плотности 5.6 ± 1.4 г/куб.см. Это один из самых плотных мини-нептунов, известных на данный момент. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.0526 ± 0.0003 а.е. (~14.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 4.73697 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 969 ± 20 К.
K2-199 – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, он несколько меньше и холоднее K2-182 и удален от нас на 107.85 ± 0.6 пк. Масса звезды составляет 0.711 ± 0.024 солнечных масс, радиус – 0.682 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость примерно в 5.4 раза меньше солнечной. Возраст K2-199 определен очень плохо – как 5.04 +6.12/-3.59 млрд. лет.
Внутренняя планета K2-199 b при радиусе 1.72 ± 0.05 радиусов Земли имеет массу 6.9 ± 1.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 7.2 ± 2.1 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0382 ± 0.0004 а.е. (~12.1 звездных радиусов), ее орбитальный период 3.2254 земных суток. Эффективная температура K2-199 b составляет 913 ± 23 К.
У внешней планеты K2-199 c при радиусе 2.85 ± 0.10 радиусов Земли масса оценивается в 12.4 ± 2.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.9 ± 0.7 г/куб.см. Мини-нептун вращается вокруг звезды на расстоянии 0.0662 ± 0.0007 а.е. (~21 звездный радиус) и делает один оборот за 7.37449 земных суток. Эффективная температура K2-199 c равна 694 ± 17 К.
Планеты K2-182 b, K2-199 b и K2-199 c (показаны оранжевыми звездами с черной обводкой и подписаны) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренными массами. Цветными линиями отражены модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. Цветом показаны эффективные температуры планет, шкала расположена справа.Средняя плотность планеты K2-182 b не позволяет однозначно определить ее химический состав. Хотя планета лежит на линии супер-Ганимедов (планет, наполовину состоящих из горных пород и наполовину из воды), возможно, что она представляет собой сухое железокаменное ядро, окруженное водородно-гелиевой атмосферой массой 0.2-0.3% полной массы планеты. Конечно, возможны и любые промежуточные варианты.
Доля воды в составе суперземли K2-199 b может достигать 14 +25/-11%. Как и в случае K2-182 b, из-за высокой температуры планет вода будет присутствовать в виде водяного пара, закритического флюида и высокотемпературных льдов. Если в атмосфере планеты присутствует водород, то его доля составит не более 0.07% полной массы планеты.
Наконец, K2-199 c находится на диаграмме масса-радиус выше планет из воды. Это означает, что она окружена водородно-гелиевой оболочкой массой 2.9 ± 0.6% полной массы планеты.
K2-182 b пополнила собой короткий список сверхплотных мини-нептунов (планет, которые при массе свыше 20 масс Земли имеют радиусы менее 3 радиусов Земли). Авторы отмечают, что образование таких планет путем фотоиспарения водородных атмосфер объяснить очень трудно, и привлекают гипотезу катастрофических столкновений, в которых изначальные водородные атмосферы сталкивающихся планет в значительной степени рассеиваются, а их ледяные ядра сливаются.
Дальнейший мониторинг лучевых скоростей родительских звезд позволит уточнить массы планет, а значит – и их физическую природу.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.05502.pdf
16 октября 2021
Редкий случай: планета-гигант у красного карлика TOI-530
Красные карлики – самые распространенные звезды в Галактике, на их долю приходится более 70% звездного населения. В среднем на каждый красный карлик приходится не менее 2.4 планет с периодами короче 200 суток. Большинство среди этих планет являются суперземлями и мини-нептунами, планеты-гиганты у красных карликов встречаются крайне редко. К настоящему моменту открыто только 5 планет-гигантов, проходящих по дискам звезд красных карликов – это Kepler-45 b, HATS-6 b, NGTS-1 b, HATS-71 b и TOI-1899 b.
11 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у красного карлика TOI-530. Родительская звезда попала на 6 сектор TESS, также она наблюдалась на 33 секторе в рамках расширенной миссии. После обнаружения транзитного кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитного кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou, установленного на Франко-Канадско-Гавайском телескопе (CFHT). Из-за тусклости родительской звезды погрешность единичного измерения лучевой скорости составила 12-30 м/с, что объясняет низкую точность измерения массы планеты.
TOI-530 – красный карлик спектрального класса M0.5 V, удаленный от нас на 147.7 ± 0.6 пк. Его масса оценивается в 0.53 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.54 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость – в 0.049 ± 0.005 солнечных светимостей. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.4 раза больше, чем в составе Солнца.
При радиусе 0.83 ± 0.06 радиусов Юпитера масса планеты TOI-530 b составляет 0.4 ± 0.1 масс Юпитера – перед нами теплый аналог Сатурна. Гигант вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.052 ± 0.005 а.е. и делает один оборот за 6.3876 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 565 ± 30 К.
Авторы отмечают, что все транзитные гиганты с измеренной массой, вращающиеся вокруг красных карликов, принадлежат звездам с высокой металличностью ([Fe/H] > 0.2). Этим они подтверждают тенденцию, подмеченную для солнцеподобных звезд – чем выше металличность звезды, тем больше вероятность обнаружить рядом с ней планету-гигант.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.04220.pdf
13 октября 2021
TOI-4138 b: горячий гигант с очень низкой средней плотностью
После схода с главной последовательности звезда начинает расширяться и увеличивать свою светимость, превращаясь сначала в субгигант, а затем и в красный гигант. Судьба планет, вращающихся вокруг эволюционирующих звезд, также меняется. Поскольку светимость звезды растет, степень нагрева планет увеличивается, а наиболее близкие к звезде планеты поглощаются ею. Изучение планет у звезд-субгигантов позволяет заглянуть в будущее Солнечной системы.
4 октября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого горячего юпитера TOI-4138 b, вращающегося вокруг звезды-субгиганта TYC 4417-1588-1. Планета сильно раздута и отличается низкой средней плотностью.
Звезда TYC 4417-1588-1, получившая в дальнейшем наименование TOI-4138, попала на семь секторов TESS (14-16, 20-22 и 26). Кривая блеска звезды продемонстрировала хорошо заметный транзитный сигнал с периодом 3.66 суток, соответствующий планете-гиганту, всего было зафиксировано 47 транзитов. Подтверждение планетной природы кандидата и измерение его массы было проведено методом лучевых скоростей с помощью спектрографа HARPS-N.
TOI-4138 удалена от нас на 498 ± 13 пк. Ее масса оценивается в 1.32 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 1.82 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в 4.1 ± 0.2 раза превосходит солнечную. Звезда недавно сошла с главной последовательности и быстро эволюционирует в сторону превращения в красный гигант. Возраст системы составляет 3.5 ± 0.3 млрд. лет.
При массе 0.67 ± 0.03 масс Юпитера радиус планеты TOI-4138 b достигает 1.49 ± 0.04 радиусов Юпитера, что приводит к средней плотности 0.25 ± 0.02 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.051 ± 0.002 а.е. (~6.05 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.03 ± 0.02, ее эффективная температура достигает 1762 ± 21 К.
Планета TOI-4138 b (показана красным цветом) на плоскости «масса – радиус» (слева) и «масса – средняя плотность» (справа) среди других транзитных экзопланет с массой больше 0.5 масс Юпитера.Авторы статьи полагают, что «раздутость» планеты вызвана ее быстрым нагревом при увеличении светимости родительской звезды после ее схода с главной последовательности.
Шкала высот в атмосфере TOI-4138 b приближается к 1000 км, что делает эту рыхлую «воздушную» планету удобной целью для изучения свойств атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2110.00489.pdf
6 октября 2021
TOI-1201 b: транзитный мини-нептун у молодого красного карлика
Согласно данным, полученным «Кеплером», на каждый красный карлик в среднем приходится не менее 2.5 планет с радиусами меньше 4 радиусов Земли и периодом менее 200 суток. Распределение небольших планет по радиусам имеет характерный двугорбый вид: суперземли с радиусами 1-1.5 радиусов Земли и мини-нептуны с радиусами 2-3 радиусов Земли разделяет глубокий минимум, получивший название зазора Фултона. Наличие зазора Фултона объясняют фотоиспарением первичных водородных атмосфер небольших планет, происходящим под действием мощного ультрафиолетового и корпускулярного излучения молодых родительских звезд. Однако детальной картины процессов утраты первичных атмосфер пока нет, поэтому необходимо изучать молодые планеты известного возраста, чьи радиусы близки к зазору Фултона или попадают в него.
22 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитного мини-нептуна TOI-1201 b, вращающегося вокруг звезды возрастом 600-800 млн. лет. Транзитный кандидат был обнаружен TESS на 4 секторе (наблюдения с 18 октября по 15 ноября 2018 года), в дальнейшем он наблюдался на 31 секторе (с 21 октября по 19 ноября 2020 года). Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу кандидата измерили методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.
TOI-1201 – молодой красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 37.64 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.51 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.508 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно в 30 раз меньше солнечной. Звезда является частью приливного хвоста рассеянного скопления Гиады, ее возраст составляет 600-800 млн. лет.
На расстоянии 8.4 угловых секунд от TOI-1201 (~316 а.е. в проекции на небесную сферу) расположен звездный компаньон TOI-393 спектрального класса M2.5 V на 0.26 звездных величин слабее. Расстояние до компаньона и его собственное движение по данным «Гайи» близки к расстоянию и собственному движению TOI-1201, так что обе звезды физически связаны и представляют собой широкую пару с орбитальным периодом свыше 5.7 тыс. лет. И TOI-1201, и TOI-393 попадают на один пиксель матрицы TESS, поэтому для вычисления радиуса транзитной планеты было важно учесть световое загрязнение со стороны компаньона.
При радиусе 2.415 ± 0.09 радиусов Земли масса планеты TOI-1201 b оценивается в 6.28 ± 0.88 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.45 +0.48/-0.42 г/куб.см, типичной для мини-нептунов. Планета вращается вокруг своей звезды по круговой орбите на расстоянии 0.0287 ± 0.0012 а.е. (~12.2 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.492 земных суток, ее эффективная температура составляет 703 ± 15 К.
Планета TOI-1201 b (показана красной звездой с черной обводкой) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Красными точками показаны планеты у звезд красных карликов, серыми точками – планеты у более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Хотя средняя плотность TOI-1201 b соответствует планете из воды, чисто водный состав крайне маловероятен. Авторы нашли, что такие же массу и радиус будет иметь планета железокаменного состава, окруженная водородной атмосферой массой ~0.3% от полной массы, нагретая до 700-1000 К.
Кроме RV-сигнала с периодом 2.49 суток лучевая скорость звезды демонстрирует еще один сигнал с периодом ~102 суток, природа которого остается неизвестной. Если это колебание вызывает вторая планета, то ее проективная масса составит 27 ± 5 масс Земли. Однако авторы не берут на себя смелость делать категоричные выводы и призывают продолжить наблюдения за этой интересной системой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.09346.pdf
30 сентября 2021
Орбита молодого гиганта HIP 67533 b мало наклонена к экватору звезды
По современным представлениям, планеты-гиганты формируются в протопланетном диске за снеговой линией, где благодаря конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли. Чтобы стать горячим юпитером, новорожденному гиганту надо значительно приблизиться к своей звезде. Хорошо проработаны две гипотезы такого приближения – эксцентричная миграция и спокойная миграция в протопланетном диске, пока тот не рассеялся. Согласно первой гипотезе, после эпизода планет-планетного рассеяния или гравитационного взаимодействия со звездой-компаньоном планета сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. По второй гипотезе, планета-гигант формирует в еще не рассеявшемся диске волны плотности, взаимодействие с которыми заставляет его плавно по спирали приближаться к своей звезде. Миграция такого рода происходит, пока диск не рассеялся, т.е. на самых ранних этапах эволюции планетной системы, тогда как высокоэксцентричная миграция может длится миллиарды лет. После эксцентричной миграции горячий юпитер может оказаться на резко наклоненной, полярной или даже ретроградной орбите, тогда как после спокойной миграции в диске его орбита будет мало наклонена к звездному экватору.
Предложенные гипотезы являются конкурирующими, но, судя по всему, в природе реализуются оба механизма. Известно несколько планет-гигантов с высокими эксцентриситетами, а также значительное количество горячих юпитеров на резко наклоненных орбитах. С другой стороны, возраст некоторых горячих юпитеров так мал, что они просто не смогли бы оказаться на своих текущих орбитах путем эксцентричной миграции. Одной из таких планет является молодой гигант HIP 67533 b, чей возраст оценивается всего в 17 ± 2 млн. лет. Планета была обнаружена TESS и прошла процедуру валидации, при радиусе 0.93 ± 0.04 радиусов Юпитера ее масса не превышает 5 масс Юпитера. Более точно измерить массу планеты не удалось из-за быстрого вращения и бурной активности молодой звезды.
10 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклона орбиты HIP 67533 b методом т.н. доплеровской томографии (измерения профиля линий в спектре звезды во время транзита планеты). Авторы оценили проекцию на небесную сферу угла между нормалью к плоскости орбиты планеты и осью вращения звезды λ в -5.1 +2.5/-3.7°. На данный момент это самая молодая экзопланета, чье наклонение к экватору звезды было более-менее точно измерено.
Авторы отмечают, что у молодых горячих юпитеров возрастом менее 100 млн. лет наклонение обычно невелико, что говорит о способе их миграции. При этом планеты зрелого возраста могут иметь и малые, и большие наклонения вплоть до ретроградных орбит.
Планеты с известными наклонениями λ на плоскости «Возраст – наклонение». HIP 67533 b показана голубой звездой. Видно, что орбиты молодых планет (возрастом менее 100-200 млн. лет) мало наклонены к звездному экватору, тогда как наклонения более зрелых планет могут быть и маленькими, и большими.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.04174.pdf
28 сентября 2021
TOI-3362 b: на пути превращения в горячий юпитер
Значительная доля горячих юпитеров оказывается на близких к звезде орбитах в результате эксцентричной миграции. Образовавшись за снеговой линией, молодая планета-гигант в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами. Характерное время скругления очень сильно (пропорционально 8 степени!) зависит от величины a (1 – e2), т.е. от итогового значения орбитального расстояния. Другими словами, быстро скругляются только орбиты с очень низким перицентром. При этом некоторое количество планет-гигантов должно находиться на этапе скругления орбиты, т.е. в процессе превращения в горячий юпитер.
Одну из таких планет – эксцентричный гигант TOI-3362 b – представили 9 сентября 2021 года. Планета была обнаружена TESS и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CHIRON. Эксцентриситет орбиты TOI-3362 b достигает 0.815 ± 0.03, а большая полуось уменьшится еще в три раза прежде, чем орбита скруглится и планета станет «классическим» горячим юпитером.
TOI-3362 – звезда спектрального класса F5, недавно сошедшая с главной последовательности и начавшая эволюционировать в сторону превращения в красный гигант. Ее масса оценивается в 1.45 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 1.83 ± 0.055 солнечных радиусов, светимость примерно в 5.5 раз превышает солнечную. Возраст системы составляет 2.14 +0.66/-0.52 млрд. лет, она удалена от нас на 367.1 ± 5.5 пк.
При радиусе 1.14 ± 0.04 радиусов Юпитера масса гиганта TOI-3362 b достигает 5.03 ± 0.67 масс Юпитера. Планета вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 0.153 ± 0.003 а.е. и эксцентриситетом 0.815 ± 0.03, и делает один оборот за 18.1 суток. Расстояние между звездой и планетой меняется от 0.0283 а.е. в перицентре до 0.2777 в апоцентре, т.е.почти в 10 раз! По расчетам исследователей, после завершения миграции TOI-3362 b окажется на круговой орбите с большой полуосью 0.051 ± 0.008 а.е. и орбитальным периодом 3.5 +0.8/-0.6 суток, типичным для горячих юпитеров.
Планета TOI-3362 b (показана красной звездой) на плоскости «Большая полуось орбиты – эксцентриситет» среди подтвержденных экзопланет с периодами меньше года. Желтым цветом показаны транзитные экзопланеты, синим – не транзитные. Кружками показаны большие планеты с радиусами больше 6 радиусов Земли или массами больше 100 масс Земли, ромбами – маленькие планеты с радиусами меньше 6 радиусов Земли или массами меньше 100 масс Земли. Серым цветом показана область высокоэксцентричной миграции, где величина большой полуоси орбиты быстро уменьшается приливными силами. Планеты, находящиеся в серой зоне, мигрируют к звезде, превращаясь в горячие юпитеры.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.03771.pdf
23 сентября 2021
HD 22496 b: первая планета, открытая ESPRESSO в одиночку
Метод лучевых скоростей – один из наиболее продуктивных и мощных методов поиска экзопланет. В отличие от транзитного метода, он мало зависит от наклонения орбиты планеты к лучу зрения. Однако для поисков маломассивных планет (мини-нептунов и суперземель с массами в несколько масс Земли) необходима высочайшая точность спектрографов, способных регистрировать колебания лучевой скорости родительской звезды с погрешностью меньше 1 м/с. Самым точным на сегодняшний день является спектрограф ESPRESSO, установленный на VLT, его внутренняя (инструментальная) точность достигает 0.1 м/с.
ESPRESSO ведет наблюдения с 2018 года, однако до сих пор полученные им данные использовались совместно с данными других высокоточных спектрографов, например, таких, как HARPS. В частности, с помощью ESPRESSO удалось уточнить проективную массу уже известной ближайшей к Солнцу экзопланеты Проксима Центавра b, а также некоторых других экзопланет малой массы. И вот, наконец, 2 сентября 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная единоличному открытию ESPRESSO – суперземле у близкого оранжевого карлика HD 22496. Всего был получен 41 замер лучевой скорости этой звезды, средняя погрешность единичного измерения составила всего 0.18 м/с!
HD 22496 (GJ 146, HIP 16711) – оранжевый карлик спектрального класса K5 V, удаленный от нас на 13.602 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.684 ± 0.013 солнечных масс, радиус – в 0.674 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 15% от солнечной. Судя по низкой скорости вращения, звезда отличается зрелым возрастом в несколько миллиардов лет.
Лучевая скорость HD 22496 демонстрирует когерентное колебание с периодом 5.09 суток и полуамплитудой 2.6 ± 0.2 м/с, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что его вызывает планета с проективной (минимальной, m sin i) массой 5.6 ± 0.7 масс Земли. Орбита планеты близка к круговой (эксцентриситет не превышает 0.15), эффективная температура планеты оценивается в 573 ± 69 К.
Исследователи поискали в данных TESS признаки транзитов HD 22496 b, но ничего не нашли. Очевидно, планета не проходит по диску своей звезды. Как следствие, ее истинная масса может быть заметно больше проективной. Однако если предположить, что орбита планеты мало наклонена к звездному экватору, наклонение к лучу зрения будет больше 20°, а истинная масса окажется в диапазоне 5.6-16 масс Земли. Таким образом, почти наверняка HD 22496 b по своей физической природе является нептуном или мини-нептуном.
Авторы подчеркивают, что благодаря высочайшей точности ESPRESSO им удалось обнаружить сравнительно маломассивную планету, сделав всего за четыре десятка измерений лучевой скорости родительской звезды. Нет сомнений, что этот уникальный инструмент еще подарит нам много ярких открытий.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2109.00226.pdf
18 сентября 2021
TOI-1518 b: очень горячий юпитер на почти полярной орбите
Многие горячие юпитеры оказались на своих текущих орбитах через механизм эксцентричной миграции. Сформировавшись в протопланетном диске за снеговой линией, в результате возмущения (планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездным компаньоном родительской звезды по механизму Козаи-Лидова) планета оказывается на эксцентричной орбите с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами. При этом итоговая орбита, как правило, оказывается сильно наклоненной к звездному экватору, полярной или даже ретроградной.
Измерить наклонение орбиты к оси вращения звезды можно, наблюдая эффект Мак-Лафлина – характерное изменение усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты, вызванное тем, что непрозрачный диск планеты последовательно закрывает от нас различные участки звездного диска. Эффект Мак-Лафлина проявляется тем сильнее, чем быстрее звезда вращается вокруг своей оси и чем больше радиус планеты.
27 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера TOI-1518 b. Планета вращается вокруг яркой горячей быстро вращающейся звезды спектрального класса F0 и сама сильно нагрета и раздута.
Звезда TOI-1518 (BD+66 1610) попала на 17 и 18 сектор TESS (наблюдения с 7 октября по 27 ноября 2019 года). Звезда удалена от нас на 227.4 ± 1.7 пк, ее масса оценивается в 1.79 ± 0.26 солнечных масс, радиус – в 1.95 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость в ~9.7 раз превосходит солнечную.
На кривой блеска звезды был обнаружен глубокий транзитный сигнал с периодом 1.9026 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 1.875 ± 0.053 радиусов Юпитера. Раздутый гигант вращался на расстоянии всего 4.29 ± 0.06 звездных радиусов, его эффективную температуру оценили в 2492 ± 38 К.
Помимо транзитов кривая блеска звезды продемонстрировала слабые колебания, соответствующие фазовой кривой планеты, и отчетливый вторичный минимум в моменты захода планеты за звезду. Это позволило ценить температуры и дневного, и ночного полушарий TOI-1518 b. Температура дневного полушария оказалась равной 3237 ± 59 К – побольше, чем у многих звезд! При этом температура ночного полушария составляет «всего» 1700 +700/-1200 К. Это говорит о низкой эффективности теплопереноса с дневного полушария на ночное.
Чтобы измерить массу планеты, авторы получили 22 замера лучевой скорости TOI-1518 с помощью спектрографа FIES, установленном на Северном оптическом телескопе (NOT). Однако из-за очень быстрого вращения звезды и огромных погрешностей единичного замера (от 220 до 490 м/с) им удалось получить только верхний предел – 2.3 масс Юпитера.
Хотя измерить эффект Мак-Лафлина исследователям не удалось, им удалось зафиксировать, как меняется профиль отдельных линий в спектре звезды во время транзита планеты. Этот метод (доплеровская томография) также позволяет измерить наклонение орбиты, которое для TOI-1518 b оказалось равным 240 ± 1°! Таким образом, эта во всех смыслах экстремальная планета имеет и необычную ретроградную (при этом близкую к полярной) орбиту.
Кроме того, авторам статьи удалось зафиксировать линии нейтральных и однократно ионизированных атомов железа, образующиеся в атмосфере планеты. От линий железа в атмосфере звезды их можно отличить по сильному доплеровскому сдвигу ~165 км/с.
В целом система TOI-1518 благодаря своей необычности и яркости родительской звезды будет прекрасной целью для будущих исследований методами как трансмиссионной, так и эмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.11403.pdf
17 сентября 2021
Горячий гигант K2-140 b вращается почти точно в плоскости экватора своей звезды
Считается, что планеты-гиганты формируются за снеговой линией, а затем мигрируют внутрь системы. Предложено два основных механизма такой миграции – взаимодействие с протопланетным диском и высокоэксцентричная миграция. Согласно первому сценарию, планета-гигант индуцирует в диске волны плотности, взаимодействие с которыми приводит к передаче углового момента от планеты диску и плавному, по спирали, приближению будущего горячего юпитера к звезде. По второму сценарию, планета-гигант в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия со звездой-компаньоном сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами. В первом случае орбита горячего юпитера оказывается мало наклоненной к плоскости экватора звезды, во втором итоговая орбита может быть резко наклоненной, полярной и даже ретроградной. Судя по сумме имеющихся наблюдений, в природе реализуются оба сценария.
25 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению наклонения орбиты у горячего гиганта K2-140 b. Планета привлекла внимание ученых относительно (для горячих юпитеров) широкой орбитой с периодом 6.57 земных суток, a/Rstar = 12.9. Авторы измерили наклонение с помощью регистрации эффекта Мак-Лафлина – характерного изменения усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты. Измерения проводились 24 февраля 2021 года с помощью спектрографа HIRES и охватили один полный транзит K2-140 b.
В итоге оказалось, что планета вращается почти точно в плоскости экватора своей звезды – наклонение орбиты λ составило 0.5 ± 9.7°.
Авторы отметили, что такое малое наклонение – не результат работы приливных сил, поскольку на текущей орбите время «выпрямления» орбиты превышает возраст Вселенной (1.2·1013 лет). Планета явно стала горячим юпитером благодаря спокойной миграции в протопланетном диске.
Планеты-гиганты с массой больше 0.3 масс Юпитера на плоскости «Расстояние между планетой и звездой в единицах радиуса звезды – наклонение орбиты планеты λ». Голубыми ромбами показано наклонение планет у горячих звезд с температурой фотосферы свыше 6100 К, сиреневыми кружками – наклонение у более холодных звезд с температурой фотосферы меньше 6100 К, оранжевой звездой показана планета K2-140 b. Красной обводкой обведены планеты с эксцентриситетом > 0.01.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.10362.pdf
15 сентября 2021
Система TOI-2202: пара гигантов вблизи резонанса 2:1
Согласно современным теориям планетообразования, планеты-гиганты образуются за снеговой линией, где благодаря конденсации ледяных пылинок скачком возрастает плотность пыли и создаются условия для быстрого формирования планетных эмбрионов – ядер будущих газовых гигантов. Сразу после образования планеты начинают мигрировать внутрь системы благодаря взаимодействию с протопланетным диском. В некоторых системах эта миграция приводит к падению планеты на звезду, в некоторых останавливается, когда будущий горячий юпитер подходит к внутреннему краю протопланетного диска и оказывается на орбите с периодом менее 10 суток, в большинстве же случаев миграция останавливается раньше, и планета становится т.н. «теплым юпитером». В отличие от систем с горячими юпитерами, которые, как правило, одиноки (но и тут есть исключения), теплые юпитеры часто входят в состав многопланетных систем.
12 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет-гигантов у оранжевого карлика TOI-2202. Внутренняя планета была обнаружена TESS, о наличии второй заподозрили по заметным периодическим отклонениям моментов транзитов первой. Обе планеты близки к орбитальному резонансу 2:1.
TOI-2202 – оранжевый карлик спектрального класса K8 V, удаленный от нас на 236 ± 1 пк. Его масса оценивается в 0.823 ± 0.027 солнечных масс, радиус – 0.794 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость составляет 0.397 ± 0.014 солнечных. Звезда отличается зрелым возрастом в 7.5 ± 3.3 млрд. лет.
TESS наблюдала TOI-2202 на пяти секторах – 1, 2, 6, 9 и 13. Кривая блеска звезды продемонстрировала глубокий транзитный сигнал с периодом 11.91 суток, соответствующий планете-гиганту. Однако при более внимательном изучении оказалось, что транзиты не строго периодичны, т.е. в наличии явные вариации времени наступления транзитов (TTV), амплитуда которых достигает 1.2 часов. Это означает, что в системе есть еще как минимум одна планета.
Для определения параметров второй планеты и измерения массы первой было получено 26 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа FEROS, 21 замер на HARPS и 4 – на PFS. Масса внутренней планеты TOI-2202 b оказалась равной 0.98 ± 0.06 масс Юпитера, масса внешней (не транзитной) TOI-2202 c – 0.37 ± 0.1 масс Юпитера. Орбитальный период второй планеты составил 24.67 ± 0.03 суток. Большая погрешность в определении массы второй планеты объясняется близостью ее орбитального периода и периода вращения звезды (24 ± 2 суток). Эксцентриситеты орбит обеих планет невелики: ~0.04 у планеты b и ~0.06 у планеты c. Хотя TOI-2202 c не проходит по звездному диску, динамический анализ позволил довольно точно определить наклонение ее орбиты – 84.7 ± 2.9°. Таким образом, взаимное наклонение орбит обеих планет достигает 6.5 ± 2.1°.
Из-за того, что транзит TOI-2202 b является скользящим, радиус планеты определен с формально большими погрешностями – 1.01 +0.52/-0.08 радиусов Юпитера. Однако более вероятным выглядит нижнее значение погрешности: будучи очень теплым юпитером, планета TOI-2202 b нагрета умеренно и не должна быть раздута. Скорее всего радиус второй планеты также близок к радиусу Юпитера.
Авторы изучили динамическую устойчивость системы TOI-2202 и нашли, что она является полностью устойчивой на протяжении как минимум 1 млн. лет. Такая конфигурация (два гиганта на тесных орбитах вблизи резонанса 2:1) является редкой, что делает эту систему интересной для дальнейшего изучения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.05323.pdf
3 сентября 2021
Измерены массы планет в системе HD 191939, открыта четвертая планета и пятое тело
В отличие от «Кеплера», TESS ищет транзитные планеты у ярких звезд, что дает возможность измерять их массы методом лучевых скоростей. Специально для этой цели на обсерватории Кека была организована программа TESS-Keck Survey (TKS), в рамках которой лучевые скорости интересующих звезд измеряются с помощью спектрографа HIRES.
Трехпланетная система HD 191939 (TOI-1339) была представлена в феврале 2020 года. TESS обнаружила у солнцеподобной звезды спектрального класса G9 V, удаленной от нас на 53.7 пк, три транзитные планеты с периодами 8.88, 28.58 и 38.35 земных суток и радиусами (по уточненным данным) 3.39 ± 0.07, 3.08 ± 0.07 и 3.04 ± 0.07 радиусов Земли. Все три субнептуна вращались вокруг своей звезды по близким к круговым орбитам, ожидаемые полуамплитуды колебаний лучевой скорости звезды составили 1-2 м/с.
6 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению масс планет в этой системе. Авторы получили 73 замера лучевой скорости HD 191939 на HIRES и 104 замера на спектрографе Levy, установленном на APF. Им удалось измерить массы двух внутренних планет b и c, а на массу третьей планеты d наложить жесткий верхний предел. Кроме того, они обнаружили четвертую, не транзитную планету HD 191939 e.
Масса горячего субнептуна HD 191939 b оказалась равной 10.4 ± 0.9 масс Земли, что приводит в средней плотности 1.5 ± 0.2 г/куб.см. Масса планеты HD 191939 c составила 7.2 ± 1.4 масс Земли (средняя плотность 1.4 ± 0.3 г/куб.см). Средние плотности обеих планет являются типичными для нептунов. А вот масса HD 191939 d не превышает 5.8 масс Земли (формальное значение 2.8 ± 1.5 масс Земли), т.е. доля летучих элементов в составе этой планеты заметно выше. Эффективные температуры транзитных планет оцениваются в 893 ± 36 К, 605 ± 24 К и 549 ± 22 K, соответственно.
Планеты системы HD 191939 (показаны красным цветом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Синими буквами для сравнения показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун.Помимо колебаний, вызванных транзитными планетами, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание с периодом 101.5 ± 0.4 земных суток и полуамплитудой 17.2 ± 0.4 м/с, соответствующей планете с проективной массой 0.34 ± 0.01 масс Юпитера, т.е. легкому газовому гиганту. Четвертая планета также вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.397 ± 0.005 а.е. от звезды, ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия (эффективная температура 397 ± 16 К). Планета HD 191939 e не проходит по диску звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако авторы провели моделирование динамической устойчивости этой системы и нашли, что для сохранения наблюдаемой конфигурации наклонение орбиты планеты e должно составлять 88-89.4°, т.е. она является «почти транзитной», и ее истинная масса близка к проективной.
Интересно, что и после учета влияния четвертой планеты лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный линейный дрейф, говорящий о наличии в этой системе пятого тела на широкой орбите, получившего наименование HD 191939 f. Объединив данные о лучевой скорости звезды и астрометрические данные, полученные миссиями «Гиппарх» и «Гайя», авторы оценили орбитальный период HD 191939 f в 9-46 лет, а массу – в 8-59 масс Юпитера. Таким образом, пятый объект может быть как массивной планетой-гигантом, так и коричневым карликом. Уточнить параметры пятого тела помогут дальнейшие наблюдения, особенно авторы рассчитывают на JWST, чей запуск ожидается в ноябре этого года.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02208.pdf
1 сентября 2021
Трехпланетная система TOI-431: суперземля, мини-нептун и нечто третье
Небольшие планеты (мини-нептуны и суперземли) часто входят в состав многопланетных систем. Одна из таких систем была представлена 6 августа 2021 года. Она включает в себя три планеты, из которых две являются транзитными, а одна не транзитной. Необычно здесь то, что не транзитной оказалась не внешняя планета, а средняя, по счету вторая от звезды.
Звезда HIP 26013 попала на 5 и 6 сектора TESS и наблюдалась с 15 ноября 2018 года по 6 января 2019 года. После того, как на ее кривой блеска были обнаружены два транзитных сигнала с периодами 0.49 и 12.46 суток, звезда получила альтернативное наименование TOI-431. Затем HIP 26013 прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы провели методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HARPS и HIRES. В процессе измерения масс двух планет и была обнаружена третья планета с периодом 4.85 суток.
HIP 26013 (TOI-431) – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 32.61 ± 0.01 пк. Его масса оценивается в 0.78 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.73 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость примерно в 3.8 раза меньше светимости Солнца. Возраст звезды составляет 5.1 ± 0.6 млрд. лет, правда, авторы сами считают эту оценку не слишком надежной.
Масса внутренней планеты TOI-431 b равна 3.07 ± 0.35 масс Земли, что при радиусе 1.28 ± 0.04 радиусов Земли приводит к средней плотности 8 ± 1 г/куб.см, говорящей о железокаменном составе. Год на этой планете длится всего 11 часов 46 минут! Эффективная температура TOI-431 b достигает 1862 ± 42 К, а дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан.
Проективная, или минимальная (m sin i) масса второй планеты TOI-431 c оценивается в 2.83 ± 0.41 масс Земли. Она не проходит по диску своей звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако почти наверняка планета является «почти транзитной», и ее истинная масса мало отличается от проективной. Планета вращается на среднем расстоянии 0.052 ± 0.001 а.е. от своей звезды, ее эффективная температура оценивается в 867 ± 20 К. Однако физическая природа TOI-431 c не ясна – является ли она полностью железокаменной или обогащена летучими элементами?
Третья планета TOI-431 d обогащена летучими элементами совершенно точно – при массе 9.9 ± 1.5 масс Земли ее радиус достигает 3.29 ± 0.09 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 1.36 ± 0.25 г/куб.см, типичной для нептунов. Планета вращается на среднем расстоянии 0.098 ± 0.002 а.е. от звезды, ее эффективная температура – 633 ± 14 К.
Планета b (показана желтым цветом) и планета d (показана голубым цветом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения черными звездочками показаны планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Авторы отмечают, что система TOI-431 не слишком плоская – взаимные наклонения орбит планет достигают нескольких градусов, что сравнимо с взаимными наклонениями орбит планет Солнечной системы. При этом во многих компактных плотно упакованных многопланетных системах взаимные наклонения орбит составляют малые доли градуса.
Благодаря яркости родительской звезды мини-нептун TOI-431 d будет хорошей целью для JWST, чей запуск ожидается в ноябре текущего года. Космический телескоп сможет изучить свойства атмосферы этого сравнительно прохладного мини-нептуна методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02310.pdf
22 августа 2021
TOI-2184 b: не раздутый горячий юпитер у звезды-субгиганта
Большинство известных экзопланет вращается вокруг звезд главной последовательности, планет у проэволюционировавших звезд открыто не много. Особенно мало планет у звезд субгигантов и гигантов открыто транзитным методом. Оно и понятно – большие размеры дисков таких звезд делают мелкими даже транзиты планет-гигантов. Это справедливо и для космических миссий – из 148 подтвержденных планет TESS количество планет у проэволюционировавших звезд можно пересчитать по пальцам одной руки.
Изучение планет на тесных орбитах у звезд субгигантов помогает изучать вопросы приливного разрушения планет и их поглощения родительской звездой по мере того, как звезда, постепенно раздуваясь в красный гигант, увеличивает свой радиус. Характерное время этих процессов зависит от внутренних свойств звезды, в частности, от величины приливной добротности Q. Уровень приливной добротности определяет скорость перекачки углового момента от планеты к звезде, а значит – темпы понижения орбиты планеты в ее спиральном снижении и последующем падении на звезду. Эта величина еще плохо определена.
6 августа 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию горячего юпитера у субгиганта TOI-2184. Планета была обнаружена TESS, которая наблюдала родительскую звезду почти год (350 суток). Сначала транзитный сигнал сочли ложнопозитивом, поскольку из-за соизмеримости орбитальных периодов планеты и TESS (13.7 суток) четные и нечетные транзиты выглядели имеющими немного разную глубину, что свойственно скользящим затмениям затменно-переменных двойных звезд. Однако авторы статьи во всем разобрались, систематические погрешности учли и после валидации измерили массу планеты методом лучевых скоростей.
TOI-2184 (TYC 8907-998-1) – субгигант спектрального класса G0, удаленный от нас на 807 ± 14 пк. Его масса оценивается в 1.53 ± 0.12 солнечных масс, радиус – в 2.90 ± 0.14 солнечных радиусов, светимость в ~9.5 раз превышает солнечную. Возраст звезды составляет 2.3 ± 0.8 млрд. лет.
При радиусе 1.017 ± 0.051 радиусов Юпитера масса планеты оценивается в 0.65 ± 0.16 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.76 ± 0.20 г/куб.см. Она вращается вокруг своей звезды по слабо эллиптической орбите с эксцентриситетом 0.08 ± 0.07 и делает один оборот за 6.90683 ± 0.00009 суток. Величина большой полуоси не сообщается, но по 3-му закону Кеплера ее можно оценить в 0.0817 а.е. (~6 звездных радиусов).
Несмотря на огромную инсоляцию (в 1429 ± 151 раз больше, чем на орбите Земли) планета TOI-2184 b совсем не раздута, ее радиус близок к радиусу Юпитера.
Планета TOI-2184 b (показана звездой с малиновой обводкой) на плоскости «Инсоляция – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Планеты, открытые TESS, показаны звездочками, остальные кружками. Вертикальной пунктирной линией отражен уровень инсоляции в 150 земных, начиная с которого становится заметна корреляция между радиусом планеты и степенью ее нагрева.Авторы обсуждают аномалию радиуса TOI-2184 b, но ни к каким определенным выводам не приходят. Возможно, планета обладает массивным ядром из тяжелых элементов, что и объясняет ее сравнительную компактность.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2108.02294.pdf
18 августа 2021
Вторая планета в системе LTT 1445A
Небольшие планеты – суперземли и планеты земного типа – распространены повсеместно, но находить и изучать их очень трудно из-за малых размеров и массы. Легче обнаруживать такие планеты у звезд красных карликов, которые и сами невелики. Поэтому близкие и сравнительно яркие красные карлики считаются привлекательной целью для поисков рядом с ними небольших планет как транзитным методом, так и методом лучевых скоростей.
В июне 2019 года была представлена транзитная суперземля у близкого красного карлика LTT 1445A, входящего в состав тройной иерархической звездной системы и удаленного от нас на 6.86 пк. Планета была обнаружена TESS на 4 секторе и затем прошла процедуру валидации (статистического подтверждения). Радиус планеты оценили в 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, орбитальный период – в 5.359 суток. Температурный режим новой суперземли грубо соответствовал температурному режиму Меркурия.
Первооткрыватели попытались измерить массу LTT 1445A b, проанализировав архивные данные об измерениях лучевой скорости родительской звезды, но получили только верхний предел в 8.4 масс Земли. Требовались новые наблюдения – как фотометрические, так и спектроскопические, и они были проведены. За два года авторы получили дополнительно 136 замеров лучевой скорости звезды на спектрографах ESPRESSO, HARPS, HIRES, MAROON-X и PFS. Кроме того, звезда попала на 31 сектор TESS, и в данных проявился еще один очень слабый транзитный сигнал с периодом 3.1239 суток, наличие которого было подтверждено и в фотометрии 4 сектора (тогда автоматика его не нашла из-за низкого отношения сигнал/шум). Лучевая скорость звезды продемонстрировала колебания с этими же периодами, что подтвердило планетную природу обоих транзитных кандидатов.
Масса внешней (открытой в 2019 году) планеты b оказалась равной 2.87 ± 0.26 масс Земли, что при уточненном радиусе 1.305 ± 0.066 радиусов Земли приводит к средней плотности 7.1 ± 1.2 г/куб.см, соответствующей железокаменному составу. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите, эксцентриситет которой не превышает 0.11, ее эффективная температура оценивается в 424 ± 21 К.
Масса новой внутренней планеты c оценивается в 1.54 ± 0.20 масс Земли. С радиусом сложнее – форма транзитной кривой говорит о том, что транзит, возможно, скользящий, поэтому точно определить радиус пока не представляется возможным, получено его минимальное возможное значение в 1.15 радиусов Земли. Этому минимальному радиусу соответствует средняя плотность 5.6 ± 0.6 г/куб.см, также соответствующая железокаменному составу. Однако, возможно, планета больше по размерам, и тогда ее средняя плотность меньше. Эффективная температура внутренней планеты оценивается в 508 ± 25 К.
Планеты системы LTT 1445A (показаны зелеными квадратами) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой у красных карликов. Наклонными черными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.Авторы отмечают, что система LTT 1445A не слишком плоская – взаимное наклонение орбит планет b и c составляет или 2.25 ± 0.3°, или даже 2.91 ± 0.4° (если они проходят по разным половинам звездного диска). Для сравнения, взаимное наклонение орбит Земли и Венеры равно 3.4°.
Система LTT 1445A является второй по удаленности с транзитными экзопланетами и первой по удаленности – у звезды красного карлика, и благодаря своей близости будет хорошей целью для JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14737.pdf
12 августа 2021
Пять планет в системе L 98-59, из них одна в обитаемой зоне
Планетные системы у звезд красных карликов, как правило, состоят из небольших планет – мини-нептунов, суперземель и планет земного типа. Нередко они являются многопланетными, компактными и плоскими – это означает, что орбиты планет близки к круговым и имеют малое взаимное наклонение. При удачной ориентации относительно земного наблюдателя сразу несколько планет из такой системы могут проходить по диску своей звезды, что, с одной стороны, позволяет измерить их радиусы, а с другой – определять свойства атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии. Особый интерес вызывает изучение свойств атмосфер небольших планет, находящихся в обитаемой зоне.
3 августа в журнале Astronomy & Astrophysics была опубликована статья, посвященная планетной системе у близкого красного карлика L 98-59 (TOI-175). Авторы не только измерили массы всех трех транзитных планет методом лучевых скоростей, но и обнаружили еще две небольшие не транзитные планеты. Орбита самой внешней из них пролегает в середине обитаемой зоны.
Система L 98-59 была представлена в марте 2019 года. Родительская звезда попала на 2 сектор TESS, которая и обнаружила три транзитные планеты с периодами 2.25, 3.69 и 7.45 земных суток и радиусами ~0.8, ~1.3 и ~1.4 радиусов Земли, соответственно. Буквально через два месяца вышла еще одна работа, посвященная измерению масс этих планет; авторы оценили массы двух внешних планет в ~2.46 и ~2.26 масс Земли, соответственно, а на массу внутренней был наложен верхний предел в 0.98 масс Земли.
Интенсивные наблюдения за системой были продолжены – кроме мониторинга лучевой скорости L 98-59 с помощью спектрографа HARPS (165 замеров) исследователи получили 66 замеров с помощью ESPRESSO, самого точного спектрографа на сегодняшний день. Кроме того, не прекращались и фотометрические наблюдения: после 2 сектора TESS снимала фотометрию L 98-59 также на 5, 8, 9, 10, 11, 12, 28 и 29 секторах, причем в короткой моде, т.е. каждые 2 минуты. Это позволило уточнить радиусы всех трех транзитных планет.
В итоге система L 98-59 выглядит так.
Родительская звезда – красный карлик спектрального класса M3 V, удаленный от нас на 10.619 ± 0.003 пк. Светимость L 98-59 в 88.7 раз меньше светимости Солнца, содержание тяжелых элементов меньше солнечного почти в 3 раза. Возраст звезды остался неизвестным, но во всяком случае он больше 800 млн. лет.
При радиусе 0.85 ± 0.06 радиусов Земли масса внутренней планеты b оценивается в 0.40 ± 0.16 масс Земли, что приводит к средней плотности 3.6 ± 1.5 г/куб.см, что грубо соответствует средней плотности Марса. Планета вращается вокруг своей звезды на расстоянии 0.0219 ± 0.0008 а.е. (~15 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.25311 суток, ее эффективная температура достигает 627 ± 36 К.
Планета c существенно больше – ее масса 2.22 ± 0.26 масс Земли, радиус – 1.39 ± 0.09 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 4.57 +0.77/-0.85 г/куб.см. Такая низкая средняя плотность почти исключает железокаменный состав этой планеты – по всей видимости, значительную долю ее состава занимает вода – в виде пара, закритического флюида и/или высокотемпературных льдов. Планета c вращается на среднем расстоянии 0.0304 ± 0.0012 а.е. (~19 звездных радиусов), ее орбитальный период 3.69068 суток, эффективная температура – 553 ± 27 К.
Масса планеты d – 1.94 ± 0.28 масс Земли, радиус – 1.52 ± 0.12 радиусов Земли, что соответствует средней плотности 2.95 +0.79/-0.51 г/куб.см. Доля воды в составе этой планеты может достигать ~30%, так что она – скорее горячий супер-Ганимед, нежели суперземля. L 98-59 d вращается на среднем расстоянии 0.0486 ± 0.0019 а.е. (~33.7 звездных радиусов) и делает один оборот за 7.45072 суток, ее эффективная температура оценивается в 416 ± 20 К (температурный режим близок к температурному режиму Меркурия).
Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты e составляет 3.06 ± 0.37 масс Земли. К сожалению, она уже не проходит по диску своей звезды, так что ее радиус остается неизвестным. Однако почти наверняка истинная масса этой планеты близка к проективной (система плоская, и планета e является «почти транзитной»). Ее орбитальный период – 12.80 ± 0.02 суток, эффективная температура – 342 ± 20 К.
Наконец, пятая, самая внешняя планета имеет орбитальный период 23.15 ± 0.6 суток и проективную массу 2.46 +0.66/-0.82 масс Земли, ее эффективная температура – 285 ± 18 К (+12 ± 18°С). Если существование этой планеты подтвердится (пока авторы осторожно называют ее планетным кандидатом), она пополнит собой список потенциально обитаемых миров.
Транзитные планеты системы L 98-59 (подписаны) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения синими звездами показаны Земля и Венера. Кружками показаны планеты, чья масса была измерена методом лучевых скоростей, квадратами – планеты, чья масса была измерена с помощью тайминга транзитов. Пунктирными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.Авторы подчеркивают, что им удалось измерить массу планеты L 98-59 b, которая вдвое легче Венеры! На данный момент это самая легкая планета, чья масса была измерена методом лучевых скоростей. Обычно массы легких планет измеряют с помощью тайминга транзитов – метода, применимого и к тусклым звездам, но сопряженного с большими погрешностями. Измерение таких малых масс стало возможно лишь после ввода в строй уникального спектрографа ESPRESSO, чья внутренняя (инструментальная) точность достигает 0.1 м/с.
Благодаря близости к Солнцу и относительной яркости родительской звезды система L 98-59 (особенно рыхлая планета d) станет прекрасной целью для изучения свойств атмосферы с помощью JWST.
Информация получена: https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa40728-21.pdf
5 августа 2021
Определена истинная масса эксцентричного аналога Юпитера HD 190360 b
Метод лучевых скоростей не позволяет определить истинную массу планеты, а только проективную, или минимальную массу m sin i, где i – наклонение нормали к плоскости орбиты планеты к лучу зрения. Если наклонение мало (орбита ориентирована плашмя), то истинная масса может в несколько, а то и несколько десятков раз превосходить проективную, а планетный кандидат может оказаться коричневым карликом или даже маломассивной звездой. В случае, если планета является транзитной, т.е. регулярно проходит по диску своей звезды, наклонение орбиты легко определяется по виду кривой блеска. Однако вероятность транзитной конфигурации мала, и подавляющее большинство планет является не транзитными.
Определить наклонение орбиты планеты возможно также с помощью астрометрии. Поскольку, строго говоря, не планета вращается вокруг звезды, а и планета, и звезда вращаются вокруг общего центра масс, гравитационное влияние планеты заставляет звезду описывать эллипс на небесной сфере, что в сочетании с собственным движением делает траекторию звезды волнообразной. Вместе с измерением лучевых скоростей звезды это позволяет определить полную (пространственную) ориентацию орбиты планеты и ее истинную массу. Однако до недавнего времени точность астрометрических измерений была недостаточна для обнаружения планет, и исследователи находили описанным способом только коричневые карлики и маломассивные звезды. Только после запуска астрометрической миссии «Гайя» стало возможно регистрировать астрометрические сигналы от сравнительно близких к нам массивных планет.
30 июля 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная астрометрии ряда коричневых карликов и планеты HD 190360 b путем сравнения позиций их родительских звезд, полученных астрометрическими миссиями «Гиппарх» и «Гайя». Объединив астрометрические измерения с точными замерами лучевой скорости родительской звезды, авторы уточнили орбитальный период планеты HD 190360 b (7.815 ± 0.035 лет), а также определили наклонение ее орбиты (80.2 ± 23.2°) и истинную массу (1.8 ± 0.2 масс Юпитера). Эффективная температура планеты оценивается в 123-176 К, что делает ее эксцентричным аналогом Юпитера.
Благодаря относительной близости (система удалена от нас на 15.89 ± 0.16 пк) и широкой орбите (3.9 ± 0.2 а.е.) планета может удаляться от своей звезды на угловое расстояние ~0.25 угловых секунд, что делает ее прекрасной целью для получения прямых изображений с помощью коронографа CGI космического телескопа имени Нэнси Роман (WFIRST).
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2107.14056.pdf
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
