18 июля 2019
Открыта пятая планета в системе Kepler-82

В компактных плотно упакованных планетных системах, где планеты связаны друг с другом орбитальными резонансами низких порядков (это значит, что их орбитальные периоды относятся друг к другу как простые числа, например, 2:1 или 3:2) взаимное гравитационное влияние планет приводит к заметным вариациям времени наступления транзитов. Анализ этих вариаций (т.н. тайминг транзитов, или TTV-метод) позволяет определять массы транзитных планет без измерения лучевых скоростей родительской звезды, а также обнаруживать дополнительные (не транзитные) планеты.

На протяжении 4 лет основной миссии «Кеплер» наблюдал одну и ту же область неба в районе созвездий Лебедя и Лиры. Однако в мае 2013 года после выхода из строя второго маховика системы ориентации эти наблюдения стали невозможны. Для продолжения наблюдений транзитов планет на Поле Кеплера и измерения их масс TTV-методом была организована наблюдательная сеть KOINet, объединившая 9 телескопов с апертурами от 0.8 до 3.5 м. Наблюдения с помощью телескопов большой апертуры позволяют даже сквозь неспокойную земную атмосферу фиксировать транзиты планет размерного класса нептунов.

16 июля 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию пятой (не транзитной) планеты в системе Kepler-82. Планета была обнаружена методом тайминга транзитов двух внешних планет, b и c.

Четырехпланетная система Kepler-82 (KOI-880) была представлена в 2012 году. Она включает в себя внутреннюю пару планет d и e с радиусами ~1.42 и ~2.34 радиусов Земли и орбитальными периодами 2.38 и 5.90 суток, и внешнюю пару b и c с радиусами 4.07 ^+0.24/_-0.10 и 5.34 ^+0.32/_-0.13 радиусов Земли и орбитальными периодами 26.44 и 51.54 суток, что близко к резонансу 2:1. Внешняя пара планет демонстрирует явные вариации времени наступления транзитов синусоидальной формы, которые, тем не менее, не находятся в противофазе, как бывает в большинстве подобных случаев. Попытки оценить массы обеих планет предпринимались неоднократно, но приводили к противоречивым и малоправдоподобным результатам (в частности, средняя плотность одной планеты оказывалась в ~14 раз больше плотности другой).

Чтобы разобраться в этой непростой ситуации, авторы статьи с помощью сети KOINet провели наблюдения нескольких транзитов планет b и c в период 2014-2018 гг. Как оказалось, реальное время наступления транзитов заметно отклонялось от предсказаний двухпланетной модели вплоть до того, что в трех случаях транзитов не наблюдалось вовсе. Исследователи построили динамическую модель системы Kepler-82 в поисках решения, которое воспроизвело бы все наблюдаемые транзитные события, но обнаружили, что для этого необходимо ввести пятую планету, находящуюся с внешней планетой c в резонансе 2:3. (Строго говоря, таких решений было два – с цепочкой резонансов 3:2:1 и 6:2:1, но второе решение хуже описывает данные и плохо согласуется со свойствами родительской звезды, так что авторы в результате его отбросили.)

Пятая планета Kepler-82 f является самой внешней в этой системе. Ее масса, вычисленная по влиянию на планету c, оценивается в 20.9 ± 1 масс Земли, радиус неизвестен. Орбитальный период внешней планеты достигает 75.732 ± 0.012 земных суток, температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Эксцентриситеты всех трех внешних планет очень малы – 0.003 ± 0.002, 0.007 ± 0.002 и 0.0014 ^+0.0018/_-0.0010 для b, c и f, соответственно.

Учет влияния пятой планеты устранил неправдоподобную разницу в средних плотностях планет b и c. Теперь масса b оценивается в 12.15 ^+0.96/_-0.87 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.98 ^+0.11/_-0.16 г/куб.см, а масса планеты c – в 13.9 ± 1.3 масс Земли (средняя плотность 0.494 ^+0.070/_-0.083 г/куб.см).

Планеты Kepler-82 b (показана красным) и Kepler-82 c (показана синим) на плоскости «масса – радиус» среди других транзитных экзопланет малых масс. Желтым цветом показаны планеты, чьи массы были измерены RV-методом, зеленым цветом – TTV-методом. Для сравнения также приведены Уран и Нептун.

Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы Kepler-82 (не учитывая внутренние планеты). Как оказалось, в отсутствии планеты f движение планет b и c является хаотическим, введение f делает систему устойчивой на протяжении 10 млрд. лет.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1907.06534.pdf

 

 

12 июля 2019
Определена распространенность планет у М-звезд в окрестностях Солнца

Красные карлики – самые многочисленные звезды Галактики, их доля достигает 70%. Планетные системы звезд красных карликов отличаются от планетных систем солнцеподобных звезд – как правило, они включают в себя небольшие планеты (мини-нептуны, суперземли и планеты земного типа). Планеты-гиганты у М-звезд встречаются редко.

12 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная анализу распространенности планет различных типов у близких красных карликов. Исследователи рассмотрели М-звезды, лучевые скорости которых регулярно измерялись спектрографами HARPS (327 звезд), HIRES (159 звезд), PFS (67 звезд) и UVES (102 звезды). Общее количество изученных звезд с массами от 0.1 до 0.65 солнечных масс достигло 426 штук (некоторые из них наблюдались сразу несколькими спектрографами). Кроме этого, авторы воспользовались опубликованными данными, полученными рядом других спектрографов и наблюдательных программ (AAT, APF, CORALIE и пр.) и тоже учли их в своем анализе.

Помимо поиска в данных когерентных колебаний, предположительно наведенных планетами, авторы отслеживали различные маркеры звездной активности. Если колебания лучевой скорости звезды сопровождались изменением ее блеска и/или коррелировали с признаками внутренней активности, они считались ложнопозитивами (т.е. имеющими не планетную природу). Все фильтры прошло 118 планетных RV-кандидатов, большинство из которых уже было открыто ранее.

Кандидаты были классифицированы по типам в соответствии с их минимальными (проективными) массами m sin i. К землям (планетам земного типа) отнесли планеты с минимальными массами менее 2 земных, к суперземлям – планеты с минимальными массами от 2 до 10 земных, к мини-нептунам – с минимальными массами от 10 масс Земли до массы Нептуна (~17 масс Земли), к нептунам – в интервале от массы Нептуна до массы Сатурна (17-95 масс Земли), и наконец к гигантам – в интервале от массы Сатурна до 13 масс Юпитера. Понятно, что это деление достаточно условное, потому что для каждой конкретной планеты остается неизвестным вклад множителя sin i, и планета с минимальной массой, попадающей в диапазон суперземель, вполне может оказаться нептуном и даже планетой-гигантом. Однако в среднем ошибка будет не существенной.

Кроме классификации по массам авторы ввели классификацию по тепловому режиму. Планеты, находящиеся в пределах обитаемых зон своих звезд, были названы «теплыми», находящиеся ближе внутреннего края обитаемой зоны – «горячими», находящиеся далее внешнего края – «холодными».

Ниже представлено распределение 118 планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа).

Распределение планетных кандидатов по минимальным массам (слева) и орбитальным периодам (справа). Черным цветом показано распределение планет более массивных красных карликов с массами от 0.43 до 0.65 солнечных масс, красным цветом – распределение планет менее массивных красных карликов с массами от 0.1 до 0.43 солнечных масс, белым цветом – их совокупное распределение.

В целом распространенность планет у красных карликов оказалась равной 2.39 ^+4.58/_-1.36 на одну звезду (с достоверностью 99%). Авторы особо подчеркнули, что не экстраполировали результаты за пределы текущего порога обнаружимости RV-планет, в логарифмической шкале на плоскости «минимальная масса – орбитальный период» лежащего примерно между точками с координатами (1 масса Земли, 10 суток) и (50 масс Земли, 10⁴ суток). Иначе говоря, речь идет только о планетах массивнее Земли и с орбитальными периодами короче 27 земных лет. Общее количество планет должно быть больше, так что оценку ~2.4 планеты на один красный карлик можно считать нижним пределом.

Обнаруженные планетные кандидаты (показаны красным цветом) на плоскости «орбитальный период – минимальная масса». Оттенками серого цвета показана вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Резкое уменьшение количества планет с орбитальными периодами 3-5 тысяч суток (8-14 лет) объясняется ограниченным временем наблюдений, препятствующим обнаружению долгопериодических планет.

Из 118 планетных кандидатов нет ни одного с минимальной массой выше 32 масс Земли и орбитальным периодом короче 10 суток, что накладывает верхний предел на распространенность таких планет в 0.27% на одну M-звезду. С уменьшением массы и увеличением орбитального периода количество планет быстро возрастает.

Распространенность планет в диапазоне минимальных масс от 1 до 1000 масс Земли и орбитальных периодов от 1 до 10 000 земных суток. Число в левом нижнем углу каждой клетки – вероятность обнаружения планеты с данными минимальной массой и орбитальным периодом. Оттенками серого цвета показана распространенность планет в данной области параметров, приходящаяся на 1 звезду.

Ниже показано распределение планет по массам в линейной (слева) и логарифмической (справа) вертикальной шкале. Различными цветами показана суммарная распространенность планет каждого интервала масс с орбитальными периодами короче 3.2, 10, 32, 100, 320 и 1000 земных суток.

Распространенность земель и суперземель в обитаемой зоне оценили в 0.48 ^+0.46/_-0.16 (другими словами, примерно каждый второй красный карлик имеет в обитаемой зоне планету с массой от 1 до 10 масс Земли).

Чтобы хотя бы примерно оценить количество планет меньших масс, авторы обратились к данным, полученным «Кеплером». Однако тут есть свои тонкости. «Кеплер» искал планеты транзитным методом, который определяет радиусы планет, но не их массы. У планет нет своей «диаграммы Герцшпрунга-Рассела», которая однозначно связывала бы радиусы планет и их массы, массы планет одного радиуса могут различаться на порядок и даже больше. Поэтому авторы просто воспользовались оценкой распространенности планет с радиусами от 0.5 до 1 радиуса Земли и орбитальными периодами от 0.5 до 200 суток, данной Дрессинг и Шарбонно в 2015 году: 0.60 ^+0.9/_-0.7 на одну M-звезду. Поскольку планеты этого типа в настоящее время явно лежат под порогом обнаружения RV-методом, авторы прибавили эту величину к своим оценкам и получили, что каждый красный карлик в среднем имеет 3 планеты. Последняя оценка не учитывает маленькие планеты с орбитальным периодом больше 200 суток, так что распространенность 3 планеты на звезду можно считать нижним пределом.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.04644.pdf

 

 

6 июля 2019
KMT-2018-BLG-0029L b: планета массой 6.4 масс Земли с температурным режимом Цереры

Метод гравитационного микролинзирования позволяет обнаруживать холодные маломассивные планеты, недоступные всем остальным методам. Однако по форме кривой блеска точно определяется лишь отношение масс компонент линзы q, а не сами массы, и для большинства микролинзовых планет известно только оно. Изучение зависимости количества микролинзовых планет от величины q показало, что существует резкий дефицит планет с малыми q, а планеты с q < 0.5·10^-4 вообще отсутствуют. Пока неясно, является ли этот дефицит следствием наблюдательной селекции, или он отражает реальный недостаток маломассивных планет за снеговой линией своих звезд. (От себя замечу, что в случае Солнца q = 0.5·10^-4 имела бы планета с массой ~16 масс Земли, так что наличие в Солнечной системе Урана и Нептуна говорит скорее в пользу наблюдательной селекции.)

28 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию планеты с экстремально низким значением q = (1.81 ± 0.20)·10^-5. Планета была открыта корейским микролинзовым обзором KMTNet.

Событие микролинзирования KMT-2018-BLG-0029 было обнаружено 30 мая 2018 года во время тестирования нового алгоритма оповещения. 24 июня на кривой блеска фоновой звезды прорисовался дополнительный короткий пик в 0.4 звездной величины, свидетельствующий о двойственности линзы с малым значением q, т.е. о системе звезда+планета. 1-4 июля событие KMT-2018-BLG-0029 наблюдал космический ИК-телескоп «Спитцер», находившийся в тот момент на проективном расстоянии ~1.3 а.е. от Земли (другими словами, проекция отрезка Земля-«Спитцер» на плоскость, перпендикулярную направлению на событие, составила 1.3 а.е.). Дополнительные наблюдения, проведенные «Спитцером», позволили измерить микролинзовый параллакс и тем самым независимо оценить массу звезды-линзы и ее планеты.

Масса звезды KMT-2018-BLG-0029L оказалась равной 1.06 ± 0.20 солнечных масс. Находясь на главной последовательности, такая звезда имела бы ранний G или поздний F спектральный класс. Наблюдаемое загрязнение кривой блеска фоновой звезды, соответствующее источнику с абсолютной величиной +4.54 ± 0.22, полностью соответствует ожидаемому блеску звезды-линзы. Однако авторы исследования осторожно отмечают, что это очень хороший кандидат, но пока не достоверная регистрация звезды-линзы. Расстояние до системы составляет 2.73 ± 0.26 кпк.

Масса планеты KMT-2018-BLG-0029L b оценивается в 6.41 ^+0.89/_-0.75 масс Земли, в момент наблюдения их разделяло проективное расстояние 3.94 ± 0.35 а.е. Температурный режим планеты соответствует температурному режиму главного пояса астероидов. Ничего похожего в Солнечной системе нет. Возможно, перед нами мини-нептун, окруженный первичной водородно-гелиевой атмосферой, а возможно – супер-Ганимед, наполовину состоящий из каменных пород и наполовину изо льда.

Авторы отмечают, что открытие микролинзовой планеты с таким малым отношением масс q стало возможным благодаря высокой частоте фотометрических замеров обзора KMTNet (раз в час) и наличию трех телескопов с апертурой 1.6 метров, разнесенных по долготе примерно на 120°. Еще более выгодной стратегией являются круглосуточные наблюдения, проводимые из космоса. Авторы приходят к выводу, что наземные наблюдения с низкой частотой нередко пропускают короткие события микролинзирования, вызванные маломассивными планетами, что и приводит к их кажущемуся дефициту.

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.11183.pdf

 

 

3 июля 2019
Три солнца в небе: землеразмерная планета у близкого красного карлика LTT 1445A

Методы трансмиссионной спектроскопии позволяют изучать состав и физические свойства атмосфер транзитных экзопланет. Однако, как правило, речь идет о транзитных планетах-гигантах, преимущественно горячих юпитерах, имеющих большие размеры и протяженные атмосферы с огромной шкалой высот (сотни километров против 8 км у Земли). Планеты земного типа – несравненно более трудная цель из-за своих маленьких размеров и компактных атмосфер, состоящих из тяжелых газов. Анализ возможностей строящихся наземных телескопов 30-метрового класса и 6-метрового космического телескопа им. Джеймса Вебба, чей запуск ожидается в 2021 году, показал, что этим инструментам будут доступны для изучения лишь атмосферы планет земного типа, вращающихся вокруг красных карликов с радиусом менее 0.3 солнечных и удаленных от нас не далее чем на 15 пк.

По последним данным внутри сферы с радиусом 15 пк находится 411 красных карликов с массами в интервале от 0.1 до 0.3 солнечных масс и, возможно, около 60 ультрахолодных карликов с массами менее 0.1 солнечных, но выше предела Кумара (т.е. все же являющихся звездами, а не коричневыми карликами). У некоторых из этих звезд уже обнаружены транзитные планеты – это GJ 1132 b, c, LHS 1140 b, c, LHS 3844 b и планеты системы TRAPPIST-1. Однако ближайшая из этих систем находится на расстоянии ~12 пк, а хочется найти что-нибудь поближе. И это было сделано – 26 июня 2019 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию небольшой транзитной планеты у красного карлика LTT 1445A.

LTT 1445 (GJ 3192, TOI-455) – иерархическая звездная система, удаленная от нас на 6.871 ± 0.004 пк и состоящая из трех маломассивных красных карликов. Главный компонент A, вокруг которого вращается планета, имеет массу 0.256 ± 0.014 солнечных масс, радиус 0.270 ± 0.012 солнечных радиусов и светимость 0.81 ± 0.18% от светимости Солнца. На расстоянии 7 угловых секунд (в 2019 году, видимое расстояние постоянно изменяется из-за орбитального движения) расположена пара компонентов B и C массами ~0.22 и ~0.16 солнечных масс, вращающаяся друг вокруг друга по эллиптической орбите с большой полуосью 1.16 ± 0.08 угловых секунд (~8 а.е.), эксцентриситетом 0.51 ± 0.10 и орбитальным периодом 36.2 ± 5.3 земных лет. Пара BC и компонент A, в свою очередь, делают один оборот вокруг барицентра системы примерно за 250 лет. Наклонение орбит близко к 90° (система наблюдается «с ребра»), так что все три компонента при взгляде с Земли лежат на одной прямой.

Звезду LTT 1445 наблюдал TESS на 4 секторе (с 19 октября по 15 ноября 2018 года). Было зафиксировано 4 транзитных события с периодом 5.359 земных суток и глубиной 2500 ± 170 ppm. Поскольку все три компонента попали на один пиксель матрицы TESS, размер которого достигает 21 угловой секунды, пришлось провести дополнительные наземные наблюдения с помощью 4-х телескопов обсерватории в Сьерра-Тололо (CTIO). На снимках, полученных 16 февраля 2019 года, во время начала очередного транзитного события, компонент A и пара BC были разрешены, тем самым удалось определить, что транзитная планета вращается вокруг компонента A.

Чтобы оценить массу планеты, исследователи получили 5 замеров лучевой скорости LTT 1445A с помощью спектрографа HARPS, также они использовали 9 архивных замеров, полученных ранее. Формально масса планеты оказалась равной 2.2 ^+1.7/_-2.0 масс Земли, но поскольку погрешности сравнимы с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 8.4 масс Земли (с достоверностью 99.73%). Радиус планеты составляет 1.35 ± 0.07 радиусов Земли, эффективная температура – 428 ± 22К. Этот горячий аналог Венеры вращается на среднем расстоянии 0.0381 ± 0.0007 а.е. по орбите с плохо определенным эксцентриситетом 0.16 ^+0.35/_-0.12.

Поскольку орбиты пар B и C, A и BC, A и ее планеты все лежат примерно в одной плоскости, система выглядит невозмущенной и динамически холодной. Это увеличивает шансы обнаружить у звезды LTT 1445A дополнительные транзитные планеты с периодом, превышающим продолжительность одного сектора TESS (27.4 суток). Авторы собираются продолжить мониторинг лучевой скорости LTT 1445A с целью уточнения массы планеты b и обнаружения возможных дополнительных планет. По их расчетам, маловероятно, что удастся открыть землеразмерную планету, еще более удобную для изучения методами трансмиссионной спектроскопии (ближе расположенную и у такой же небольшой звезды).

Информация получена: https://arxiv.org/pdf/1906.10147.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