 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
 |
30 июня 2022
Два нептуна у оранжевого карлика TOI-1272
Нептунами обычно называют планеты с радиусами от 2 до 6 радиусов Земли. В области коротких орбитальных периодов (меньше ~5 суток) наблюдается резкий дефицит планет таких размеров, получивший наименование «пустыни горячих нептунов». Причины возникновения «пустыни горячих нептунов» пока не ясны, предложено несколько гипотез – от приливного разрушения легких горячих гигантов до фотоиспарения водородных атмосфер нептунов и мини-нептунов.
30 июня 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы и определению орбитальных параметров горячего нептуна TOI-1272 b. Планета (точнее, транзитный кандидат) была обнаружена TESS при наблюдениях 15, 16 и 22 сектора. Продолжительность транзита оказалась слишком короткой для планеты с таким орбитальным периодом на круговой орбите, что сразу дало повод заподозрить эксцентричность орбиты. Предположение полностью подтвердилось, когда исследователи стали измерять массу планеты методом лучевых скоростей. Мало того, помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что вокруг звезды TOI-1272 вращаются минимум две планеты, одна из которых является транзитной, а вторая нет.
TOI-1272 – оранжевый карлик, удаленный от нас на 137.6 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.85 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.79 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно втрое меньше солнечной. Возраст звезды неуверенно оценили в 3.65 +4.2/-1.0 млрд. лет, т.е. звезда достаточно зрелая.
При радиусе 4.14 ± 0.21 радиусов Земли масса планеты TOI-1272 b составляет 24.6 ± 2.3 масс Земли, что приводит к средней плотности 1.9 ± 0.3 г/куб.см. Этот горячий нептун вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0412 ± 0.0008 а.е. (~11 звездных радиусов) и эксцентриситетом 0.34 ± 0.06, и делает один оборот за 3.316 суток. Его эффективная температура оценивается в 961 ± 32 К.
Авторы сравнили параметры планеты b с моделями внутреннего строения нептунов и нашли, что масса водородной атмосферы планеты составляет 11 ± 2%. Возможно, истечение атмосферы продолжается и сейчас.
Проективная, или минимальная (m sin i) масса второй планеты TOI-1272 c достигает 26.7 ± 3.1 масс Земли. Скорее всего, ее наклонение мало отличается от наклонения внутренней планеты, а истинная масса – от минимальной, но поскольку она не проходит по диску своей звезды, ее радиус остается неизвестным. TOI-1272 c вращается вокруг своей звезды на среднем расстоянии 0.0783 ± 0.0014 а.е., ее эксцентриситет невелик (0.12 ± 0.1) и даже совместим с нулем. Эффективная температура TOI-1272 c оценивается в 697 ± 23 К.
Планеты далеки от резонансной конфигурации, поэтому ожидаемые вариации времени наступления транзитов планеты b (0.3 ± 0.3 минуты) гораздо ниже порога обнаружения – и действительно, заметных вариаций по данным TESS не было обнаружено.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2206.14327.pdf
20 июня 2022
Три планеты у оранжевого гиганта HD 33142
Метод лучевых скоростей основан на регистрации колебаний лучевой скорости родительской звезды. В случае наличия у звезды нескольких планет рисунок колебаний может быть весьма сложным, поэтому чтобы аккуратно его «расплести» и выявить индивидуальные колебания, вызванные каждой отдельной планетой, необходимы долгие и плотные ряды наблюдений. Особенно сложной является ситуация, когда две планеты близки к орбитальному резонансу 2:1, в этом случае колебания, вызванные двумя планетами на круговых орбитах, трудно отличить от колебания, вызванного одной планетой на эксцентричной орбите.
Похожая история произошла с планетной системой у оранжевого гиганта HD 33142. В 2011 году рядом с этой звездой методом лучевых скоростей обнаружили нечто, что выглядело планетой гигантом с орбитальным периодом ~327 суток и эксцентриситетом ~0.22. Через несколько лет другой группе исследователей удалось показать, что вокруг HD 33142 вращаются две планеты – вторая с периодом ~810 суток. Наконец, 9 июня 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию третьей, самой внутренней планеты.
Теперь система HD 33142 выглядит так.
Будучи на главной последовательности, родительская звезда HD 33142 имела спектральный класс F0-F2, но к настоящему моменту она уже заметно проэволюционировала и является оранжевым гигантом спектрального класса K0 III, массой 1.52 ± 0.03 солнечных масс, радиусом 4.17 ± 0.07 солнечных радиусов и светимостью ~10 солнечных.Проективная масса внутренней планеты HD 33142 d составляет 0.20 ± 0.03 масс Юпитера – перед нами легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.452 ± 0.003 а.е. и плохо определенным эксцентриситетом 0.19 ± 0.14, и делает один оборот за 89.9 ± 0.1 суток.
Вторая планета (и первая, которая была открыта в этой системе) HD 33142 b имеет проективную массу 1.26 ± 0.05 масс Юпитера и орбитальный период 330.0 ± 0.4 суток. Эксцентриситет ее орбиты заметно «уменьшился» с эпохи открытия и оценивается теперь в 0.05 ± 0.03. При средней удаленности от звезды в 1.074 ± 0.007 а.е. ее температурный режим близок к температурному режиму Меркурия.
Наконец, орбитальный период третьей планеты HD 33142 c составляет 810.2 ± 4.2 суток. Проективная масса этого гиганта оценивается в 0.89 ± 0.06 масс Юпитера, большая полуось орбиты достигает 1.955 ± 0.016 а.е., эксцентриситет – 0.08 ± 0.06. Температурный режим HD 33142 c является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры.
Авторы изучили динамическую устойчивость этой системы и нашли, что система сохраняет устойчивость на протяжении 100 млн. лет лишь при эксцентриситете внутренней планеты в диапазоне от 0.06 до 0.13. Эксцентриситеты орбит двух внешних гигантов при этом должны попадать в диапазон 0.03-0.06 и 0.02-0.05, соответственно. При больших значениях эксцентриситета динамическая неустойчивость может наступить уже через 8.5 тыс. лет.
В своем текущем виде система просуществует сравнительно недолго. HD 33142 быстро эволюционирует в сторону превращения в красный сверхгигант. Уже через ~150 млн. лет она поглотит обе внутренние планеты d и b. Однако ожидается, что внешняя планета c переживет стадию красного сверхгиганта и будет вращаться вокруг своей родительской звезды и тогда, когда та станет углеродно-кислородным белым карликом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2206.03899.pdf
14 июня 2022
Десять новых горячих гигантов от TESS
Горячие юпитеры – достаточно редкий тип планет, они встречаются примерно у 0.5% солнцеподобных звезд. Однако из-за того, что обнаруживать их гораздо легче, чем планеты других типов, доля горячих юпитеров среди известных экзопланет непропорционально велика. Их открывают как наземные транзитные обзоры, так и космические миссии, и TESS не стала исключением.
20 мая 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию десяти новых транзитных горячих юпитеров с помощью TESS. Все планеты прошли стандартную процедуру валидации, их массы были измерены методом лучевых скоростей. Все родительские звезды являются зрелыми солнцеподобными звездами спектральных классов от G9 до F8, у большинства светимость несколько выше солнечной.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Представленная десятка новых планет демонстрирует широкое разнообразие свойств. Большинство новых горячих гигантов вращается по круговым орбитам, за исключением TOI-2207 b, эксцентриситет орбиты которого оценивается в 0.174 ± 0.05. У TOI-2193 b и TOI-3540 b транзиты скользящие (они заходят на звездный диск только краем), поэтому их радиусы и средние плотности определены плохо. Орбитальные периоды планет лежат в диапазоне 2-6 суток, за исключением гиганта TOI-3693 b с периодом 9.0885 суток; его эффективная температура оценивается в 801 ± 13 К, т.е. он по степени нагрева попадает в область очень теплых планет. Масса планеты TOI-2567 b меньше массы Сатурна – перед нами легкий газовый гигант низкой плотности.
Новые планеты (показаны цветными кружками) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет. Горячие гиганты, открытые TESS, показаны темно-синими квадратами.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2205.09728.pdf
9 июня 2022
Измерена масса горячей суперземли TOI-1807 b
Планетами с ультракороткими периодами называют планеты с орбитальным периодом меньше 1 суток. Чтобы понять, как эти планеты оказались на своих экстремальных орбитах, необходимо изучать их у молодых звезд хорошо определенного возраста. Тогда станет ясно, из какого вещества сложены такие планеты, как быстро происходит их миграция внутрь системы и потеря первичных водородных атмосфер.
Планета TOI-1807 b с ультракоротким периодом 13 часов 11 минут была представлена год почти назад, в июле 2021 года. С помощью фотометрии TESS удалось обнаружить транзитную планету у молодого оранжевого карлика спектрального класса K3 V, удаленного от нас на 42.58 ± 0.06 пк. Молодость и активность звезды затрудняла измерение массы планеты методом лучевых скоростей, и планета была подтверждена только статистически (т.е. массу тогда измерить не удалось).
Однако исследователи не опустили руки. Получив 161 замер лучевой скорости TOI-1807 на спектрографе HARPS-N и собрав богатые ряды фотометрических наблюдений с наземных телескопов, они построили модель активности звезды и определили период ее вращения (8.8 ± 0.1 суток). Высококачественные спектры позволили уточнить параметры звезды, в частности, ее возраст оказался несколько больше, чем считалось ранее – 300 ± 80 млн. лет, а не 180 ± 40 млн. лет. Учет звездной активности помог выявить когерентные колебания лучевой скорости звезды, вызванные гравитационным влиянием планеты. Масса TOI-1807 b оказалась равной 2.57 ± 0.5 масс звезды, а радиус – 1.37 ± 0.09 радиусов Земли. Это означает, что средняя плотность планеты (5.5 ± 1.6 г/куб.см) примерно равна земной, а значит, она представляет собой не мини-нептун, а суперземлю, лишенную заметной водородной атмосферы.
Планета TOI-1807 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с ультракоротким периодом и измеренной массой.Средняя плотность TOI-1807 b определена с погрешностями, не позволяющими делать строгие выводы о ее химическом составе. Теоретически, планета может содержать небольшую долю летучих, например, воды в виде водяного пара и закритического флюида. Однако возможно, что она полностью утратила атмосферу и является массивным горячим аналогом Меркурия.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2206.03496.pdf
3 июня 2022
Вторая планета в системе WASP-132
Горячие юпитеры одиноки – по крайней мере, большинство из них. Из почти пятисот горячих юпитеров, известных к настоящему моменту, только три имеют соседей – т.е. планеты, чьи орбиты проходят неподалеку от орбиты самого горячего юпитера. Это WASP-47 b, TOI-1130 b и Kepler-730 b. «Одиночество» горячих юпитеров свидетельствует в пользу эксцентричной миграции как основного сценария формирования планет этого типа (в этом сценарии новорожденный газовый гигант, сформировавшийся в протопланетном диске за снеговой линией, в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия с массивным внешним компаньоном по механизму Козаи-Лидова сначала переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, а затем эта орбита скругляется приливными силами).
Однако несколько горячих юпитеров все-таки имеют соседей – а значит, оказались на своей текущей орбите как-то иначе. В процессе высокоэксцентричной миграции гигант эффективно зачищает окрестности, выбрасывая или поглощая планеты, которые там были, поэтому наличие соседей говорит о спокойной миграции за счет взаимодействия с протопланетным диском. Одной из таких систем является WASP-132, где помимо горячего (а точнее, очень теплого) гиганта WASP-132 b обнаружили горячую суперземлю WASP-132 c.
Оранжевый карлик WASP-132 наблюдался TESS на 11 и 38 секторах под именем TOI-822. Помимо глубоких транзитов уже известной планеты кривая блеска звезды продемонстрировала еще один транзитный сигнал с периодом 1.01153 суток. Глубина транзита соответствовала планете с радиусом 1.85 ± 0.10 радиусов Земли.
Авторы провели стандартную процедуру валидации и попытались оценить массу новой планеты методом лучевых скоростей. Однако данные, полученные спектрографом CORALIE, позволили наложить только верхний предел – с достоверностью 99.7% масса планеты не превышает 37.4 масс Земли. Эмпирические соотношения для планет с известными массами и радиусами показывают, что масса WASP-132 c, скорее всего, находится в диапазоне 4.5-10 масс Земли. Соответственно, планета будет наводить на свою звезду колебания лучевой скорости с полуамплитудой 3-6 м/с, вполне доступные для измерения с помощью спектрографов, более точных, чем CORALIE. Почти наверняка масса WASP-132 c вскоре будет измерена.
Доля «не одиноких» горячих юпитеров относительно их общего количества зависит от определения горячего юпитера. Если горячим юпитером считать планету с орбитальным периодом меньше 10 суток и радиусом больше 8 радиусов Земли, то эта доля составляет ~1%. Однако если горячим юпитером считать планеты с эффективной температурой свыше 1000 К, то эта доля сразу уменьшается вдвое, поскольку эффективные температуры WASP-132 b и TOI-1130 b оцениваются в 763 К и 637 К. А «теплые юпитеры», напротив, очень часто входят в состав многопланетных систем.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2205.02501.pdf
1 июня 2022
Первые экзопланеты, открытые миссией «Гайя»
Астрометрическая миссия «Гайя» была запущена для высокоточного измерения параллаксов и собственных движений свыше 1 млрд. звезд, что позволит построить точную трехмерную карту Галактики. Ожидается, что, помимо выполнения своей основной задачи, «Гайя» сможет обнаружить несколько тысяч массивных экзопланет-гигантов путем отслеживания движения их родительских звезд вокруг центра масс системы звезда+планета. Однако первые экзопланеты, открытые «Гайей», оказались открыты совсем другим методом.
23 мая 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная регистрации двух первых экзопланет «Гайи» – горячих юпитеров Gaia-1 b и Gaia-2 b. Обе планеты были обнаружены не астрометрическим, а транзитным методом. Дело в том, что помимо точного измерения положений звезд на небесной сфере «Гайя» измеряет и их яркость, т.е. ведет фотометрические наблюдения. За время основной миссии (2014-2019 годы) каждая звезда наблюдалась ~70 раз. Этого очень мало для надежной регистрации транзитов планет, но при известном везении в редких и разрозненных фотометрических замерах можно обнаружить намек на транзиты. Авторы рассмотрели почти 18.4 тыс. кандидатов с такими намеками, но подтвердили планетную природу только двух из них.
Для проверки кандидатов авторы изучили кривые блеска подозрительных звезд, полученные TESS. Для измерения массы кандидатов они получили по десятку замеров лучевых скоростей родительских звезд с помощью спектрографа PEPSI, установленного на Большом бинокулярном телескопе (LBT). Все это позволило с неплохой точностью оценить параметры новых планет.
Gaia-1 (TIC 11755687) – звезда главной последовательности спектрального класса G8 V, удаленная от нас на 368 ± 2 пк. Ее масса оценивается в 0.95 ± 0.07 солнечных масс, радиус – в 0.952 ± 0.025 солнечных радиусов, светимость составляет ~73% солнечной светимости.
Масса планеты Gaia-1 b составляет 1.68 ± 0.11 масс Юпитера, радиус – 1.23 ± 0.02 радиуса Юпитера, орбитальный период – 3.05252 суток, орбита близка к круговой. Перед нами типичный горячий гигант.
Gaia-2 (TIC 147797743) – солнцеподобная звезда, удаленная на 207 ± 1 пк. Ее масса равна солнечной, а радиус превышает солнечный всего на 6 ± 3%.
При массе 0.77 ± 0.04 масс Юпитера радиус планеты Gaia-2 b достигает 1.327 ± 0.014 радиусов Юпитера. Планета выглядит заметно раздутой, причем не из-за экстремального нагрева – ее орбитальный период составляет 3.69152 суток, типичный для горячих юпитеров, – а из-за резко эксцентричной орбиты. Несмотря на близость к звезде и большие приливные силы, эксцентриситет орбиты Gaia-2 b оценивается в 0.346 ± 0.023, а расстояние между планетой и звездой в перицентре и апоцентре меняется более чем вдвое. Рассеяние приливной энергии должно вызывать сильный разогрев недр Gaia-2 b и ее дополнительное раздувание.
Впрочем, авторы не исключают и другой сценарий, в котором орбита Gaia-2 b на самом деле является круговой, но в системе существует еще одна планета, влияние которой и создает иллюзию эксцентричности. Необходимо продолжить измерения лучевой скорости звезды, причем на разных участках фазовой кривой. Даже если эксцентричность орбиты Gaia-2 b подтвердится, это может быть следствием гравитационного влияния еще одного массивного тела в данной системе.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2205.10197.pdf
28 мая 2022
Ross 508 b: эксцентричная суперземля, чья орбита проходит через обитаемую зону
Данные «Кеплера» показали, что у звезд красных карликов чаще всего встречаются небольшие планеты (мини-нептуны и суперземли), причем на каждую звезду в среднем приходится не меньше трех планет. Однако обнаруживать эти планеты трудно из-за тусклости родительских звезд. Даже сравнительно близкие красные карлики, как правило, слишком тусклы для измерения их лучевых скоростей с приемлемой точностью, а вероятность транзитной конфигурации быстро падает с увеличением расстояния между планетой и звездой. Выходом из положения могут стать высокоточные спектрографы, работающие не в оптическом, а в ближнем инфракрасном диапазоне, где красные карлики излучают гораздо больше света.
25 мая 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию небольшой планеты у близкого красного карлика Ross 508. Открытие было сделано методом лучевых скоростей с помощью инфракрасного спектрографа IRD, установленного на 8.2-метровом телескопе Субару. Всего было получено 102 замера лучевой скорости с типичной погрешностью 2-3 м/с.
Лучевая скорость звезды продемонстрировала когерентное колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что это колебание вызвано гравитационным влиянием планеты с проективной массой 4.0 ± 0.55 масс Земли, т.е. суперземлей или мини-нептуном.
Ross 508 (GJ 585) – одиночный красный карлик спектрального класса M4.5 V, удаленный от нас на 11.218 ± 0.004 пк. Его масса оценивается в 0.1774 ± 0.0045 солнечных масс, радиус – в 0.2113 ± 0.0063 солнечных радиусов, светимость в 279 раз меньше солнечной. Кинематика звезды говорит о ее возможной принадлежности толстому диску Галактики, т.е. о зрелом возрасте, значительно превышающем возраст Солнца, хотя этот возраст до сих пор плохо определен.
Орбитальный период суперземли Ross 508 b составляет 10.77 ± 0.01 суток. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0536 ± 0.0006 а.е. и эксцентриситетом 0.33 ± 0.15, а ее усредненный температурный режим является промежуточным между температурными режимами Земли и Венеры. Однако авторы сомневаются, что Ross 508 b является потенциально обитаемой – протяженная плотная атмосфера должна создавать сильный парниковый эффект. Скорее всего, планета является океанидой или мини-нептуном.
Вероятность транзитной конфигурации для Ross 508 b составляет 1.6%. В данных наземного транзитного обзора MEarth каких-либо признаков транзитов не обнаружили. В апреле и мае 2022 года (на 51 секторе) звезду Ross 508 наблюдала TESS, что позволит или выявить транзиты Ross 508 b, или, что гораздо вероятнее, убедиться, что планета не проходит по диску своей звезды.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2205.11986.pdf
26 мая 2022
Суперземля и два мини-нептуна у яркой F-звезды HD 28109
Многие экзопланеты не имеют аналогов в Солнечной системе, в частности, у нас отсутствуют планеты с радиусами от 1 до 3.8 радиусов Земли (т.е. промежуточными между радиусами Земли и Нептуна). Часть планет этого размерного класса представляет собой железокаменные миры и по аналогии с планетами земного типа называются суперземлями, часть обогащена летучими элементами и являются скорее мини-нептунами. Интересно, что массовые диапазоны планет различных типов заметно перекрываются, и компактная суперземля может оказаться гораздо массивнее рыхлого мини-нептуна, хотя обычно бывает наоборот.
19 мая 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная трем планетам у звезды HD 28109. Планетные кандидаты были обнаружены TESS и прошли стандартную процедуру валидации, затем массу внутренней планеты измерили методом лучевых скоростей, а массы двух внешних – методом тайминга транзитов.
HD 28109 (TOI-282) – звезда спектрального класса F8 (по другим данным – G0), удаленная от нас на 140.1 ± 0.2 пк. Ее масса оценивается в 1.26 ± 0.08 солнечных масс, радиус – 1.446 ± 0.035 солнечных радиусов, светимость в ~2.6 раза превышает солнечную. Возраст звезды составляет 1.1 ± 0.1 млрд. лет.
Поскольку HD 28109 находится недалеко от южного полюса эклиптики, TESS наблюдал ее на всех южных секторах, кроме 32-го. Длительное время почти непрерывных фотометрических наблюдений позволило обнаружить транзитных кандидатов с большими орбитальными периодами – 22.89, 56.01 и 84.26 суток (еще один транзитный кандидат с периодом ~31 суток оказался ложным). Две внешние планеты близки к орбитальному резонансу 3:2, что приводит к вариациям времени наступления транзитов, достигающим полутора часов.
Чтобы оценить массы планет, авторы статьи получили 8 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа ESPRESSO и 7 замеров на HARPS. Кроме того, они проанализировали хорошо заметные вариации времени наступления транзитов двух внешних планет.
Формально масса HD 28109 b достигает 18.5 +9.1/-7.6 масс Земли, однако сами авторы замечают, что вряд ли она заметно превышает 11 масс Земли, поскольку иначе ее средняя плотность превысит среднюю плотность планеты из железа. Массы двух внешних мини-нептунов оказались равными 7.9 +4.2/-3.0 и 5.7 +2.7/-2.1 масс Земли. Эксцентриситеты орбит не превышают 0.33, 0.12 и 0.09 для планет b, c и d, соответственно, а эффективные температуры составляют 881 ± 8 К, 585 ± 9 К и 507 ± 9 К. Таким образом, все три планеты оказываются горячее Меркурия.
Авторы планируют продолжить наблюдения, чтобы уточнить массы и эксцентриситеты орбит всех трех планет, особенно внутренней, которая пока выглядит неправдоподобно массивной и плотной.
Планеты системы HD 28109 на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Серыми линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из железа, железокаменных аналогов Земли, а также планет с составом Нептуна и Сатурна. Для внутренней планеты HD 28109 b приведены 2 значения массы – измеренное методом лучевых скоростей (RV) и предсказанное на основе эмпирических соотношений из работы Chen & Kipping (2017) (C&K).Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2205.09046.pdf
5 мая 2022
Открыты еще три планеты в системе TOI-500
Среди разнообразных экзотических типов экзопланет встречаются объекты с орбитальными периодами короче 1 суток – планеты с ультракороткими периодами. Как правило, радиусы таких планет не превышают 2 радиусов Земли, а сами они являются раскаленными железокаменными «огарками», чье дневное полушарие представляет собой сплошной лавовый океан. Из-за близости к родительской звезде вероятность транзитной конфигурации таких планет достаточно велика, и их эффективно обнаруживают космические транзитные миссии, в частности, «Кеплер» и TESS.
29 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная суперземле с ультракоротким периодом TOI-500 b. Авторы поставили перед собой цель измерить массу планеты методом лучевых скоростей, что и успешно проделали, но в процессе измерения обнаружили еще три не транзитные планеты.
TOI-500 (GJ 9224, HIP 34269) – оранжевый карлик спектрального класса K6 V, удаленный от нас на 47.39 ± 0.05 пк. Его масса оценивается в 0.74 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.678 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость примерно в 6 раз меньше солнечной. Медленное вращение и низкий уровень хромосферной активности говорит о зрелом возрасте в ~5 млрд. лет.
Транзитный кандидат TOI-500 b был представлен в марте 2019 года. TESS наблюдала звезду TOI-500 на 6,7 и 8 секторе (с 11 декабря 2018 года по 28 февраля 2019 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал периодом 0.54818±0.00002 суток (13 часов 9 минут!) и глубиной 230 ppm, соответствующий планете радиусом 1.17 ± 0.06 радиусов Земли.
Чтобы измерить массу кандидата, авторы получили 197 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS. Масса TOI-500 b оказалась равной 1.42 ± 0.18 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.9 +1.0/-0.9 г/куб.см. На плоскости Масса – Радиус планета лежит на линии силикатов, что говорит (при наличии железного ядра) о ее возможной обогащенности летучими веществами, например, водой в виде закритического флюида.
Планета TOI-500 b (показана красным цветом и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с ультракороткими периодами. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава (железных, силикатных, водных, а также промежуточного состава 50/50).Помимо колебаний, вызванных гравитационным влиянием транзитной планеты, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще три когерентных колебания с периодами 6.636 ± 0.0040, 26.23 ± 0.02 и 61.3 ± 0.3 суток, не сопровождающиеся никакими признаками звездной активности. Авторы пришли к выводу, что эти колебания вызываются не транзитными планетами с проективными массами 5.03 ± 0.41, 33.1 ± 0.9 и 15 ± 1 масс Земли, соответственно. Эксцентриситеты орбит всех четырех планет не превышают 0.08 и в пределах погрешностей совместимы с нулем. Температурный режим планеты d соответствует температурному режиму Меркурия, а планеты e – температурному режиму Венеры.
Авторы проанализировали динамическую устойчивость системы и нашли, что наклонение орбит двух внешних планет не может быть меньше 40°, а наклонение планеты c не может быть меньше 30°, причем взаимное наклонение орбит трех не транзитных планет не должно превышать 11°. Это означает, что истинные массы не транзитных планет близки к проективным массам, а вся система является приблизительно плоской подобно Солнечной системе.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.13573.pdf
30 апреля 2022
Измерены массы планет в компактной многопланетной системе TOI-1246
Среди неожиданных открытий «Кеплера» было открытие компактных плотно упакованных многопланетных систем, в которых орбиты 4-5-6 планет лежали глубоко внутри орбиты Меркурия. Как правило, планеты в таких системах имеют радиусы меньше радиуса Нептуна, а их эксцентриситеты и взаимные наклонения очень малы. Нередко орбиты планет связаны друг с другом цепочкой орбитальных резонансов.
С запуском миссии TESS такие системы стала находить и она. 27 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная компактной 4-планетной системе TOI-1246. Авторы измерили массы всех четырех транзитных планет методом лучевых скоростей и дополнительно нашли еще одну не транзитную планету.
TOI-1246 (TYC 4423-02107-1) – ранний оранжевый карлик, удаленный от нас на ~170 пк. Его масса оценивается в 0.87 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.86 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно вдвое меньше солнечной. Низкий уровень хромосферной активности и медленное вращение говорят о зрелом возрасте звезды (авторы приводят оценку 6.2 ± 0.8 млрд. лет, но сами сомневаются в ее точности). На расстоянии 4 угловых секунд (~750 а.е. в проекции на небесную сферу) находится звездный компаньон на 3.8 звездных величин слабее. Близкие значения параллаксов обеих звезд и схожее собственное движение говорят о том, что звезды физически связаны и образуют широкую пару.
TESS наблюдала TOI-1246 на 14-17 и 19-26 секторах, всего в течение 327 дней. Кривая блеска звезды продемонстрировала четыре транзитных сигнала с периодами 4.307, 5.904, 18.656 и 37.922 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 3.01 ± 0.06, 2.51 ± 0.08, 3.51 ± 0.09 и 3.78 ± 0.16 радиусов Земли, соответственно. Звезда прошла стандартную процедуру валидации (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы). Для окончательного подтверждения планетной природы транзитных кандидатов и измерения их массы авторы получили 100 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HIRES и 28 замеров с помощью HARPS-N.
Массы планет оказались равными 8.1 ± 1.1, 8.8 ± 1.2, 5.3 ± 1.7 и 14.8 ± 2.3 масс Земли, соответственно. Средние плотности планет, в свою очередь, оцениваются в 1.63 ± 0.23, 3.21 ± 0.44, 0.70 ± 0.23 и 1.51 ± 0.26 г/куб.см. Эффективные температуры планет (в предположении альбедо, равного 0.3) составляют 955, 860, 586 и 462 К, т.е. все они оказываются горячее Меркурия.
Планеты системы TOI-1246 (подписаны соответствующими латинскими буквами) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет. Для сравнения буквами V, E, U, N показаны также Венера, Земля, Уран и Нептун. Пунктирными и штрихпунктирными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава, в частности, содержащие 0.1%, 2% и 5% водорода разной температуры. Серой вертикальной полосой показана область, соответствующая возможной пятой планете.Помимо колебаний, наведенных транзитными планетами, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще несколько колебаний, из которых самым достоверным было колебание с периодом 93.8 суток и полуамплитудой 4 ± 0.5 м/с, соответствующей планете с проективной массой 25.6 ± 3.6 масс Земли. Авторы полагают, что это колебание вызывается пятой (не транзитной) планетой, но пока оставляют ее в статусе кандидата. Для подтверждения наличия пятой планеты они собираются продолжить наблюдения этой интересной населенной системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.11895.pdf
26 апреля 2022
Открыты две суперземли у близкого красного карлика HD 260655
Как показали данные, полученные космическими транзитными миссиями «Кеплер» и TESS, наиболее распространенным типом экзопланет являются суперземли и мини-нептуны, т.е. планеты с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли. Планеты этого типа часто входят в состав многопланетных систем, изучение которых представляет особый интерес, поскольку планеты в таких системах сформировались из одного протопланетного диска. Сравнивая между собой свойства планет, в частности, их среднюю плотность, можно оценить темпы потери летучих элементов.
22 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух небольших транзитных планет у близкого и яркого красного карлика HD 260655. Планеты были открыты TESS и после процедуры валидации подтверждены методом лучевых скоростей.
HD 260655 (GJ 239, TOI-4599) – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 10 пк. Его масса оценивается в 0.44 ± 0.01 солнечных масс, радиус – в 0.439 ± 0.003 солнечных радиусов, светимость в 27.5 раз меньше солнечной. Звезда отличается пониженным содержанием тяжелых элементов – их в 2.7 раза меньше, чем в составе Солнца. Возраст звезды неуверенно определен в 2-8 млрд. лет.
HD 260655 попала на 43, 44 и 45 сектора TESS, полное время наблюдений составило 77 суток. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 2.770 и 5.706 суток и глубиной, соответствующей планетам радиусами 1.24 ± 0.02 и 1.53 ± 0.05 радиусов Земли, соответственно.
Как близкий, яркий и спокойный красный карлик, звезда HD 260655 давно была целью кампании по измерению лучевых скоростей на спектрографе HIRES. С января 1998 года по январь 2014 года HIRES получил 92 замера со средней погрешностью 1.4 м/с. Также HD 260655 наблюдали на спектрографе CARMENES (с января 2016 года по февраль 2022 года было получено 88 замеров со средней погрешностью 1.7 м/с). Богатые ряды наблюдений позволили выявить слабые колебания лучевой скорости звезды, вызванные гравитационным влиянием обеих транзитных планет.
Масса внутренней планеты HD 260655 b оказалась равной 2.14 ± 0.34 масс Земли, что приводит к средней плотности 6.2 ± 1.0 г/куб.см, говорящей о железокаменном составе. Суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0293 ± 0.0002 а.е. (14.4 звездных радиусов), ее эффективная температура достигает 709 ± 4 К.
Масса внешней планеты HD 260655 c равна 3.09 ± 0.48 масс Земли, что означает среднюю плотность 4.7 ± 0.9 г/куб.см. На диаграмме масса-радиус планета лежит выше линии силикатов, а значит, она должна содержать заметную долю летучих (скорее всего, водяного льда). Планета вращается на среднем расстоянии 0.0475 ± 0.0004 а.е. (23.4 звездных радиусов), ее эффективная температура – 557 ± 3 К.
Планеты HD 260655 b и HD 260655 c (показаны серыми звездами) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Оранжевым цветом показаны планеты у красных карликов, серым цветом – планеты более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава без водородных атмосфер, пунктирными линиями показаны аналогичные соотношения для железокаменных планет с водородными атмосферами разной массы.Авторы рассчитали темпы потери обеими планетами своих водородных атмосфер и нашли, что те должны терять водород со скоростью 0.61 и 0.22 масс Земли за миллиард лет, соответственно. С учетом зрелого возраста системы это означает, что первичные атмосферы обеих планет должны быть уже гарантировано утрачены.
Близость и яркость родительской звезды делает обе планеты прекрасной целью для изучения свойств их атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.10261.pdf
25 апреля 2022
TOI-1710 b: тяжелый нептун у солнцеподобной звезды
В Солнечной системе нет планет с радиусами, промежуточными между радиусами Урана и Сатурна, но у других звезд они встречаются. Субсатурны могут быть как легкими газовыми гигантами, так и тяжелыми нептунами, а также чем-то промежуточным. Поскольку размеры таких планет сравнительно невелики, а транзиты мелки, наземные транзитные обзоры их, как правило, пропускают. Для обнаружения планет промежуточного размера необходимы космические телескопы, такие, как «Кеплер» и TESS.
20 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы субсатурна TOI-1710 b. Транзитный кандидат был обнаружен TESS и после процедуры валидации окончательно подтвержден методом лучевых скоростей.
TOI-1710 (TYC 4525-1009-1) – солнцеподобная звезда спектрального класса G5 V, удаленная от нас на 81.14 ± 0.07 пк. Ее масса оценивается в 0.984 ± 0.06 солнечных масс, радиус – в 0.968 ± 0.016 солнечных радиусов, светимость на ~10% меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо – в 4.2 +4.1/-2.7 млрд. лет.
TESS вела фотометрический мониторинг TOI-1710 в 2-минутной моде на протяжении 603 суток (с перерывами). Кривая блеска звезды продемонстрировала четкий транзитный сигнал с периодом 24.283 суток и глубиной 2520 ± 150 ppm, соответствующий планете с радиусом 5.34 ± 0.11 радиусов Земли. Чтобы измерить массу кандидата и подтвердить его планетную природу, авторы получили 30 замеров лучевой скорости TOI-1710 с помощью спектрографа SOPHIE и 31 замер с помощью спектрографа HARPS-N.
Масса планеты оказалась равной 28.3 ± 4.7 масс Земли, что приводит к средней плотности 0.94 ± 0.22 г/куб.см. Сравнение с моделями планет-гигантов показало, что доля водорода в составе TOI-1710 b составляет 20-30%, т.е. перед нами тяжелый нептун, а не легкий газовый гигант. Планета вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.16 ± 0.04 а.е. и эксцентриситетом 0.16 ± 0.08. Эффективная температура TOI-1710 b составляет 687 ± 50 К.
Планета TOI-1710 b (показана красной звездой) на плоскости «Период – Радиус» на фоне других транзитных экзопланет. Желтым цветом показана пустыня горячих нептунов.
Планета TOI-1710 b (подписана) на плоскости «Масса – Радиус». Сплошными цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет из железа, силикатов и воды, а пунктирными линиями – аналогичные соотношения для планет с водородно-гелиевой оболочкой разной массы. Черными кружками для сравнения приведены также Уран, Нептун, Сатурн и Юпитер.Ожидается, что TOI-1710 b будет хорошей целью для JWST, который сможет изучить методами трансмиссионной спектроскопии свойства атмосферы этого сравнительно прохладного тяжелого нептуна.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.08984.pdf
18 апреля 2022
GJ 514 b: эксцентричная суперземля на орбите, проходящей через обитаемую зону
Исследования последнего десятилетия показали, что планеты небольших масс (мини-нептуны и суперземли) чрезвычайно распространены, особенно у звезд красных карликов. Особый интерес вызывают планеты, попадающие в обитаемую зону, т.е. область вокруг звезды, где на поверхности планет может существовать жидкая вода. Наиболее привлекательными целями в поисках таких планет стали близкие и сравнительно яркие красные карлики, особенно ранних спектральных классов (M0-M2) с низким уровнем вспышечной активности.
14 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию мини-нептуна или суперземли GJ 514 b. Планета была открыта методом лучевых скоростей в результате анализа 540 замеров лучевой скорости звезды, полученных за прошедшие 25 лет.
GJ 514 (HIP 65859) – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 7.618 ± 0.003 пк. Его масса оценивается в 0.51 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 0.50 ± 0.05 солнечных радиусов, светимость примерно в 23 раза меньше солнечной. Судя по сравнительно медленному вращению и умеренной активности звезда достаточно зрелая, но ее возраст определен плохо (известно только, что он превышает 0.8 млрд. лет). Содержание тяжелых элементов сравнимо с солнечным или немного меньше (разные авторы приводят разные данные).
Начиная с апреля 1997 года, т.е. почти 25 лет, лучевые скорости GJ 514 измерялись спектрографами HIRES, HARPS и CARMENES. Одновременно проводился мониторинг активности этой звезды. Периодограммы показали наличие множества пиков, часть из которых исследователи связали с вращением звезды вокруг своей оси, а часть – с различными периодичностями моментов измерений. Однако один период в ~140 суток не сопровождался никакими признаками звездной активности и становился достовернее при совместном анализе. Авторы применили к данным три различных программы обработки, и все три выявили когерентный RV-сигнал с периодом 140.4 ± 0.4 суток, полуамплитудой 1.15 ± 0.2 м/с и формой, соответствующей планете на эксцентричной орбите.
Проективная (m sin i) масса планеты GJ 514 b составляет 5.2 ± 0.9 масс Земли. Суперземля вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.422 ± 0.015 а.е. и эксцентриситетом 0.45 ± 0.15, расстояние между планетой и звездой меняется от 0.23 ± 0.06 а.е. в перицентре до 0.61 ± 0.06 а.е. в апоцентре. Усредненная эффективная температура планеты составляет 202 ± 11 К, т.е. соответствует Главному поясу астероидов.
Авторы поискали в фотометрических данных, полученных TESS на 23 секторе, признаки транзита GJ 514 b, но ничего не нашли. Однако это еще не доказательство, что GJ 514 b не является транзитной, поскольку максимально вероятное время транзита планеты не попало в окно наблюдений 23 сектора. Следующий шанс зафиксировать транзит выпадет на 50 сектор, мониторинг которого идет в настоящее время (с 26 марта по 22 апреля 2022 года). Возможно, ученым повезет, и они смогут измерить радиус GJ 514 b и определить ее физическую природу.
Хотя формально планета может быть потенциально обитаемой, скорее всего, перед нами мини-нептун с протяженной и плотной водородно-гелиевой атмосферой.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.06376.pdf
14 апреля 2022
Вторая планета в системе HD 83443
По современным представлениям, планеты-гиганты формируются в протопланетном диске за снеговой линией, где благодаря конденсации ледяных пылинок в несколько раз скачком возрастает плотность пыли. Затем некоторые из новорожденных планет мигрируют внутрь системы, образуя популяцию теплых и горячих юпитеров. Предложены два основных сценария такой миграции – взаимодействие с протопланетным диском, пока тот еще не рассеялся, и высокоэксцентричная миграция. Согласно первому сценарию, молодой гигант индуцирует в диске волны плотности, взаимодействие с которыми заставляет его плавно по спирали приближаться к своей звезде. Согласно второму сценарию, новорожденная планета сначала испытывает гравитационное возмущение и переходит на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая затем скругляется приливными силами. Если в первом случае будущий горячий юпитер все время вращается примерно в плоскости экватора своей звезды, то во втором он может оказаться на резко наклоненной, полярной и даже ретроградной орбите.
13 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе HD 83443. Первая планета – горячий юпитер HD 83443 b – была открыта еще в 2002 году. Новую планету обнаружили методом лучевых скоростей в результате более 22 лет наблюдений с помощью спектрографов UCLES, HARPS, HIRES и Minerva-Australis, всего было получено 148 замеров.
Кроме колебания, вызванного планетой b, лучевая скорость звезды продемонстрировала еще одно колебание, соответствующее планете с орбитальным периодом 8241 +1019/-530 суток (22.6 +2.8/-1.5 лет) и проективной массой 1.35 ± 0.07 масс Юпитера. Новая планета HD 83443 c вращается вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите с большой полуосью 8.0 ± 0.8 а.е. и эксцентриситетом 0.76 ± 0.05 а.е. Расстояние между планетой и звездой меняется от 1.92 а.е. в перицентре до 14.08 а.е. в апоцентре, т.е. в 7.3 раза.
Наклонение орбиты внешней планеты к лучу зрения неизвестно, как и ее истинная масса. Однако авторы ограничили ее сверху, изучив данные «Гайи» и не обнаружив заметного ускорения звезды, которое могла бы вызвать массивная внешняя планета. С достоверностью 99.7% масса HD 83443 c не превышает 3.5 масс Юпитера. Авторы оценили ее пока в 1.5 +0.5/-0.2 масс Юпитера.
Авторы нашли, что орбита внешней планеты согласуется со сценарием высокоэксцентричной миграции внутренней планеты в результате планет-планетного рассеяния.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.05711.pdf
9 апреля 2022
Открыта вторая планета в системе Kepler-1656
Хотя большинство экзопланет, подобно планетам Солнечной системы, движется по орбитам с низким или умеренным эксцентриситетом, значительное количество планет находится на резко эксцентричных орбитах. Рекордсменом здесь является гигант HD 80606 b массой 4 масс Юпитера, эксцентриситет орбиты которого достигает 0.9337 ± 0.0004, а расстояние между планетой и звездой в апоцентре и перицентре отличается более чем в 29 раз. Считается, что планеты формируются в протопланетном диске приблизительно на круговых орбитах, но могут перейти на эксцентричные орбиты в результате планет-планетного рассеяния или взаимодействия с удаленным массивным компаньоном (звездой, коричневым карликом или тяжелой планетой) по механизму Козаи-Лидова. Если перицентр такой эксцентричной орбиты окажется достаточно низким, то планета попадет под влияние приливных сил со стороны звезды и мигрирует внутрь системы, причем наклонение ее орбиты к экватору звезды может оказаться любым – известны горячие юпитеры на резко наклоненных, полярных и даже ретроградных орбитах. В общем случае динамическая эволюция планетных систем может быть достаточно замысловатой.
4 апреля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию второй планеты в системе Kepler-1656. «Кеплер» обнаружил у солнцеподобной звезды Kepler-1656 (KOI-367) транзитную планету с радиусом 5 радиусов Земли и орбитальным периодом 31.56 суток. В процессе измерения массы этой планеты (она оказалась равной 0.15 ± 0.01 масс Юпитера) выяснилось, что Kepler-1656 b вращается вокруг своей звезды по орбите с эксцентриситетом 0.84 ± 0.04! При этом никаких признаков наличия звездного компаньона у Kepler-1656 обнаружено не было.
Что же возмутило орбиту Kepler-1656 b?
Авторы статьи с помощью спектрографа HIRES получили еще 50 замеров лучевой скорости родительской звезды в дополнение к сотне замеров, полученных ранее. И обнаружили в данных еще одно долгопериодическое колебание, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Проективная масса новой планеты составляет 0.34 ± 0.03 масс Юпитера, большая полуось орбиты достигает 3.05 ± 0.05 а.е., орбитальный период – 1919 ± 27 суток (около 5 лет). Эксцентриситет орбиты внешней планеты тоже немаленький – его оценили в 0.527 ± 0.054. Температурный режим новой планеты меняется от температурного режима Марса до температурного режима Юпитера.
Авторы провели масштабное численное моделирование динамической эволюции обеих планет. Как оказалось, гравитационное влияние внешнего газового гиганта Kepler-1656 c непринужденно объясняет высокий эксцентриситет внутренней планеты Kepler-1656 b. Тем не менее, это влияние оказывается недостаточным, чтобы Kepler-1656 b подверглась высокоэксцентричной миграции и стала эволюционировать в сторону превращения в горячий нептун – как показали авторы статьи, ее орбита остается устойчивой на протяжении 6.3 млрд. лет (полный возраст системы). Взаимное наклонение орбит обеих планет составляет 60-130°, что завершает картину этой «взболтанной», динамически горячей системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2204.00019.pdf
1 апреля 2022
CARMENES открывает одну планету и закрывает другую
Свойства планетных систем зависят от свойств родительских звезд. В частности, распространенность планет-гигантов растет с ростом массы звезды вплоть до ~2 солнечных масс, а затем резко уменьшается. У звезд красных карликов с массами меньше 0.6 солнечных газовые гиганты редки, но все же иногда встречаются, причем, как правило, это легкие газовые гиганты, сравнимые по массе с Сатурном.
31 марта в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух легких газовых гигантов у красных карликов TYC 2187-512-1 и TZ Ari. Одна из планет представляется впервые, вторая уже была независимо открыта другим научным коллективом, и авторы существенно уточняют ее свойства. Наличие еще одной планеты в той же системе не подтвердилось. Обе планеты были открыты методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES в рамках программы поисков планет у 387 красных карликов в окрестностях Солнца.
TYC 2187-512-1 – красный карлик спектрального класса M1 V, удаленный от нас на 15.485 ± 0.005 пк. Его масса оценивается в 0.50 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.495 ± 0.014 солнечных радиусов, светимость в 24 раза меньше солнечной. Звезда проявляет умеренную хромосферную активность, которую пришлось учитывать при определении свойств планеты, ее возраст превышает 2.5 млрд. лет.
Проективная (минимальная, m sin i) масса планеты TYC 2187-512-1 b составляет 0.33 ± 0.02 масс Юпитера. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.22 ± 0.02 а.е. и делает один оборот за 692 ± 9 суток. Температурный режим планеты грубо соответствует температурному режиму Юпитера.
Красный карлик TZ Ari (GJ 9066) интересен тем, что находится очень близко – на расстоянии всего 4.470 ± 0.001 пк, это одна из ближайших к Солнцу звезд. Его спектральный класс – M5 V, масса оценивается в 0.15 ± 0.01 солнечных масс, радиус – 0.164 ± 0.005 солнечных радиусов, светимость в 394 раза меньше солнечной. Звезда быстро вращается (один оборот за 1.96 ± 0.02 суток), однако заметного уширения линий в ее спектре нет, откуда авторы делают вывод, что мы наблюдаем эту звезду примерно со стороны полюса. TZ Ari проявляет заметную активность, которая вызывает колебания лучевой скорости и которую тоже приходится учитывать при определении свойств ее планет.
В августе 2020 года у TZ Ari были представлены две планеты с орбитальными периодами 241.9 ± 1.8 и 767.9 ± 7.5 суток и проективными массами 30.9 ± 6.4 и 71.6 ± 10.3 масс Земли, соответственно. Обе планеты были открыты методом лучевых скоростей с помощью спектрографов APF, HARPS, HIRES, PFS и SOPHIE. Авторы прибавили к этим архивным данным 93 замера лучевой скорости, полученных визуальным каналом спектрометра CARMENES. Они подтвердили наличие внешней планеты и существенно уточнили ее орбитальный период (теперь это 771.4 ± 1.3 суток) и эксцентриситет орбиты, который оказался неожиданно большим – 0.46 ± 0.04. А вот существование внутренней планеты теперь под большим вопросом – данные, полученные спектрографом CARMENES, ее не подтверждают. Полуамплитуда колебаний лучевой скорости с периодом 241.9 суток оказалась равной 0.95 ± 1.05 м/с, т.е. совместима с нулем.
Проективная масса планеты TZ Ari c оценивается в 0.21 ± 0.02 масс Юпитера, однако если ее орбита мало наклонена к экватору звезды, истинная масса окажется гораздо больше проективной и превысит 0.45 масс Юпитера. Температурный режим планеты меняется от температурного режима Сатурна до промежуточного между температурными режимами Урана и Нептуна, ее эффективную температуру грубо оценили в 65 К. Исследователи надеются, что астрометрические данные о TZ Ari, полученные «Гайей», позволят определить трехмерную ориентацию орбиты планеты и ее истинную массу.
В целом авторы оценили распространенность газовых гигантов с орбитальными периодами до 2 лет у красных карликов в 2-6%, что в несколько раз меньше, чем их распространенность у солнцеподобных звезд.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.16504.pdf
29 марта 2022
Исключена безоблачная водородная атмосфера у планеты TRAPPIST-1 h
Уникальная многопланетная система TRAPPIST-1 была представлена в 2016 году. Она включает в себя семь транзитных землеразмерных планет, вращающихся вокруг очень легкого красного карлика спектрального класса M8 V, чья масса едва превышает предел Кумара. Три планеты системы (d, e и f) попадают в обитаемую зону.
Теоретические расчеты показывают, что все планеты системы TRAPPIST-1 должны были уже утратить первичные водородно-гелиевые атмосферы. Наблюдения на «Хаббле» в 2016 и 2018 годах показали, что планеты b, c, d, e и f, действительно, лишены водородных корон. Наблюдения планет b, e и f в ИК-лучах, соответствующих триплету гелия (10830 A), показали, что гелиевых корон у них тоже нет. Однако оставался шанс, что наиболее удаленная планета TRAPPIST-1 h, чья эффективная температура составляет всего 167 К, все-таки удержала первичную атмосферу.
28 марта 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная наблюдениям трех транзитов планеты h с помощью 3-й широкоугольной камеры «Хаббла» (WFC3). Авторы учли различные вариации звездной активности и получили трансмиссионный спектр TRAPPIST-1 h в диапазоне 1.12-1.65 мкм, а затем сравнили его с моделями атмосферы этой планеты, построенными в различных предположениях о содержании в ней тяжелых элементов. Спектр оказался плоским. Исследователи исключили наличие чистой безоблачной атмосферы солнечного химического состава и атмосферы, в 10 раз обогащенной тяжелыми элементами. Не исключена атмосфера из тяжелых газов (углекислого газа, азота) или атмосфера, затянутая высотными облаками, а также планета, вовсе лишенная атмосферы.
Составной трансмиссионный спектр планеты TRAPPIST-1 h, полученный «Хабблом», «Кеплером» и «Спитцером». Оранжевой и коричневой линиями показаны модельные трансмиссионные спектры этой планеты с атмосферой солнечного химического состава и в 10 раз обогащенной относительно солнечного состава тяжелыми элементами, красной линией показан трансмиссионный спектр углекислотной атмосферы.Температурный режим TRAPPIST-1 h соответствует поясу астероидов, т.е. эта планета еще холоднее Марса. При такой температуре углекислота должна конденсироваться на поверхности и в атмосфере в виде сухого льда. Так что, возможно, плотной атмосферы у этой планеты действительно нет. Решающие наблюдения планет системы TRAPPIST-1 должен провести JWST.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.13698.pdf
17 марта 2022
Планеты GJ 221 c с периодом 3.873 суток не существует
Подавляющее большинство экзопланет до сих пор открывается косвенными методами. Это означает, что о свойствах планеты мы судим по тому или иному отклику родительской звезды. В частности, метод лучевых скоростей основан на регистрации колебаний лучевой скорости звезды, обусловленных вращением звезды вокруг барицентра планетной системы. Однако колебания лучевой скорости могут быть вызваны не только гравитационным влиянием планет, но и собственной звездной активностью. Чтобы отделить колебания лучевой скорости звезды, вызванные планетами, от тех или иных проявлений звездной активности, ученые ведут мониторинг характерных признаков такой активности, и исключают, например, RV-колебания, чей период близок к периоду вращения звезды вокруг своей оси. Однако иногда случаются ошибки, и тогда говорят о ложнопозитиве – т.е. о ложном открытии несуществующей планеты.
Именно это произошло с системой GJ 221 (BD-06 1339). В 2013 году у позднего оранжевого карлика методом лучевых скоростей были обнаружены две планеты с орбитальными периодами 3.873 и 125 суток и проективными массами 8.5 и 53 масс Земли, которые в дальнейшем были уточнены до 6.45 и 51 масс Земли. Поскольку внутренняя планета находилась на сравнительно небольшом расстоянии от своей звезды, геометрическая вероятность транзитной конфигурации для нее составила ~7%, так что имело смысл попытать счастья и поискать транзиты этой планеты в данных TESS.
GJ 221 попала на 6 и 33 сектора TESS, причем на 6 секторе фотометрия снималась каждые 2 минуты. Никаких транзитов обнаружено не было – зато кривая блеска звезды продемонстрировала слабые синусоидальные колебания с периодом 3.86 ± 0.33 суток и почти такой же фазой, что и колебания лучевой скорости. Это означает, что внутренней планеты GJ 221 c не существует, а то, что принимали за планету, является одним из проявлений звездной активности.
Говоря совсем уж строго, исследователи не доказали отсутствие планеты GJ 221 c – ничто не мешает планете иметь орбитальный период, равный периоду вращения звезды. Однако теперь нет никаких оснований утверждать наличие такой планеты, поскольку колебания лучевой скорости GJ 221 с периодом 3.873 суток явно имеют другую природу.
Авторы призывают продолжить мониторинг этой звезды, чтобы уточнить природу 125-суточных колебаний лучевой скорости.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.06191.pdf
16 марта 2022
TOI-3757 b: легкий газовый гигант у красного карлика
Распространенность планет-гигантов у звезд красных карликов очень низка. Согласно сценариям аккреции на ядро, газовые гиганты у звезд с массой меньше 0.5 солнечных масс вообще не должны формироваться. Однако иногда они все же обнаруживаются, ем самым бросая вызов теоретикам.
16 марта 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию легкого газового гиганта у красного карлика TOI-3757. Планета была обнаружена TESS, прошла стандартную процедуру валидации, и была окончательно подтверждена методом лучевых скоростей.
TOI-3757 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 177.4 ± 0.7 пк. Его масса оценивается в 0.64 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.62 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость в ~11.5 раз меньше солнечной. Звезда имеет примерно солнечное содержание тяжелых элементов и отличается зрелым, хотя и плохо определенным возрастом в 7.1 ± 4.5 млрд. лет.
TESS наблюдала TOI-3757 на 19 секторе (с 27 ноября по 24 декабря 2019 года). Кривая блеска звезды продемонстрировала глубокий (более 3%) транзитный сигнал, соответствующий планете-гиганту радиусом 1.07 ± 0.04 радиусов Юпитера с орбитальным периодом 3.43875 суток. Чтобы измерить массу кандидата, авторы получили 16 замеров лучевой скорости TOI-3757 с помощью ИК спектрометра HPF и 11 замеров с помощью более точного ИК спектрометра NEID.
Масса планеты TOI-3757 b оказалась равной 85.3 ± 8.8 масс Земли или 0.268 ± 0.028 масс Юпитера, т.е. немного меньше массы Сатурна, что соответствует средней плотности 0.27 ± 0.05 г/куб.см. Этот легкий газовый гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.0385 ± 0.0004 а.е. и эксцентриситетом 0.14 ± 0.06, его эффективная температура составляет 759 ± 13 К.
Планета TOI-3757 b (обведена бирюзовой окружностью) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных планет у звезд красных карликов (показаны цветными кружками) и более горячих звезд (показаны бледно-фиолетовыми кружками). Цвет кружков отражает эффективные температуры родительских звезд. Пунктирными линиями показаны линии равной плотности в 0.3, 1 и 3 г/куб.см.Несмотря на умеренную температуру (меньше 1000 К), планета оказывается заметно «раздута», и авторы обсуждают возможные причины такой раздутости. Ни экстремальным нагревом звездным излучением, ни молодостью планеты ее не объяснить, возможно, тут играет роль приливный разогрев.
Благодаря своей рыхлости и относительной яркости родительской звезды в ИК диапазоне, планета TOI-3757 b будет прекрасной целью для JWST, который сможет изучить свойства ее атмосферы методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.07178.pdf
12 марта 2022
Мини-нептун и газовый гигант у яркой F7-звезды TOI-1670
Происхождение горячих и «теплых» газовых гигантов до сих пор остается предметом дискуссии. Считается, что планеты-гиганты формируются за снеговой линией, а затем некоторые из них так или иначе мигрируют внутрь системы. Предложены два основных сценария такой миграции – плавная и спокойная миграция благодаря взаимодействию с протопланетным диском, и высокоэксцентричная миграция, когда новорожденный гигант испытывает эпизод планет-планетного рассеяния или взаимодействует с третьим телом (например, компаньоном своей звезды) по механизму Козаи-Лидова, переходя на высокоэксцентричную орбиту с низким перицентром, которая в дальнейшем скругляется приливными силами. Соответственно, «теплый» гигант с орбитальным периодом 10-200 суток может находится или на быстро эволюционирующей орбите, т.е. на пути превращения в горячий юпитер, или на динамически устойчивой орбите, мало меняющейся на протяжении сотен миллионов лет.
Системы с горячими юпитерами, как правило, не имеют других планет («горячие юпитеры одиноки»), хотя и из этого правила есть исключения. Но «теплые» юпитеры часто входят в состав многопланетных систем. Одна из таких систем была представлена 10 марта 2022 года – в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная двухпланетной системе TOI-1670, где одна из планет является мини-нептуном, а вторая – очень теплым гигантом.
Звезда TOI-1670 удалена от нас на 165.7 ± 0.4 пк. Ее спектральный класс – F7, масса оценивается в 1.21 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 1.316 ± 0.019 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.25 раз выше солнечной. Возраст TOI-1670 составляет 2.53 ± 0.43 млрд. лет.
TESS наблюдала звезду TOI-1670 на 11 секторах, всего в течение 323 дней. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 10.98 и 40.75 суток и глубиной, соответствующей планетам с радиусами 2.06 ± 0.19 радиусов Земли и 0.987 ± 0.025 радиусов Юпитера, соответственно. Проведя стандартную процедуру валидации кандидатов (исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы), авторы попытались измерить массы планет методом лучевых скоростей. Они получили 49 замеров лучевой скорости TOI-1670 на спектрографе Tull, установленном на 2.7-метровом телескопе им. Харлана Смита, 7 замеров на FIES и 8 – на HARPS-N. В итоге им удалось измерить массу внешней планеты, а на массу внутренней наложить верхний предел.
Масса гиганта TOI-1670 c составляет 0.63 ± 0.09 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.81 ± 0.13 г/куб.см, типичной для планет этого типа. Он вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите (эксцентриситет 0.09 ± 0.05) на среднем расстоянии 0.249 ± 0.005 а.е., его эффективная температура оценивается в 684 ± 9 К.
Верхний предел на массу внутренней планеты TOI-1670 b составляет 0.13 масс Юпитера. Формальное значение массы равно 13.8 +9.5/-8.7 масс Земли. Мини-нептун вращается вокруг своей звезды по неожиданно эксцентричной орбите – ее эксцентриситет равен 0.59
+0.17 /-0.26 , его эффективная температура достигает 1062 ± 14 К.Небольшой эксцентриситет внешней планеты и компланарность орбит обеих планет говорит о том, что гигант TOI-1670 c приблизился к своей звезде не за счет высокоэксцентричной миграции, а благодаря спокойному взаимодействию с протопланетным диском, пока тот еще не рассеялся. В остальных 11 системах, где «теплый» гигант соседствует с внутренней планетой, орбиты гигантов также близки к круговым.
Гигант TOI-1670 c (на рисунке ошибочно названный как TOI-1670 b, показан желтой звездой) на плоскости «Большая полуось орбиты – Эксцентриситет» среди других подтвержденных планет-гигантов. Гиганты, имеющие компаньонов на внутренних орбитах, показаны голубыми кружками. Можно видеть, что у всех у них орбиты близки к круговым.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.04334.pdf
4 марта 2022
В системе π Столовой Горы открыта третья планета
Видимая невооруженным глазом солнцеподобная звезда π из созвездия Столовой Горы (pi Mensae, HD 39091) попала в поле зрения астрономов, занимающихся поисками внесолнечных планет, более двух десятилетий назад. Еще в 2001 году у этой звезды методом лучевых скоростей была открыта массивная планета-гигант с проективной массой около 10 масс Юпитера и орбитальным периодом около 2100 суток (5.7 лет), вращающаяся вокруг своей звезды по резко эксцентричной орбите (e ~ 0.64). С запуском TESS была обнаружена и вторая планета – транзитный горячий мини-нептун с орбитальным периодом 6.27 суток и радиусом 2.14 радиусов Земли, масса которого была оценена по архивным RV-данным в 4.8 ± 0.9 масс Земли.
4 марта 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная уточнению параметров известных планет в этой системе и открытию ранее неизвестной третьей планеты. Исследователи получили дополнительно 37 замеров лучевой скорости π Mensae с помощью самого мощного на данный момент спектрографа ESPRESSO, и добавили их к уже имеющимся архивным замерам (77 на спектрографе UCLES и 145 на HARPS). Кроме того, с сентября 2018 года по декабрь 2020 года звезду интенсивно наблюдали на HARPS’е, доведя общее количество замеров до 413. Большой объем данных позволил существенно уточнить массу транзитной планеты и обнаружить ранее неизвестную не транзитную планету.
Масса мини-нептуна π Mensae c согласно новым данным составляет 3.63 ± 0.38 масс Земли, что приводит к средней плотности 2.03 ± 0.22 г/куб.см. На плоскости «Масса – Радиус» планета располагается выше линии воды, что говорит о том, что она должна быть окружена водородно-гелиевой атмосферой. Тем самым π Mensae c оказывается одной из самых рыхлых планет с массой меньше 4 массы Земли.
Горячий мини-нептун pi Mensae c (показан темно-красным цветом) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет, чьи массы и радиусы измерены с точностью лучше 15%. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.
Помимо колебаний, вызванных гравитационным влиянием планет b и c, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно колебание с периодом 124.64 ± 0.5 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности. Исследователи пришли к выводу, что эти колебания вызваны планетой с проективной массой 13.38 ± 1.35 масс Земли, находящейся на орбите с эксцентриситетом 0.22 ± 0.08. Величину большой полуоси орбиты авторы не приводят, но по третьему закону Кеплера ее можно оценить в 0.473 а.е. Таким образом, температурный режим третьей планеты π Mensae d близок к температурному режиму Меркурия.
Интересно, что наблюдения сдвига положения звезды π Mensae на небесной сфере астрометрической миссией «Гайя» позволили оценить наклонение внешней планеты π Mensae b в 51.2 +14.1/-9.8°. Это значит, что ее истинная масса оказывается равной 12.6 ± 2 масс Юпитера, а сама планета находится недалеко от границы, разделяющей массивные планеты-гиганты и коричневые карлики. Большое взаимное наклонение орбит планет b и c и высокий эксцентриситет орбиты внешней планеты говорит о бурной динамической истории и общей «взболтанности» этой системы.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2203.01018.pdf
25 февраля 2022
Измерено альбедо Осириса
Измеряя глубину вторичного минимума, т.е. малого уменьшения блеска системы при заходе планеты за звезду, возможно определить альбедо планеты (в видимых лучах) или температуру ее дневного полушария (в ИК лучах). Альбедо горячих юпитеров, как правило, мало, обычно это очень темные миры, хотя и среди них встречаются яркие планеты, окутанные облаками из минеральных (как правило, силикатных) частиц.
В 2006 году исследователи попытались определить альбедо первого транзитного горячего юпитера HD 209458 b (Осириса) с помощью спутника MOST, но получили только верхний предел в 17%. Наблюдения на «Спитцере» в лучах с длиной волны 4.5 мкм показали, что дневное полушарие планеты нагрето до ~1500 К. Трансмиссионные спектры Осириса, полученные «Хабблом», выглядели противоречиво – одни авторы находили в спектрах признаки наличия минеральных облаков на терминаторе, другие не находили.
24 февраля 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная измерению альбедо Осириса европейской фотометрической миссией ChEOPS. В июле-сентябре 2021 года авторы пронаблюдали 10 затмений Осириса родительской звездой и нашли, что усредненная глубина вторичного минимума в этой системе составляет 20.4 ± 3.3 ppm, что соответствует геометрическому альбедо Осириса, равному 0.096 ± 0.016. Измеренное альбедо согласуется с моделью чистой (безоблачной) атмосферы со звездным содержанием тяжелых элементов, непрозрачность которой придают пары натрия, который при 1500 K является газообразным и поглощает излучение в широкой полосе оптического диапазона.
Новое исследование подтверждает высокий научный потенциал миссии ChEOPS, способной вести фотометрические наблюдения с высокой точностью.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2202.11516.pdf
23 февраля 2022
TOI-2136 b: теплый субнептун у красного карлика
Данные, полученные «Кеплером», показали, что планеты с радиусами от 1 до 4 радиусов Земли очень распространены, а их распределение по радиусам имеет двугорбый вид с глубоким минимумом в области ~1.8 радиусов Земли (зазором Фултона). Планеты с меньшими радиусами, как правило, имеют высокую среднюю плотность и являются суперземлями, планеты с большими радиусами обогащены летучими элементами и являются мини-нептунами. Положение минимума, разделяющего мини-нептуны и суперземли, зависит от орбитального периода планет, т.е. от степени их нагрева. Наличие зазора Фултона объясняют фотоиспарением водородных атмосфер мини-нептунов жестким излучением близкой звезды.
Дальнейшие исследования показали, что положение зазора зависит и от спектрального класса родительской звезды, оно может отличаться для планет красных карликов и солнцеподобных звезд. Чтобы разобраться во всем этом, необходимо измерять массы как можно большего количества небольших планет. И здесь важную роль играет миссия TESS, запущенная для поисков транзитных планет у сравнительно близких и ярких звезд, в том числе красных карликов. Яркость родительских звезд позволяет измерять массы транзитных планет и определять их физическую природу.
21 февраля 2022 года в Архиве электронных препринтов появились сразу две статьи, посвященные независимому измерению массы транзитного мини-нептуна TOI-2136 b. Звезда TOI-2136 попала на 26 и 40 сектора TESS и наблюдалась с 9 июня по 4 июля 2020 года и с 24 июня по 23 июля 2021 года. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 7.85 суток и глубиной, соответствующей планете радиусом ~2.2 радиуса Земли. Чтобы измерить массу планеты, первая группа исследователей (ведущий автор Tianjun Gan) получила 69 замеров лучевой скорости звезды с помощью ИК-спектрографа SPIRou, вторая группа исследователей (ведущий автор K. Kawauchi) – 38 замеров с помощью спектрографа IRD на Субару.
TOI-2136 – красный карлик, удаленный от нас на 33.36 ± 0.02 пк. Спектральный класс звезды группа Гана определила как M4.5 V, группа Кавочи как M3 V. Масса звезды оценивается в 0.34 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.34 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.013 ± 0.003 солнечных светимостей. Возраст звезды группа Гана оценила в 4.6 ± 1.0 млрд. лет.
Первый коллектив авторов оценил массу планеты в 6.4 ± 2.4 масс Земли, второй – в 4.7 +3.1/-2.6 масс Земли. Обе оценки хоть и различаются между собой, но согласуются в пределах погрешностей. Оценки радиуса планеты почти совпадают: 2.19 ± 0.17 радиусов Земли у Гана и 2.20 ± 0.07 радиусов Земли у Кавочи. Планета вращается по близкой к круговой орбите на расстоянии 0.057 ± 0.006 а.е. (по Гану) или 0.0533 ± 0.0015 а.е. (по Кавочи), ее эффективная температура оценивается в 395 ± 24 К по Гану (в предположении альбедо, равного нулю) и в 378 ± 13 К по Кавочи (в предположении альбедо, равного 0.3). Таким образом, температурный режим новой планеты оказывается близок к температурному режиму Меркурия.
Планета TOI-2136 b (обведена красным и подписана) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой. Для сравнения приведены также Венера, Земля, Уран и Нептун. Эффективные температуры планет показаны цветом, цветовая шкала расположена справа от графика. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.Большие погрешности в определении массы не позволяют определить физическую природу планеты. Она может быть как супер-Ганимедом, состоящим примерно напополам из горных пород и воды и окруженным паровой атмосферой, так и мини-нептуном с водородно-гелиевой атмосферой. Чтобы точнее измерить массу планеты, необходимо и в дальнейшем продолжить измерения ее лучевой скорости, причем инфракрасными спектрографами, поскольку в видимых лучах звезда слишком тусклая.
Группа Кавочи попыталась обнаружить в трансмиссионном спектре планеты линию, точнее, триплет линий гелия вблизи 10830 Ангстрем, но ничего статистически значимого не обнаружила. С достоверностью 95% глубина линии гелия не превышает 1.44%.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2202.10024.pdf
https://arxiv.org/pdf/2202.10182.pdf
14 февраля 2022
Измерена масса теплого мини-нептуна TOI-1759 b
С развитием наблюдательной техники и ростом количества открытых экзопланет фокус внимания постепенно смещается в сторону небольших (с радиусами менее 4 радиусов Земли) умеренно нагретых планет. Ключевыми инструментами для их поиска являются транзитные космические миссии «Кеплер» и TESS. Размещение обзорных телескопов за пределами земной атмосферы позволяет достигать высокой точности фотометрии и, как следствие, регистрировать мелкие транзиты небольших планет. Подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы, как правило, проводится методом лучевых скоростей с помощью высокоточных наземных спектрографов. Эта связка уже позволила определить физические параметры десятков небольших экзопланет с размерами, промежуточными между размерами Земли и Нептуна и эффективными температурами меньше 500 К.
4 февраля 2022 года в Архиве электронных препринтов появились сразу две статьи, посвященные подтверждению планетной природы и измерению массы транзитного кандидата TOI-1759 b. Кандидат был обнаружен TESS на 16, 17 и 24 секторе, причем на каждый сектор пришлось только по одному транзитному событию. Орбитальный период кандидата составил 18.85019 ± 0.00014 суток. Измерить массу кандидата взялись два независимых научных коллектива – Espinoza et al измеряли ее с помощью спектрографа CARMENES, Martioli et al – с помощью инфракрасного спектрографа SPIRou. Обе группы получили несколько различающиеся результаты, что в очередной раз демонстрирует сложность экзопланетных исследований, требующих перекрестной проверки и перепроверки.
TOI-1759 – красный карлик спектрального класса M0 V, удаленный от нас на 40.12 ± 0.02 пк. Его масса оценивается в 0.61 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.597 ± 0.015 солнечных радиусов по мнению группы Эспинозы и в 0.628 ± 0.018 солнечных радиусов по мнению группы Мартиоли (впрочем, последние приводят и другую оценку радиуса – 0.60 ± 0.03 солнечных радиусов, что гораздо ближе к оценке их коллег и конкурентов). Эспиноза с коллегами определили возраст звезды в 1-8 млрд. лет, Мартиоли – в 3-7 млрд. лет.
Группа Эспинозы получили 57 замеров лучевой скорости TOI-1759 со средней погрешностью единичного замера 2.6 м/с, группа Мартиоли получила 218 замеров со средней погрешностью 9.5 м/с, которая была скорректирована до 5.6 м/с. Группа Эспинозы оценила радиус планеты TOI-1759 b в 3.14 ± 0.10 радиусов Земли, группа Мартиоли – в 3.06 ± 0.22 радиусов Земли, оба значения находятся в хорошем согласии друг с другом. Однако оценки массы планеты существенно различаются – Эспиноза получил 10.8 ± 1.5 масс Земли, Мартиоли – 6.8 ± 2.0 масс Земли. Интересно, что по другой модели Мартиоли получил 10.2 ± 2.1 масс Земли, что находится в прекрасном согласии с результатами коллег. По всей видимости, различия вызваны сложным (и, возможно, не до конца точным) учетом магнитной активности звезды.
Итак, перед нами умеренно нагретый мини-нептун с температурным режимом Меркурия, вращающийся на расстоянии 0.118 ± 0.004 а.е. от своей звезды. Он окутан водородной атмосферой, доля которой оценивается в 2-5% полной массы планеты. Авторы ожидают наличие высотной дымки и достаточно плоский трансмиссионный спектр.
Планета TOI-1759 b (показана синим цветом) на плоскости «Масса – радиус» на фоне других транзитных экзопланет с эффективной температурой меньше 1000 К. Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава. В частности, зеленые линии соответствуют железокаменным ядрам с водородной атмосферой массой 2% и 5% полной массы планеты.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2202.01240.pdf
https://arxiv.org/pdf/2202.01259.pdf
12 февраля 2022
У Проксимы Центавра обнаружена третья планета
Проксима Центавра – ближайшая к Солнцу звезда, поэтому поиски рядом с ней планет всегда вызывали повышенный интерес. К сожалению, свойства самой Проксимы делают эти поиски очень непростым делом. Звезда – вспыхивающий красный карлик спектрального класса M5.5 Ve, несмотря на близость, довольно тусклый (+11.13 звездной величины). Масса Проксимы оценивается в 0.122 ± 0.002 солнечных масс, радиус – в 0.141 ± 0.021 солнечных радиусов, светимость в ~625 раз меньше солнечной. Несмотря на зрелый возраст, немного превышающий возраст Солнца, Проксима демонстрирует значительную активность и частые мощные вспышки.
Интенсивная кампания по измерению лучевых скоростей Проксимы началась в 2000 году и получила название Pale Red Dot (Бледная красная точка). Лучшими на тот момент спектрографами было получено свыше 200 замеров, одновременно проводился фотометрический мониторинг звезды для отслеживания ее активности. В результате в августе 2016 года была представлена потенциально обитаемая планета Проксима Центавра b с орбитальным периодом 11.186 ± 0.002 суток и проективной массой 1.27 ± 0.18 масс Земли.
Разумеется, наблюдения звезды были продолжены, и в апреле 2020 года уже другой коллектив авторов представил вторую планету в этой системе – предположительно, мини-нептун Проксима Центавра c с проективной массой 5.8 ± 1.9 масс Земли и орбитальным периодом 5.2 лет. Анализ положений Проксимы на небесной сфере, измеренных «Гайей», выявил «аномалию», предположительно вызванную влиянием планеты c, это позволило оценить наклонение ее орбиты к лучу зрения в 28 ± 14°, а истинную массу – в 12 +12/-5 масс Земли.
В октябре 2018 года к наблюдениям Проксимы подключился самый точный на данный момент спектрограф ESPRESSO. Анализ измерений, полученных ESPRESSO, не только подтвердил существование планеты b и уточнил ее орбитальный период и проективную массу (1.173 ± 0.086 масс Земли), но и привел к обнаружению еще одного планетного кандидата с орбитальным периодом ~5.15 суток. Однако на тот момент достоверность кандидата оставалась низкой, для его подтверждения требовались дополнительные измерения.
Наконец, 10 февраля 2022 года было объявлено о подтверждении планетной природы третьего кандидата, для этого авторы исследования объединили 67 замеров лучевой скорости Проксимы, сделанных ESPRESSO до мая 2020 года, с дополнительными 52 замерами, доведя их общее количество до 114 (несколько измерений были исключены из анализа из-за низкого качества). Авторы провели анализ с помощью разных программных средств для обработки данных, чтобы исключить возможные систематические ошибки, и нашли, что достоверность 5.15-суточного сигнала значительно повысилась, при этом сам сигнал не сопровождался никакими признаками звездной активности. Они пришли к выводу, что вокруг Проксимы вращается планета с проективной массой 0.26 ± 0.05 масс Земли и орбитальным периодом 5.12 ± 0.04 суток, что по 3-му закону Кеплера соответствует расстоянию между планетой и звездой, равному 0.029 а.е. Температурный режим Проксимы Центавра d соответствует температурному режиму Венеры.
Вероятность транзитной конфигурации планеты d – чуть больше 2%, ожидаемая глубина транзита 0.3% (в предположении, что радиус планеты составляет 0.81 ± 0.08 радиусов Земли). Однако более ранние поиски транзитов планеты b ни к чему не привели. Если наклонение орбит внутренних планет близко к наклонению внешней планеты c, система далека от транзитной конфигурации.
Информация получена: https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso2202/eso2202a.pdf
10 февраля 2022
Обзор CASCADES обнаружил три планеты-гиганта у красных гигантов HD 22532, HD 64121 и HD 69123
Свойства планетных систем зависят от масс родительских звезд, так что планетные системы звезд солнечного типа отличаются от планетных систем красных карликов или звезд промежуточной массы (1.5-5 солнечных масс). Однако если красные карлики (особенно близкие и относительно яркие) являются привлекательной целью для экзопланетных поисков, то звезды промежуточной массы спектральных классов B, A и раннего F – цель трудная и неблагодарная. С одной стороны, крупные размеры дисков звезд этого типа делают мелкими даже транзиты планет-гигантов, а с другой – из-за высокой температуры фотосферы и быстрого вращения в спектрах звезд промежуточной массы отсутствуют тонкие четкие линии, позволяющие измерять лучевые скорости с приемлемой точностью. Лишь когда звезды этого типа сходят с главной последовательности и начинают превращаться в красные гиганты, скорость их вращения уменьшается, температура фотосферы падает, а в спектре появляются многочисленные узкие линии. Поэтому большинство планет, открытых у звезд промежуточной массы, обнаружены уже у проэволюционировавших звезд (красных гигантов и субгигантов).
В настоящее время действует всего несколько обзоров, ведущих поиски планет у красных гигантов. Это обзор на обсерватории Окаяма, обзор K-гигантов на обсерватории Похёнсан в Южной Корее, и ряд других. Одним из таких обзоров стал CASCADES, посвященный поискам планет и коричневых карликов с помощью спектрографа CORALIE, установленного на 1.2-метровом телескопе имени Леонарда Эйлера в Ла Силья, Чили. Программа работает с 2006 года. В качестве целей обзора был отобран 641 оранжевый гигант G и K классов, удаленный от Солнца не далее 300 пк. Точность единичного измерения составила 2.5-8 м/с для разных звезд и разных периодов наблюдений, а полное время наблюдений – от 6 до 15 лет. Массы большинства звезд выборки составляют 0.75-4 солнечных масс, т.е. кроме звезд промежуточной массы в нее попали и легкие красные гиганты, дним из которых когда-нибудь станет и наше Солнце.
6 января 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья, посвященная открытию трех планет у трех проэволюционировавших звезд HD 22532, HD 64121 и HD 69123.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
1.57 ± 0.07
1.64 ± 0.06
1.68 ± 0.09*Приведены две альтернативные оценки массы звезд
Таблица 2. Свойства планет
m sin i, масс Юпитера
Планеты HD 22532 b, HD 64121 b и HD 69123 b (показаны красными кружками) на плоскости «Масса звезды – Проективная масса планеты» (слева), «Большая полуось орбиты – Проективная масса планеты» (в центре) и «Орбитальный период – Эксцентриситет» (справа) на фоне 186 планет у звезд красных гигантов.Вероятность транзитной конфигурации для всех трех планет ~1.5%, что не так уж и мало. Однако из-за больших размеров звездных дисков глубина транзитов ожидается малой, 170-350 ppm, а сами транзиты могут длиться десятки часов. Это означает, что с Земли их наблюдать практически невозможно, и придется задействовать космические миссии, например, спутник ChEOPS.
Авторы пишут, что работа проекта CASCADES продолжается, и скоро обзор порадует нас новыми открытиями, которые уже готовятся к публикации.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.01528.pdf
8 февраля 2022
Очень теплая суперземля у близкого красного карлика GJ 3929
«Кеплер» обнаружил, что распределение небольших планет по радиусам имеет двугорбый вид, и железокаменные суперземли отделяет от богатых летучими элементами мини-нептунов глубокий минимум, называемый зазором Фултона или долиной радиусов. Однако состав мини-нептунов до сих пор остается неизвестным. Они могут представлять собой железокаменные ядра, окруженные протяженной водородно-гелиевой атмосферой, а могут быть «супер-ганимедами», состоящими из каменного ядра и массивной водной оболочки (и, конечно, чем-то промежуточным). Для выяснения природы мини-нептунов необходимо определить свойства их атмосфер – являются ли они водородными или паровыми.
Если «Кеплер» наблюдал преимущественно солнцеподобные и тусклые звезды, то среди целей миссии TESS много близких и ярких красных и оранжевых карликов. Из-за небольших размеров дисков таких звезд транзиты небольших планет оказываются глубже и заметнее, поэтому TESS обнаружил уже немало суперземель и мини-нептунов, и список открытий продолжает пополняться. Так, 3 февраля 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию транзитной планеты у близкого красного карлика GJ 3929. Планета была открыта TESS на 24 и 25 секторах и подтверждена методом лучевых скоростей с помощью спектрографа CARMENES.
GJ 3929 (TOI-2013) – одиночный красный карлик спектрального класса M3.5 V, удаленный от нас на 15.830 ± 0.006 пк. Его масса оценивается в 0.309 ± 0.014 солнечных масс, радиус – в 0.315 ± 0.010 солнечных радиусов, светимость примерно в 86.6 раз меньше солнечной. Судя по очень медленному вращению и низкому уровню активности, звезда отличается древним возрастом, значительно превышающим возраст Солнца.
При радиусе 1.15 ± 0.04 радиусов Земли масса планеты GJ 3929 b составляет 1.21 ± 0.42 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.4 ± 1.6 г/куб.см. Суперземля вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0257 ± 0.0009 а.е. (~17.6 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.61627 суток. Эффективная температура планеты оценивается в 569 ± 10 К.
Средняя плотность GJ 3929 b ниже, чем ожидается у железокаменной планеты такого размера. Хотя на плоскости масса-радиус планета лежит почти на линии чисто силикатных планет, крайне маловероятно, что она состоит только из каменных пород без железного ядра. Скорее всего, кроме силикатов и железа GJ 3929 b содержит или небольшое количество водорода, или воду. Узнать, что именно, поможет JWST – благодаря яркости родительской звезды планета GJ 3929 b будет прекрасной целью для исследований методами трансмиссионной спектроскопии.
Планета GJ 3929 b (показана красным ромбом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных планет с измеренной массой. Оранжевыми кружками показаны планеты у красных карликов с температурой меньше 4 тыс. К, серыми кружками – планеты у более горячих звезд. Цветными линиями показаны модельные соотношения масса-радиус для планет различного химического состава.
Помимо колебаний, вызванных транзитной планетой, лучевая скорость звезды демонстрирует еще одно колебание даже большей амплитуды с периодом 14.303 ± 0.035 суток. Если оно вызвано второй планетой, то эта планета имеет проективную (минимальную, m sin i) массу 5.27 ± 0.76 масс Земли, т.е. является мини-нептуном. Эффективная температура второй планеты составляет 327 ± 8 К. Интересно, что в фотометрии, полученной наземным транзитным обзором HATNet, который тоже наблюдал GJ 3929, есть намек на слабый транзитный сигнал глубиной 2.2 ± 1.8 ppt и периодом 14.14 суток. Возможно, транзиты второй планеты являются скользящими. Тем не менее, авторы пока осторожно называют источник второго RV-сигнала планетным кандидатом и призывают научное сообщество продолжить наблюдения.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2202.00970.pdf
3 февраля 2022
TOI-1268 b: молодой горячий сатурн на умеренно наклоненной орбите
Для изучения эволюции планетных систем необходимо изучать планеты разного (и притом хорошо определенного) возраста. Особенно важно изучать молодые планеты, поскольку большая часть динамических процессов происходит в первый миллиард лет. Планеты мигрируют, взаимодействуя с протопланетным диском и друг с другом, теряют атмосферы благодаря жесткому излучению звезды и звездному ветру, оказавшись на тесных орбитах, подвергаются приливному взаимодействию со стороны родительской звезды.
1 февраля 2022 года в Архиве электронных препринтов были опубликованы сразу две статьи, посвященные транзитному горячему сатурну TOI-1268 b. Авторы первой статьи измерили массу транзитного кандидата и убедились в его планетной природе, авторы второй определили наклонение его орбиты методом измерения эффекта Мак-Лафлина. Новая планета будет идеальной целью для изучения свойств атмосферы и ее истечения методами трансмиссионной спектроскопии.
Звезда TOI-1268 попала на 15, 21, 22 и 41 сектора TESS. Кривая блеска звезды продемонстрировала транзитный сигнал с периодом 8.1577 суток и глубиной 0.82%, соответствующей газовому гиганту. Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем массу кандидата измерили методом лучевых скоростей.
TOI-1268 – молодой оранжевый карлик спектрального класса K1 V или K2 V, удаленный от нас на ~110 пк. Его масса оценивается в 0.96 ± 0.04 солнечных масс, радиус – в 0.92 ± 0.06 солнечных радиусов, светимость – в ~0.6 солнечных светимостей. Звезда отличается повешенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.3 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст звезды составляет всего 110-380 млн. лет.
При радиусе 0.81 ± 0.05 радиусов Юпитера масса планеты TOI-1268 b равна 0.303 ± 0.026 масс Юпитера, другими словами, по своим основным физическим параметрам планета схожа с Сатурном. Гигант вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.072 ± 0.010 а.е. и эксцентриситетом 0.09 ± 0.04, его эффективная температура оценивается в 919 К.
Планета TOI-1268 b (подписана) на плоскости «Радиус – Масса» среди других планет с массами от 70 до 110 масс Земли, т.е. от 0.22 до 0.35 масс Юпитера. Цветом показаны эффективные температуры планет.
Несмотря на умеренный нагрев, TOI-1268 b должна терять массу с темпом 1011-1012 г/сек, что может привести к утрате 1% текущей массы за ~100 млн. лет. Однако с учетом того, что с возрастом активность звезды будет снижаться, авторы сомневаются, то планета полностью «облетит», как одуванчик, оставив только ядро из тяжелых элементов. Тем не менее, они ожидают, что к зрелому возрасту радиус планеты уменьшится до ~0.7 радиусов Юпитера. Истечение атмосферы возможно будет наблюдать в лучах, соответствующих линиям атомарного водорода и нейтрального гелия (Лайман-альфа и He I).
Чтобы измерить наклонение орбиты TOI-1268 b к оси вращения звезды, авторы второй статьи измеряли эффект Мак-Лафлина, т.е. изменение усредненной лучевой скорости звезды во время транзита планеты, случившегося 4 мая 2021 года. Измерения проводились с помощью спектрографа NEID, установленного на 3.5-метровом телескопе WIYN обсерватории Китт Пик в Аризоне. Обработав полученную зависимость двумя разными программами для обработки данных, авторы получили два возможных значения для наклонения орбиты: 14 +14/-10° и 25 ± 13°. Воспользовавшись методом доплеровской томографии, они получили третье значение – 40 +7/-10°. По всем данным, плоскость орбиты планеты наклонена к экватору звезды заметно, но не очень сильно – орбита не является ни ретроградной, ни полярной. Для уточнения этой величины необходимы новые наблюдения с помощью более точного спектрографа.
Интересно, что орбиты наиболее молодых планет (возрастом до 300 млн. лет) мало наклонены к звездному экватору, тогда как среди более старых планет хватает находящихся на резко наклоненных, полярных и ретроградных орбитах. О всей видимости, переход на резко наклоненные орбиты требует определенного (и притом значительного) времени.
Планета TOI-1268 b (подписана) на плоскости «Возраст планеты – Наклонение орбиты» среди других экзопланет с измеренным наклонением и возрастом. Цветом показано расстояние между планетой и звездой в единицах радиуса звезды. Треугольниками показаны планеты у горячих звезд с T > 6250 K, кружками – планеты у более холодных звезд с T < 6250 K.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.13341.pdf
https://arxiv.org/pdf/2201.12836.pdf
27 января 2022
TOI-3714 b и TOI-3629 b: транзитные газовые гиганты у красных карликов
Горячими юпитерами называют планеты с радиусами больше 8 радиусов Земли (~0.7 радиусов Юпитера) и орбитальными периодами короче 10 суток. Несмотря на то, что горячие юпитеры составляют значительную долю среди известных экзопланет, планеты этого типа достаточно редки. Распространенность горячих юпитеров среди FGK звезд оценивается в 0.5-1.0%, а у красных карликов – еще меньше. Но эти планеты обнаруживать легче, чем любые другие, этим и объясняется их обилие в каталогах (на данный момент – более четырех сотен).
Согласно господствующей теории образования планет-гигантов (т.н. теории аккреции на ядро), у звезд красных карликов транзитные горячие юпитеры должны быть очень редкими. И действительно, до недавнего времени было известно только 6 таких планет: Kepler-45 b, HATS-6 b, NGTS-1 b, HATS-71 b, HATS-74A b и HATS-75 b. Стоит отметить, что из-за низкой светимости родительских звезд эти «горячие юпитеры» оказываются не такими уж и горячими – их эффективные температуры попадают в интервал 560-1000 К.
26 января 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию еще двух транзитных гигантов у красных карликов TOI-3714 и TOI-3629. Обе планеты были обнаружены TESS. Их родительские звезды прошли стандартную процедуру валидации. Окончательное подтверждение планетной природы транзитных кандидатов и измерение их массы провели методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HPF и NEID.
TOI-3714 – красный карлик спектрального класса M2 V, удаленный от нас на 112.5 ± 0.4 пк. Его масса оценивается в 0.53 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.51 ± 0.01 солнечных радиусов, светимость примерно в 24 раза меньше солнечной. Возраст звезды определен плохо и составляет 0.7-5.1 млрд. лет.
На расстоянии 2.67 угловых секунд от TOI-3714 (302 а.е. в проекции на небесную сферу) находится белый карлик TIC 662037581 с близким собственным движением. Почти наверняка звезды физически связаны и образуют широкую пару.
При радиусе 1.01 ± 0.03 радиусов Юпитера масса планеты TOI-3714 b составляет 0.70 ± 0.03 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 0.85 ± 0.08 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите с большой полуосью 0.027 ± 0.001 а.е. (11.5 звездных радиусов) и делает один оборот за 2.15485 земных суток. Из-за низкой светимости родительской звезды планета нагрета довольно умеренно, до 750 ± 20 К.
TOI-3629 немного горячее и массивнее: ее спектральный класс – M1 V, масса оценивается в 0.63 ± 0.02 солнечных масс, радиус – в 0.60 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 13.8 раз меньше солнечной. Звезда отличается повышенным содержанием тяжелых элементов – их в 2.5 раза больше, чем в составе Солнца. Возраст TOI-3629 определен плохо и составляет 7 +5/-4 млрд. лет. Звезда удалена от нас на 129.7 ± 0.3 пк и выглядит одиночной.
Планета TOI-3629 b относится к легким газовым гигантам (субсатурнам). При массе 0.26 ± 0.02 масс Юпитера ее радиус составляет 0.74 ± 0.02 радиуса Юпитера, а средняя плотность – 0.8 ± 0.1 г/куб.см. Планета вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.043 ± 0.002 а.е. (15.4 звездных радиусов) и делает один оборот за 3.93655 суток. Эффективная температура TOI-3629 b также умеренная – 690 ± 20 К.
Планеты TOI-3714 b и TOI-3629 b (показаны малиновым и голубым цветом) на плоскости «Масса – радиус» среди других транзитных экзопланет с измеренной массой у красных карликов. Желтыми пятиугольниками показаны транзитные планеты-гиганты Kepler-45 b, HATS-6 b, NGTS-1 b, HATS-71 b, HATS-74A b и HATS-75 b.Авторы отмечают, что все известные горячие юпитеры красных карликов вращаются вокруг звезд спектральных классов M0-M3, имеющих высокую металличность, что согласуется с теорией аккреции на ядро.
Благодаря сравнительной яркости родительских звезд TOI-3714 b и TOI-3629 b будут привлекательной целью для изучения свойств атмосферы умеренно нагретых газовых гигантов методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.09963.pdf
25 января 2022
Три горячих юпитера у красных гигантов TOI-2337, TOI-4329 и TOI-2669
После схода с главной последовательности звезды начинают распухать, расширяться, постепенно превращаясь в красные гиганты. При этом планеты, чье вращение вокруг звезд главной последовательности даже на тесных орбитах было устойчиво, начинают быстро терять угловой момент благодаря возросшим приливным силам и по туго закрученной спирали приближаются к своим звездам, чтобы в итоге поглотиться ими.
С одной стороны, возросшие размеры дисков красных гигантов и субгигантов увеличивают вероятность транзитной конфигурации, что облегчает поиск таких «падающих» планет, с другой – эти же большие размеры звездных дисков делают мелкими даже транзиты планет-гигантов (глубина транзита грубо равна отношению квадратов радиусов планеты и звезды). Все это приводило к тому, что при наблюдениях с Земли, сквозь атмосферу, транзиты планет у красных гигантов замывались атмосферной турбулентностью и долгое время оставались ненаблюдаемыми. Только с запуском космических транзитных миссий Kepler и TESS стало возможным обнаруживать транзиты планет по дискам красных гигантов. Первой из таких планет стал представленный в 2014 году горячий юпитер Kepler-91 b, вращающийся на расстоянии менее 2.5 звездных радиусов. С тех пор было открыто еще несколько планет этого типа. Уже через несколько десятков миллионов лет все эти планеты упадут на свои звезды.
13 января 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию трех горячих юпитеров у трех звезд, уже сошедших с главной последовательности. Все они были обнаружены TESS и подтверждены методом лучевых скоростей с помощью спектрографов HIRES, FIES и CHIRON.
Таблица 1. Свойства родительских звезд
Таблица 2. Свойства планет
Планета TOI-2337 b достаточно массивна, чтобы на кривой блеска звезды проявились не только транзиты, но и очень слабые колебания, вызванные эффектом эллипсоидальности. Эффект эллисоидальности обусловлен тем, что массивная планета-гигант своим гравитационным полем слегка искажает сферическую форму звезды, превращая ее в эллипсоид. Двигаясь по орбите вокруг барицентра системы, звезда поворачивается к нам то вытянутым «боком», то торцом, что приводит к слабым синусоидальным колебаниям ее блеска. Звезды TOI-4329 и TOI-2669 эффекта эллипсоидальности не показывают.
Интересно, что если планеты TOI-4329 b и TOI-2669 b явно раздуты, то планета TOI-2337 b выглядит достаточно компактной для сильно нагретого газового гиганта.
Планеты TOI-2337 b, TOI-4329 b и TOI-2669 b (показаны звездами и подписаны) на плоскости «Инсоляция – радиус планеты» среди других транзитных экзопланет. Цветом показана масса планет. Планеты у красных гигантов и субгигантов (радиусы звезд больше 2 радиусов Солнца и температуры меньше 6000 К) обведены квадратными рамками. Вертикальная пунктирная линия, соответствующая уровню освещенности, в 150 раз превышающему земной, соответствует порогу инсоляции, при превышении которого начинается «раздувание» планет-гигантов.Расчет приливных сил в системе TOI-2337 говорит о том, что уменьшение орбитального периода планеты может быть зарегистрировано TESS уже в течение ближайших нескольких лет.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.04140.pdf
18 января 2022
TOI-1064: система из двух мини-нептунов, дополнительно изученная спутником ChEOPS
Исследования последних десятилетий показали, что свойства экзопланет чрезвычайно разнообразны. Для планет не существует простой зависимости масса-радиус подобно той, что связывает массы и радиусы звезд главной последовательности. Планеты одинаковых масс могут иметь очень разные радиусы, а планеты одинаковых радиусов – очень разные массы. Нередко такая ситуация наблюдается в одной планетной системе, среди планет одной и той же звезды.
12 января 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная измерению массы двух транзитных планет в системе TOI-1064. Система была открыта миссией TESS и дополнительно исследована спутником ChEOPS, что позволило определить размеры планет с точностью ~1.6%. После стандартной процедуры валидации исследователи попытались измерить массы планет методом лучевых скоростей, но преуспели только с одной планетой – на массу второй удалось наложить только верхний предел.
TOI-1064 – оранжевый карлик спектрального класса K3 V, удаленный от нас на 68.81 ± 0.07 пк. Его масса оценивается в 0.75 ± 0.03 солнечных масс, радиус – в 0.726 ± 0.007 солнечных радиусов, светимость в 4.2 раза меньше солнечной. Судя по низкой скорости вращения, TOI-1064 отличается зрелым возрастом в 9.4 ± 3.8 млрд. лет.
TESS наблюдала звезду TOI-1064 на 13 и 27 секторах. Кривая блеска звезды продемонстрировала два транзитных сигнала с периодами 6.442 и 12.237 суток и близкой глубины, соответствующих планетам с радиусами 2.59 ± 0.04 и 2.65 ± 0.04 радиусов Земли. Чтобы избавиться от возможного светового загрязнения со стороны соседних звезд (один пиксель матрицы TESS имеет разрешение 21 угловых секунд, что довольно много), авторы провели наблюдения TOI-1064 с помощью европейского фотометрического спутника ChEOPS, у которого угловое разрешение существенно выше. Кроме того, звезда прошла стандартную процедуру валидации, включающую наземные наблюдения. Наконец, чтобы измерить массы планет, авторы получили 26 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографа HARPS.
Масса внутренней планеты TOI-1064 b оказалась равной 13.5 ± 1.8 масс Земли, что приводит к средней плотности 4.3 ± 0.6 г/куб.см. Таким образом, планета вошла в список наиболее плотных субнептунов. TOI-1064 b вращается вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 0.0615 ± 0.0009 а.е., ее эффективная температура оценивается в 784 ± 13 К (в предположении нулевого альбедо).
Формально масса внешней планеты TOI-1064 c составила 2.5 ± 2.0 масс Земли, но поскольку погрешность оказалась сравнимой с измеряемой величиной, авторы осторожно говорят о верхнем пределе в 8.5 масс Земли (с достоверностью 99.7%). Это соответствует верхнему пределу на среднюю плотность 2.56 г/куб.см. Эффективная температура TOI-1064 c оценивается в 634 ± 10 К.
Планеты TOI-1064 b и TOI-1064 c (подписаны) на плоскости «Масса – Радиус» среди других транзитных экзопланет. Цвет точек отражает эффективные температуры планет. Для сравнения приведены также планеты Солнечной системы Венера, Земля, Уран и Нептун (показаны голубыми буквами V, E, U, N). Цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава. Квадратами с черной обводкой показаны очень теплые мини-нептуны у оранжевых карликов.Планеты системы TOI-1064 укладываются в закономерность, получившую название «горошины в стручке» («peas in a pod»). Это означает, что соседние планеты, как правило, имеют близкие радиусы. Однако массы и средние плотности планет b и c явно различаются, что говорит об их разном химическом составе. Если атмосфера TOI-1064 b, скорее всего, состоит из тяжелых газов (например, из водяного пара), то TOI-1064 c явно сохранила первичную атмосферу из водорода и гелия. По расчетам авторов статьи, разницу между планетами нельзя объяснить фотоиспарением первичной атмосферы планеты b – по всей видимости, различие возникло еще на этапе их формирования.
Планеты TOI-1064 b и TOI-1064 c (подписаны) на плоскости «Масса – Средняя плотность». Цвет планет отражает металличность их родительских звезд. Как и на первом рисунке, цветные линии показывают модельные соотношения масса-радиус для планет разного химического состава.Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.03570.pdf
16 января 2022
TOI-2180 b: эксцентричный транзитный гигант на 261-дневной орбите
Свыше 75% известных экзопланет открыто транзитным методом. Однако вероятность транзитной конфигурации обратно пропорциональна расстоянию между планетой и звездой, поэтому подавляющее большинство транзитных планет находятся на тесных орбитах и сильно нагреты. Планеты, вращающиеся на расстоянии в несколько астрономических единиц, обнаруживают преимущественно методом лучевых скоростей, чувствительность которого мало зависит от наклонения орбиты планеты. Однако методом лучевых скоростей невозможно определить истинную массу планеты, а только т.н. проективную массу, т.е. произведение m sin i. Как правило, наклонение i остается неизвестным, и проективная масса оказывается также и минимальной массой – нижним пределом на истинную массу планеты. При неудачной ориентации орбиты (при малых значениях угла i) истинная масса может в несколько раз превосходить проективную.
Однако с увеличением расстояния между планетой и звездой вероятность транзитной конфигурации хоть и уменьшается, но до нуля не падает, и иногда ученым везет: транзитной оказывается планета на достаточно широкой орбите. Применив к такой планете и метод лучевых скоростей, исследователи могут измерить ее массу, среднюю плотность и эксцентриситет орбиты, а получив ее трансмиссионные спектры – и изучить свойства атмосферы.
13 января 2022 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная планете TOI-2180 b. Звезда TOI-2180 находится недалеко от северного полюса эклиптики, поэтому TESS наблюдала ее долго – сначала на 14-26 секторах основной миссии, затем на 40-41 секторах расширенной миссии. Кривая блеска звезды продемонстрировала единственное транзитное событие на 19 секторе продолжительностью около суток. Судя по его продолжительности и глубине, транзит был вызван планетой-гигантом на широкой орбите.
После обнаружения долгопериодического кандидата звезда прошла стандартную процедуру валидации. Чтобы измерить массу кандидата, в течение полутора лет авторы сделали 99 замеров лучевой скорости звезды с помощью спектрографов Levy, установленном на APF, и HIRES. Лучевая скорость продемонстрировала колебание с периодом 261 суток, явно вызванное планетой на эксцентричной орбите. Интересно, что транзит произошел спустя 70 ± 1 суток после прохождения перицентра, т.е. отнюдь не в ближайшей к звезде точке орбиты.
Звезда TOI-2180 удалена от нас на 116.32 ± 0.23 пк. Ее масса оценивается в 1.11 ± 0.05 солнечных масс, радиус – в 1.64 ± 0.03 солнечных радиусов, светимость примерно в 2.54 раза превышает солнечную. Звезда уже явно сошла с главной последовательности и начала эволюционировать в сторону превращения в красный гигант, ее возраст составляет 8.1 ± 1.5 млрд. лет. TOI-2180 обогащена тяжелыми элементами – их в 1.8 раз больше, чем в составе Солнца.
При радиусе 1.01 ± 0.02 радиуса Юпитера масса планеты TOI-2180 b достигает 2.76 ± 0.08 масс Юпитера, что приводит к средней плотности 3.32 ± 0.16 г/куб.см. Гигант вращается вокруг своей звезды по эллиптической орбите с большой полуосью 0.828 ± 0.012 а.е. и эксцентриситетом 0.368 ± 0.007, и делает один оборот за 260.8 ± 0.6 суток. Расстояние между планетой и звездой меняется от ~0.523 а.е. в перицентре до ~1.133 а.е. в апоцентре, а температурный режим является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры (эффективная температура 348 ± 4 К).
Следующий транзит TOI-2180 b ожидается в конце января – начале февраля 2022 года, и авторы очень надеются, что его пронаблюдает TESS на 48 секторе. Наземные наблюдения оказались неудачными из-за очень большой продолжительности транзита (сутки) и его малой глубины (0.5%).
Лучевая скорость звезды демонстрирует дополнительный дрейф (и линейный, и квадратичный), говорящий о наличии в этой системе еще одного небесного тела на широкой орбите.
Несмотря на яркость родительской звезды, TOI-2180 b представляет собой не слишком удобную цель для трансмиссионной спектроскопии из-за высокой силы притяжения, приводящей к малой шкале высот (~23 км), и больших размеров родительской звезды. Однако имеет смысл и дальше мониторить лучевую скорость TOI-2180 для выяснения природы третьего тела, которое может оказаться планетой-гигантом или коричневым карликом.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.04146.pdf
8 января 2022
Открыта планета-гигант у красного гиганта HD 29399
Большинство экзопланет открыто у звезд главной последовательности спектральных классов от позднего F до M. Свойства звезд более ранних спектральных классов (O, B, A и раннего F) не благоприятствуют поискам рядом с ними планет ни транзитным методом, ни методом лучевых скоростей. С одной стороны, большие размеры дисков звезд ранних спектральных классов делают мелкими даже транзиты планет-гигантов, а с другой, в спектрах OBA-звезд отсутствуют узкие линии, позволяющие измерять лучевые скорости с приемлемой точностью.
Лишь когда звезда раннего спектрального класса сходит с главной последовательности и начинает эволюционировать в красный гигант, ее радиус увеличивается, температура фотосферы падает, и в спектре проявляются многочисленные узкие линии. Поэтому большинство планет, открытых у звезд с массой больше 1.3 солнечных, открыты именно у красных гигантов и субгигантов.
6 января 2022 года в Архиве электронных препринтов появилась статья членов Женевской группы об открытии планеты у красного гиганта HD 29399. Планета была открыта методом лучевых скоростей в рамках программы CASCADES наблюдений ~640 GK гигантов южного неба с помощью спектрографа CORALIE и других. За 4811 суток (13.2 лет) исследователи получили 61 замер лучевой скорости HD 29399 со средней погрешностью от 3 до 8 м/с.
HD 29399 – оранжевый гигант спектрального класса K1 III, удаленный от нас на 44.2 ± 0.1 пк. Его масса оценивается в 1.17 ± 0.10 солнечных масс, радиус – в 4.47 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость в 10 раз превосходит солнечную. Возраст звезды составляет 6.2 ± 0.5 млрд. лет.
Лучевая скорость HD 29399 демонстрирует когерентное колебание с периодом 893 ± 6 суток, не сопровождающееся никакими признаками звездной активности, и дополнительный линейный дрейф 1.9 ± 0.6 м/с в год, говорящий о наличии в этой системе третьего тела на широкой орбите. Авторы исследования пришли к выводу, что колебание вызывается планетой с проективной массой (m sin i) 1.57 ± 0.11 масс Юпитера, вращающейся вокруг своей звезды по близкой к круговой орбите на среднем расстоянии 1.913 ± 0.008 а.е. Из-за высокой светимости звезды температурный режим планеты является промежуточным между температурными режимами Меркурия и Венеры. Вероятность транзитной конфигурации для нее близка к 1%.
Природа третьего тела пока неизвестна. Его период превышает 8000 суток, поэтому необходимы дальнейшие измерения лучевой скорости HD 29399, желательно с помощью разных спектрографов, чтобы исключить систематические погрешности.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2201.01553.pdf
5 января 2022
TOI-560: два мини-нептуна у молодого оранжевого карлика
Наблюдения «Кеплера» показали, что многие звезды окружены компактными многопланетными системами, в которых орбиты нескольких планет упакованы глубоко внутри орбиты Меркурия. Нередко орбиты этих планет связаны друг с другом орбитальными резонансами низкого порядка (т.е. периоды планет относятся друг к другу как небольшие целые числа). Чаще всего встречаются резонансы 3:2 и 2:1, но бывают и другие, например, 3:1.
В настоящее время основной «фабрикой» по поставке новых транзитных планет является миссия TESS. Количество транзитных кандидатов, обнаруженных TESS, уже превысило 5 тысяч. Однако чтобы транзитный кандидат был признан планетой, ему надо пройти процедуру валидации – исключения астрофизических явлений, способных имитировать транзитные сигналы. После валидации исследователи пытаются измерить массы планет методом лучевых скоростей и/или TTV-методом.
30 декабря 2021 года в Архиве электронных препринтов была опубликована статья, посвященная открытию двух планет у звезды HD 73583, получившей также наименование TOI-560. TESS наблюдала звезду HD 73583 на 8-м, а затем на 34-м секторе. На кривой блеска, полученной на 8 секторе, был обнаружен единственный транзитный сигнал с периодом 6.398 суток и глубиной, соответствующей планете с радиусом 2.84 ± 0.16 радиусов Земли. Наблюдения на 34 секторе привели к открытию и второго кандидата с периодом 18.88 суток и радиусом 2.73 ± 0.12 радиусов Земли. Обе планеты относятся к классу мини-нептунов, отношение их периодов близко к 3:1.
Звезда прошла стандартную процедуру валидации, затем исследователи попытались измерить массы планет с помощью спектрографов iSHELL, PFS и HIRES. Однако из-за хромосферной активности молодой звезды удалось получить только верхние пределы.
HD 73583 (TOI-560) – оранжевый карлик спектрального класса K4 V, удаленный от нас на 31.57 ± 0.03 пк. Его масса оценивается в 0.701 ± 0.026 солнечных масс, радиус – в 0.68 ± 0.02 солнечных радиусов, светимость – в 0.182 ± 0.006 солнечных светимостей. Заметная хромосферная активность и довольно быстрое вращение говорят о молодости звезды – ее возраст составляет 0.5 +0.9/-0.3 млрд. лет.
Хотя формально колебания лучевой скорости звезды с периодом внутренней планеты имеют полуамплитуду 3.9 ± 2.3 м/с, авторы сочли, что, раз погрешность сравнима с измеряемой величиной, речь можно вести только о верхнем пределе на массу планеты, равном 35 массам Земли. Верхний предел на массу внешней планеты еще выше – 70 масс Земли. Орбиты обеих планет отличаются заметным эксцентриситетом: у внутренней он равен 0.294 +0.13/-0.06, у внешней – 0.093 +0.13/-0.07. Эффективные температуры планет оцениваются в 743 ± 7 К и 518 ± 5 К.
Авторы исследовали динамическую устойчивость системы на протяжении 2 млн. лет и нашли ее устойчивой. Высокий эксцентриситет внутренней планеты b непринужденно объясняется гравитационным взаимодействием с планетой c.
Поскольку орбитальный резонанс 3:1 встречается редко, а резонансы 3:2 и 2:1 существенно чаще, авторы рассмотрели гипотезу о существовании третьей, промежуточной, не транзитной планеты, орбита которой пролегает между орбитами планет b и c так, что все три планеты образуют резонансную цепочку 3:2:1. В этом случае орбитальный период гипотетической средней планеты должен быть близок к 12.6 суток. К сожалению, обнаружить такую планету RV-методом невозможно, поскольку период вращения звезды близок к 12.2 суткам, и колебания лучевой скорости, вызванные звездной активностью, полностью маскируют возможный сигнал от планеты. Таким образом, вопрос остается открытым.
Яркость родительской звезды делает обе планеты привлекательной целью для JWST, с помощью которого можно будет изучать свойства атмосфер методами трансмиссионной спектроскопии.
Информация получена: https://arxiv.org/pdf/2112.09029.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 2021_2
